1. Estrella
Para otros usos de este término, véase Estrella (desambiguación).
Las Pléyades, un cúmulo abierto de la constelación Tauro.
En un sentido general, puede afirmarse que una estrella es todo objeto astronómico que brilla
con luz propia. En términos más técnicos y precisos, podría decirse que se trata de una esfera
de plasma que mantiene su forma gracias a un equilibrio de fuerzas denominadoequilibrio hidrostático.
El equilibrio se produce esencialmente entre la fuerza de gravedad, que empuja la materia hacia el
centro de la estrella, y la presión que ejerce el 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. Este equilibrio seguirá
esencialmente igual en la medida de que la estrella mantenga el mismo ritmo de producción
energética. Sin embargo, como se explica más adelante, este ritmo cambia a lo largo del tiempo,
generando variaciones en las propiedades físicas globales del astro que constituyen la evolución de la
estrella.
Generalidades
Estasesferas de gas emitentresformas de energíahacia el espacio, la radiaciónelectromagnética,
los neutrinos y el vientoestelar y estoes lo quenospermite observar la apariencia de lasestrellas en el
cielonocturno comopuntosluminosos y, en la gran mayoría de los casos, titilantes.
Debido a la gran distanciaquesuelenrecorrer, lasradiacionesestelaresllegandébiles a nuestroplaneta,
siendosusceptibles, en la gran mayoría de los casos, a lasdistorsionesópticasproducidaspor
la turbulencia y lasdiferencias de densidad de la atmósferaterrestre (seeing). El Sol, al estar tan cerca, no
se observacomo un punto, sinocomo un disco luminosocuyapresencia o ausencia en el
cieloterrestreprovoca el día o la noche, respectivamente.
Descripción
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Son objetos de masas enormescomprendidas entre 0,08 y 120-200 masassolares (Msol). Los objetos de
masa inferior se llaman enanasmarrones mientrasquelasestrellas de masa superior parecen no
existirdebido al límite de Eddington. Su luminosidad tambiéntieneunrangomuyamplioqueabarca entre
unadiezmilésima parte y tresmillones de veces la luminosidad del Sol. El radio, la temperatura y la

2. luminosidad de unaestrella se puedenrelacionarmediantesuaproximación a cuerpo negro con la
siguienteecuación:
donde L es la luminosidad, la constante de Stefan-Boltzmann, R el radio
y Te la temperaturaefectiva.
[editar]Ciclo de vida
Mientraslasinteracciones se producen en el núcleo, éstassostienen el equilibriohidrostáticodelcuerpo
y la estrellamantienesuaparienciairidiscentepredichapor Niels Bohr en la teoría de
lasórbitascuantificadas. Cuando parte de esasinteracciones (la parte de la fusión de materia) se
prolonga en el tiempo, los átomos de suspartesmásexternascomienzan a
fusionarse.Estaregiónexterna, al no estarcomprimida al mismonivelque el núcleo,
aumentasudiámetro.Llegadociertomomento, dichoproceso se paraliza, paracontraersenuevamente
hasta el estado en el que los procesos de fusiónmásexternosvuelven a comenzar y nuevamente se
produce unaumento del diámetro. Estasinteraccionesproduceníndices de iridiscencia mucho
menores, por lo que la aparienciasueleserrojiza. En estaetapa el cuerpoentra en la fase de colapso,
en la cuallasfuerzas en pugna —la gravedad y lasinteracciones de fusión de lascapasexternas—
producenunaconstantevariacióndeldiámetro, en la
queacabanvenciendolasfuerzasgravitatoriascuandolascapasmásexternas no
tienenyaelementosquefusionar.
Se puededecirquedichoproceso de colapsofinaliza en el momento en que la estrella no produce
fusiones de material, y dependiendo de sumasa total, la fusiónentrará en un procesodegenerativo al
colapsarporvencer a lasfuerzasdescritas en el principio de exclusión de Pauli,
produciéndoseuna supernova.
Formación y evolución de lasestrellas
Artículosprincipales: Formaciónestelar y Evoluciónestelar.
Las estrellas se forman en lasregionesmásdensas de las nubesmoleculares comoconsecuencia de
lasinestabilidadesgravitatoriascausadas, principalmente, por supernovas o colisionesgalácticas. El
proceso se aceleraunavezqueestasnubes de hidrógeno molecular (H2) empiezan a
caersobresímismas, alimentadopor la cadavezmásintensa atraccióngravitatoria. Su
densidadaumentaprogresivamente, siendomásrápido el proceso en el centroque en la periferia. No
tarda mucho en formarseunnúcleo en contracciónmuycalientellamado protoestrella. El colapso en
estenúcleoes, finalmente, detenidocuandocomienzanlasreaccionesnuclearesqueelevan la presión y
temperatura de la protoestrella. Unavezestabilizada la fusión del hidrógeno, se consideraque la
estrellaestá en la llamada secuencia principal, fasequeocupaaproximadamente un 90% de suvida.
Cuando se agota el hidrógeno del núcleo de la estrella, suevolucióndependerá de la masa (detalles
en evoluciónestelar) y puedeconvertirse en una enanablanca o explotarcomo supernova,
dejandotambién un remanenteestelar quepuedeseruna estrella de neutrones o un agujero negro.
Asípues, la vida de unaestrella se caracterizaporlargasfases de estabilidadregidaspor la escala de
tiempo nuclear separadasporbrevesetapas de transicióndominadaspor la escala de tiempodinámico
(véase Escalas de tiempoestelar).

