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Línea 4: [[File: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 '''~~estrellado~~estrella''' (del [[latín]] ''~~manu~~stella'') es una esfera luminosa de [[~~genarito~~Plasma (estado de la materia)\|~~genarito~~plasma]] que mantiene su forma gracias a un [[equilibrio hidrostático]] de fuerzas y a su propia [[gravedad]]. El equilibrio se produce esencialmente entre la fuerza de la gravedad, que empuja la materia hacia el centro de la ~~estrellado~~estrella, y la presión que ejerce el ~~genarito~~plasma hacia fuera, que, tal como sucede en un [[gas]], tiende a expandirlo. La presión hacia fuera depende de la [[temperatura]], que en un caso típico como el del Sol se mantiene con la energía producida en el interior de la estrella. La estrella más cercana a la [[Tierra]] es el [[Sol]]. 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 Tierra. Históricamente, las estrellas más prominentes fueron agrupadas en [[Constelación\|constelaciones]] y [[Asterismo\|asterismos]], y las estrellas más brillantes ganaron nombres propios. Un extensivo catálogo ha sido compilado por los astrónomos, proporcionando designaciones estandarizadas a las estrellas. Por lo que se refiere a la duración de su vida, una estrella brilla debido a la [[Fusión nuclear\|fusión termonuclear]] del [[hidrógeno]] en [[helio]] en su núcleo, liberando energía que atraviesa el interior de la estrella y después se [[Radiación\|irradia]] hacia el [[espacio exterior]]. Cuando el hidrógeno en el núcleo de una estrella está casi agotado, casi todos los elementos más pesados que el helio producidos de forma natural son creados por [[nucleosíntesis estelar]] durante la vida de la estrella y, en algunas estrellas, por [[nucleosíntesis de supernovas]] cuando explotan. Al finalizar su vida, una estrella también puede contener [[materia degenerada]]. Los astrónomos pueden determinar la masa, edad, [[metalicidad]] (composición química), y muchas otras propiedades de una estrella 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 caracterísicas de una estrella, 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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