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

LasPlyades, uncmulo abiertode la constelacinTauro.Unaestrella(dellatnstella) es todoobjeto astronmicoque brilla conluzpropia. Ms precisamente, 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 alemnGeneralidadesEstas 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.DescripcinSon 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 vidaMientras 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 estrellasArtculos 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.3La mayora de las estrellas pierden masa a una velocidad muy baja. En elSistema Solarunos 1020gramosde materia estelar son expulsados por elviento solarcada ao. Sin embargo, en las ltimas fases de sus vidas, las estrellas pierden masa de forma mucho ms intensa y pueden acabar con una masa final muy inferior a la original. Para las estrellas ms masivas este efecto es importante desde el principio. As, una estrella con 120 masas solares iniciales ymetalicidadigual a la del Sol acabar expulsando en forma deviento estelarms del 90% de su masa para acabar su vida con menos de 10 masas solares.4Finalmente, al morir la estrella se produce en la mayora de los casos unanebulosa planetaria, una supernova o unahipernovapor la cual se expulsa an ms materia alespacio interestelar. La materia expulsada incluyeelementospesados producidos en la estrella que ms tarde formarn nuevas estrellas yplanetas, aumentando as lametalicidaddelUniverso.

Adolescencia estelar.Vase tambin:Diagrama de Hertzsprung-RussellAgrupaciones y distribucin estelarArtculo principal:Sistema estelarEstrellas ligadasLas estrellas pueden estar ligadasgravitacionalmenteunas con otras formandosistemas estelares binarios, ternarios o agrupaciones an mayores. Una fraccin alta de las estrellas del disco de laVa Lcteapertenecen a sistemas binarios; el porcentaje es cercano al 90% para estrellas masivas5y desciende hasta el 50% para estrellas de masa baja.6Otras veces, las estrellas se agrupan en grandes concentraciones que van desde las decenas hasta los centenares de miles o incluso millones de estrellas, formando los denominadoscmulos estelares. Estos cmulos pueden deberse a variaciones en el campo gravitacional galctico o bien pueden ser fruto de brotes de formacin estelar (se sabe que la mayora de las estrellas se forman en grupos). Tradicionalmente, en laVa Lctease distinguan dos tipos: (1) loscmulos globulares, que son viejos, se encuentran en el halo y contienen de centenares de miles a millones de estrellas y (2) loscmulos abiertos, que son de formacin reciente, se encuentran en el disco y contienen un nmero menor de estrellas. Desde finales del siglo XX esa clasificacin se ha cuestionado al descubrirse en el disco de la Va Lcteacmulos estelaresjvenes como Westerlund 1 o NGC 3603 con un nmero de estrellas similar al de un cmulo globular. Esos cmulos masivos y jvenes se encuentran tambin en otras galaxias; algunos ejemplos son30 Doradusen laGran Nube de Magallanesy NGC 4214-I-A en NGC 4214.Estrellas aisladasNo todas las estrellas mantienen lazos gravitatorios estables; algunas, igual que el Sol, viajan solitarias, separndose mucho de la agrupacin estelar en la que se formaron. Estas estrellas aisladas obedecen, tan solo, alcampo gravitatorioglobal constituido por la superposicin de los campos del total de objetos de la galaxia:agujeros negros, estrellas,objetos compactosygas interestelar.Distribucin estelarLas estrellas no estn distribuidas uniformemente en elUniverso, a pesar de lo que pueda parecer a simple vista, sino agrupadas engalaxias. Unagalaxia espiraltpica (como laVa Lctea) contiene cientos de miles de millones de estrellas agrupadas, la mayora, en el estrechoplano galctico. El cielo nocturno terrestre aparece homogneo a simple vista porque slo es posible observar una regin muy localizada del plano galctico. Extrapolando de lo observado en la vecindad del Sistema Solar, se puede decir que la mayor parte de estrellas se concentran en eldisco galcticoy dentro de ste en una regin central, elbulbo galctico, que se sita en la constelacin deSagitario.Vanse tambin:Galaxia,Cmulo estelaryEstrella binaria.La navegacin espacial y el posicionamiento estelarA pesar de las enormes distancias que separan las estrellas, desde la perspectiva terrestre sus posiciones relativas parecen fijas en el firmamento. Gracias a la precisin de sus posiciones, son de gran utilidad para la navegacin, para la orientacin de los astronautas en las naves espaciales y para identificar otros astros (The American Encyclopedia). Fueron la nica forma que tuvieron los marinos para situarse en alta mar hasta el advenimiento de los sistemas electrnicos de posicionamiento hacia mediados del siglo XX. VaseEstrella (nutica).Estructura estelar

