Una estrella es una bola masiva, luminosa del plasma . La estrella más cercana a la tierra es el Sun, que es la fuente la mayor parte de la energía en la tierra. Otras estrellas son visibles en el cielo nocturno, cuando no se eclipsan por el Sun. Una estrella brilla porque la fusión nuclear en su base lanza la energía que atraviesa la estrella interior y entonces el irradia en el espacio exterior . Casi todos los elementos más pesados que el hidrógeno y el helio fueron creados dentro de los corazones de estrellas.
Los astrónomos pueden determinar la masa, edad, composición química y muchas otras características de una estrella observando su espectro, la luminosidad y movimiento a través de espacio. La masa total de una estrella es el determinante principal en su evolución y sino eventual. Otras características de una estrella son determinadas por su historia evolutiva, incluyendo el diámetro, la rotación, el movimiento y la temperatura. Un diagrama de la temperatura de muchas estrellas contra sus luminosidades, conocida como diagrama (diagrama de Hertzsprung-Russell de la hora), permite la edad y el estado evolutivo de una estrella que se determinará. Una estrella comienza como una nube que se derrumba del material integrada sobre todo por el hidrógeno, junto con el helio y oligoelementos más pesados. Una vez que la base estelar es suficientemente densa, algo del hidrógeno se convierte constantemente en el helio con el proceso de la fusión nuclear. El resto del interior de la estrella lleva energía lejos de la base con una combinación de procesos convectivos radiativos y . Estos procesos guardan la estrella de derrumbarse adentro en sí mismo, y la energía genera un viento estelar en la superficie y propulsa la radiación en espacio exterior. El combustible del hidrógeno en la base se agota una vez, esas estrellas que tienen por lo menos 0.4 veces que la masa del Sun se amplía para convertirse en un gigante rojo, fundiendo elementos más pesados en la base, o en cáscaras alrededor de la base. La estrella entonces se desarrolla en una forma degenerada, reciclando una porción de la materia en el ambiente interestelar, donde formará una nueva generación de estrellas con una parte más elevada de elementos pesados.
El binario y los sistemas de la multi-estrella consiste en dos o más estrellas que gravitacional estén limitadas, y moverse generalmente alrededor de uno a en las órbitas estables cuando dos tales estrellas tienen una órbita relativamente cercana, su interacción gravitacional puede tener un impacto significativo en su evolución.
Historia de la observación
Las estrellas han sido siempre importantes para cada cultura. Se han utilizado en prácticas religiosas y para la navegación celestial y la orientación. Muchos astrónomos antiguos creyeron que las estrellas fueron puestas permanentemente a una esfera divina, y que eran inmutables. Por la convención, los astrónomos agrupados stars en las constelaciones y utilizado les para seguir los movimientos de los planetas y la posición deducida del Sun. El movimiento del Sun contra las estrellas del fondo (y el horizonte) fue utilizado para crear los calendarios, que se podrían utilizar para regular prácticas agrícolas. El calendario gregoriano, usado actual casi por todas partes en el mundo, es un calendario solar basado en el ángulo del eje rotatorio concerniente a la estrella más cercana, el Sun de la tierra.La más vieja, exacto-anticuada carta de estrella apareció en el Egipto antiguo en 1. Los astrónomos islámicos dieron a nombres árabes de a muchas estrellas que todavía se utilizan hoy, e inventaron los instrumentos astronómicos numeroso que podrían computar las posiciones de las estrellas. En el siglo XI, el al-Bīrūnī de Abū Rayhān describió la galaxia de la manera lechosa como multiplicidad de fragmentos que tenían las características de las estrellas nebulosas, y también dio a latitudes de varias estrellas durante un eclipse lunar en el 1019 .
A pesar de la inmutabilidad evidente de los cielos, los astrónomos chinos eran conscientes que las nuevas estrellas podrían aparecer. Los astrónomos europeos temprano tales como Tycho Brahe identificaron las nuevas estrellas en el cielo nocturno (Novas llamadas posteriores del ), sugiriendo que los cielos no eran inmutables. En el 1584 Giordano Bruno sugirió que las estrellas fueran realmente otros soles, y puede tener otros planetas, posiblemente incluso Earth-like, en órbita alrededor de ellos, una idea que había sido sugerida anterior por los filósofos tales del griego clásico como el Democritus y el Epicurus . Por el siglo siguiente la idea de las estrellas como soles distantes alcanzaba un consenso entre astrónomos. Para explicar porqué estas estrellas no ejercieron ninguna gravitación neta en la Sistema Solar, el Isaac Newton sugirió que las estrellas fueran distribuidas igualmente en cada dirección, una idea incitada por el Richard Bentley del teólogo.
