las estrellas

Estrella

Para otros usos de este término, véase Estrella .

, un cúmulo abierto de la constelación Tauro.

) es todo objeto astronómico que brilla con luz propia. Más precisamente, se trata de una esfera de plasma que mantiene su forma gracias a un equilibrio  de fuerzas.

El equilibrio se produce esencialmente entre la fuerza de gravedad, que empuja la materia hacia el centro de la estrella, y lapresión 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.

Este equilibrio seguirá esencialmente igual en la medida de que la estrella mantenga el mismo ritmo de producción energética. Sin embargo, como se explica más adelante, este ritmo cambia a lo largo del tiempo, generando variaciones en las propiedades físicas globales del astro que constituyen parte de su evolución.Estas esferas de gas emiten tres formas de energía hacia el espacio, la radiación electromagnética, los  y el viento estelar y esto es lo que nos permite observar la apariencia de las estrellas en el cielo nocturno como puntos luminosos y, en la gran mayoría de los casos

Debido a la gran distancia que suelen recorrer, las radiaciones estelares 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, no se observa como un punto, sino como un disco luminoso cuya presencia o ausencia en el cielo terrestre provoca el día o la noche, respectivamente.Mientras las interacciones se producen en el núcleo, estas sostienen el equilibrio  del cuerpo y la estrella mantiene su apariencia iridiscente predicha por la teoría de las órbitas cuantificadas. Cuando parte de esas interacciones (la parte de la fusión de materia) se prolonga en el tiempo, los átomos de sus partes más externas comienzan a fusionarse. Esta región externa, al no estar comprimida al mismo nivel que el núcleo, aumenta su diámetro. Llegado cierto momento, dicho proceso se paraliza, para contraerse nuevamente hasta el estado en el que los procesos de fusión más externos vuelven a comenzar y nuevamente se produce un aumento del diámetro. Estas interacciones producen índices 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 fusión de las capas externas— producen una constante variación del diámetro, en la que acaban venciendo las fuerzas gravitatorias cuando las capas más 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 fusión entrará en un proceso degenerativo al colapsar por vencer a las fuerzas descritas en el  produciéndose .

Composición

EV Lacertae, una estrella muy joven que contiene una metalicidad muy alta.

Diagrama de la fusión nuclear en el Sol.

La composición química de una estrella varía según la generación a la que pertenezca. Cuanto más antigua sea más baja será sumetalicidad. Al inicio de su vida una estrella similar al Sol contiene aproximadamente 75 % de hidrógeno y 23 % de helio. El 2 % restante lo forman elementos más pesados, aportados por estrellas que finalizaron su ciclo antes que ella naciera. Estos porcentajes son en masa; en número de núcleos, la relación es 90 % de hidrógeno y 10 % de helio.

En la Vía Láctea las estrellas se clasifican según su riqueza en metales en dos grandes grupos opoblaciones. Las que tienen una cierta abundancia se denominan de la población I, mientras que las pobres en metales forman parte de la población II. Normalmente la  de una estrella va directamente relacionada con su edad: las de la población I son más jóvenes comparadas con las de la población II. Estas últimas abundan en el , mientras que las estrellas de población I son más frecuentes en regiones cercanas al 

Por otra parte, la composición de una estrella evoluciona a lo largo de su ciclo, aumentando su contenido en elementos pesados en detrimento del hidrógeno, sobre todo. Sin embargo, las estrellas solo queman un 10 % de su masa inicial, por lo que de una estrella no aumenta mucho durante su vida. Además, las reacciones nucleares solo se dan en las regiones centrales de la misma. Este es el motivo por el que cuando se ] de una estrella lo que se observa es, en la mayoría de los casos, la composición que tenía cuando se formó. En algunas estrellas poco masivas los movimientos de convección penetran mucho en el interior, llegando a mezclar material procesado con el original. Entonces se puede observar incluso en la superficie parte de ese material procesado. La estrella presenta, en esos casos, una composición superficial con más metales.