Estrela (astronomía)
corpo celeste esférico e astrogravitante, que xera enerxía no seu núcleo mediante reaccións termonucleares / From Wikipedia, the free encyclopedia
Unha estrela (do latín: stella) é un esferoide luminoso que mantén a súa forma debido á súa propia gravidade. A estrela máis próxima á Terra é o Sol.[1] Outras estrelas son visibles a simple vista desde a Terra durante a noite, aparecendo como unha diversidade de puntos luminosos aparentemente fixos no ceo debido á súa inmensa distancia da mesma.[2] Historicamente as estrelas máis prominentes foron agrupadas en constelacións e asterismos, e as máis brillantes foron denominadas con nomes propios. Os astrónomos recompilaron un extenso catálogo de estrelas que identifican as estrelas coñecidas e proporcionan designacións estelares estandarizadas. O universo observable contén unha estimación de 1022 a 1024 estrelas. Con todo a maioría das estrelas do Universo, incluíndo todas as que están fóra de nosa galaxia, a Vía Láctea, son invisibles a primeira ollada desde a Terra. De feito, a maioría son invisibles desde o noso planeta mesmo a través dos telescopios de gran potencia.
Durante polo menos unha parte da súa vida, unha estrela brilla debido á fusión termonuclear do hidróxeno en helio no seu núcleo, que libera enerxía, a cal atravesa o interior da estrela e, despois, se irradia cara ao espazo exterior. Case todos os elementos naturais máis pesados que o helio se crean por nucleosíntese estelar durante a vida dunha estrela e, nalgunhas delas, por nucleosíntese de supernova cando explotan. Preto do final da súa vida unha estrela tamén pode conter materia dexenerada. Os astrónomos poden determinar a masa, idade, metalicidade (composición química) e moitas outras propiedades das estrelas mediante a observación do seu movemento a través do espazo, a súa luminosidade e o seu espectro. A masa total dunha estrela é o principal determinante da súa evolución e destino final. Outras características das estrelas, como o diámetro e a temperatura, cambian ao longo da súa vida, mentres que a contorna dunha estrela afecta á súa rotación e movemento. Unha gráfica de dispersión de moitas estrelas que fai referencia á súa luminosidade, magnitude absoluta, temperatura superficial e tipo espectral, coñecido como o diagrama de Hertzsprung-Russell (Diagrama H-R), permite determinar a idade e o estado evolutivo dunha estrela.
A vida dunha estrela comeza co colapso gravitacional dunha nebulosa gasosa de material composto principalmente de hidróxeno, xunto con helio e trazas de elementos máis pesados. Cando o núcleo estelar é o suficientemente denso, o hidróxeno comeza a converterse en helio a través da fusión nuclear, liberando enerxía durante o proceso.[3] Os restos do interior da estrela portan a enerxía fose do núcleo a través dunha combinación de procesos de transmisión de calor por radiación e convección. A presión interna da estrela evita que se colapse aínda máis baixo a súa propia gravidade. Cando se esgota o combustible de hidróxeno no núcleo, unha estrela con polo menos 0,4 veces a masa do Sol expandirase ata converterse nunha xigante vermella,[4] nalgúns casos fusionando elementos máis pesados no núcleo ou nas súas capas ao redor do núcleo (como o carbono ou o osíxeno). Entón a estrela evoluciona ata unha forma dexenerada, expulsando unha porción da súa materia no medio interestelar, onde contribuirá á formación dunha nova xeración de estrelas.[5] Mentres tanto, o núcleo convértese nun remanente estelar: unha anana branca, unha estrela de neutróns, ou (se é o suficientemente masiva) un burato negro.
Os sistema binarios e multiestelares constan de dúas ou máis estrelas que están unidas gravitacionalmente entre si, e polo xeral móvense ao redor doutra en órbitas estables. Cando dúas estrelas posúen unha órbita relativamente próxima, a súa interacción gravitatoria pode ter un impacto significativo na súa evolución.[6] As estrelas unidas gravitacionalmente entre si poden formar parte de estruturas moito máis grandes, como cúmulos estelares ou galaxias.
Unha estrela é un corpo celeste esférico e astrogravitante, que xera enerxía no seu núcleo mediante reaccións termonucleares. A enerxía xerada emítese ó espazo en forma de radiación electromagnética, vento estelar, e unhas partículas subatómicas que se supón que posúen masa, pero nunha cantidade ínfima: os neutrinos.
As estrelas obsérvanse no ceo nocturno como puntos luminosos, titilantes debido ás distorsións ópticas que produce a turbulencia e as diferenzas de densidade da atmosfera terrestre. O Sol, ao estar tan preto, obsérvase non como un punto, senón como un disco luminoso cuxa presenza ou ausencia no ceo terrestre provoca o día ou a noite respectivamente.
As estrelas son obxectos de masa e diámetro variable pero sempre moi masivos.