ESTRELLAS (CUERPOS CELESTES)
Una estrella (del latín
stella) es una esfera luminosa de plasma que mantiene su forma gracias a un
equilibrio hidrostático de fuerzas y a su propia gravedad. El equilibrio se
produce esencialmente entre la fuerza de la 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. La estrella más cercana
a la Tierra es el Sol. Otras estrellas son visibles a simple vista desde la
Tierra durante la noche, apareciendo como una diversidad de puntos luminosos
fijos en el cielo debido a su inmensa distancia de la Tierra. Históricamente,
las estrellas más prominentes fueron agrupadas en constelaciones y asterismos,
y las estrellas más brillantes ganaron nombres propios. Un extensivo catálogo
ha sido compilado por los astrónomos, proporcionando designaciones
estandarizadas a las estrellas.
Por lo que se refiere a la
duración de su vida, una estrella brilla debido a la fusión termonuclear del
hidrógeno en helio en su núcleo, liberando energía que atraviesa el interior de
la estrella y después se irradia hacia el espacio exterior. Cuando el hidrógeno
en el núcleo de una estrella está casi agotado, casi todos los elementos más
pesados que el helio producido de forma natural son creados por nucleosíntesis
estelar durante la vida de la estrella y, en algunas estrellas, por
nucleosíntesis de supernovas cuando explotan. Al finalizar su vida, una
estrella también puede contener materia degenerada. Los astrónomos pueden
determinar la masa, edad, metalicidad (composición química), y muchas otras
propiedades de una estrella mediante la observación de su movimiento a través
del espacio, su luminosidad y espectro, respectivamente. La masa total de una
estrella es el principal determinante de su evolución y destino final. Otras características de una estrella, incluyendo el diámetro y la temperatura,
cambian a lo largo de su vida, mientras que el entorno de una estrella afecta a
su rotación y movimiento. Una gráfica de dispersión de muchas estrellas que
hace referencia a su luminosidad, magnitud absoluta, temperatura superficial y
tipo espectral, conocido como el 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. Cuando el núcleo estelar es suficientemente denso, el hidrógeno
comienza a convertirse en helio a través de la fusión nuclear, liberando
energía durante el proceso. Los restos del interior de la estrella portan la
energía fuera del núcleo a través de una serie combinatoria de procesos de
radiación y convección. La presión interna de la estrella evita colapsarse aún
más bajo su propia gravedad. Cuando se agota el combustible de hidrógeno en el
núcleo, una estrella con al menos 0,4 veces la masa del Sol se expande hasta
convertirse en una gigante roja, en algunos casos fusionando elementos más
pesados en el núcleo o en capas externas alrededor del núcleo (como el carbono
o el oxígeno). La estrella entonces evoluciona hasta una forma degenerada,
reciclando una porción de su materia en el medio interestelar, donde
contribuirá a la formación de una nueva generación de estrellas con una mayor
proporción de elementos más pesados. 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-binarios consisten de dos o más estrellas que están unidas
gravitacionalmente entre sí, y por lo general se mueven una alrededor de la
otra en órbitas estables. Cuando dos estrellas poseen una órbita relativamente
cercana, su interacción gravitatoria puede tener un impacto significativo en su
evolución. Las estrellas pueden formar parte de estructuras unidas
gravitacionalmente entre sí mucho más grandes, tal como un cúmulo estelar o una
galaxia.