Corte transversal de nuestroSol.Imagen:NASAUna estrella tpica se divide en ncleo, manto y atmsfera. En el ncleo es donde se producen las reacciones nucleares que generan su energa. El manto transporta dicha energa hacia la superficie y segn cmo la transporte, porconveccino porradiacin, se dividir en dos zonas: radiante y convectiva. Finalmente, la atmsfera es la parte ms superficial de las estrellas y la nica que es visible. Se divide encromsfera,fotsferaycorona solar. La atmsfera estelar es la zona ms fra de las estrellas y en ellas se producen los fenmenos de eyeccin de materia. Pero en la corona, supone una excepcin a lo dicho ya que la temperatura vuelve a aumentar hasta llegar al milln de grados por lo menos. Pero es una temperatura engaosa. En realidad esta capa es muy poco densa y est formada porpartculas ionizadasaltamente aceleradas por elcampo magnticode la estrella. Sus grandes velocidades les confieren a esas partculas altas temperaturas.A lo largo de su ciclo las estrellas experimentan cambios en el tamao de las capas e incluso en el orden en que se disponen. En algunas la zona radiante se situar antes que la convectiva y en otras al revs, dependiendo tanto de la masa como de la fase de fusin en que se encuentre. As mismo, el ncleo tambin puede modificar sus caractersticas y su tamao a lo largo de la evolucin de la estrella.La edad de la mayora de las estrellas oscila entre 1000 y 10 000 millones de aos; aunque algunas estrellas pueden ser incluso ms viejas. La estrella observada ms antigua,HE 1523-0901, tiene una edad estimada de 13 200 millones de aos, muy cercana a la edad estimada para el Universo, de unos 13 700 millones de aos.Vanse tambin:Estructura estelarySol.Generacin de energa en las estrellasA principios del siglo XX la ciencia se preguntaba cul era la fuente de la increble energa que alimentaba las estrellas. Ninguna de las soluciones conocidas en la poca resultaba viable. Ningunareaccin qumicaalcanzaba elrendimientonecesario para mantener laluminosidadque despeda el Sol. Asimismo, la contraccin gravitatoria, si bien resultaba una fuente energtica ms, no poda explicar el aporte de calor a lo largo de miles de millones de aos. SirArthur Eddingtonfue el primero en sugerir en la dcada de 1920 que el aporte de energa proceda de reacciones nucleares. Existen dos tipos de reacciones nucleares, las defisiny las defusin. Las reacciones de fisin no pueden mantener la luminosidad de una estrella debido a su relativamente bajo rendimiento energtico y, sobre todo, a que requieren elementos ms pesados que elhierro, los cuales son poco abundantes en el Universo. El primer mecanismo detallado de reacciones nucleares de fusin capaces de mantener la estructura interna de una estrella fue descubierto porHans Betheen1938, es vlido para estrellas de masa intermedia o elevada y lleva el nombre de su descubridor (ciclo de Bethe ociclo CNO).Nebulosa planetaria M-57, ampliamente conocida comoNebulosa del Anillo. Su dimetro es de aproximadamente un ao-luz. Tambin conocida por "Eye of God" (en espaol, el ojo de Dios).

Imagen de la estrella altamente masivaEta Carinae, capturada por el telescopio espacial Hubble de la NASA. Las nebulosas circundantes tienen un dimetro longitudinal de aproximadamente 0,5 aos luz.