El italiano Geminiano Montanari del astrónomo registrado observando variaciones en la luminosidad del ALGOL de la estrella en 1667. Edmundo Halley publicó las primeras medidas del movimiento apropiado de un par de " próximo; fixed" estrellas, demostrando que habían cambiado posiciones desde el Ptolemy de los astrónomos del griego clásico y el Hipparchus . La primera medida directa de la distancia a una estrella ( 61 Cygni en los años luz 11.4 ) fue hecha en 1838 por el Friedrich Bessel usar la técnica de la paralaje . Las medidas de la paralaje demostraron la separación extensa de las estrellas en los cielos. Además de sus otras realizaciones, Guillermo Herschel también se observa para su descubrimiento que algunas estrellas no mienten simplemente a lo largo de la misma visión, pero es también los compañeros físicos que forman sistemas de la estrella binaria .
La ciencia de la espectroscopia estelar fue iniciada por el José von Fraunhofer y el Ángel Secchi . Comparando los espectros de estrellas tales como Sirius al Sun, encontraron diferencias en la fuerza y el número de sus rayas de absorción &mdash de ; las líneas oscuras en espectros estelares debido a la absorción de frecuencias específicas por la atmósfera. En 1865 Secchi comenzó a clasificar las estrellas en los tipos espectrales . Sin embargo, la versión moderna del esquema de clasificación estelar fue desarrollada por el cañón de Annie J.
La observación de estrellas dobles ganó importancia cada vez mayor durante el siglo XIX. En 1834, Friedrich Bessel observó cambios en el movimiento apropiado de la estrella Sirius, y dedujo a compañero ocultado. El Edward Pickering descubrió el binario espectroscópico del primer en 1899 en que él observó partir periódico de las líneas espectrales Mizar de la estrella en un período de 104 días. Las observaciones detalladas de muchos sistemas de la estrella binaria fueron recogidas por los astrónomos tales como Guillermo Struve y S. Burnham, permitiendo que las masas de estrellas sean determinadas del cómputo de los elementos orbitales . La primera solución al problema de derivar una órbita de estrellas binarias de observaciones del telescopio fue hecha por Felix Savary en 1827.
El vigésimo siglo consideró avances cada vez más rápidos en el estudio científico de estrellas. La fotografía se convirtió en una herramienta astronómica valiosa. El Karl Schwarzschild descubrió que el color de una estrella, y por lo tanto de su temperatura, podría ser determinado comparando la magnitud visual contra la magnitud fotográfica. El desarrollo del fotómetro fotoeléctrico permitió medidas muy exactas de la magnitud en los intervalos múltiples de la longitud de onda. Michelson hizo las primeras medidas de un diámetro estelar usar un interferómetro en el telescopio de la puta.
El trabajo conceptual importante sobre la base física de estrellas ocurrió durante las primeras décadas del vigésimo siglo. En 1913, el diagrama de Hertzsprung-Russell fue desarrollado, propulsando el estudio astrofísico de estrellas. Los modelos acertados fueron desarrollados para explicar los interiores de estrellas y de la evolución estelar. Los espectros de estrellas también fueron explicados con éxito con avances en la física de quántum . Esto permitió que la composición química de la atmósfera estelar fuera determinada.
A excepción de las supernovas las estrellas individuales se han observado sobre todo en nuestro grupo local de las galaxias, y especialmente en la parte visible de la manera lechosa (como demostrado por los catálogos de estrella detallados disponibles para nuestro galaxia). Pero algunas estrellas se han observado en la galaxia M100 del racimo, cerca de 100 millones de años ligeros del virgo de la tierra. En el Supercluster local es posible ver racimos de estrella, y los telescopios actuales podrían en principio observar las estrellas individuales débiles en el &mdash local del racimo ; las estrellas más distantes resueltas tienen hasta cientos millones de años ligeros de ausente (véase el Cepheids ). Sin embargo, fuera Supercluster local de galaxias, ni las estrellas individuales ni los racimos de estrellas se han observado; la única excepción era imagen débil de un racimo de estrella grande, conteniendo centenares de millares de estrellas, un mil millones años ligeros de ausente; diez veces la distancia del racimo de estrella más distante observó previamente.
Designaciones de la estrella
considera también: Designación, convenciones de la estrella de nombramiento astronómicas,
l catálogo de estrella El concepto de la constelación era sabido para existir durante el período babilónico . Los vigilantes antiguos del cielo se imaginaban que los arreglos prominentes de estrellas formaron patrones, y asociaron éstos a aspectos particulares de la naturaleza o de sus mitos. Doce de la endecha de estas formaciones a lo largo de la venda de la ecl3iptica y éstos se convirtieron en la base de la astrología . Muchas de las estrellas individuales más prominentes eran nombres también dados, particularmente con el las designaciones latinas árabes de o .
