LAS ESTRELLAS SON UN MUNDO DESCONOCIDO, SIN EMBARGO LA CURIOSIDAD LO SUPERA.

1. ESTRELLAS
SMJE

2. ¿QUÉ ES?
Una estrella (del latín: stella) es un objeto astronómico luminoso con forma
de esferoide, que mantiene debido al equilibrio hidrostático alcanzado por su
propia gravedad. La estrella más cercana a la Tierra es el Sol.1​ Otras estrellas son
visibles a simple vista desde la Tierra durante la noche, apareciendo como una
diversidad de puntos luminosos aparentemente fijos en el cielo debido a su inmensa
distancia de la misma.2​ Históricamente las estrellas más prominentes fueron
agrupadas en constelaciones y asterismos, y las más brillantes fueron denominadas
con nombres propios. Los astrónomos han recopilado un extenso catálogo,
proporcionando a las estrellas 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 telescopios de
gran potencia.

3. OBSERVACION HISTÓRICA
Históricamente las estrellas han sido importantes para las civilizaciones en todo el
mundo, han sido parte de las prácticas religiosas y se utilizaron para la navegación
celeste y la orientación. Muchos astrónomos antiguos creían que las estrellas
estaban fijadas permanentemente a una esfera celeste y eran inmutables. Por
convención los astrónomos agrupaban las estrellas en constelaciones y las usaban
para rastrear los movimientos de los planetas y la posición inferida del Sol.7​ El
movimiento del Sol contra las estrellas de fondo (y el horizonte) fue utilizado para
crear calendarios, que podrían ser utilizados para regular las prácticas agrícolas.9
El calendario gregoriano, utilizado actualmente casi en todo el mundo, es
un calendario solar basado en el ángulo del eje de rotación de la Tierra con respecto
a su estrella local, el Sol.

4. DESIGNACIONES
El concepto de constelación ya era conocido durante el período babilónico. Los
antiguos observadores del cielo imaginaron que la disposición de las estrellas
destacadas formaba dibujos y los asociaron con aspectos particulares de la
naturaleza o de sus mitos. Doce de estas formaciones estaban situadas a lo largo del
plano de la eclíptica y se convirtieron en la base de la astrología.41​ Muchas de las
estrellas individuales más prominentes también recibieron nombres, particularmente
con designaciones árabes o latinas.

5. UNIDADES DE MEDIDA
Aunque los parámetros estelares puedan expresarse en unidades SI o unidades
CGS, muchas veces es más conveniente expresar la masa, la luminosidad y
el radio en unidades solares, sobre la base de las características del Sol. En el año
2015 la UAI definió un conjunto de valores nominales solares (definidos como
constantes SI, sin incertidumbres) que pueden ser utilizados para citar parámetros
estelares:
luminosidad solar nominal: L⊙ = 3.828 × 1026 W56
radio solar nominal R⊙ = 6.957 × 108 m56

6. UNIDADES DE MEDIDA
La masa solar M⊙ no fue definida explícitamente por la UAI debido a la gran
incertidumbre relativa (10−4) de la constante gravitatoria newtoniana G. Sin embargo,
dado que el producto de la constante gravitatoria newtoniana y la masa solar
conjunta (GM⊙) ha sido determinado con una precisión mucho mayor, la IAU definió
el parámetro de masa solar nominal como:
parámetro de masa solar: GM⊙ = 1.3271244 × 1020 m³ s−256

7. FORMACIÓN Y EVOLUCIÓN
Las estrellas se condensan en las regiones del espacio de mayor densidad, aunque
esas regiones son menos densas que el interior de una cámara de vacío. Dichas
regiones, conocidas como nubes moleculares, consisten principalmente en
hidrógeno, con alrededor de 23 a 28 por ciento de helio y algunos elementos más
pesados. Un ejemplo de estas regiones de formación de estrellas es la Nebulosa de
Orión.57​ La mayoría de las estrellas se forman en grupos de decenas a cientos de
miles de estrellas.

8. SECUENCIA PRINCIPAL
Las estrellas consumen alrededor del 90 % de su existencia fusionando hidrógeno en
helio a altas temperaturas y en reacciones de alta presión cerca del núcleo. Se afirma
que dichas estrellas están en la secuencia principal, y se llaman estrellas enanas. A
partir de la secuencia principal de la edad cero, la proporción de helio en el núcleo de
una estrella aumentará constantemente, también la tasa de fusión nuclear en el
núcleo aumentará lentamente, al igual que la temperatura y luminosidad de la
estrella.69​ El Sol, por ejemplo, se estima que ha aumentado en luminosidad en un
40 % desde que alcanzó la secuencia principal hace 4 600 millones (4.6 × 109) de
años atrás.

9. SECUENCIA POSTPRINCIPAL
A medida que las estrellas de al menos 0,4 M☉
4​ agotan su suministro de hidrógeno
en su núcleo, comienzan a fusionar hidrógeno en una zona fuera del núcleo de helio.
Sus capas externas se expanden y se refrescan enormemente a medida que forman
una gigante roja. En unos 5000 millones de años, cuando el Sol entre en la fase de
quema de helio, se expandirá hasta un radio máximo de aproximadamente 1 unidad
astronómica (150 millones de kilómetros), 250 veces su tamaño actual y perderá el
30 % de su masa actual.

10. ESTRELLAS MASIVAS
Durante su fase de quema de helio, una estrella de más de nueve masas solares se
expande para formar primero una supergigante azul y luego una roja. Las estrellas
particularmente masivas pueden evolucionar a una estrella de Wolf-Rayet,
caracterizada por espectros dominados por líneas de emisión de elementos más
pesados que el hidrógeno que han alcanzado la superficie debido a la fuerte
convección y a la intensa pérdida de masa.

