title: Mercurio (elemento)

text: Se transporta en estado líquido, de acuerdo con el código europeo del Acuerdo ADR: [2809-80-8-8,Â66° c)]. Los contenedores deben cerrarse herméticamente. Se pueden emplear contenedores de acero, acero inoxidable, hierro, plásticos, vidrio o porcelana. Deben evitarse los contenedores de plomo, aluminio, cobre, estaño y zinc.


title: Mercurio (elemento)

text: Almacenar en áreas frías, secas, bien ventiladas, alejadas de la radiación solar y de fuentes de calor y/o ignición, ya que a temperaturas mayores de 40 °C produce vapor. Debe estar alejado de ácido nítrico concentrado, acetileno y cloro. Debe almacenarse en recipientes irrompibles de materiales resistentes a la corrosión y que sean compatibles.


title: Mercurio (elemento)

text: El mercurio puede amalgamarse accidentalmente con metales nobles como el oro, produciendo manchas sobre su superficie. Dado que el mercurio se evapora a unos 360 °C (de hecho, debe ser almacenado a una temperatura que no sobrepase los 40 °C para evitar la emanación de vapores), es posible eliminar una mancha (por ejemplo, de alguna joya) colocándola en la llama de un mechero y después puliéndola. Si la mancha es muy grande puede introducirse la joya en ácido nítrico concentrado o ácido sulfúrico concentrado (la joya debe ser de oro o platino, de lo contrario se disolverá). Los ácidos reaccionan con el mercurio, por lo que debe tenerse en cuenta que estas reacciones son exotérmicas y liberan vapores tóxicos.


title: Mercurio (elemento)

text: De acuerdo con la legislación de la Unión Europea en el etiquetado deben incorporarse las : R 23 ("Tóxico por inhalación") y R 33 ("Peligro de efectos acumulativos"). También deben incorporarse las : S 1/2 ("Consérvese bajo llave y manténgase fuera del alcance de los niños"), S 7 ("Manténgase el recipiente bien cerrado") y S 45 ("En caso de accidente o malestar, acuda inmediatamente al médico (si es posible, muéstrele la etiqueta)").


title: Mercurio (elemento)

text: Un total de 140 países acordaron en la el Programa de las Naciones Unidas para el Medio Ambiente (PNUMA) con el objeto de evitar emisiones peligrosas.


title: Mercurio (elemento)

text: En la Unión Europea, la directiva sobre la restricción del uso de ciertas sustancias peligrosas en aparatos eléctricos y electrónicos (véase RoHS) prohíbe el mercurio de ciertos productos eléctricos y electrónicos, y limita la cantidad de mercurio en otros productos a menos de 1000 ppm. También se han impuesto restricciones para la concentración de mercurio en los envases (el límite es de 100 ppm para suma de mercurio, plomo, cromo hexavalente y cadmio) y en las baterías (el límite es de 5 ppm). En julio de 2007, la Unión Europea prohibió también el mercurio en dispositivos de medición no eléctricos, tales como termómetros y barómetros. La prohibición sólo se aplica a nuevos dispositivos, y contiene excepciones para el sector de la atención sanitaria y un período de gracia de dos años para los fabricantes de barómetros. Noruega promulgó una prohibición total del uso de mercurio en la fabricación e importación/exportación de productos de mercurio, el 1 de enero de 2008. En 2002, se constató que varios lagos en Noruega presentaban un mal estado debido a la contaminación por mercurio, con un exceso de 1 µg/g de mercurio en sus sedimentos. En 2008, el Ministro de Desarrollo para el Medio Ambiente de Noruega, Erik Solheim, manifestó que: ""El mercurio es una de las toxinas ambientales más peligrosas. Alternativas satisfactorias al mercurio en los productos ya están disponibles, por lo que es apropiado introducir una prohibición"".


title: Mercurio (elemento)

text: Los productos que contienen mercurio fueron prohibidos en Suecia en 2009.


title: Mercurio (elemento)

text: En 2008, Dinamarca también prohibió la amalgama de mercurio dental, excepto para el relleno de la superficie de masticación de dientes permanentes, como los molares de adultos.


title: Mercurio (elemento)

text: En los Estados Unidos, la Agencia de Protección Ambiental (EPA) se encarga de regular y gestionar la contaminación por mercurio. Varias leyes confieren a la EPA esta autoridad. Además, en la normativa recogida en el ""Mercury-Containing and Rechargeable Battery Management Act"", aprobada en 1996, se retira paulatinamente el uso del mercurio en las pilas, y se prevé la eliminación eficiente y rentable de los muchos tipos de baterías usadas. Los países de América del Norte contribuyeron aproximadamente con el 11% del total de las emisiones globales antropogénicas de mercurio en 1995.


title: Mercurio (elemento)

text: La ""Clean Air Act"" (1990), aprobada en 1990, puso al mercurio en una lista de contaminantes tóxicos que necesitan ser controlados en la mayor medida posible. Por lo tanto, las industrias que liberan altas concentraciones de mercurio al medio ambiente han acordado en instalar el máximo alcanzable de las tecnologías de control (MACT). En marzo de 2005, la EPA promulgó una regulación que añadió las centrales eléctricas a la lista de fuentes que deben ser controladas e instituyó un sistema de "Comercio de derechos de emisión" nacional. Se dio de plazo hasta noviembre de 2006 para imponer controles más estrictos, pero después del desafío legal de varios estados, las regulaciones fueron derogadas por un tribunal federal de apelaciones el 8 de febrero de 2008. La norma no se considera suficiente para proteger la salud de las personas que viven cerca de las plantas de energía que queman carbón, dados los efectos negativos documentados en el "Informe al Congreso del Estudio de la EPA" de 1998. Sin embargo, nuevos datos publicados en 2015 mostraron que después de la introducción de controles más estrictos sobre el mercurio, este se redujo drásticamente, lo que indica que la Ley de Aire Limpio surtió el efecto deseado.


title: Mercurio (elemento)

text: La EPA anunció nuevas reglas para las plantas eléctricas de carbón el 22 de diciembre de 2011. Los hornos de cemento que queman residuos peligrosos se mantienen a un nivel de control menos estricto que las incineradoras estándar de residuos peligrosos, por lo que constituyen una fuente desproporcionada de la contaminación por mercurio.


title: Químico

text: Un químico es un científico especializado en la química. Los químicos estudian la composición de la materia y las propiedades que participan en su interacción, los productos resultantes, y la aplicación de estas propiedades en la vida del hombre como tal.


title: Químico

text: Son de especial interés para los químicos las propiedades de los compuestos, su reactividad, y su uso en campos como bioquímica, farmacología, industria cosmética, industria alimentaria, química de materiales, petroquímica, ingeniería, entre otras.


title: Químico

text: Los químicos utilizan sus conocimientos para aprender la composición y las propiedades de sustancias desconocidas; también para reproducir y sintetizar productos naturales en grandes cantidades y para crear nuevas sustancias artificiales mediante procesos rentables.


title: Químico

text: Los químicos pueden especializarse en diversas subdisciplinas de la química. Los metalúrgicos y los científicos de materiales deben compartir mucho de la educación y preparación seguidas por los químicos.


title: Químico

text: Los ingenieros químicos se relacionan con los procesos físicos necesarios para la producción industrial (calentamiento, refrigeración, mezcla, difusión, etc.) así como la separación y purificación de los productos, y trabajan con los químicos industriales y otros químicos en el desarrollo de nuevos procesos para estos productos.


title: Químico

text: La formación universitaria consiste, además de la formación en química, en una integración de ciencias auxiliares, donde se imparten asignaturas como física, matemáticas, química física, administración, legislación, bioquímica, entre otras.


title: Químico

text: Las licenciaturas que se relacionan con el campo de formación química son:


title: Químico

text: Los campos de especialización incluyen bioquímica, química orgánica, química inorgánica, química analítica, química teórica, química cuántica, química ambiental, química física, citoquímica, Fitoquímica y en algunos casos en microbiología y farmacia.


title: Químico

text: El campo laboral de un profesional de la química varía de acuerdo con el tipo de licenciatura cursada, su especialización, y los campos de aplicación de su rama. En general, el químico puede emplearse en cualquier proceso industrial donde se lleven a cabo reacciones de síntesis de compuestos de interés humano tales como: industria farmacéutica, industria petroquímica, industria cosmética, industria alimentaria, etc.


title: Químico

text: Los químicos especializados en ciencias de la salud humana, tales como Químicos clínicos, Químicos Bacteriólogos Parasitólogos, Químicos Farmacéuticos Biólogos, farmacéuticos, bioquímicos, bioquímicos diagnósticos, pueden trabajar en la síntesis, producción, venta y regulación en materia legal de medicamentos, análisis clínicos, desarrollo, investigación, docencia y capacitación continua de personal.A veces en español se hace un uso inadecuado del término químico como producto químico o sustancia química. Esto se debe a una mala traducción del inglés "chemical" como "químico", en vez de "producto químico" o "sustancia química".  Está recogido en Wikipedia como un ejemplo típico de , aunque este error es frecuente incluso en los medios de comunicación.


title: Estrella

text: Una estrella (del latín: "stella") es un esferoide luminoso de plasma que mantiene su forma debido a su propia gravedad. La estrella más cercana a la Tierra es el Sol. Otras estrellas son visibles a simple vista desde la Tierra durante la noche, apareciendo como una diversidad de puntos luminosos fijos en el cielo debido a su inmensa distancia de la misma. Históricamente, las estrellas más prominentes fueron agrupadas en constelaciones y asterismos, y las más brillantes fueron denominadas con nombres propios. Los astrónomos han recopilado un extenso catálogo, proporcionando a las estrellas designaciones estandarizadas. Sin embargo, la mayoría de las estrellas en el Universo, incluyendo todas las que están fuera de nuestra galaxia, la Vía Láctea, son invisibles a simple vista desde la Tierra. De hecho, la mayoría son invisibles desde nuestro planeta incluso a través de los telescopios de gran potencia.


title: Estrella

text: Durante al menos una parte de su vida, una estrella brilla debido a la fusión termonuclear del hidrógeno en helio en su núcleo, que libera energía la cual atraviesa el interior de la estrella y, después, se irradia hacia el espacio exterior. Casi todos los elementos naturales más pesados que el helio se crean por nucleosíntesis estelar durante la vida de una estrella y, en algunas de ellas, por nucleosíntesis de supernova cuando explotan. Cerca del final de su vida una estrella también puede contener materia degenerada. Los astrónomos pueden determinar la masa, edad, metalicidad (composición química) y muchas otras propiedades de las estrellas mediante la observación de su movimiento a través del espacio, su luminosidad y espectro, respectivamente. La masa total de una estrella es el principal determinante de su evolución y destino final. Otras características de las estrellas, incluyendo el diámetro y la temperatura, cambian a lo largo de su vida, mientras que el entorno de una estrella afecta a su rotación y movimiento. Una gráfica de dispersión de muchas estrellas que hace referencia a su luminosidad, magnitud absoluta, temperatura superficial y tipo espectral, conocido como el diagrama de Hertzsprung-Russell (Diagrama H-R), permite determinar la edad y el estado evolutivo de una estrella.