Así como ciertas constelaciones y el Sun sí mismo, las estrellas en conjunto tienen sus propios mitos que eran probablemente las almas de los muertos o de dioses. Un ejemplo es el ALGOL de la estrella, que fue pensado para representar el ojo de la medusa de Gorgon .
A los griegos clásicos un cierto " estrellas, " conocido como planetas (πλανήτης griego (planētēs), significando el " wanderer"), varias deidades importantes representadas, de las cuales los nombres del Mercury de los planetas, Venus, Marte, Júpiter y Saturno fueron tomados. Un número de empresas privadas (por ejemplo, el " " del registro de la estrella internacional;) purport para vender nombres a las estrellas; sin embargo, estos nombres ni son reconocidos por la comunidad científica ni utilizados por ellas,
Unidades de medida
La mayoría de los parámetros estelares son expresados en las unidades del SI por la convención, pero las unidades CGS también se utilizan (e., expresando luminosidad en los ergios por segundo). La masa, la luminosidad, y los radios se dan generalmente en las unidades solares, basadas en las características del Sun:
Formación y evolución
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estelar de la evolución Las estrellas se forman dentro de regiones grandes moleculares de las nubes de alta densidad (sin embargo aún menos densa que el interior de un compartimiento de vacío terrenal ) en el medio interestelar . Estas nubes consisten sobre todo en el hidrógeno, con alrededor 23– helio del 28% y algunos elementos más pesados del por ciento. Un ejemplo de una nebulosa de tanformación es la nebulosa de Orion. Mientras que las estrellas masivas se forman de estas nubes, de gran alcance iluminan y el ioniza las nubes de las cuales él formó, creando una región H II.
Formación de Protostar
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la formación de estrella La formación de una estrella comienza con una inestabilidad gravitacional dentro de una nube molecular, accionada a menudo por ondas de choque de las supernovas (explosiones estelares masivas) o la colisión de dos galaxias (como en una galaxia de Starburst). Una vez que una región alcanza una suficiente densidad de la materia para satisfacer los criterios para la inestabilidad de los pantalones vaqueros comienza a derrumbarse bajo su propia fuerza gravitacional.
Como se derrumba la nube, las conglomeraciones individuales de la forma densa del polvo y del gas se saben qué mientras que los glóbulos de Bok éstos pueden contener hasta 50 masas solares de material. Mientras que se derrumba un glóbulo y la densidad aumenta, la energía gravitacional se convierte en calor y las subidas de temperatura. Cuando la nube protostellar ha alcanzado aproximadamente la condición estable del equilibrio hidrostático, un Protostar forma en la base. Estas estrellas Pre-principales de la secuencia son rodeadas a menudo por un disco de Protoplanetary. El período de contracción gravitacional dura para alrededor 10– 15 millones de años.
Las estrellas tempranas de menos de 2 masas solares se llaman las estrellas T Tauri, mientras que ésas con mayor masa son las estrellas de Herbig Ae/Be. Estas estrellas nuevo-natas emiten los jets del gas a lo largo de su eje de la rotación, produciendo los pequeños remiendos de la nebulosidad sabidos mientras que el Herbig-Haro se opone
De secuencia principal
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secuencia principal Las estrellas pasan el cerca de 90% de su hidrógeno de fusión del curso de la vida para producir el helio en reacciones das alta temperatura y de alta presión cerca de la base. Tales estrellas reputan en el de secuencia principal y se llaman las estrellas enanas que comienzan en la cero-edad de secuencia principal, la proporción de helio en la base de una estrella aumentarán constantemente. Por consiguiente, para mantener el índice required de fusión nuclear en la base, la estrella aumentará lentamente de temperatura y de luminosidad. The Sun, por ejemplo, se estima para haber aumentado de luminosidad en el cerca de 40% puesto que alcanzó hace los 4.6 mil millones años de secuencia principal.
Cada estrella genera un viento estelar de partículas que cause una salida continua del gas en espacio. Para la mayoría de las estrellas, la cantidad de masa perdida es insignificante. The Sun pierde 10− masas solares 14 cada año, o cerca de 0.01% de su masa total sobre su vida útil entera. Las estrellas al menos muy masivas pueden perder 10− 7 a 10− masas solares 5 cada año, perceptiblemente afectando a su evolución. Las estrellas que comienzan con más de 50 masas solares pueden perder sobre mitad de su masa total mientras que quedan orientadas el de secuencia principal.