3. Muchasestrellas, el Sol entre ellas, tienenaproximadamente simetríaesférica portenervelocidades de
rotaciónbajas. Otrasestrellas, sin embargo, giran a gran velocidad y su radio
ecuatorialessignificativamente mayor quesu radio polar.Unavelocidad de rotaciónaltatambién genera
diferencias de temperatura superficial entre el ecuador y los polos. Como ejemplo, la velocidad de
rotación en el ecuador de Vega es de 275 km/s, lo quehaceque los polosestén a unatemperatura de
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10 150 K y el ecuador a unatemperatura de 7 900 K.
La mayoría de lasestrellaspierdenmasa a unavelocidadmuybaja. En el Sistema Solar unos
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10 gramos de materiaestelar son expulsadospor el viento solar cadaaño. Sin embargo, en
lasúltimasfases de susvidas, lasestrellaspierdenmasa de forma mucho másintensa y puedenacabar
con unamasa final muy inferior a la original. Para
lasestrellasmásmasivasesteefectoesimportantedesde el principio. Así, unaestrella con 120
masassolaresiniciales y metalicidad igual a la del Sol acabaráexpulsando en forma
de vientoestelar más del 90% de sumasaparaacabarsuvida con menos de 10 masas
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solares. Finalmente, al morir la estrella se produce en la mayoría de los
casosuna nebulosaplanetaria, una supernova o una hipernova por la cual se expulsaaúnmásmateria
al espaciointerestelar. La materiaexpulsadaincluye elementos pesadosproducidos en la
estrellaquemástardeformaránnuevasestrellas y planetas, aumentandoasí la metalicidad del Universo.
Adolescenciaestelar.
Véasetambién: Diagrama de Hertzsprung-Russell.
Agrupaciones y distribuciónestelar
Artículo principal: SistemaEstelar.
Estrellasligadas
Las estrellaspuedenestarligadas gravitacionalmente unas con
otrasformando sistemasestelaresbinarios, ternarios o agrupacionesaúnmayores. Unafracciónalta de
lasestrellas del disco de la VíaLáctea pertenecen a sistemasbinarios; el porcentajeescercano al 90%
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paraestrellas masivas y desciende hasta el 50% paraestrellas de masa baja. Otrasveces,
lasestrellas se agrupan en grandesconcentracionesque van desdelasdecenas hasta los centenares
de miles o inclusomillones de estrellas, formando los
denominados cúmulosestelares.Estoscúmulospuedendeberse a variaciones en el campo

4. gravitacionalgaláctico o bienpuedenserfruto de brotes de formaciónestelar (se sabeque la mayoría
de lasestrellas se forman en grupos).Tradicionalmente, en la VíaLáctea se distinguían dos tipos: (1)
los cúmulosglobulares, que son viejos, se encuentran en el halo y contienen de centenares de miles
a millones de estrellas y (2) los cúmulosabiertos, que son de formaciónreciente, se encuentran en el
disco y contienen un númeromenor de estrellas. Desde finales delsiglo XX esaclasificación se ha
cuestionado al descubrirse en el disco de la VíaLáctea cúmulosestelares jóvenescomoWesterlund 1
o NGC 3603 con un número de estrellas similar al de un cúmulo globular. Esoscúmulosmasivos y
jóvenes se encuentrantambién en otras galaxias; algunosejemplos son 30 Doradus en la Gran Nube
de Magallanes y NGC 4214-I-A en NGC 4214.
Estrellasaisladas
No todaslasestrellasmantienenlazosgravitatoriosestables; algunas, igualque el Sol, viajansolitarias,
separándose mucho de la agrupaciónestelar en la que se formaron. Estasestrellasaisladasobedecen,
tan solo, al campo gravitatorio global constituidopor la superposición de los campos del total de
objetos de la galaxia: agujerosnegros, estrellas, objetoscompactos y gas interestelar.
Distribuciónestelar
Las estrellas no estándistribuidasuniformemente en el Universo, a pesar de lo quepuedaparecer a
simple vista, sinoagrupadas en galaxias.Una galaxiaespiral típica (como la VíaLáctea)
contienecientos de miles de millones de estrellasagrupadas, la mayoría, en el
estrecho planogaláctico. El cielonocturnoterrestreaparecehomogéneo a simple vista
porquesóloesposibleobservarunaregiónmuylocalizadadelplanogaláctico. Extrapolando de lo
observado en la vecindad del Sistema Solar, se puededecirque la mayor parte de estrellas se
concentran en el disco galáctico y dentro de éste en unaregión central, el bulbogaláctico, que se
sitúa en la constelación de Sagitario.
Véansetambién: Galaxia, cúmuloestelar y estrellasbinarias.
La navegaciónespacial y el posicionamientoestelar
A pesar de lasenormesdistanciasqueseparanlasestrellas, desde la
perspectivaterrestresusposicionesrelativasparecenfijas en el firmamento.Gracias a la precisión de
susposiciones, "son de gran utilidadpara la navegación, para la orientación de los astronautas en las
naves espaciales y paraidentificarotrosastros” (The American Encyclopedia).Fueron la única forma
quetuvieron los marinosparasituarse en altamar hasta el advenimiento de los sistemaselectrónicos
de posicionamientohaciamediados del siglo XX. Véase Estrella