title: Estrella

text: La vida de una estrella comienza con el colapso gravitacional de una nebulosa gaseosa de material compuesto principalmente de hidrógeno, junto con helio y trazas de elementos más pesados. Cuando el núcleo estelar es lo suficientemente denso, el hidrógeno comienza a convertirse en helio a través de la fusión nuclear, liberando energía durante el proceso. Los restos del interior de la estrella portan la energía fuera del núcleo a través de una combinación de procesos de transferencia de calor por radiación y convección. La presión interna de la estrella evita que se colapse aún más bajo su propia gravedad. Cuando se agota el combustible de hidrógeno en el núcleo, una estrella con al menos 0,4 veces la masa del Sol se expandirá hasta convertirse en una gigante roja, en algunos casos fusionando elementos más pesados en el núcleo o en sus capas alrededor del núcleo (como el carbono o el oxígeno). Entonces la estrella evoluciona hasta una forma degenerada, expulsando una porción de su materia en el medio interestelar, donde contribuirá a la formación de una nueva generación de estrellas. Mientras tanto, el núcleo se convierte en un remanente estelar: una enana blanca, una estrella de neutrones, o (si es lo suficientemente masiva) un agujero negro.


title: Estrella

text: Los sistema binarios y multiestelares constan de dos o más estrellas que están unidas gravitacionalmente entre sí, y por lo general se mueven en torno a otra en órbitas estables. Cuando dos estrellas poseen una órbita relativamente cercana, su interacción gravitatoria puede tener un impacto significativo en su evolución. Las estrellas unidas gravitacionalmente entre sí pueden formar parte de estructuras mucho más grandes, como cúmulos estelares o galaxias.


title: Estrella

text: Históricamente, las estrellas han sido importantes para las civilizaciones en todo el mundo, han sido parte de las prácticas religiosas y se utilizaron para la navegación celeste y la orientación. Muchos astrónomos antiguos creían que las estrellas estaban fijadas permanentemente a una esfera celeste y eran inmutables. Por convención los astrónomos agrupaban las estrellas en constelaciones y las usaban para rastrear los movimientos de los planetas y la posición inferida del Sol. El movimiento del Sol contra las estrellas de fondo (y el horizonte) fue utilizado para crear calendarios, que podrían ser utilizados para regular las prácticas agrícolas. El calendario gregoriano, utilizado actualmente casi en todo el mundo, es un calendario solar basado en el ángulo del eje de rotación de la Tierra con respecto a su estrella local, el Sol.


title: Estrella

text: La carta estelar más antigua con fecha precisa fue un logro de la antigua astronomía egipcia en Los primeros catálogos de estrellas conocidos fueron compilados por los antiguos astrónomos babilónicos de Mesopotamia a finales del segundo milenio antes de Cristo, durante el período casita ("ca". 1531-1155 aC).


title: Estrella

text: El primer catálogo de estrellas en la astronomía griega fue creado por Aristilo aproximadamente en 300 a. C., con la ayuda de Timocharis. El catálogo de estrellas de Hiparco (siglo II aC) incluía 1020 estrellas, y se utilizó para ensamblar el catálogo de estrellas de Ptolomeo. Hiparco es conocido por el descubrimiento de la primera "nova" (nueva estrella) registrada. Muchas de las constelaciones y nombres de estrellas en uso hoy en día derivan de la astronomía griega.


title: Estrella

text: A pesar de la aparente inmutabilidad de los cielos, los astrónomos chinos fueron conscientes de que podrían aparecer nuevas estrellas. En 185 d.C., fueron los primeros en observar y escribir sobre una supernova, ahora conocida como SN 185. El evento estelar más brillante registrado de la historia fue la supernova SN 1006, que fue observada en 1006 y descrita por el astrónomo egipcio Ali ibn Ridwan y varios astrónomos chinos. La supernova SN 1054, que dio origen a la Nebulosa del Cangrejo, también fue observada por astrónomos chinos e islámicos.


title: Estrella

text: Los astrónomos islámicos medievales dieron nombres árabes a muchas estrellas que todavía se usan hoy e inventaron numerosos instrumentos astronómicos con los que poder calcular las posiciones de las estrellas. También construyeron los primeros grandes institutos de investigación y observatorios, principalmente con el propósito de producir catálogos "Zij" de estrellas. Entre ellos, el astrónomo persa Abd Al-Rahman Al Sufi escribió el "Libro de las Estrellas Fijas" (964), que observó varias estrellas, conglomerados de estrellas (incluidas los Omicron Velorum y los cúmulos de Brocchi) y galaxias (incluida la Galaxia de Andrómeda). Según A. Zahoor, en el siglo XI, el erudito polímata persa Abu Rayhan Biruni describió la galaxia de la Vía Láctea como una multitud de fragmentos que tenían las propiedades de estrellas nebulosas y en 1019 también dio las latitudes de varias estrellas durante un eclipse lunar.


title: Estrella

text: Según Josep Puig, el astrónomo andalusí Ibn Bajjah propuso que la Vía Láctea estaba formada por muchas estrellas que casi se tocaban entre sí y parecía ser una imagen continua debido al efecto de la refracción del material sublunar, citando su observación de la conjunción de Júpiter y Marte en 500AH (1106/1107d.C.) como evidencia.  Los primeros astrónomos europeos, como Tycho Brahe, identificaron nuevas estrellas en el cielo nocturno (más adelante denominadas "novas"), sugiriendo que los cielos no eran inmutables. En 1584, Giordano Bruno sugirió que las estrellas eran como el Sol y podrían tener otros planetas, posiblemente parecidos a la Tierra, en órbita alrededor de ellas, una idea que ya había sido sugerida anteriormente por los antiguos filósofos griegos, Demócrito y Epicuro, y por los cosmólogos islámicos medievales como Fakhr al-Din al-Razi. En el siglo siguiente la idea de que las estrellas eran iguales al Sol estaba llegando a un consenso entre los astrónomos. Para explicar por qué estas estrellas no ejercía ninguna fuerza gravitatoria neta sobre el sistema solar, Isaac Newton sugirió que las estrellas estaban igualmente distribuidas en todas las direcciones, una idea impulsada por el teólogo Richard Bentley.


title: Estrella

text: En 1667 el astrónomo italiano Geminiano Montanari registró variaciones observadas en la luminosidad de la estrella Algol. Edmond Halley publicó las primeras mediciones del movimiento propio de un par de estrellas "fijas" cercanas, demostrando que estas habían cambiado sus posiciones desde el tiempo de los antiguos astrónomos griego Ptolomeo e Hiparco.


title: Estrella

text: William Herschel fue el primer astrónomo que intentó determinar la distribución de las estrellas en el cielo. Durante la década de 1780 estableció una serie de indicadores en 600 direcciones y contó las estrellas observadas a lo largo de cada línea de visión. De esto dedujo que el número de estrellas se elevaba constantemente hacia un lado del cielo, en dirección al núcleo de la Vía Láctea. Su hijo John Herschel repitió este estudio en el hemisferio sur y encontró un aumento correspondiente en la misma dirección. Además de sus otros logros, William Herschel también destaca por su descubrimiento de que algunas estrellas no se encuentran simplemente a lo largo de la misma línea de visión,


title: Estrella

text: La ciencia de la espectroscopia astronómica fue iniciada por Joseph von Fraunhofer y Angelo Secchi. Comparando los espectros de estrellas como Sirio con el Sol, encontraron diferencias en la fuerza y el número de sus líneas de absorción —las líneas oscuras en un espectro estelar causadas por la absorción de la atmósfera de frecuencias específicas—. En 1865 Secchi comenzó a clasificar las estrellas por tipos espectrales. Sin embargo, la versión moderna del esquema de clasificación estelar fue desarrollado por Annie J. Cannon durante la década de 1900. La primera medición directa de la distancia a una estrella (61 Cygni a 11,4 años luz) fue realizada en 1838 por Friedrich Bessel usando la técnica de paralaje. Las mediciones de paralaje demostraron la gran separación de las estrellas en los cielos. La observación de las estrellas dobles ganó importancia creciente durante el siglo XIX. En 1834 Friedrich Bessel observó cambios en el movimiento propio de la estrella Sirio e infirió un compañero oculto. En 1899, Edward Pickering descubrió la primera binaria espectroscópica cuando observó la división periódica de las líneas espectrales de la estrella Mizar en un período de 104 días. Las observaciones detalladas de muchos sistemas estelares binarios fueron recogidas por astrónomos como Friedrich Georg, Wilhelm von Struve y S. W. Burnham, lo que permitió que las masas de las estrellas se determinaran a partir de la computación de los elementos orbitales. En 1827 Felix Savary dio la primera solución al problema de derivar una órbita de estrellas binarias a partir de observaciones telescópicas. El siglo XX vio avances cada vez más rápidos en el estudio científico de las estrellas. La fotografía se convirtió en una valiosa herramienta astronómica. Karl Schwarzschild descubrió que el color de una estrella, y por tanto su temperatura, podía determinarse comparando la magnitud visual con la magnitud fotográfica. El desarrollo del fotómetro fotoeléctrico permitió mediciones precisas de la magnitud en múltiples intervalos de longitud de onda. En 1921 Albert A. Michelson hizo las primeras mediciones de un diámetro estelar utilizando un interferómetro en el telescopio Hooker del Observatorio de Monte Wilson.


title: Estrella

text: Durante las primeras décadas del siglo XX se produjeron importantes trabajos teóricos sobre la estructura física de las estrellas. En 1913, se desarrolló el diagrama Hertzsprung-Russell, que impulsó el estudio astrofísico de las estrellas. Se desarrollaron modelos exitosos para explicar los interiores de las estrellas y la evolución estelar. En 1925 Cecilia Payne-Gaposchkin propuso por primera vez en su tesis doctoral que las estrellas están hechas principalmente de hidrógeno y helio. Los espectros de las estrellas fueron entendidos más a fondo a través de los avances en la física cuántica. Esto permitió determinar la composición química de la atmósfera estelar.


title: Estrella

text: Con la excepción de las supernovas, las estrellas individuales han sido observadas principalmente en el Grupo Local, y especialmente en la parte visible de la Vía Láctea (como lo demuestran los detallados catálogos de estrellas disponibles para nuestra galaxia). Pero se han observado algunas estrellas en la galaxia M100 del cúmulo de Virgo, a unos 100 millones de años luz de la Tierra. En el Supercúmulo Local es posible ver cúmulos de estrellas, y los telescopios actuales podrían, en principio, observar estrellas individuales débiles en el Grupo Local (ver Cefeidas). Sin embargo, fuera del Supercúmulo local de galaxias, no se han observado ni estrellas ni cúmulos de estrellas. La única excepción es una débil imagen de un gran cúmulo estelar que contiene cientos de miles de estrellas situadas a una distancia de un billón de años luz, diez veces más lejos del grupo de estrellas más distante observado anteriormente.


title: Estrella

text: El concepto de constelación ya era conocido durante el período babilónico. Los antiguos observadores del cielo imaginaron que la disposición de las estrellas destacadas formaba dibujos, y los asociaron con aspectos particulares de la naturaleza o de sus mitos. Doce de estas formaciones estaban situadas a lo largo del plano de la eclíptica y se convirtieron en la base de la astrología. Muchas de las estrellas individuales más prominentes también recibieron nombres, particularmente con designaciones árabes o latinas.