La duración que una estrella pasa en el de secuencia principal depende sobre todo de la cantidad de combustible que tiene que quemar y la tarifa en la cual quema ese combustible. Es decir su masa inicial y su luminosidad. Para el Sun, esto se estima para ser sobre los años 1010. Las estrellas grandes queman su combustible muy rápido y son de breve duración. Pequeñas estrellas (llamadas el enanos rojos quemadura de su combustible muy lentamente y diez pasados a los centenares de mil millones de años. En el final de sus vidas, se convierten en simplemente amortiguador y amortiguador, el descoloramiento en negro empequeñece y modifica la fuerza del viento estelar. Más viejas, las estrellas de la población II tienen substancialmente menos metallicity que cuanto más joven es, las estrellas de la población I debido a la composición de las nubes moleculares de las cuales formaron. (Estas nubes en un cierto plazo se enriquecen cada vez más en elementos más pesados como viejo las estrellas mueren y vierten las porciones de sus atmósferas.)
secuencia Poste-principal
Como estrellas por lo menos de 0.4 masas solares sin embargo, la tierra será pelada de sus océanos y atmósfera como la luminosidad del Sun aumenta varios mil veces más.En un gigante rojo de hasta 2.25 masas solares, la fusión del hidrógeno procede en una cáscara-capa que rodea la base. La base es eventual bastante comprimida comenzar la fusión del helio, y la estrella ahora se encoge gradualmente en radio y aumenta su temperatura superficial. Para estrellas más grandes, las transiciones de la región de base directo del hidrógeno de fusión al helio de fusión.
Después de que la estrella haya consumido el helio en la base, la fusión continúa en una cáscara alrededor de una base caliente del carbón y del oxígeno. La estrella entonces sigue una trayectoria evolutiva que sea paralelo a la fase gigante roja original, pero en una temperatura superficial más alta.
Estrellas masivas
Durante su fase de la combustión helio, la masa muy alta stars con más de nueve masas solares se amplían para formar los supergiants rojos una vez que este combustible se agota en la base, ellas pueden continuar fundiendo los elementos más pesados que helio. La base contrata hasta que la temperatura y la presión sean suficientes fundir el carbón . Este proceso continúa, con las etapas sucesivas que son aprovisionadas de combustible por el oxígeno, el neón, el silicio, y el sulfuro . Cerca del final de la vida de la estrella, la fusión puede ocurrir a lo largo de una serie de cáscaras de la cebolla-capa dentro de la estrella. Cada cáscara funde un diverso elemento, con el hidrógeno de fusión de la cáscara exterior; el helio de fusión de la cáscara siguiente, y así sucesivamente.
Se alcanza el estadio final cuando la estrella comienza a producir el hierro . Puesto que los núcleos del hierro son más firmemente limitado que cualquier núcleo más pesado, si están fundidos no lanzan proceso de la energía-, en el contrario, consumirían energía. Asimismo, puesto que están limitados más firmemente que todos los núcleos más ligeros, la energía no se puede lanzar por la fisión . La materia Electrón-degenerada dentro de un enano blanco es no más un plasma, aunque las estrellas se refieren generalmente como siendo esferas del plasma. Los enanos blancos se descolorarán eventual en los enanos del negro sobre un estiramiento muy largo del tiempo.
En estrellas más grandes, la fusión continúa hasta que la base de hierro haya crecido (más de 1.4 masas solares) ese tan grande él pueda apoyar no más su propio Massachusetts. Esta base se derrumbará repentinamente como sus electrones se conducen en sus protones, formando los neutrones y los neutrinos en una explosión del decaimiento beta inverso, o la captura de electrón . La onda de choque formó por causas repentinas de este derrumbamiento el resto de la estrella a estallar en una supernova . Las supernovas son tan brillantes que pueden eclipsar breve la galaxia casera entera de la estrella. Cuando ocurren dentro de la manera lechosa, las supernovas han sido observadas históricamente por los observadores del desnudo-ojo como " nuevo stars" donde existieron ningunos antes.
La mayor parte de la materia en la estrella es soplada ausente por la explosión de las supernovas (que forma las nebulosas tales como la nebulosa de cangrejo en una estrella de neutrón la materia está en un estado conocido como materia Neutrón-degenerada, con una forma más exótica de materia degenerada, la materia QCD, presenta posiblemente en la base. Dentro de un calabozo la materia está en un estado que no se entienda actual.
Las capas externas sopladas-apagado de estrellas de muerte incluyen los elementos pesados que se pueden reciclar durante la nueva formación de estrella. Estos elementos pesados permiten la formación de planetas rocosos. La salida de las supernovas y el viento estelar de estrellas grandes juegan a partes importantes en formar el medio interestelar. Grupos más grandes llamados los racimos de estrella también existen. Éstos se extienden de las asociaciones estelares flojo con solamente algunas estrellas, hasta los racimos globulares enorme con centenares de millares de estrellas.
