Una estrella es un objeto astronómico que brilla con luz propia.
Adecuadamente, podría decirse que se trata de una esfera de plasma, que mantiene su forma gracias a un equilibrio de fuerzas denominado equilibrio 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 hace el plasma hacia fuera, y tiende a expandirlo. La presión hacia fuera depende de la temperatura, que en un caso típico como el Sol, se mantiene el suministro de energía producida en el interior de la estrella. Por ello, el equilibrio se mantendrá esencialmente en las mismas condiciones, en la medida en que la estrella mantenga el ritmo de producción energética. Pero dicho ritmo, cambia a lo largo del tiempo, generando variaciones en las propiedades físicas globales al astro, que se conocen como evolución de la estrella.

La energía que disipan en el espacio estas esferas de gas, son en forma de radiación electromagnética, neutrinos y viento estelar; y nos permiten observar la apariencia de las estrellas en el cielo nocturno como puntos luminosos y, en la gran mayoría de los casos, titilantes.
Debido a la gran distancia que suelen recorrer las radiaciones estelares, estas llegan débiles a nuestro planeta, siendo susceptibles, en la gran mayoría de los casos,a las distorsiones ópticas producidas por la turbulencia y las diferencias de densidad de la atmósfera terrestre. El Sol, al estar tan cerca, se observa no como un punto sino como un disco luminoso cuya presencia o ausencia en el cielo terrestre provoca el día o la noche respectivamente.

DESCRIPCIÓN

Son objetos de masas enormes. Los objetos de masa inferior se llaman enanas marrones mientras que las estrellas de masa superior parecen no existir debido al límite de Eddington, es la máxima luminosidad que puede pasar a través de una capa de gas en equilibrio hidrostático, suponiendo simetría esférica.
Su luminosidad también tiene un rango muy amplio yendo desde una diezmilésima a tres millones de veces la luminosidad del Sol. El radio, la temperatura y la luminosidad de una estrella se puede relacionar mediante su aproximación a cuerpo negro con la ecuación:



Donde L es la luminosidad, ó la constante de Stefan-Boltzmann, R el radio y Te la temperatura efectiva.

FORMACIÓN Y EVOLUCIÓN DE LAS ESTRELLAS

Las estrellas se forman en las regiones más densas de las nubes moleculares como consecuencia de las inestabilidades gravitatorias causadas, principalmente, por supernovas o colisiones galácticas. El proceso se acelera una vez que estas nubes de hidrógeno molecular empiezan a caer sobre sí mismas, alimentando por la cada vez más intensa atracción gravitatoria. Su densidad aumenta progresivamente, siendo más rápido el proceso en el centro que en la periferia. No tardamucho en formarse un núcleo en contracción muy calienthe llamado protoestrella. El colapso en este núcleo es, finalmente detenido cuiando comienzan las reacciones nucleares que elevan la presión y temperatura de la protoestrella. Una vez establecida la fusión del hidrógeno, se considera que la estrella está en la llamada secuencia principal, fase que ocupa aproximadamente un 90% de su vida. Cuando se agota el hidrógeno del núcleo de la estrella, su evolución dependrá de la masa y puede combertirse en una enana blanca o explotar como supernova, dejando también un remanente estelar que puede ser una estrella de neutrones o un agujero negro. Así 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 transición dominadas por la escala de tiempo dinámico.
Muchas estrellas, el Sol entre ellas, tienen aproximadamente simetria esférica por tener velocidades de rotación bajas. Otras estrellas, sin embargo, giran a gran velocidad y su radio ecuatorial es significativamente mayor que su radio polar. Una velocidad de rotación alta también genera diferencias de temperatura superficial entre el ecuador y los polos.
La mayoría de las estrellas pierden masa a una velocidad muy baja. En el Sistema Solar unos 10 a la 20 gramos de materia estelar son expulsados por el viento solar cada año. Sin embargo, en las últimas fases de sus vidas, las estrellas pierden masa de forma mucho más intensa y pueden acabar con una masafinal muy inferior a la original. Por las estrellas más masivas este efecto es importante desde el principio. Así una estrella con 120 masas solares iniciales y metalicidad igual a la del Sol acabará expulsando en forma de viento estelar más del 90% de su masa para acabar su vida con menos de 10 masa solares. Finalmente, al morir la estrella se produce en la mayoría de los casos una nebulosa planetaria, una supernova o una híper nova por la cual se expulsa aún más materia al espacio interestelar. La materia expulsada incluye elementos pesados producidos en la estrella que más tarde formarán nuevas estrellas y planetas, aumentando así la metalicidad del Universo.