title: Estrella

text: Así como ciertas constelaciones y el Sol mismo, las estrellas individuales tienen sus propios mitos. Para los antiguos griegos, algunas «estrellas», conocidas como planetas (griego πλανήτης (planētēs, que significa «vagabundo»), representaban varias deidades importantes, de las cuales se tomaron los nombres de los planetas Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno. (Urano y Neptuno también eran dioses griegos y romanos, pero ninguno de los dos fue conocido en la antigüedad debido a su bajo brillo y sus nombres fueron asignados por astrónomos posteriores).


title: Estrella

text: Hacia 1600 los nombres de las constelaciones se usaron para nombrar las estrellas en las regiones correspondientes del cielo. El astrónomo alemán Johann Bayer creó una serie de mapas estelares y aplicó letras griegas como designaciones de las estrellas en cada constelación. Más tarde fue inventado un sistema de numeración basado en la ascensión recta de la estrella y se agregó al catálogo de estrellas de John Flamsteed en su libro "Historia coelestis Britannica" (la edición de 1712), por lo que este sistema de numeración llegó a llamarse "denominación de Flamsteed" o "numeración de Flamsteed".


title: Estrella

text: La única autoridad internacionalmente reconocida para designar los cuerpos celestes es la Unión Astronómica Internacional (IAU). Esta asociación mantiene el Grupo de Trabajo sobre Nombres de Estrellas (WGSN) que cataloga y normaliza los nombres propios de las estrellas. Diversas compañías privadas venden nombres de estrellas, lo que la Biblioteca Británica llama una empresa comercial no regulada. La AIU se ha desvinculado de esta práctica comercial y estos nombres no son reconocidos ni por la IAU, ni por los astrónomos profesionales ni por la comunidad de astrónomos aficionados. Una de esas firmas es "International Star Registry" (Registro Internacional de Estrellas), que durante la década de 1980 fue acusada de prácticas engañosas por hacer parecer que el nombre asignado era oficial. Esta práctica de ISR, ahora interrumpida, fue informalmente etiquetada como una estafa y un fraude, y el Departamento de Asuntos del Consumidor de la Ciudad de Nueva York emitió una advertencia contra ISR por involucrarse en una práctica comercial engañosa.


title: Estrella

text: Aunque los parámetros estelares puedan expresarse en unidades SI o unidades CGS, muchas veces es más conveniente expresar la masa, la luminosidad y el radio en unidades solares, sobre la base de las características del Sol. En el año 2015 la UAI definió un conjunto de valores nominales solares (definidos como constantes SI, sin incertidumbres) que pueden ser utilizados para citar parámetros estelares:


title: Estrella

text: La masa solar M no fue definida explícitamente por la UAI debido a la gran incertidumbre relativa (10) de la constante gravitatoria newtoniana G. Sin embargo, dado que el producto de la constante gravitatoria newtoniana y la masa solar conjunta (GM) ha sido determinado con una precisión mucho mayor, la IAU definió el parámetro de masa solar "nominal" como:


title: Estrella

text: Sin embargo se puede combinar el parámetro de masa solar nominal con la estimación CODATA más reciente (2014) de la constante gravitatoria newtoniana G para obtener una masa solar de aproximadamente 1.9885 × 10kg. Aunque los valores exactos de la luminosidad, el radio, el parámetro de masa y la masa pueden variar ligeramente en el futuro debido a las incertidumbres observacionales, las constantes nominales de IAU de 2015 seguirán siendo los mismos valores SI, ya que siguen siendo útiles para citar parámetros estelares.


title: Estrella

text: Las longitudes grandes, como el radio de una estrella gigante o el eje semi-mayor de un sistema estelar binario, se expresan muchas veces en términos de la unidad astronómica —aproximadamente igual a la distancia media entre la Tierra y el Sol (150 millones de km o aproximadamente 93 millones de millas)—. En 2012 la AIU definió la como una longitud exacta en metros: 149597870700m.


title: Estrella

text: Las estrellas se condensan en las regiones del espacio de mayor densidad, aunque esas regiones son menos densas que el interior de una cámara de vacío. Dichas regiones, conocidas como nubes moleculares, consisten principalmente en hidrógeno, con alrededor de 23 a 28 por ciento de helio y algunos elementos más pesados. Un ejemplo de estas regiones de formación de estrellas es la Nebulosa de Orión. La mayoría de las estrellas se forman en grupos de decenas a cientos de miles de estrellas.


title: Estrella

text: Las estrellas masivas de estos grupos pueden iluminar poderosamente esas nubes, ionizar el hidrógeno y crear regiones H II. Tales efectos de retroalimentación, a partir de la formación estelar, pueden finalmente interrumpir la nube e impedir la formación de estrellas adicionales.


title: Estrella

text: Todas las estrellas pasan la mayor parte de su existencia como estrellas de la "secuencia principal", alimentadas sobre todo por la fusión nuclear del hidrógeno en el helio dentro de sus núcleos. Sin embargo las estrellas de diferentes masas tienen propiedades marcadamente diferentes en varias etapas de su desarrollo. El destino final de las estrellas más masivas difiere del de las estrellas menos masivas, al igual que sus luminosidades y el impacto que tienen en su entorno, por lo que los astrónomos suelen agrupar las estrellas por su masa:La formación de una estrella comienza con la inestabilidad gravitacional dentro de una nube molecular causada por regiones de mayor densidad —muchas veces desencadenada por la compresión de las nubes por radiación de estrellas masivas, por la expansión de burbujas en el medio interestelar, por la colisión de diferentes nubes moleculares o por la colisión de galaxias (como en una galaxia con brote estelar)—. Cuando una región alcanza una densidad suficiente de materia como para satisfacer los criterios de la inestabilidad de Jeans, comienza a colapsarse bajo su propia fuerza gravitatoria.


title: Estrella

text: A medida que la nube colapsa, los conglomerados individuales de polvo denso y gas forman un "glóbulo de Bok". Cuando este colapsa y aumenta la densidad, la energía gravitacional se convierte en calor y aumenta la temperatura. Cuando la nube protoestelar ha alcanzado aproximadamente la condición estable del equilibrio hidrostático, se forma una protoestrella en el núcleo.


title: Estrella

text: Generalmente estas estrellas de la secuencia pre-principal están rodeadas por un disco protoplanetario y alimentadas principalmente por la conversión de energía gravitacional. Su período de contracción gravitacional dura alrededor de 10 a 15 millones de años. Las estrellas tempranas de menos de 2M se llaman estrellas T Tauri, mientras que aquellas con mayor masa son las estrellas Herbig Ae/Be. Estas estrellas recién formadas emiten chorros de gas a lo largo de su eje de rotación, lo que puede reducir el momento angular de la estrella colapsante y dar lugar a pequeñas manchas de nebulosidad conocidas como objetos Herbig-Haro. Estos chorros, en combinación con la radiación de estrellas masivas cercanas, pueden ayudar a alejar la nube circundante de la cual se formó la estrella.


title: Estrella

text: Al principio de su desarrollo las estrellas T Tauri siguen la trayectoria de Hayashi: se contraen y disminuyen en luminosidad mientras permanecen aproximadamente a la misma temperatura.


title: Estrella

text: Se observa que la mayoría de las estrellas forman parte de sistemas estelares binarios y las propiedades de estos sistemas son el resultado de las condiciones en las que se formaron.


title: Estrella

text: Una nube de gas debe perder su momento angular para colapsar y formar una estrella. La fragmentación de la nube en múltiples estrellas distribuye parte de ese momento angular. Estas interacciones tienden a dividir más los sistemas binarios separados (blandos), mientras también causan que los sistemas duros pasen a estar vinculados más estrechamente. Esto produce la separación de los sistemas binarios en sus dos distribuciones de poblaciones observadas.


title: Estrella

text: Las estrellas consumen alrededor del 90% de su existencia fusionando hidrógeno en helio a altas temperaturas y en reacciones de alta presión cerca del núcleo. Se afirma que dichas estrellas están en la secuencia principal, y se llaman estrellas enanas. A partir de la secuencia principal de la edad cero, la proporción de helio en el núcleo de una estrella aumentará constantemente, así como también la tasa de fusión nuclear en el núcleo también aumentará lentamente, al igual que la temperatura y luminosidad de la estrella. El Sol, por ejemplo, se estima que ha aumentado en luminosidad en un 40% desde que alcanzó la secuencia principal hace 4600 millones (4.6 × 10) de años atrás.


title: Estrella

text: Cada estrella genera un viento estelar de partículas que causa un flujo continuo de gas hacia el espacio. Para la mayoría de las estrellas, la masa perdida es insignificante. El Sol pierde 10M cada año, o alrededor de 0.01% de su masa total durante toda su vida. Sin embargo las estrellas muy masivas pueden perder 10-7 a 10-5M☉ cada año, lo que afecta significativamente a su evolución. Las estrellas que comienzan con más de 50M pueden perder más de la mitad de su masa total mientras están en la secuencia principal.


title: Estrella

text: El tiempo que una estrella consume en la secuencia principal depende principalmente de la cantidad de combustible que tiene y de la velocidad a la que lo fusiona. Se espera que el Sol viva 10 mil millones (10) años. Las estrellas masivas consumen su combustible muy rápidamente y son de corta vida. Las estrellas de baja masa consumen su combustible muy lentamente. Las estrellas de menos de 0,25M, llamadas enanas rojas, son capaces de fusionar casi toda su masa, mientras que las estrellas de alrededor de 1M solo pueden fusionar alrededor del 10% de su masa. La combinación de su lento consumo de combustible y su suministro relativamente grande de combustible utilizable permite que las estrellas de baja masa duren alrededor de un billón (10) años; las de más de 0,08M durarán alrededor de 12 billones de años.  Las enanas rojas se vuelven más calientes y luminosas cuando acumulan helio. Cuando finalmente se quedan sin hidrógeno, se contraen en una enana blanca y disminuye su temperatura. Sin embargo, dado que la vida útil de estas estrellas es mayor que la edad actual del universo (13,8 mil millones de años), no se espera que las estrellas menores de aproximadamente 0,85M se hayan movido de la secuencia principal.


title: Estrella

text: Además de la masa, los elementos más pesados que el helio pueden desempeñar un papel significativo en la evolución de las estrellas. Los astrónomos etiquetan todos los elementos más pesados que los "metales" de helio, y llaman metalicidad a la concentración química de estos elementos en una estrella. La metalicidad de una estrella puede influir en el tiempo que tarda la estrella en quemar su combustible y controla la formación de sus campos magnéticos, lo que afecta a la fuerza de su viento estelar. Las estrellas más viejas de la población II tienen sustancialmente menos metalicidad que las estrellas más jóvenes de la población I debido a la composición de las nubes moleculares de las que se formaron. Con el tiempo, tales nubes se enriquecen cada vez más en elementos más pesados a medida que las estrellas más viejas mueren y desprenden porciones de sus atmósferas.


title: Estrella

text: A medida que las estrellas de al menos 0,4M agotan su suministro de hidrógeno en su núcleo, comienzan a fusionar hidrógeno en una zona fuera del núcleo de helio. Sus capas externas se expanden y se refrescan enormemente a medida que forman una gigante roja. En unos 5000 millones de años, cuando el Sol entre en la fase de quema de helio, se expandirá hasta un radio máximo de aproximadamente 1 unidad astronómica (150 millones de kilómetros), 250 veces su tamaño actual y perderá el 30% de su masa actual.


