EstrellaPara otros usos de este trmino, vaseEstrella (desambiguacin).

LasPlyades, uncmulo abiertode la constelacinTauro.Unaestrella(dellatnstella) es todoobjeto astronmicoque brilla conluzpropia; aunque en trminos ms tcnicos y precisos podra decirse que se trata de una esfera deplasmaque mantiene su forma gracias a unequilibrio hidrostticode fuerzas. El equilibrio se produce esencialmente entre lafuerza de gravedad, que empuja lamateriahacia el centro de la estrella, y lapresinque ejerce el plasma hacia fuera, que, tal como sucede en ungas, tiende a expandirlo. La presin hacia fuera depende de latemperatura, que en un caso tpico como el delSolse mantiene con laenergaproducida en el interior de la estrella. Este equilibrio seguir esencialmente igual en la medida de que la estrella mantenga el mismo ritmo de produccin energtica. Sin embargo, como se explica ms adelante, este ritmo cambia a lo largo del tiempo, generando variaciones en las propiedades fsicas globales del astro que constituyen parte de su evolucin.ndice[ocultar] 1Generalidades 1.1Descripcin 1.2Ciclo de vida 2Formacin y evolucin de las estrellas 3Agrupaciones y distribucin estelar 3.1Estrellas ligadas 3.2Estrellas aisladas 3.3Distribucin estelar 3.4La navegacin espacial y el posicionamiento estelar 4Estructura estelar 5Generacin de energa en las estrellas 6Composicin 7La estrella prototpica 8Clasificacin 8.1Tipos espectrales 8.2Clases de luminosidad 8.3Clasificacin gravitacional de estrellas 8.3.1Clasificacin por centro gravitacional estelar 8.3.2Clasificacin de estrellas sistmicas por posicin 8.3.3Clasificacin de estrellas por agrupacin gravitacional 8.3.4Clasificacin de estrellas por sistema planetario 9Mitologa estelar 10Legado estelar 11Vase tambin 12Referencias 13Bibliografa 13.1En ingls 13.2En alemn 14Enlaces externos 14.1En espaol 14.2En ingls 14.3En alemnGeneralidades[editar]Estas esferas de gas emiten tres formas de energa hacia el espacio, laradiacin electromagntica, losneutrinosy elviento estelary esto es lo que nos permiteobservar la apariencia de las estrellas en el cielo nocturnocomo puntos luminosos y, en la gran mayora de los casos, titilantes.Debido a la gran distancia que suelen recorrer, las radiaciones estelares llegan dbiles a nuestro planeta, siendo susceptibles, en la gran mayora de los casos, a las distorsiones pticas producidas por laturbulenciay las diferencias de densidad de laatmsfera terrestre(seeing). ElSol, al estar tan cerca, no se observa como un punto, sino como un disco luminoso cuya presencia o ausencia en el cielo terrestre provoca eldao lanoche, respectivamente.Descripcin[editar]Son objetos demasasenormes comprendidas entre 0,081y 120-2002masas solares(Msol). Los objetos de masa inferior se llamanenanas marronesmientras que las estrellas de masa superior parecen no existir debido allmite de Eddington. Suluminosidadtambin tiene un rango muy amplio que abarca entre una diezmilsima parte y tres millones de veces la luminosidad del Sol. El radio, la temperatura y la luminosidad de una estrella se pueden relacionar mediante su aproximacin acuerpo negrocon la siguiente ecuacin:

dondeLes la luminosidad,laconstante de Stefan-Boltzmann,Rel radio yTelatemperatura efectiva.Ciclo de vida[editar]Mientras las interacciones se producen en el ncleo, stas sostienen el equilibrio hidrosttico del cuerpo y la estrella mantiene su apariencia iridiscente predicha porNiels Bohren la teora de lasrbitas cuantificadas. Cuando parte de esas interacciones (la parte de lafusin de materia) se prolonga en el tiempo, los tomos de sus partes ms externas comienzan a fusionarse. Esta regin externa, al no estar comprimida al mismo nivel que el ncleo, aumenta su dimetro. Llegado cierto momento, dicho proceso se paraliza, para contraerse nuevamente hasta el estado en el que los procesos de fusin ms externos vuelven a comenzar y nuevamente se produce un aumento del dimetro. Estas interacciones producen ndices de iridiscencia mucho menores, por lo que la apariencia suele ser rojiza. En esta etapa el cuerpo entra en la fase de colapso, en la cual las fuerzas en pugna la gravedad y las interacciones de fusin de las capas externas producen una constante variacin del dimetro, en la que acaban venciendo las fuerzas gravitatorias cuando las capas ms externas no tienen ya elementos que fusionar.Se puede decir que dicho proceso de colapso termina en el momento en que la estrella no produce fusiones de material, y dependiendo de su masa total, la fusin entrar en un proceso degenerativo al colapsar por vencer a las fuerzas descritas en elprincipio de exclusin de Pauli, producindose unasupernova.Formacin y evolucin de las estrellas[editar]Artculos principales:Formacin estelaryEvolucin estelar.Las estrellas se forman en las regiones ms densas de lasnubes molecularescomo consecuencia de las inestabilidades gravitatorias causadas, principalmente, porsupernovaso colisiones galcticas. El proceso se acelera una vez que estas nubes de hidrgeno molecular (H2) empiezan a caer sobre s mismas, alimentado por la cada vez ms intensaatraccin gravitatoria. Su densidad aumenta progresivamente, siendo ms rpido el proceso en el centro que en la periferia. No tarda mucho en formarse un ncleo en contraccin muy caliente llamadoprotoestrella. El colapso en este ncleo es, finalmente, detenido cuando comienzan las reacciones nucleares que elevan la presin y temperatura de la protoestrella. Una vez estabilizada la fusin delhidrgeno, se considera que la estrella est en la llamadasecuencia principal, fase que ocupa aproximadamente un 90% de su vida. Cuando se agota el hidrgeno del ncleo de la estrella, su evolucin depender de la masa (detalles enevolucin estelar) y puede convertirse en unaenana blancao explotar como supernova, dejando tambin unremanente estelarque puede ser unaestrella de neutroneso unagujero negro. As pues, la vida de una estrella se caracteriza por largas fases de estabilidad regidas por la escala de tiempo nuclear separadas por breves etapas de transicin dominadas por la escala de tiempo dinmico (vaseEscalas de tiempo estelar).Muchas estrellas, el Sol entre ellas, tienen aproximadamentesimetra esfricapor tener velocidades de rotacin bajas. Otras estrellas, sin embargo, giran a gran velocidad y su radio ecuatorial es significativamente mayor que su radio polar. Una velocidad de rotacin alta tambin genera diferencias de temperatura superficial entre el ecuador y los polos. Como ejemplo, la velocidad de rotacin en el ecuador deVegaes de 275km/s, lo que hace que los polos estn a una temperatura de 10150 K y el ecuador a una temperatura de 7900 K.3