Ha sido una asunción desde hace mucho tiempo que la mayoría de estrellas ocurre en gravitacional limitado, sistemas de la múltiple-estrella. Esto es particularmente verdad para las estrellas de la clase muy masiva de O y de B, donde los 80% de los sistemas se creen para ser múltiples. No obstante la porción de solos sistemas de la estrella aumenta para estrellas más pequeñas, para conocer los solamente 25% de enanos rojos para tener compañeros estelares. Pues los 85% de todas las estrellas son enanos rojos, la mayoría de las estrellas de la manera lechosa son probablemente solas de nacimiento.
Las estrellas no se separan uniformemente a través del universo, sino se agrupan normalmente en galaxias junto con el gas interestelar y el polvo. Una galaxia típica contiene centenares de mil millones de estrellas, y hay más de 100 mil millones galaxias (1011) en el universo observable . Mientras que se cree a menudo que las estrellas existen solamente dentro de galaxias, se han descubierto las estrellas intergalácticas. Los astrónomos estiman que hay por lo menos 70 estrellas del sextillón (7×1022) en el universo observable. Ésa es 230 mil millones veces tantas como los 300 mil millones de la manera lechosa.
La estrella más cercana a la tierra, aparte de el Sun, es el Proxima Centauri, que es 39.9 trillón kilómetros (1012), o 4.2 años luz de ausente. La luz de Proxima Centauri tarda 4.2 años para alcanzar la tierra. El viajar a la velocidad orbital de la lanzadera de espacio (5 millas por second— casi 30.000 kilómetros por hora), tardaría cerca de 150.000 años para conseguir allí. Las distancias como esto son los discos galácticos interior típico, incluyendo en la vecindad de la Sistema Solar. Las estrellas pueden ser mucha más cercano a uno a en los centros de galaxias y en los racimos globulares o mucho más lejos aparte en los halos galácticos
Debido a las distancias relativamente extensas entre las estrellas fuera del núcleo galáctico, colisiones entre las estrellas ser probablemente raro. En regiones más densas tales como la base de los racimos globulares o del centro galáctico, las colisiones pueden ser mas comunes. Tales colisiones pueden producir se saben qué pues el azul estas estrellas anormales de los stragglers tiene una temperatura superficial más alta que las otras estrellas de secuencia principal con la misma luminosidad en el racimo.
Características
Casi todo sobre una estrella es determinada por su masa inicial, incluyendo características esenciales tales como luminosidad y tamaño, así como la evolución de la estrella, la vida útil, y el sino eventual.
Edad
La mayoría de las estrellas están entre 1 mil millones y 10 mil millones años. Algunas estrellas pueden incluso estar cercanas a 13.7 mil millones años del — la edad observada del universo . La estrella más vieja con todo descubierto, HE 1523-0901, son 13.2 mil millones años estimados.Cuanto más masiva la estrella, el más corto su vida útil, sobre todo porque las estrellas masivas tienen mayor presión sobre sus corazones, haciéndolos quemar el hidrógeno más rápido. Las estrellas más masivas duran un promedio de cerca de un millón años, mientras que las estrellas de la quemadura total mínima (de los enanos rojos) su combustible muy lentamente y los diez pasados a los centenares de mil millones de años.
Composición química
Metallicity Cuando las estrellas forman se componen del hidrógeno del cerca de 70% y del helio del 28%, según lo medido por la masa, con una pequeña fracción de elementos más pesados. La porción de elementos pesados se mide típicamente en términos de contenido de hierro de la atmósfera estelar, pues el hierro es un elemento común y sus rayas de absorción son relativamente fáciles de medir. Porque las nubes moleculares donde la forma de las estrellas es enriquecida constantemente por elementos más pesados de explosiones de las supernovas, una medida de la composición química de una estrella se pueden utilizar para deducir su edad. La porción de elementos más pesados puede también ser un indicador de la probabilidad que la estrella tiene un sistema planetario.La estrella con el contenido de hierro más bajo medido nunca es el enano HE1327-2326, con solamente 1/200,000o el contenido de hierro del Sun. Por el contrario, el &mu estupendo-metal-rico de la estrella; Leonis tiene la abundancia casi doble de hierro como el Sun, mientras que el 14 Herculis de la estrella del planeta-cojinete tiene casi triple el hierro. También existen químicamente las estrellas peculiares que demuestran la abundancia inusual de ciertos elementos en su espectro; especialmente cromo y elementos de tierra rara
Diámetro
Debido a su gran distancia de la tierra, todas las estrellas excepto el Sun aparecen al ojo humano como puntos brillantes en el cielo nocturno que el centelleo debido a el efecto de la atmósfera de tierra. The Sun es también una estrella, pero está bastante cercana a la tierra aparecer como disco en lugar de otro, y proporcionar luz del día. Con excepción del Sun, la estrella con el tamaño evidente más grande es el R Doradus, con un diámetro angular de solamente 0.057 ArcsecondsLos discos de la mayoría de las estrellas son mucho demasiado pequeños en el tamaño angular que se observará con los telescopios ópticos terrestres actuales, y así que los telescopios del interferómetro se requieren para producir imágenes de estos objetos. Otra técnica para medir el tamaño angular de estrellas está con la ocultación . Exacto midiendo la gota en brillo de una estrella como occulted por la luna (o la subida del brillo cuando reaparece), el diámetro angular de la estrella puede ser computado.