title: Estrella

text: A medida que la combustión de la capa de hidrógeno produce más helio, el núcleo aumenta en masa y temperatura. En una gigante roja de hasta 2,25"M", la masa del núcleo de helio se degenera antes de la fusión de helio. Finalmente, cuando la temperatura aumenta lo suficiente, comienza de manera explosiva la fusión de helio en lo que se llama un flash de helio, y la estrella se contrae rápidamente en radio, aumenta su temperatura superficial y se mueve a la rama horizontal del diagrama HR. Para las estrellas más masivas, la fusión del núcleo de helio comienza antes de que el núcleo se degenere, y la estrella pasa algún tiempo en el apelotonamiento rojo, quemando helio lentamente antes de que la envoltura convectiva externa se colapse y la estrella se mueva a la rama horizontal.


title: Estrella

text: Después de que la estrella haya fusionado el helio de su núcleo, se fusiona el producto de carbono produciendo un núcleo caliente con una envoltura externa de helio de fusión. Entonces la estrella sigue una trayectoria evolutiva llamada rama asintótica gigante (AGB) que es paralela a la otra fase gigante roja descrita, pero con una luminosidad más alta. Las estrellas de AGB más masivas pueden experimentar un breve período de fusión de carbono antes de que el núcleo se degenere.


title: Estrella

text: Durante su fase de quema de helio, una estrella de más de nueve masas solares se expande para formar primero una supergigante azul y luego una roja. Las estrellas particularmente masivas pueden evolucionar a una estrella de Wolf-Rayet, caracterizada por espectros dominados por líneas de emisión de elementos más pesados que el hidrógeno que han alcanzado la superficie debido a la fuerte convección y a la intensa pérdida de masa.


title: Estrella

text: Cuando el helio se agota en el núcleo de una estrella masiva, el núcleo se contrae y la temperatura y presión se elevan lo suficiente como para fusionar el carbono (véase proceso de combustión del carbono). Este proceso continúa, con las etapas sucesivas alimentadas por neón (ver proceso de combustión del neón), oxígeno (véase proceso de combustión del oxígeno) y silicio (véase proceso de combustión de silicio). Cerca del final de la vida de la estrella, la fusión continúa a lo largo de una serie de capas consecutivas dentro de una estrella masiva. Cada capa fusiona un elemento diferente; la capa más externa fusiona el hidrógeno, la siguiente fusiona el helio, y así sucesivamente.


title: Estrella

text: La etapa final se produce cuando una estrella masiva comienza a producir hierro. Dado que los núcleos de hierro están más estrechamente unidos que cualquier núcleo más pesado, cualquier fusión más allá del hierro no produce una liberación neta de energía. Tal proceso continúa en un grado muy limitado, pero consume energía. Del mismo modo, puesto que los núcleos están más estrechamente unidos que todos los núcleos más ligeros, dicha energía no puede ser liberada por fisión.


title: Estrella

text: A medida que el núcleo de una estrella se contrae, aumenta la intensidad de la radiación de esa superficie, creando una presión de radiación tal en la capa externa del gas que empujará a esas capas, formando una nebulosa planetaria. Si lo que queda después de que la atmósfera exterior se haya desprendido sea inferior a 1,4"M", se reduce a un objeto relativamente pequeño. del tamaño de la Tierra, conocido como enana blanca. Las enanas blancas carecen de masa suficiente como para que se produzca una compresión gravitacional adicional. La materia degenerada de electrones dentro de una enana blanca ya no es un plasma, a pesar de que las estrellas son generalmente conocidas como esferoides de plasma. Finalmente las enanas blancas se desvanecen en enanas negras durante un período de tiempo muy largo.


title: Estrella

text: En las estrellas más grandes la fusión continúa hasta que el núcleo de hierro haya crecido tanto (más de 1,4"M") que ya no pueda soportar su propia masa. Este núcleo se colapsará de repente a medida que sus electrones sean impulsados a sus protones, formando neutrones, neutrinos y rayos gamma en una explosión de captura de electrones y desintegración beta inversa. La onda de choque formada por este repentino colapso hace que el resto de la estrella explote en una supernova. Estas se vuelven tan brillantes que pueden eclipsar brevemente a toda la galaxia natal de la estrella. Cuando ocurren dentro de la Vía Láctea, las supernovas han sido históricamente descritas por observadores a simple vista como "nuevas estrellas" donde aparentemente antes no existía ninguna .


title: Estrella

text: Una explosión de supernova expulsa las capas exteriores de la estrella dejando un remanente tal como la Nebulosa del Cangrejo. El núcleo se comprime en una estrella de neutrones que a veces se manifiesta como púlsar o erupción de rayos X. En el caso de las estrellas más grandes el remanente es un agujero negro mayor de 4"M". En una estrella de neutrones la materia está en un estado conocido como materia degenerada de neutrones, con una forma más exótica de materia degenerada, la materia QCD, presente posiblemente en el núcleo. Dentro de un agujero negro la materia se encuentra en un estado que no es posible entender actualmente.


title: Estrella

text: En las capas externas desprendidas de estrellas moribundas se incluyen elementos pesados que pueden ser reciclados durante la formación de nuevas estrellas. Estos elementos pesados permiten la formación de planetas rocosos. El flujo de salida de las supernovas y el viento estelar de las grandes estrellas desempeñan un papel importante en la formación del medio interestelar.


title: Estrella

text: La evolución posterior a la secuencia principal de las estrellas binarias puede ser significativamente diferente de la evolución de las estrellas individuales de la misma masa. Si las estrellas en un sistema binario son suficientemente cercanas, cuando una de las estrellas se expande para convertirse en una gigante roja puede desbordar su lóbulo de Roche, la región alrededor de una estrella donde el material está gravitacionalmente ligado a esa estrella, lo que lleva a la transferencia de material de una a otra. Cuando se traspasa el lóbulo de Roche puede producirse una variedad de fenómenos como estrellas binarias de contacto, binarias de envoltura común, variables cataclísmicas y supernovas del tipo Ia.


title: Estrella

text: Las estrellas no se distribuyen uniformemente a través del universo sino que se agrupan normalmente en galaxias junto con el gas y el polvo interestelar. Una galaxia típica contiene cientos de miles de millones de estrellas, y hay más de 100 mil millones (10) de galaxias en el universo observable. En 2010, una estimación del número de estrellas en el universo observable fue de casi un tercio de cuatrillón (). Aunque a menudo se cree que las estrellas solo existen dentro de las galaxias, se han descubierto estrellas intergalácticas.


title: Estrella

text: Un sistema multiestelar consiste en dos o más estrellas ligadas gravitacionalmente que orbitan entre sí. El sistema multiestelar más simple y más común es una estrella binaria, pero también se encuentran sistemas de tres o más estrellas. Por razones de estabilidad orbital, tales sistemas de múltiples estrellas se organizan muchas veces en conjuntos jerárquicos de estrellas binarias. También existen grupos más grandes, llamados cúmulos estelares, que van desde asociaciones estelares sueltas con solo unas cuantas estrellas hasta enormes cúmulos globulares con cientos de miles de estrellas. Tales sistemas orbitan su galaxia de acogida.


title: Estrella

text: Desde hace mucho tiempo se ha asumido que la mayoría de las estrellas se encuentran en los sistemas de múltiples estrellas ligadas gravitacionalmente. Esto es particularmente cierto para estrellas de clase O y B muy masivas, donde se cree que el 80% de las estrellas son parte de sistemas de múltiples estrellas.  La proporción de sistemas de una sola estrella aumenta con la disminución de la masa estelar, de modo que se sabe que solo el 25% de las enanas rojas tienen compañeras estelares. Debido a que el 85% de todas las estrellas son enanas rojas, la mayoría de las estrellas en la Vía Láctea son posiblemente únicas desde su nacimiento.


title: Estrella

text: La estrella más cercana a la Tierra, aparte del Sol, es Próxima Centauri, que está a 39,9 billones de kilómetros, o 4,2 años luz. Viajando a la velocidad orbital del transbordador espacial (8 kilómetros por segundo, casi 30000 kilómetros por hora), se tardaría unos 150000 años en llegar. Esto es típico de separaciones estelares en discos galácticos. Las estrellas pueden estar mucho más cercanas entre sí en los centros de las galaxias y en los cúmulos globulares, o mucho más lejos en los halos galácticos.


title: Estrella

text: Debido a las distancias relativamente grandes entre las estrellas fuera del núcleo galáctico, se cree que las colisiones entre estrellas son raras. En regiones más densas como el núcleo de los cúmulos globulares o el centro galáctico, las colisiones pueden ser más comunes. Tales colisiones pueden producir lo que se conoce como rezagadas azules. Estas estrellas anómalas tienen una temperatura superficial más alta que las otras estrellas de la secuencia principal con la misma luminosidad del cúmulo al que pertenecen.


title: Estrella

text: Las estrellas pueden estar ligadas gravitacionalmente 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% para 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 galáctico o bien pueden ser fruto de brotes de formación estelar (se sabe que la mayoría de las estrellas se forman en grupos). Tradicionalmente, en la Vía Láctea se distinguían dos tipos: (1) los cúmulos globulares, que son viejos, se encuentran en el halo y contienen de centenares de miles a millones de estrellas y (2) 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 ha sido cuestionada al descubrirse en el disco de la Vía Láctea cúmulos estelares jóvenes como Westerlund 1 o NGC 3603 con un número de estrellas similar al de un cúmulo globular. Esos cúmulos masivos y jóvenes se encuentran también en otras galaxias; algunos ejemplos son 30 Doradus en la Gran Nube de Magallanes y NGC 4214-I-A en NGC 4214.


title: Estrella

text: No todas las estrellas mantienen uniones gravitatorias estables; algunas, igual que el Sol, viajan solitarias, separándose mucho de la agrupación estelar en la que se formaron. Estas estrellas aisladas responden 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.


title: Estrella

text: Normalmente las estrellas no están distribuidas uniformemente en el universo, a pesar de lo que pueda parecer a simple vista, sino agrupadas en galaxias. Una galaxia espiral típica, como la Vía Láctea, 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 solo 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 las estrellas se concentran en el disco galáctico y dentro de este en una región central, el bulbo galáctico, que se sitúa en la constelación de Sagitario.


title: Estrella

text: A pesar de las enormes distancias que separan a 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 astros» ("The American Encyclopedia"). Las estrellas fueron la única forma que tuvieron los marinos para situarse en alta mar hasta el advenimiento de los sistemas electrónicos de posicionamiento hacia mediados del siglo XX. Véase Estrella (náutica).


title: Estrella

text: Casi todo lo relacionado con una estrella está determinado por su masa inicial, incluyendo características tales como su luminosidad, tamaño, evolución, vida útil y destino final.


title: Estrella

text: La mayor parte de las estrellas tienen entre 1000 y 11000 millones de años de antigüedad. Algunas estrellas pueden incluso estar cerca de los 13800 millones de años, la edad observada del universo. La estrella más antigua descubierta hasta ahora, HD 140283, apodada estrella de Matusalén, tiene una edad estimada de 14,46 ± 0,8 billones de años. (Debido a la incertidumbre en el valor, esta edad para la estrella no entra en conflicto con la edad del Universo, determinada por el satélite Planck como 13799 ± 0.021).