AGRUPACIONES Y DISTRIBUCIÓN ESTELAR

Estrellas ligadas. Las estrellas pueden estar ligadas gravitatoriamnete unas con otras formando sistemas estelares binarios, ternarios o agrupaciones aún mayores. Una fracción alta de las estrellas del disco de la Vía Láctea pertenecen a sistemas binarios; el porcentaje es cercano al 90% para estrellas masivas y desciende hasta el 50% parta las estrellas de masa baja. Otras 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 denominados cúmulos estelares. Estos cúmulos pueden deberse a variaciones en el campo gravitacional galactico o bien pueden ser fruto de brotes de formación estelar. Tradicionalmente, en la Vía Láctea se distinguen dos tipos:
- Los cúmulos globulares, queson viejos, que se encuentran en el halo y contienen de centenares de miles de millones de estrellas.
- Los cúmulos abiertos, que son de formación reciente, se encuentran en el disco y contienen un número menor de estrellas. Desde finales del siglo XX esa clasificación se ha cuestionado al descubrirse en el disco de la Vía Láctea cúmulos estelares jóvenes con un núcleo de estrellas similar al de un cúmulo global.

Estrellas aisladas. No todas las estrellas mantienen lazos gravitatorios estelares; algunas, igual que el Sol, viajan solitarias, separándose mucho de la agrupación estelar en la que se formaron. Estas estrellas aisladas obedecen, tan solo, al campo gravitatorio global constituido por la superposición de los campos del total de objetos de la galaxia: agujeros negros, estrellas, objetos compactos y gas interestelar.

Distribución estelar. Las estrellas no están uniformemente en el Universo, a pesar d lo que pueda parecer a simple vista, si no agrupadas en galaxias. Una galaxia espiral contiene cientos de miles de millones de estrellas agrupadas, la mayoría, en el estrecho plano galáctico. El cielo nocturno terrestre aparece homogéneo a simple vista porque sólo es posible observar una región muy localizada del plano galáctico. Extrapolando de lo observado en la vecindad del Sistema Solar, se puede decir que la mayor parte de estrellas se encuentran en el disco galáctico y dentro de éste en una región central, el bulbo galáctico, que se sitúan en la constelación de Sagitario.La navegación espacial y el posicionamiento estelar. A pesar de las enormes distancias que separan las estrellas, desde la perspectiva terrestre sus posiciones relativas parecen fijas en el firmamento. Gracias a la precisión de sus posiciones, “son de gran utilidad para la navegación, para la orientación de los astronautas en las naves espaciales y para identificar otros casos” (The American Encyclopedia). Fueron la única forma que tuvieron los marinos para situarse en altamar hasta el advenimiento de los sistemas electrónicos de posicionamiento hacia mediados del siglo XX.

ESTRUCTURA ESTELAR

Una estrella típica se divide en núcleo, manto y atmósfera. En el núcleo se forman las reacciones nucleares que generan su energía. El manto transporta dicha energía hacia la superficie y según como la transporte, por convencción o por radiación, se divide en dos zonas: radiante y conectiva. Finalmente, la atmósfera es la parte más superficial de las estrellas y la única que es visible. Se divide en cromósfera, fotósfera y corona solar. La atmósfera estelar es la zona más fría de las estrellas y en ellas se producen los fenómenos de eyección de materia. Pero en la corona, supone una excepción a lo dicho ya que la temperatura vuelve a aumentar hasta el millón de grados. Aunque, en realidad esta capa es muy poco densa y está formada por partículas ionizadas altamente aceleradas por el campo magnético de la estrella. Sus grandes velocidades les confieren a esas partículas altas temperaturas.