Stars la gama de tamaño de las estrellas de neutrón, que varían dondequiera a partir 20 a 40 kilómetros de diámetro, al Supergiants como el Betelgeuse en la constelación de Orion, que tiene un diámetro aproximadamente 650 veces más grandes que el Sun— cerca de 0.9 mil millones kilómetros . Sin embargo, el Betelgeuse tiene una densidad mucho más baja que el Sun.
Cinemática
El movimiento de una estrella concerniente al Sun puede proporcionar la información útil sobre el origen y la edad de una estrella, así como la estructura y la evolución de la galaxia circundante. Los componentes del movimiento de una estrella consisten en la velocidad radial hacia o lejos del Sun, y el movimiento angular travieso, que se llama su movimiento apropiado .La velocidad radial es medida por el cambio de Doppler de las líneas espectrales de la estrella, y dada en unidades kilómetro / s . El movimiento apropiado de una estrella es determinado por medidas astrometric exactas en unidades de los segundos (mas) del arco del milli- por año. Determinando la paralaje de una estrella, el movimiento apropiado se puede entonces convertir en unidades de velocidad. Las estrellas con altas tasas de movimiento apropiado son probables ser relativamente cerca del Sun, haciéndoles a buenos candidatos a medidas de la paralaje.
Una vez que ambos índices de movimiento se saben, la velocidad de espacio de la estrella concerniente al Sun o a la galaxia puede ser computada. Entre las estrellas próximas, se ha encontrado que las estrellas de la población I tienen velocidades generalmente más bajas que más viejas, población que II stars. Estes 3ultimo tienen órbitas elípticas que estén inclinadas al plano de la galaxia. La comparación de la cinemática de estrellas próximas también ha llevado a la identificación de las asociaciones estelares que éstos son grupos más probable de estrellas que compartan un punto del origen común en nubes moleculares gigantes.
Campo magnético
considera también:
estelar del campo magnético
El campo magnético de una estrella se genera dentro de las regiones del interior donde ocurre la circulación convectiva . Este movimiento del plasma conductora funciona como un dínamo, generando los campos magnéticos que extienden a través de la estrella. La fuerza del campo magnético varía con la masa y la composición de la estrella, y la cantidad de actividad superficial magnética depende del índice de la estrella de rotación. Esta actividad superficial produce el Starspots que son regiones de campos magnéticos fuertes y más bajas de las temperaturas superficiales normales. Los lazos de la guirnalda están arqueando los campos magnéticos que alcanzan hacia fuera en la corona de regiones activas. Las llamaradas estelares son explosiones de las partículas de gran energía que son emitido debido a la misma actividad magnética.
Las estrellas jovenes, rápido giratorias tienden a tener niveles de la actividad superficial debido a su campo magnético. El campo magnético puede actuar sobre el viento estelar de una estrella, sin embargo, funcionando mientras que un freno para retardar gradualmente el índice de rotación como la estrella crece más viejo. Así, estrellas más viejas tales como el Sun tienen un índice mucho más lento de rotación y un nivel inferior de la actividad superficial. Los niveles de actividad de estrellas lento-giratorias tienden a variar de una manera cíclica y pueden cerrar en conjunto por períodos. Durante el Maunder el mínimo, por ejemplo, el Sun experimentó a período de 70 años con casi ninguna actividad de la mancha solar.
Masa
Una de las estrellas más masivas sabidas es Eta Carinae, con 100– 150 épocas mÌas masa como el Sun; su vida útil es mismo short— solamente vario millón de años a lo más. Un estudio reciente del racimo de los arcos sugiere que 150 las masas solares son el límite superior para las estrellas en la era actual del universo. La razón de este límite no se sabe exacto, sino que es parcialmente debido a la luminosidad de Eddington que define la cantidad máxima de luminosidad que puede pasar a través de la atmósfera de una estrella sin la expulsión de los gases en espacio.Las primeras estrellas a formar después de que Big Bang pudo haber sido más grande, hasta 300 masas solares o más, debido a la ausencia completa de elementos más pesados que el litio en su composición. Esta generación de supermassive, estrellas de la población III está de largo extinta, sin embargo, y actual solamente teórico.