title: Estrella

text: Cuanto más masiva es la estrella, más corta es su vida, principalmente porque las estrellas masivas tienen una mayor presión sobre sus núcleos, lo que hace que quemen el hidrógeno más rápidamente. Las estrellas más masivas duran un promedio de unos pocos millones de años, mientras que las estrellas de masa mínima (enanas rojas) queman su combustible muy lentamente y pueden durar de decenas a cientos de miles de millones de años.


title: Estrella

text: Cuando se forman estrellas en la actual galaxia de la Vía Láctea, están compuestas por un 71% de hidrógeno y un 27% de helio, medido en masa, con una pequeña fracción de elementos más pesados. Típicamente, la porción de elementos pesados se mide en términos del contenido de hierro de la atmósfera estelar, ya que el hierro es un elemento común y sus líneas de absorción son relativamente fáciles de medir. La porción de elementos más pesados puede ser un indicador de la probabilidad de que la estrella tenga un sistema planetario.


title: Estrella

text: La estrella con el contenido de hierro más bajo jamás medido es la enana HE1327-2326, con solo 1/200000º del contenido de hierro del Sol. Por el contrario, la estrella rica en el super-metal μ Leonis tiene casi el doble de abundancia de hierro que el Sol, mientras que la estrella planetaria 14 Herculis tiene casi el triple del hierro.


title: Estrella

text: También existen estrellas químicamente peculiares que muestran abundancias inusuales de ciertos elementos en su espectro, especialmente cromo y tierras raras. Las estrellas con atmósferas exteriores más frías, incluido el Sol, pueden formar varias moléculas diatómicas y poliatómicas.


title: Estrella

text: Debido a su gran distancia de la Tierra, todas las estrellas excepto el Sol aparecen a simple vista como puntos brillantes en el cielo nocturno que titilan debido al efecto de la atmósfera de la Tierra. El Sol es también una estrella, pero está lo suficientemente cerca de la Tierra como para aparecer como un disco y proporcionar la luz natural. Aparte del Sol, la estrella con el mayor tamaño aparente es R Doradus, con un diámetro angular de solo 0,057 segundos de arco.


title: Estrella

text: Los discos de la mayoría de las estrellas son demasiado pequeños en tamaño angular como para ser observados con los actuales telescopios ópticos terrestres, por lo que se requieren telescopios interferómetricos para obtener imágenes de estos objetos. Otra técnica para medir el tamaño angular de las estrellas es a través de la ocultación. Mediante la medición exacta de la caída del brillo de una estrella que va siendo ocultada por la Luna (o el aumento de brillo cuando reaparece), se puede calcular su diámetro angular.


title: Estrella

text: El tamaño de las estrellas varía desde de las estrellas de neutrones, que tienen de 20 a 40km de diámetro, hasta las supergigantes como Betelgeuse en la constelación de Orión, con un diámetro aproximadamente 1070 veces el del Sol —alrededor de 1490171880km (925949878mi)— aunque con una densidad mucho más baja que el Sol.


title: Estrella

text: El movimiento de una estrella en relación con el Sol puede proporcionar información útil sobre el origen y la edad de una estrella, así como sobre la estructura y evolución de la galaxia circundante. Los componentes del movimiento de una estrella consisten en la velocidad radial hacia o desde el Sol, y el movimiento angular transversal, que se denomina movimiento propio.


title: Estrella

text: La velocidad radial se mide por el desplazamiento Doppler de las líneas espectrales de la estrella y se da en unidades de km/s. El movimiento propio de una estrella, su paralaje, está determinado por mediciones astrométricas precisas en unidades de mili-segundos de arco ("mas", por sus siglas en inglés) por año. Conociendo el paralaje de la estrella y su distancia, se puede calcular la velocidad de movimiento propio. Junto con la velocidad radial se puede calcular la velocidad total. Es probable que las estrellas con altas tasas de movimiento propio estén relativamente cerca del Sol, lo que las convierte en buenas candidatas para las mediciones de paralaje.


title: Estrella

text: Cuando se conocen ambas velocidades de movimiento, se puede calcular la velocidad espacial de la estrella en relación con el Sol o la galaxia. Entre las estrellas cercanas, se ha encontrado que por lo general las estrellas más jóvenes de la población I tienen velocidades más bajas que las estrellas más viejas de la población II. La comparación de la cinemática de las estrellas cercanas permitió a los astrónomos trazar su origen a puntos comunes en nubes moleculares gigantes, y se denominan asociaciones estelares.


title: Estrella

text: El campo magnético de una estrella se genera dentro de las regiones del interior donde ocurre la circulación convectiva. Este movimiento del plasma conductor funciona como una dinamo, donde el movimiento de las cargas eléctricas induce campos magnéticos, al igual que una dinamo mecánica. Esos campos magnéticos tienen un gran alcance que se extiende a través y más allá de la estrella. La intensidad del campo magnético varía con la masa y composición de la estrella, y la cantidad de actividad superficial magnética depende de la velocidad de rotación de la estrella. Esta actividad superficial produce manchas estelares, que son regiones de campos magnéticos fuertes con temperaturas superficiales inferiores a las normales. Los bucles coronales arquean las líneas de flujo del campo magnético que se elevan de la superficie de una estrella a la atmósfera exterior de la misma, su corona. Los bucles coronales se pueden ver debido al plasma que conducen por toda su longitud. Las erupciones estelares son explosiones de partículas de alta energía que se emiten debido a la misma actividad magnética.


title: Estrella

text: Las estrellas jóvenes que giran rápidamente tienden a tener altos niveles de actividad superficial debido a su campo magnético. El campo magnético puede actuar sobre el viento estelar de una estrella, funcionando como un freno que disminuye gradualmente y con el tiempo la velocidad de rotación. Así, las estrellas más viejas como el Sol tienen una velocidad de rotación mucho más lenta y un nivel más bajo de actividad superficial. Los niveles de actividad de las estrellas que giran lentamente tienden a variar de una manera cíclica y pueden interrumpirse por completo por periodos de tiempo. Por ejemplo, durante el Mínimo de Maunder, el Sol sufrió un período de 70 años sin casi ninguna actividad de manchas solares.


title: Estrella

text: Una de las estrellas más masivas conocidas es Eta Carinae, que, con 100-150 veces más masa que el Sol, tendrá una vida de solo varios millones de años. Los estudios de los cúmulos abiertos más masivos sugieren 150M como límite superior para las estrellas en la era actual del universo. Esto representa un valor empírico para el límite teórico sobre la masa de estrellas en formación debido a la creciente presión de radiación sobre la nube de gas de acreción. Se han medido varias estrellas en el cúmulo R136 en la Gran Nube de Magallanes con masas más grandes, pero se ha determinado que podrían haber sido creadas a través de la colisión y fusión de estrellas masivas en sistemas binarios cercanos, evitando el límite de 150M en la formación de estrellas masivas. Las primeras estrellas que se formaron después del Big Bang pudieron haber sido más grandes, hasta 300M, debido a la ausencia completa de elementos más pesados que el litio en su composición. Es probable que esta generación de estrellas supermasivas de la población III haya existido en el universo muy temprano (es decir, se observa que tienen un alto desplazamiento al rojo) y puede haber comenzado la producción de elementos químicos más pesados que el hidrógeno que son necesarios para la posterior formación de planetas y vida. En junio de 2015, los astrónomos informaron de la evidencia de estrellas de la población III en la galaxia Cosmos Redshift 7 en "z"=6,60.


title: Estrella

text: Con una masa solo 80 veces mayor que la de Júpiter ("M"), 2MASS J0523-1403 es la estrella más pequeña conocida que experimenta fusión nuclear en su núcleo. Para las estrellas con metalicidad similar a la del Sol, la masa mínima teórica que la estrella puede tener y todavía sufrir fusión en el núcleo, se estima que es de unos 75"M". Sin embargo, cuando la metalicidad es muy baja, el tamaño mínimo de las estrellas parece ser alrededor del 8,3% de la masa solar, o alrededor de 87"M". Los cuerpos más pequeños llamados enanas marrones, ocupan un área gris mal definida entre las estrellas y los gigantes gaseosos.


title: Estrella

text: La combinación del radio y la masa de una estrella determina su gravedad superficial. Las estrellas gigantes tienen una gravedad superficial mucho menor que las estrellas de la secuencia principal, mientras que lo contrario es el caso de las estrellas degeneradas y compactas como las enanas blancas. La gravedad superficial puede influir en la aparición del espectro de una estrella, con mayor gravedad causando un ensanchamiento de las líneas de absorción.


title: Estrella

text: La velocidad de rotación de las estrellas se puede determinar a través de la medición espectroscópica, o más exactamente mediante el seguimiento de sus manchas estelares. Las estrellas jóvenes pueden tener una rotación de más de 100 km/s en el ecuador. Por ejemplo, la estrella de la clase B Achernar tiene una velocidad ecuatorial de unos 225km/s o más, lo que hace que su ecuador sobresalga hacia fuera y le da un diámetro ecuatorial que es más del 50% mayor que entre los polos. Esta velocidad de rotación está justo por debajo de la velocidad crítica de 300km/s, velocidad a la que la estrella se rompería. Por el contrario, el Sol gira una vez cada 25-35 días, dependiendo de la latitud, con una velocidad ecuatorial de 1994km/s. El campo magnético de una estrella de secuencia principal y el viento estelar sirven para ralentizar su rotación en una cantidad significativa a medida que evoluciona en la secuencia principal.


title: Estrella

text: Las estrellas degeneradas se han contraído en una masa compacta, dando como resultado una velocidad de rotación rápida. Sin embargo, tienen tasas de rotación relativamente bajas en comparación con lo que cabría esperar por la conservación del momento angular: la tendencia de un cuerpo giratorio a compensar una contracción del tamaño aumentando su velocidad de giro. Una gran parte del momento angular de la estrella se disipa como resultado de la pérdida de masa mediante el viento estelar. A pesar de esto, la velocidad de rotación de un púlsar puede ser muy rápida. Por ejemplo, el púlsar en el corazón de la nebulosa del Cangrejo gira 30 veces por segundo. La velocidad de rotación del púlsar disminuirá gradualmente debido a la emisión de radiación.


title: Estrella

text: La temperatura superficial de una estrella de la secuencia principal está determinada por la velocidad de producción de energía de su núcleo y por su radio, y por lo general se calcula a partir del índice de color de la estrella. La temperatura se da normalmente en términos de una temperatura efectiva, que es la temperatura de un cuerpo negro idealizado que irradia su energía a la misma luminosidad por área de superficie que la estrella. La temperatura en la región central de una estrella es de varios millones de grados kelvin.


title: Estrella

text: La temperatura estelar determinará la velocidad de ionización de diversos elementos, dando lugar a líneas de absorción características en el espectro. La temperatura superficial de una estrella, junto con su magnitud absoluta visual y las características de absorción, se utilizan para clasificar una estrella (véase clasificación abajo).