11. COLAPSO
A medida que el núcleo de una estrella se contrae, aumenta la intensidad de la
radiación de esa superficie, creando una presión de radiación tal en la capa externa
del gas que empujará a esas capas, formando una nebulosa planetaria. Si lo que
queda después de que la atmósfera exterior se haya desprendido sea inferior a
1,4 M☉, se reduce a un objeto relativamente pequeño. del tamaño de la Tierra,
conocido como enana blanca. Las enanas blancas carecen de masa suficiente como
para que se produzca una compresión gravitacional adicional.81​ La materia
degenerada de electrones dentro de una enana blanca ya no es un plasma, a pesar
de que las estrellas son generalmente conocidas como esferoides de plasma.
Finalmente las enanas blancas se desvanecen en enanas negras durante un período
de tiempo muy largo.

12. ESTRELLAS BINARIAS
La evolución posterior a la secuencia principal de las estrellas binarias puede ser
significativamente diferente de la evolución de las estrellas individuales de la misma
masa. Si las estrellas en un sistema binario son suficientemente cercanas, cuando
una de las estrellas se expande para convertirse en una gigante roja puede
desbordar su lóbulo de Roche, la región alrededor de una estrella donde el material
está gravitacionalmente ligado a esa estrella, lo que lleva a la transferencia de
material de una a otra. Cuando se traspasa el lóbulo de Roche puede producirse una
variedad de fenómenos como estrellas binarias de contacto, binarias de envoltura
común, variables cataclísmicas y supernovas del tipo Ia.

13. AGRUPACIÓN Y DISTRIBUCIÓN
Las estrellas no se distribuyen uniformemente a través del universo sino que se
agrupan normalmente en galaxias junto con el gas y el polvo interestelar. Una galaxia
típica contiene cientos de miles de millones de estrellas, y hay más de 100 mil
millones (1011) de galaxias en el universo observable.84​ En 2010, una estimación del
número de estrellas en el universo observable fue de casi un tercio de cuatrillón (3 ×
1023).85​Aunque a menudo se cree que las estrellas solo existen dentro de las
galaxias, se han descubierto estrellas intergalácticas.

14. ESTRELLAS LIGADAS
Las estrellas pueden estar ligadas gravitacionalmente unas con otras
formando sistemas estelares binarios, ternarios o agrupaciones aún mayores. Una
fracción alta de las estrellas del disco de la Vía Láctea pertenecen a sistemas
binarios; el porcentaje es cercano al 90 % para estrellas masivas93​ y desciende hasta
el 50 % para estrellas de masa baja.

15. ESTRELLAS AISLADAS
No todas las estrellas mantienen uniones gravitatorias estables; algunas, igual que el
Sol, viajan solitarias, separándose mucho de la agrupación estelar en la que se
formaron. Estas estrellas aisladas responden tan solo al campo gravitatorio global
constituido por la superposición de los campos del total de objetos de la
galaxia: agujeros negros, estrellas, objetos compactos y gas interestelar.

16. NAVEGACIÓN Y PSOICIONAMIENTO
ESTELAR
A pesar de las enormes distancias que separan a las estrellas, desde la perspectiva
terrestre sus posiciones relativas parecen fijas en el firmamento. Gracias a la
precisión de sus posiciones, «son de gran utilidad para la navegación, para la
orientación de los astronautas en las naves espaciales y para identificar otros astros»
(The American Encyclopedia). Las estrellas fueron la única forma que tuvieron los
marinos para situarse en alta mar hasta el advenimiento de los sistemas electrónicos
de posicionamiento hacia mediados del siglo XX.

17. CARACTERÍSTICAS
Casi todo lo relacionado con una estrella está determinado por su masa inicial, incluyendo características tales
como su luminosidad, tamaño, evolución, vida útil y destino final.
 Edad
 Composición química
 Diámetro
 Cinemática
 Campo magnético
 Masa
 Rotación
 Temperatura
 Radiación
 Luminosidad
 Magnitud

18. ESTRELLAS VARIABLES
• Las estrellas variables tienen cambios periódicos o aleatorios en la luminosidad
debido a propiedades intrínsecas o extrínsecas. De las estrellas intrínsecamente
variables, los tipos primarios pueden subdividirse en tres grupos principales.
• Durante su evolución estelar, algunas estrellas pasan por fases donde pueden
convertirse en variables pulsantes. Las estrellas variables pulsantes varían en radio
y luminosidad a lo largo del tiempo, expandiéndose y contrayéndose con períodos
que van desde minutos a años, dependiendo del tamaño de la estrella. Esta
categoría incluye a estrellas como las variables Cefeidas y similares a las Cefeidas,
y variables de largo período, como Mira.

19. ESTRUCTURA ESTELAR
El interior de una estrella estable está en un estado de equilibrio hidrostático: las
fuerzas sobre cualquier pequeño volumen se contrapesan casi exactamente entre sí.
Las fuerzas equilibradas son la fuerza gravitacional hacia adentro y una fuerza hacia
fuera debido al gradiente de presión dentro de la estrella. El gradiente de presión se
establece mediante el gradiente de temperatura del plasma; la parte exterior de la
estrella es más fría que el núcleo.

20. RUTAS DE REACCIÓN Y FUSIÓN
ESTELAR
En los núcleos de las estrellas tienen lugar una variedad de reacciones de fusión
nuclear que dependen de su masa y composición. Cuando se fusionan los núcleos,
la masa del producto fusionado es menor que la masa de las partes originales. Esta
masa perdida se convierte en energía electromagnética, de acuerdo con la relación
de equivalencia entre masa y energía E = mc2

21. ...GRACIAS...