Con una masa solamente 93 épocas que de Júpiter, AB Doradus C, compañero a AB Doradus A, está la estrella sabida más pequeña que experimenta la fusión nuclear en su base. Para las estrellas con metallicity similar al Sun, la masa mínima teórica que la estrella puede tener, y todavía experimenta la fusión en la base, se estima para ser cerca de 75 veces la masa de Júpiter. Cuando el metallicity es muy bajo, sin embargo, un estudio reciente de las estrellas más débiles encontró que el tamaño mínimo de la estrella parece ser cerca de 8.3% de la masa solar, o cerca de 87 veces la masa de Júpiter. Por el contrario, el Sun gira solamente una vez cada &ndash 25; 35 días, con una velocidad ecuatorial de 1. El campo magnético de la estrella y el servicio estelar del viento para retrasar el índice de de una estrella de secuencia principal de rotación por una cantidad significativa como se desarrolla en el de secuencia principal.
Las estrellas degeneradas han contratado en una masa compacta, dando por resultado un índice rápido de rotación. Sin embargo tienen índices relativamente bajos de rotación comparados a qué sería esperada por la conservación del &mdash del ímpetu angular ; la tendencia de un cuerpo giratorio a compensar una contracción de tamaño aumentando su índice de vuelta. Una porción grande del ímpetu angular de la estrella se disipa como resultado de pérdida total a través del viento estelar. A pesar de esto, el índice de rotación para un pulsar puede ser muy rápido. El pulsar en el corazón de la nebulosa de cangrejo, por ejemplo, gira 30 veces por segundo. El índice de la rotación del pulsar retardará gradualmente debido a la emisión de la radiación.
Temperatura
La temperatura superficial de una estrella de secuencia principal es determinada por el índice de producción energética en la base y el radio de la estrella y estimada a menudo del índice de color de la estrella . Se da normalmente como la temperatura eficaz, que es la temperatura de un cuerpo negro idealizado que irradie su energía en la misma luminosidad por la superficie que la estrella. Observar que la temperatura eficaz es solamente un valor representativo, sin embargo, pues las estrellas tienen realmente un gradiente de temperatura que disminuya con el aumento de distancia de la base. La temperatura en la región de base de una estrella es varia million Kelvins (que existe como corriente constante de partículas eléctricamente cargadas, tales como partículas alfa libre de los protones y partículas beta que emanan de las capas externas de la estrella) y como corriente constante de los neutrinos que emanan de la base de la estrella.
La producción de energía en la base es la razón por la que las estrellas brillan tan brillantemente: cada vez que núcleos dos o más atómicos de un fusible del elemento juntos para formar un núcleo atómico de un nuevo elemento más pesado, fotones del rayo gama se lanzan de la reacción de fusión nuclear. Esta energía se convierte a otras formas de la energía electromágnetica, incluyendo la luz visible, para el momento en que alcance las capas externas de la estrella.
El color de una estrella, según lo determinado por la frecuencia máxima de la luz visible, depende de la temperatura de las capas externas de la estrella, incluyendo su fotosfera . Además de luz visible, las estrellas también emiten las formas de radiación electromágnetica que son invisibles al ojo humano . De hecho, la radiación electromágnetica estelar atraviesa el espectro electromágnetico entero, de las longitudes de onda más largas de las ondas de radio y infrarrojo a las longitudes de onda más cortas ultravioleta, de las radiografías y de los rayos gama. Todos los componentes de la radiación electromágnetica estelar, visible e invisible, son típicamente significativos.
Usar el espectro estelar, los astrónomos pueden también determinar la velocidad rotatoria superficial de la temperatura superficial, de la gravedad, del metallicity y de una estrella. Si la distancia de la estrella es sabida, por ejemplo midiendo la paralaje, después la luminosidad de la estrella puede ser derivado. La masa, el radio, la gravedad superficial, y el período de la rotación se pueden entonces estimar basaron en modelos estelares. (La masa se puede medir directo para las estrellas en los sistemas binarios . La técnica microlensing gravitacional también rendirá la masa de una estrella.) Con estos parámetros, los astrónomos pueden también estimar la edad de la estrella.
Luminosidad
En astronomía, la luminosidad es la cantidad de la luz, y otras formas de la energía radiante, una estrella irradian por la unidad del tiempo . La luminosidad de una estrella es determinada por el radio y la temperatura superficial. Sin embargo, muchas estrellas no irradian un &mdash uniforme del flujo ; la cantidad de energía irradió por area&mdash de la unidad; a través de su superficie entera. El rápido-giratorio Vega de la estrella, por ejemplo, tiene un flujo de una energía más alta en sus postes que a lo largo de su ecuador .