title: Estrella

text: Las estrellas más grandes de la secuencia principal pueden tener temperaturas superficiales de 50000K. Las estrellas más pequeñas tales como el Sol tienen temperaturas superficiales de algunos miles de K. Los gigantes rojos tienen temperaturas superficiales relativamente bajas, de cerca de 3600K; pero también tienen una alta luminosidad debido a su gran superficie exterior.


title: Estrella

text: La energía producida por las estrellas, producto de la fusión nuclear, se irradia al espacio tanto como radiación electromagnética como radiación de partículas. Esta última, emitida por una estrella, se manifiesta como el viento estelar, que fluye desde las capas externas en forma de protones cargados eléctricamente y partículas alfa y beta. Aunque casi sin masa, también existe un flujo constante de neutrinos que emanan del núcleo de la estrella.


title: Estrella

text: La producción de energía en el núcleo es la razón por la cual las estrellas brillan tan intensamente: cada vez que dos o más núcleos atómicos se fusionan para formar un único núcleo atómico de un nuevo elemento más pesado, se liberan fotones de rayos gamma, producto de la fusión nuclear. Esta energía se convierte en otras formas de energía electromagnética de menor frecuencia, como la luz visible cuando alcanza las capas exteriores de la estrella.


title: Estrella

text: El color de una estrella, determinado por la frecuencia más intensa de la luz visible, depende de la temperatura de las capas exteriores de la estrella, incluida su fotosfera. Además de la luz visible, las estrellas también emiten formas de radiación electromagnética que son invisibles para el ojo humano. De hecho, la radiación electromagnética estelar abarca todo el espectro electromagnético, desde las longitudes de onda más largas de las ondas de radio pasando por el infrarrojo, la luz visible y la ultravioleta, hasta las más cortas de los rayos X y los rayos gamma. Desde el punto de vista de la energía total emitida por una estrella, no todos los componentes de la radiación electromagnética estelar son significativos, pero todas las frecuencias proporcionan una visión de la física de la estrella.


title: Estrella

text: Usando el espectro estelar, los astrónomos pueden también determinar la temperatura superficial, la gravedad superficial, la metalicidad y la velocidad de rotación de una estrella. Si se encuentra la distancia de la estrella, tal como midiendo el paralaje, entonces se puede derivar la luminosidad de la estrella. La masa, el radio, la gravedad de la superficie y el período de rotación pueden estimarse a partir de modelos estelares. (La masa se puede calcular para las estrellas en sistemas binarios midiendo sus velocidades orbitales y las distancias. Se ha utilizado la microlente gravitacional para medir la masa individual de una estrella.) Con estos parámetros, los astrónomos también pueden estimar la edad de la estrella.


title: Estrella

text: La luminosidad de una estrella es la cantidad de luz y otras formas de energía radiante irradiada por unidad de tiempo. Cuenta con unidades de potencia. La luminosidad de una estrella está determinada por su radio y temperatura superficial. Muchas estrellas no irradian uniformemente en toda su superficie. Por ejemplo, la estrella de rotación rápida Vega tiene un flujo de energía más alto (potencia por unidad de área) en sus polos que a lo largo de su ecuador.


title: Estrella

text: Las manchas superficiales de una estrella con temperatura más baja y luminosidad que el promedio se conocen como manchas estelares. Por lo general, las estrellas pequeñas y "enanas", como nuestro Sol, tienen manchas esencialmente sin rasgos con solo pequeñas manchas. Por el contrario, las estrellas "gigantes" presentan manchas estelares mucho más grandes y más evidentes, y también exhiben una fuerte oscurecimiento del limbo estelar. Es decir, el brillo disminuye hacia el borde del disco estelar. Las estrellas fulgurantes enanas rojas tales como UV Ceti pueden también poseer prominentes manchas características.


title: Estrella

text: El brillo aparente de una estrella se expresa en términos de su magnitud aparente. Es una función de la luminosidad de la estrella, su distancia de la Tierra, y la alteración de la luz de la estrella mientras que pasa a través de la atmósfera de la Tierra. La magnitud intrínseca o absoluta está directamente relacionada con la luminosidad de la estrella, y es la magnitud aparente de una estrella si la distancia entre la Tierra y la estrella fuera de 10 parsecs (32,6 años luz).


title: Estrella

text: Tanto las escalas de magnitud aparente como absoluta son unidades logarítmicas: una diferencia de número entero en magnitud es igual a una variación de brillo de aproximadamente 2,5 veces (la raíz quinta de 100 o aproximadamente 2,512). Esto significa que una estrella de primera magnitud (+1.00) es aproximadamente 2,5 veces más brillante que una estrella de segunda magnitud (+2.00), y unas 100 veces más brillante que una estrella de sexta magnitud (+6.00). Las estrellas más débiles visibles a simple vista bajo condiciones visuales idóneas son de magnitud +6.


title: Estrella

text: En las escalas tanto de magnitud aparente como absoluta, cuanto menor es el número de magnitud, más brillante es la estrella; por el contrario, cuanto mayor sea el número de magnitud, más débil será la estrella. Las estrellas más brillantes, en cualquier escala, tienen números de magnitudes negativas. La variación de brillo (Δ"L") entre dos estrellas se calcula restando el número de magnitud de la estrella más brillante ("m") del número de magnitud de la estrella más débil ("m"), utilizando la diferencia como exponente para el número de base 2,512; es decir:


title: Estrella

text: En relación con la luminosidad y la distancia de la Tierra, la magnitud absoluta de una estrella ("M") y la magnitud aparente ("m") no son equivalentes; Por ejemplo, la estrella brillante Sirio tiene una magnitud aparente de –1,44, pero tiene una magnitud absoluta de +1,41.


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text: El Sol tiene una magnitud aparente de —26,7, pero su magnitud absoluta es solo +4,83. Sirio, la estrella más brillante del cielo nocturno vista desde la Tierra, es aproximadamente 23 veces más luminosa que el Sol, mientras que Canopus, la segunda estrella más brillante del cielo nocturno con una magnitud absoluta de –5,53, es aproximadamente 14000 veces más luminosa que el Sol. Sin embargo, aunque Canopus es mucho más luminosa que Sirio, esta aparece más brillante que Canopus. Esto se debe a que Sirio está a solo 8,6 años luz de la Tierra, mientras que Canopus está mucho más lejos, a una distancia de 310 años luz.


title: Estrella

text: A partir de 2006 la estrella con la magnitud absoluta más alta conocida es LBV 1806-20, con una magnitud de –14,2. Esta estrella es al menos 5000000 de veces más luminosa que el Sol. Las estrellas menos luminosas que se conocen a 2017 se encuentran en el cúmulo NGC 6397. Las enanas rojas más débiles en el cúmulo eran de magnitud 26, mientras que también fue descubierta una enana blanca de magnitud 28. Estas estrellas débiles son tan oscuras que su luz sería tan poco brillante como una vela de cumpleaños en la Luna vista desde la Tierra.


title: Estrella

text: La primera clasificación estelar fue realizada por Hiparco de Nicea y preservada en la cultura occidental a través de Ptolomeo, en una obra llamada "Almagesto". Este sistema clasificaba las estrellas por la intensidad de su brillo aparente visto desde la Tierra. Hiparco definió una escala decreciente de magnitudes, donde las estrellas más brillantes son de primera magnitud y las menos brillantes, casi invisibles a simple vista, son de sexta magnitud. Aunque ya no se emplea, constituyó la base para la clasificación actual.


title: Estrella

text: El sistema de clasificación estelar actual se originó a principios del siglo XX, cuando las estrellas fueron clasificadas de la "A" hasta la "Q" con base en la fuerza de la línea de hidrógeno. Se pensó que la resistencia de la línea de hidrógeno era una simple función lineal de la temperatura.Si bien era más complicado, se fortalecìa con el aumento de la temperatura, llegando a su máximo cerca de 9000K, y luego disminuyendo a mayores temperaturas. Cuando se reordenaron las clasificaciones basándose en la temperatura, se asemejó más al esquema moderno.


title: Estrella

text: Además, las estrellas pueden clasificarse por los efectos de luminosidad que se encuentran en sus líneas espectrales, que corresponden a su tamaño espacial y están determinadas por su gravedad superficial. Estos van desde "0" (hipergigantes) a "III" (gigantes), a "V" (enanas de la secuencia principal); asimismo algunos autores agregan "VII" (enanas blancas). La mayoría de las estrellas pertenecen a la secuencia principal, que está constituida por estrellas ordinarias que queman hidrógeno.


title: Estrella

text: Estos se dividen a lo largo de una banda estrecha, diagonal cuando representa gráficamente en función de su magnitud y espectral absoluta tipo.


title: Estrella

text: El Sol es una enana amarilla del tipo G2V de secuencia principal de temperatura intermedia y tamaño ordinario.


title: Estrella

text: Existe una nomenclatura adicional, en forma de letras minúsculas añadidas al final del tipo espectral, con el propósito de indicar características peculiares del espectro. Por ejemplo, una ""e"" puede indicar la presencia de líneas de emisión; ""m"" representa niveles inusualmente altos de metales, y ""var"" puede significar variaciones en el tipo espectral.


title: Estrella

text: Las estrellas enanas blancas tienen su propia clase que comienza con la letra "D". Esta se subdivide en las clases "DA", "DB", "DC", "DO", "DZ" y "DQ", dependiendo de los tipos de líneas prominentes que se encuentran en el espectro. A esto le sigue un valor numérico que indica la temperatura.


title: Estrella

text: La clasificación de Harvard de tipos espectrales no determina unívocamente las características de una estrella. Estrellas con la misma temperatura pueden tener tamaños muy diferentes, lo que implica luminosidades también muy diferentes. Para distinguirlas se definieron, en Yerkes, las clases de luminosidad. En este sistema de clasificación se examina nuevamente el espectro estelar y se buscan líneas espectrales sensibles a la gravedad de la estrella. De este modo es posible estimar su tamaño.


title: Estrella

text: Ambos sistemas de clasificación son complementarios.


title: Estrella

text: Aproximadamente un 10 % de todas las estrellas son enanas blancas, un 70% son estrellas de tipo M, un 10% son estrellas de tipo K y un 4% son estrellas tipo G como el Sol. Tan solo un 1% de las estrellas son de mayor masa y tipos A y F. Las estrellas de Wolf-Rayet son extremadamente infrecuentes. Las enanas marrones, proyectos de estrellas que se quedaron a medias a causa de su pequeña masa, podrían ser muy abundantes pero su débil luminosidad impide realizar un censo apropiado.


title: Estrella

text: Las estrellas pueden clasificarse de acuerdo a cuatro criterios gravitacionales instaurados por la Unión Astronómica Internacional en 2006. Esta clasificación estelar de la UAI es la más aceptada y comúnmente usada.


title: Estrella

text: El primer criterio es la presencia o ausencia de un centro gravitacional estelar, es decir si forman parte de un sistema estelar. Las estrellas que forman parte de un sistema estelar (presencia de centro gravitacional estelar) se denominan "estrellas sistémicas". Las estrellas que no forman parte de un sistema estelar (ausencia de centro gravitacional estelar) se denominan "estrellas solitarias".


title: Estrella

text: Las estrellas sistémicas (que forman parte de un sistema estelar) pueden ser a su vez de dos tipos. Las "estrellas centrales" son aquellas estrellas sistémicas que actúan como centro gravitacional de otras estrellas. Esto quiere decir que otras estrellas las orbitan. Las estrellas sistémicas que orbitan a una estrella central se denominan "estrellas satélites".


