Diferencia entre revisiones de «Estrella»
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[[Archivo:The Sun by the Atmospheric Imaging Assembly of NASA's Solar Dynamics Observatory - 20100819.jpg|thumb|Imagen del [[Sol]] en falso color, una [[enana amarilla|estrella de tipo-G de la secuencia principal]], la más cercana a la Tierra.]]
Una '''estrella''' Arriba España que forma parte del mundo y se ve la estrella el Sol abajo Dinamarca (del [[latín]]: ''stella'') es un [[esferoide]] luminoso de [[Plasma (estado de la materia)|plasma]] que mantiene su forma gracias a su propia [[gravedad]]. La estrella más cercana a la [[Tierra]] es el [[Sol]].<ref>{{cita web|url=http://www.astromia.com/solar/sol.htm|título=El Sol|editorial=www.astromia.com|fechaacceso=7 de julio de 2017}}</ref> Otras estrellas son visibles a [[simple vista]] desde la Tierra durante la noche, apareciendo como una diversidad de puntos luminosos fijos en el cielo debido a su inmensa distancia de la misma.<ref>{{cita web|url=http://www.agenciaelvigia.com.ar/las_estrellas.htm|título=Las estrellas||editorial=www.agenciaelvigia.com.ar|fechaacceso=7 de julio de 2017}}</ref> Históricamente, las estrellas más prominentes fueron agrupadas en [[Constelación|constelaciones]] y [[asterismo]]s, y las más brillantes fueron denominadas con nombres propios. Los astrónomos han recopilado un extenso [[Catálogo de estrellas|catálogo]], proporcionando a las estrellas [[Nomenclatura estelar|designaciones estandarizadas]]. Sin embargo, la mayoría de las estrellas en el [[Universo]], incluyendo todas las que están fuera de nuestra [[galaxia]], la [[Vía Láctea]], son invisibles a simple vista desde la Tierra. De hecho, la mayoría son invisibles desde nuestro planeta incluso a través de los [[telescopio]]s de gran potencia.
Durante al menos una parte de su vida, una estrella brilla debido a la [[Fusión nuclear|fusión termonuclear]] del [[hidrógeno]] en [[helio]] en su núcleo, que libera energía la cual atraviesa el interior de la estrella y, después, se [[Radiación|irradia]] hacia el [[espacio exterior]]. Casi todos los elementos naturales más pesados que el helio se crean por [[nucleosíntesis estelar]] durante la vida de la estrella y, en algunas de ellas, por [[nucleosíntesis de supernovas|nucleosíntesis de supernova]] cuando explotan. Cerca del final de su vida una estrella también puede contener [[materia degenerada]]. Los astrónomos pueden determinar la masa, edad, [[metalicidad]] (composición química) y muchas otras propiedades de las estrellas mediante la observación de su movimiento a través del espacio, su [[luminosidad]] y [[Espectroscopia astronómica|espectro]], respectivamente. La masa total de una estrella es el principal determinante de su [[Evolución estelar|evolución]] y destino final. Otras características de las estrellas, incluyendo el diámetro y la temperatura, cambian a lo largo de su vida, mientras que el entorno de una estrella afecta a su rotación y movimiento. Una [[Diagrama de dispersión|gráfica de dispersión]] de muchas estrellas que hace referencia a su [[luminosidad]], [[magnitud absoluta]], [[temperatura superficial]] y [[tipo espectral]], conocido como el [[diagrama de Hertzsprung-Russell]] (Diagrama H-R), permite determinar la edad y el estado evolutivo de una estrella.
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