Una estrella es una esfera luminosa de plasma unida por su propia gravedad. La estrella más cercana a la Tierra es el Sol. Otras estrellas, principalmente en la Vía Láctea, son visibles desde la Tierra durante la noche, apareciendo como una multitud de puntos luminosos fijos en el cielo debido a su inmensa distancia de la Tierra. Históricamente, las estrellas más prominentes se agruparon en constelaciones y asterismos, y las estrellas más brillantes obtuvieron nombres propios. Los astrónomos han reunido extensos catálogos de estrellas, que proporcionan designaciones de estrellas estandarizadas.
Durante al menos una parte de su vida, una estrella brilla debido a la fusión termonuclear de hidrógeno en helio en su núcleo, liberando energía que atraviesa el interior de la estrella y luego se irradia hacia el espacio exterior. Una vez que el hidrógeno en el núcleo de una estrella está casi agotado, casi todos los elementos naturales más pesados que el helio se crean por nucleosíntesis estelar durante la vida útil de la estrella y, para algunas estrellas, por la nucleosíntesis de supernova cuando explota. Cerca del final de su vida, una estrella también puede contener materia degenerada. Los astrónomos pueden determinar la masa, la edad, la metalicidad (composición química) y muchas otras propiedades de una estrella observando su movimiento a través del espacio, la luminosidad y el espectro, respectivamente. La masa total de una estrella es el principal determinante de su evolución y destino final. Otras características de una estrella, como el diámetro y la temperatura, cambian a lo largo de su vida, mientras que el entorno de la estrella afecta su rotación y movimiento. Una gráfica de la temperatura de muchas estrellas contra sus luminosidades, conocida como diagrama de Hertzsprung-Russell (diagrama H-R), permite determinar la edad y el estado evolutivo de una estrella.
La vida de una estrella comienza con el colapso gravitacional de una nebulosa gaseosa de material compuesto principalmente de hidrógeno, junto con helio y trazas de elementos más pesados. Una vez que el núcleo estelar es suficientemente denso, el hidrógeno se convierte constantemente en helio a través de la fusión nuclear, liberando energía en el proceso. [1] El resto del interior de la estrella aleja la energía del núcleo a través de una combinación de procesos radiativos y convectivos. La presión interna de la estrella evita que se derrumbe aún más bajo su propia gravedad. Una vez que el combustible de hidrógeno en el núcleo se agota, una estrella con al menos 0,4 veces la masa del Sol [2] se expande para convertirse en un gigante rojo, en algunos casos fusionando elementos más pesados en el núcleo o en conchas alrededor del núcleo. Luego, la estrella evoluciona a una forma degenerada, reciclando una parte de su materia en el entorno interestelar, donde contribuirá a la formación de una nueva generación de estrellas con una mayor proporción de elementos pesados. [3] Mientras tanto, el núcleo se convierte en un remanente estelar: una enana blanca, una estrella de neutrones o (si es lo suficientemente masiva) un agujero negro.
Los sistemas binarios y multi-estrellas consisten en dos o más estrellas que están unidas gravitacionalmente, y generalmente se mueven entre sí en órbitas estables. Cuando dos de esas estrellas tienen una órbita relativamente cercana, su interacción gravitacional puede tener un impacto significativo en su evolución. [4] Las estrellas pueden formar parte de una estructura unida gravitacionalmente mucho más grande, como un cúmulo estelar o una galaxia.
masa solar: M ☉ = 1.9891 × 1030 kg [53] luminosidad solar: L ⊙ = 3.827 × 1026 vatios [53] radio solar R ⊙ = 6.960 × 108 m [54]
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