title: Estrella

text: Esta clasificación de las estrellas se basa en distinguir dos tipos de estrellas dependiendo de si estas se agrupan con otras estrellas mediante fuerzas de atracción gravitacional. Esta clasificación refiere a dos tipos de estrellas (cumulares e independientes) de acuerdo a si se encuentran o no unidas a otras estrellas y, además, esta unión no se debe a la presencia de un centro gravitacional estelar; es decir, ninguna estrella gira alrededor de otra y sin embargo se encuentran unidas gravitacionalmente.


title: Estrella

text: Las "estrellas cumulares" son aquellas que forman cúmulos estelares. Si el cúmulo es globular, las estrellas se atraen por gravedad (las estrellas se atraen mutuamente). Si el cúmulo es abierto, las estrellas se atraen por gravitación en donde el centro gravitacional es el centro de masa del cúmulo (las estrellas orbitan un centro gravitacional en común que las mantiene unidas). Las "estrellas independientes" son aquellas que no forman cúmulos estelares con ninguna otra estrella. Sin embargo hay estrellas independientes que sí forman parte de un sistema estelar pues orbitan estrellas o son centro de otras. Este sería el caso de estrellas sistémicas-independientes.


title: Estrella

text: Las estrellas que forman parte de un sistema planetario se denominan "estrellas planetarias", entendiéndose por sistema planetario al conjunto de la estrella o sistema estelar central y los distintos cuerpos celestes (planetas, asteroides, cometas) que orbitan a su alrededor. Por el contrario, se denomina "estrellas únicas" a las que no poseen otros cuerpos que las orbiten.


title: Estrella

text: Las estrellas variables tienen cambios periódicos o aleatorios en la luminosidad debido a propiedades intrínsecas o extrínsecas. De las estrellas intrínsecamente variables, los tipos primarios pueden subdividirse en tres grupos principales.


title: Estrella

text: Durante su evolución estelar, algunas estrellas pasan por fases donde pueden convertirse en variables pulsantes. Las estrellas variables pulsantes varían en radio y luminosidad a lo largo del tiempo, expandiéndose y contrayéndose con períodos que van desde minutos a años, dependiendo del tamaño de la estrella. Esta categoría incluye a estrellas como las variables Cefeidas y similares a las Cefeidas, y variables de largo período, como Mira.


title: Estrella

text: Las variables eruptivas son estrellas que experimentan aumentos repentinos de luminosidad debido a erupciones o eventos de eyección de masa. Este grupo incluye protoestrellas, estrellas de Wolf-Rayet y estrellas fulgurantes, así como también estrellas gigantes y supergigantes.


title: Estrella

text: Las estrellas variables cataclísmicas o explosivas son aquellas que experimentan un cambio dramático en sus propiedades. Este grupo incluye las novas y las supernovas. Un sistema de estrellas binarias que incluya una enana blanca cercana puede producir ciertos tipos de estas espectaculares explosiones estelares, incluyendo la nova y una supernova tipo 1a. La explosión se crea cuando la enana blanca acumula el hidrógeno de la estrella compañera, adquiriendo masa hasta que el hidrógeno experimenta fusión. Algunas novas también son recurrentes, presentando brotes periódicos de amplitud moderada.


title: Estrella

text: Las estrellas también pueden variar en luminosidad debido a factores extrínsecos, tales como las binarias eclipsantes, así como estrellas giratorias que producen manchas extremas. Un ejemplo notable de binaria eclipsante es Algol, que regularmente varía en magnitud de 2,3 a 3,5 durante un período de 2,87 días.


title: Estrella

text: El interior de una estrella estable está en un estado de equilibrio hidrostático: las fuerzas sobre cualquier pequeño volumen se contrapesan casi exactamente entre sí. Las fuerzas equilibradas son la fuerza gravitacional hacia adentro y una fuerza hacia fuera debido al gradiente de presión dentro de la estrella. El gradiente de presión se establece mediante el gradiente de temperatura del plasma; la parte exterior de la estrella es más fría que el núcleo. La temperatura en el núcleo de una estrella de secuencia principal o estrella gigante es al menos del orden de 10K. La temperatura y la presión resultantes en el núcleo de combustión de hidrógeno de una estrella de secuencia principal son suficientes para que se produzca la fusión nuclear y para que se produzca suficiente energía para evitar un colapso adicional de la estrella.


title: Estrella

text: A medida que los núcleos atómicos se fusionan en el núcleo, emiten energía en forma de rayos gamma. Estos fotones interactúan con el plasma circundante, agregando a la energía térmica en el núcleo. Las estrellas de la secuencia principal convierten el hidrógeno en helio, creando una proporción lenta pero constante de helio en el núcleo. Finalmente el contenido de helio se vuelve predominante, y cesa la producción de energía en el núcleo. En cambio, para las estrellas de más de 0,4"M", la fusión se produce en una capa de expansión lenta alrededor del núcleo de helio degenerado.


title: Estrella

text: Además del equilibrio hidrostático, el interior de una estrella estable también mantendrá un balance energético de equilibrio térmico. Hay un gradiente de temperatura radial a través del interior que da lugar a un flujo de la energía que fluye hacia el exterior. El flujo saliente de energía que deja cualquier capa dentro de la estrella coincidirá exactamente con el flujo entrante desde abajo.


title: Estrella

text: La zona de radiación es la región del interior estelar donde el flujo de energía hacia el exterior depende de la transferencia radiante de calor, ya que la transferencia de calor conectiva es ineficiente en esa zona. En esta región el plasma no será perturbado, y cualquier movimiento de masa se extinguirá. Sin embargo, si este no es el caso, entonces el plasma se vuelve inestable y se produce la convección, formando una zona convectiva . Esto puede ocurrir, por ejemplo, en regiones donde se producen flujos de energía muy elevados, como cerca del núcleo o en áreas con alta opacidad (haciendo ineficiente la transferencia radiativa de calor) como en el envolvente exterior.


title: Estrella

text: La ocurrencia de convección en la envoltura externa de una estrella de secuencia principal depende de la masa de la estrella. Las estrellas con varias veces la masa del Sol tienen una zona de convección profunda en el interior y una zona radiativa en las capas externas. Las estrellas enanas rojas con menos de 0,4M son convectivas en todas partes, lo que previene la acumulación de un núcleo de helio. Para la mayoría de las estrellas, las zonas convectivas también varían con el tiempo, a medida que se modifican la edad y la constitución de las estrellas. La fotosfera es la porción de una estrella que es visible para un observador. Esta es la capa en la que el plasma de la estrella se vuelve transparente a los fotones de luz. A partir de aquí, se libera la energía generada en el núcleo, para propagarse al espacio. Es dentro de la fotosfera donde aparecen manchas solares, regiones de temperatura inferior a la media.


title: Estrella

text: Por encima del nivel de la fotosfera está la atmósfera estelar. En una estrella de secuencia principal como el Sol, el nivel más bajo de la atmósfera, justo por encima de la fotosfera, es la región delgada de la cromosfera, donde aparecen espículas y también donde comienzan las fulguraciones estelares.


title: Estrella

text: Por encima de ella está la región de transición, donde aumenta rápidamente la temperatura a una distancia de solo . Más allá está la corona, un volumen de plasma sobrecalentado que puede extenderse hacia afuera hasta varios millones de kilómetros. A pesar de su alta temperatura, la corona emite muy poca luz, debido a su baja densidad de gas. Normalmente, la región de la corona del Sol solo es visible durante un eclipse solar.


title: Estrella

text: Desde la corona, se expande un viento estelar de partículas de plasma hacia fuera desde la estrella, hasta que interactúa con el medio interestelar. Para el Sol, la influencia de su viento solar se extiende a lo largo de una región en forma de burbuja llamada heliosfera.


title: Estrella

text: En los núcleos de las estrellas tienen lugar una variedad de reacciones de fusión nuclear que dependen de su masa y composición. Cuando se fusionan los núcleos, la masa del producto fusionado es menor que la masa de las partes originales. Esta masa perdida se convierte en energía electromagnética, de acuerdo con la relación de equivalencia entre masa y energía "E"="mc".


title: Estrella

text: El proceso de fusión de hidrógeno es sensible a la temperatura, por lo que un aumento moderado en la temperatura del núcleo dará lugar a un aumento significativo en la tasa de fusión. Como resultado, la temperatura central de las estrellas de secuencia principal solo varía de 4 millones de grados kelvin para una estrella de clase M pequeña a 40 millones de grados kelvin para una estrella masiva de clase O.


title: Estrella

text: En el núcleo del Sol, con un núcleo de 10 millones de grados kelvin, el hidrógeno se fusiona para formar helio mediante la cadena protón-protón:


title: Estrella

text: Estas reacciones quedan reducidas en la reacción global:


title: Estrella

text: Donde e + es un positrón, γ es un fotón de rayos gamma, νe es un neutrino, y H y He son isótopos de hidrógeno y helio, respectivamente. La energía liberada por esta reacción está en millones de electronvoltios, que en realidad solo es una pequeña cantidad de energía. Sin embargo, ocurren constantemente un número enorme de estas reacciones, produciendo toda la energía necesaria para sostener la salida de radiación de la estrella. En comparación, la combustión de dos moléculas de gas hidrógeno con una molécula de gas oxígeno solo libera 5,7eV. En estrellas más masivas el helio se produce en un ciclo de reacciones catalizadas por el carbono, es el ciclo CNO o ciclo de Bethe.


title: Estrella

text: En estrellas cuyos núcleos se encuentran a 100 millones de grados K y cuyas masas van desde 0,5 a las 10"M", el helio resultante de las primeras reacciones puede transformarse en carbono mediante del proceso triple-alfa:


title: Estrella

text: La reacción global es:


title: Estrella

text: En las estrellas masivas, los elementos más pesados también se pueden producir combustión en un núcleo de contracción mediante los procesos de combustión de neón y de combustión de oxígeno. La fase final del proceso de nucleosíntesis estelar es el proceso de combustión del silicio que da como resultado la producción del hierro isotópico estable-56, un proceso endotérmico que consume energía, por lo que solo se puede producir energía adicional a través del colapso gravitacional.


title: Estrella

text: El ejemplo siguiente muestra la cantidad de tiempo requerida para que una estrella de 20"M" consuma todo su combustible nuclear. Como estrella de la secuencia principal de clase O, sería 8 veces el radio solar y 62000 veces la luminosidad del Sol.


title: Premio Nobel de Química

text: El Premio Nobel de Química ha sido entregado desde 1901 por la Real Academia de las Ciencias de Suecia. 160 científicos han sido laureados con este premio hasta 2018. En la actualidad (2019) está dotado con 10 millones de coronas suecas (1.5 millones de dólares). Frederick Sanger lo recibió en dos ocasiones: en 1958 y en 1980.


title: Disolución

text: Una disolución o solución es una mezcla homogénea a nivel molecular o iónico de dos o más sustancias puras que no reaccionan entre sí, cuyos componentes se encuentran en proporciones variables. También se puede definir como una mezcla homogénea formada por un disolvente y por uno o varios solutos.


