Estrellas

Amy Tirado Leyva

Grupo: 604, Conalep Mazatlan II, Benajamin

Estrellas

En sentido general, una estrella es todo objeto astron√≥mico que brilla con luz propia; mientras que en t√©rminos m√°s t√©cnicos y precisos podr√≠a decirse que se trata de una esfera de plasma que mantiene su forma gracias a un equilibrio hidrost√°tico de fuerzas. El equilibrio se produce esencialmente entre la fuerza de gravedad, que empuja la materia hacia el centro de la estrella, y la presi√≥n que ejerce el plasma hacia fuera, que, tal como sucede en un gas, tiende a expandirlo. La presi√≥n hacia fuera depende de la temperatura, que en un caso t√≠pico como el del Sol se mantiene con la energ√≠a producida en el interior de la estrella. Este equilibrio seguir√° esencialmente igual en la medida de que la estrella mantenga el mismo ritmo de producci√≥n energ√©tica. Sin embargo, como se explica m√°s adelante, este ritmo cambia a lo largo del tiempo, generando variaciones en las propiedades f√≠sicas globales del astro que constituyen la evoluci√≥n de la estrella.

 

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Son objetos de masas enormes comprendidas entre 0,081 y 120-2002 masas solares (Msol). Los objetos de masa inferior se llaman enanas marrones mientras que las estrellas de masa superior parecen no existir debido al l√≠mite de Eddington. Su luminosidad tambi√©n tiene un rango muy amplio que abarca entre una diezmil√©sima parte y tres millones de veces la luminosidad del Sol. El radio, la temperatura y la luminosidad de una estrella se pueden relacionar mediante su aproximaci√≥n a cuerpo negro con la siguiente ecuaci√≥n:
donde L es la luminosidad,  la constante de Stefan-Boltzmann, R el radio y Te la temperatura efectiva.