Los remiendos superficiales con una temperatura más baja y una luminosidad que promedio se conocen como starspots . Pequeñas, las estrellas enanas del tales como el Sun tienen generalmente esencialmente discos sin rasgos distintivos con solamente los pequeños starspots. Más grandes, las estrellas gigantes del tienen starspots mucho más grandes, mucho más obvios, y también exhiben el miembro estelar fuerte que obscurece . Es decir, el brillo disminuye hacia el borde del disco estelar. Las estrellas de llamarada del enano rojo tal como Ceti ULTRAVIOLETA pueden también poseer características prominentes del starspot.
Magnitud
considera también: Magnitud evidente,
absoluto de la magnitud
El brillo evidente de una estrella es medido por su magnitud evidente, que es el brillo de una estrella con respecto a la luminosidad de la estrella, a la distancia de la tierra, y a la alteración de la luz de la estrella pues pasa a través de la atmósfera de tierra. La magnitud intrínseca o absoluta es cuál sería la magnitud evidente una estrella si la distancia entre la tierra y la estrella era 10 parsec (32.6 años luz), y se relaciona directo con la luminosidad de una estrella.
Clasificación
Estrellas variables
considera también:
la estrella variable Las estrellas variables tienen cambios periódicos o al azar en luminosidad debido a características intrínsecas o extrínsecas. De las estrellas intrínseco variables, los tipos primarios se pueden subdividir en tres grupos principales.
Durante su evolución estelar, algunas estrellas pasan con las fases donde pueden convertirse en variables que pulsan. Las estrellas variables que pulsan varían en radio y luminosidad en un cierto plazo, ampliándose y contratando con los períodos que se extienden a partir de minutos a los años, dependiendo del tamaño de la estrella. Esta categoría incluye el Cepheid y cepheid-como las estrellas, y variables de período largo tales como Mira .
Las variables eruptivas son las estrellas que experimentan aumentos repentinos en luminosidad debido a llamaradas o acontecimientos totales de la eyección. Algunas Novas son también recurrentes, teniendo arrebatos periódicos de la amplitud moderada.
Mientras que los núcleos atómicos están fundidos en la base, emiten energía bajo la forma de rayos gama. Estos fotones obran recíprocamente con el plasma circundante, agregando a la energía termal en la base. Estrellas en el hidrógeno de secuencia principal del convertido en el helio, el crear proporción lentamente pero constantemente cada vez mayor de helio en la base. El contenido del helio llega a ser eventual predominante y la producción energética cesa en la base. En lugar, para las estrellas de más de 0.4 masas solares, la fusión ocurre en una cáscara lentamente de extensión alrededor de la base degenerada del helio.
Además de equilibrio hidrostático, el interior de una estrella estable también mantendrá un balance energético del equilibrio termal. Hay un gradiente de temperatura radial a través del interior ese los resultados en un flujo de la energía que fluye hacia el exterior. El flujo saliente de la energía que deja cualquier capa dentro de la estrella emparejará exactamente el flujo entrante de debajo.
La zona de la radiación es la región dentro del interior estelar donde está suficientemente eficiente la transferencia radiativa mantener el flujo de la energía. En esta región el plasma no será perturbada y cualquier movimiento total morirá hacia fuera. En caso contrario, sin embargo, entonces el plasma llega a ser inestable y la convección ocurrirá, formando una zona de la convección. Esto puede ocurrir, por ejemplo, en las regiones donde muy los flujos de alta energía ocurren, por ejemplo cerca de la base o en áreas con la alta opacidad como en el sobre externo. Las estrellas enanas rojas con menos de 0.4 masas solares son convectivas en todas partes, que previene la acumulación de una base del helio. La existencia de una corona aparece ser dependiente en una zona convectiva en las capas externas de la estrella.
Caminos de reacción de fusión nuclear
considera también:
estelar del nucleosynthesis
Ver también
; Asuntos generalesConstelaciones * mnemónicas para la clasificación de la estrella
Listas de las estrellas
Cuenta de la estrella
Astronomía estelar
Cronología de la astronomía estelar
; Tipos de estrellas
Calabozo
Straggler azul
Gigante brillante
Estrella del carbón
Estrella gigante
Hypergiant
Hypernova
Estrella de la hipervelocidad
Magnetar
Estrella de secuencia principal
Estrella de neutrón
Estrella del fugitivo
supergigante
Enano blanco
Estrella del Lobo-Rayet
; l tiempo y de la navegación Reloj sideral
La estrella registra * navegación estelar
; Otro
Centelleo del centelleo de la rima de cuarto de niños poca estrella
Estrellas y sistemas planetarios en la ficción
Estrellas en astrología
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