Estas esferas de gas emiten tres formas de energía hacia el
espacio, la radiación electromagnética, los neutrinos 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, titilantes.
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 (seeing).
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.
Descripción
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 límite de Eddington. Su luminosidad también tiene un rango muy amplio que
abarca entre una diezmilésima parte y tres millones de veces la luminosidad del
Sol.
Ciclo de vida
Mientras las interacciones se producen en el núcleo, éstas
sostienen el equilibrio hidrostático del cuerpo y la estrella mantiene su
apariencia iridiscente predicha por Niels Bohr en 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 finaliza 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 principio de exclusión de Pauli, produciéndose
una supernova.
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