title: Disolución

text: Un ejemplo común podría ser un sólido disuelto en un líquido, como la sal o el azúcar disueltos en agua; o incluso el oro en mercurio, formando una amalgama. También otros ejemplos de disoluciones son el vapor de agua en el aire, el hidrógeno en paladio o cualquiera de las aleaciones existentes.


title: Disolución

text: El término también es usado para hacer referencia al proceso de disolución.


title: Disolución

text: Una disolución o solución es una mezcla homogénea de sustancias puras. Frecuentemente formada por un "solvente", "disolvente", "dispersante" o "medio de dispersión", medio en el que se disuelven uno o más solutos. Los criterios para decidir cuál es el disolvente y cuáles los solutos son más o menos arbitrarios; no hay una razón científica para hacer tal distinción.


title: Disolución

text: Wilhelm Ostwald distingue tres tipos de mezclas según el tamaño de las partículas de soluto en la disolución:


title: Disolución

text: Estas últimas se clasifican en:


title: Disolución

text: -- Por su estado de agregación --A continuación se presenta un cuadro con ejemplos de disoluciones clasificadas por su estado de agregación donde se muestran algunas combinaciones posibles:


title: Disolución

text: Por su concentración, la disolución puede ser analizada en términos cuantitativos o cualitativos dependiendo de su estado.


title: Disolución

text: También llamadas disoluciones cualitativas, esta clasificación no toma en cuenta la cantidad numérica de soluto y disolvente presentes, y dependiendo de la proporción entre ellos se clasifican de la siguiente manera:A diferencia de las empíricas, las disoluciones valoradas cuantitativamente, sí toman en cuenta las cantidades numéricas exactas de soluto y solvente que se utilizan en una disolución. Este tipo de clasificación es muy utilizada en el campo de la ciencia y la tecnología, pues en ellas es muy importante una alta precisión.


title: Disolución

text: Existen tres tipos de soluciones valoradas: las iónicas, las elementales y las formuladas


title: Disolución

text: Son aquellas en las que los componentes de la solución (el soluto y el solvente) forman enlaces iónicos. Esto quiere decir que se presentan dos o más iones enlazados. De estos iones, uno tiene carga positiva (se denomina catión) y el otro tiene carga negativa (se denomina anión).


title: Disolución

text: Estas soluciones están formadas por elementos en estado puro y se obtienen a partir de disoluciones de otros compuestos.


title: Disolución

text: Estas soluciones se basan en el cálculo del peso atómico y el número de elementos presentes en la solución.


title: Disolución

text: En función de la naturaleza de solutos y solventes, las leyes que rigen las disoluciones son distintas.


title: Química analítica

text: La química analítica estudia y utiliza instrumentos y métodos para separar, identificar y cuantificar la materia. En la práctica, la separación, identificación o cuantificación puede constituir el análisis completo o combinarse con otro método. La separación aísla los analitos. El análisis cualitativo identifica los analitos, mientras que el análisis cuantitativo determina la cantidad o concentración numérica.


title: Química analítica

text: La química analítica consiste en métodos químicos clásicos, húmedos y métodos instrumentales modernos. Los métodos cualitativos clásicos usan separaciones como la precipitación, extracción y destilación. La identificación puede basarse en las diferencias de color, olor, punto de fusión, punto de ebullición, radioactividad o reactividad. El análisis cuantitativo clásico utiliza cambios de masa o volumen para cuantificar la cantidad. Se pueden utilizar métodos instrumentales para separar muestras mediante cromatografía, electroforesis o fraccionamiento de flujo de campo. Luego, se puede realizar un análisis cualitativo y cuantitativo, a menudo con el mismo instrumento y puede usar interacción de luz, interacción de calor , campos eléctricos o campos magnéticos. A menudo, el mismo instrumento puede separar, identificar y cuantificar un analito.


title: Química analítica

text: La química analítica también se centra en las mejoras en el diseño experimental, la quimiometría y la creación de nuevas herramientas de medición. La química analítica tiene amplias aplicaciones para la medicina forense, la medicina, la ciencia y la ingeniería.


title: Química analítica

text: La química analítica ha sido importante desde los primeros días de la química, ya que proporciona métodos para determinar qué elementos y sustancias químicas están presentes en la muestra en cuestión. Durante este período, las contribuciones significativas a la química analítica incluyen el desarrollo del análisis elemental sistemático por Justus von Liebig y el análisis orgánico sistematizado basado en las reacciones específicas de los grupos funcionales.


title: Química analítica

text: El primer análisis instrumental fue la espectrometría de emisión de llama desarrollada por Robert Bunsen y Gustav Kirchhoff, quien descubrió el rubidio (Rb) y el cesio (Cs) en 1860.


title: Química analítica

text: La mayoría de los principales desarrollos en química analítica tuvieron lugar después de 1900. Durante este período, el análisis instrumental se vuelve progresivamente dominante en el campo. En particular, muchas de las técnicas espectroscópicas y espectrométricas básicas se descubrieron a principios del siglo XX y se refinaron a finales del siglo XX.


title: Química analítica

text: Las ciencias de la separación siguen una línea temporal similar de desarrollo y también se transforman cada vez más en instrumentos de alto rendimiento. En la década de 1970, muchas de estas técnicas comenzaron a usarse juntas como técnicas híbridas para lograr una caracterización completa de las muestras.


title: Química analítica

text: Comenzando aproximadamente en la década de los 70 hasta la actualidad, la química analítica se ha ido haciendo cada vez más inclusiva de las cuestiones biológicas (química bioanalítica), mientras que anteriormente se había centrado en gran medida en moléculas orgánicas inorgánicas o pequeñas. Los láseres se han utilizado cada vez más en la química como sondas e incluso para iniciar e influir en una amplia variedad de reacciones. A finales del siglo XX también se observó una expansión de la aplicación de la química analítica de las cuestiones químicas académicas a las cuestiones forenses, ambientales, industriales y médicas, como en la histología.


title: Química analítica

text: La química analítica moderna está dominada por el análisis instrumental. Muchos químicos analíticos se centran en un solo tipo de instrumento. Los académicos tienden a centrarse en nuevas aplicaciones y descubrimientos o en nuevos métodos de análisis. El descubrimiento de un químico presente en la sangre que aumenta el riesgo de cáncer sería un descubrimiento en el que podría estar involucrado un químico analítico. Un esfuerzo por desarrollar un nuevo método podría implicar el uso de un láser sintonizable para aumentar la especificidad y la sensibilidad de un método espectrométrico. Muchos métodos, una vez desarrollados, se mantienen deliberadamente estáticos para que los datos puedan compararse durante largos períodos de tiempo. Esto es particularmente cierto en el aseguramiento de la calidad industrial (QA), aplicaciones forenses y ambientales. La química analítica desempeña un papel cada vez más importante en la industria farmacéutica donde, además del control de calidad, se utiliza en el descubrimiento de nuevos candidatos a fármacos y en aplicaciones clínicas donde la comprensión de las interacciones entre el fármaco y el paciente es fundamental.


title: Química analítica

text: Aunque la química analítica moderna está dominada por la instrumentación sofisticada, las raíces de la química analítica y algunos de los principios utilizados en los instrumentos modernos provienen de técnicas tradicionales, muchas de las cuales aún se utilizan en la actualidad. Estas técnicas también tienden a formar la columna vertebral de la mayoría de los laboratorios educativos de química analítica de pregrado.


title: Química analítica

text: Un análisis cualitativo determina la presencia o ausencia de un compuesto en particular, pero no la masa o la concentración. Por definición, los análisis cualitativos no miden la cantidad.


title: Química analítica

text: Existen numerosas pruebas químicas cualitativas, por ejemplo, la prueba de ácido para el oro y la prueba de Kastle-Meyer para detectar la presencia de sangre .


title: Química analítica

text: El análisis cualitativo inorgánico generalmente se refiere a un esquema sistemático para confirmar la presencia de ciertos iones o elementos, generalmente acuosos, al realizar una serie de reacciones que eliminan los rangos de posibilidades y luego confirman los iones sospechosos con una prueba de confirmación. A veces se incluyen pequeños iones que contienen carbono en tales esquemas. Con la instrumentación moderna, estas pruebas rara vez se usan, pero pueden ser útiles para fines educativos y en trabajos de campo u otras situaciones en las que el acceso a instrumentos de última generación no está disponible o no es conveniente.


title: Química analítica

text: El análisis cuantitativo es la medida de las cantidades de constituyentes químicos particulares presentes en una sustancia.


title: Química analítica

text: El análisis gravimétrico implica determinar la cantidad de material presente pesando la muestra antes y / o después de alguna transformación. Un ejemplo común utilizado en la educación de pregrado es la determinación de la cantidad de agua en un hidrato calentando la muestra para eliminar el agua de tal manera que la diferencia de peso se deba a la pérdida de agua.


title: Química analítica

text: La titulación implica la adición de un reactivo a una solución que se está analizando hasta que se alcanza algún punto de equivalencia. A menudo se puede determinar la cantidad de material en la solución que se está analizando. Lo más familiar para aquellos que han tomado química durante la educación secundaria es la titulación ácido-base que implica un indicador de cambio de color. Hay muchos otros tipos de titulaciones, por ejemplo titulaciones potenciométricas. Estas titulaciones pueden usar diferentes tipos de indicadores para alcanzar algún punto de equivalencia.


title: Química analítica

text: La espectroscopia mide la interacción de las moléculas con la radiación electromagnética. La espectroscopia consta de muchas aplicaciones diferentes, como la espectroscopia de absorción atómica, la espectroscopia de emisión atómica, la espectroscopia ultravioleta-visible, la espectroscopia de fluorescencia de rayos X, la espectroscopia infrarroja , la espectroscopia Raman, la interferometría de polarización dual, la espectroscopia de polarización magnética , la espectroscopia de resonancia magnética nuclear, la espectroscopia de fotoemisión, la espectroscopia de fotodisposición, espectroscopía de microscopía de Motsensis.


title: Química analítica

text: La espectrometría de masas mide la relación masa-carga de las moléculas mediante campos eléctricos y magnéticos. Existen varios métodos de ionización: impacto de electrones, ionización química, electropulverización, bombardeo con átomos rápidos, ionización por desorción láser asistida por matriz, y otros. Además, la espectrometría de masas se clasifica según los enfoques de los analizadores de masas: sector magnético, analizador de masas cuadrupolo, trampa de iones cuadrupolo, tiempo de vuelo, resonancia de ciclotrón de ión de transformada de Fourier, etc.


title: Química analítica

text: Los métodos electroanalíticos miden el potencial ( voltios ) y / o la corriente (amperios) en una celda electroquímica que contiene el analito. Estos métodos se pueden clasificar de acuerdo con los aspectos de la celda que se controlan y los que se miden. Las cuatro categorías principales son potenciometría (se mide la diferencia en los potenciales de los electrodos), coulometría (la carga transferida se mide con el tiempo), amperimetría (la corriente de la celda se mide con el tiempo) y voltametría (la corriente de la celda se mide mientras se modifica activamente potencial de la célula).


title: Química analítica

text: La calorimetría y el análisis termogravimétrico miden la interacción de un material y el calor.


title: Química analítica

text: Los procesos de separación se utilizan para disminuir la complejidad de las mezclas de materiales. La cromatografía, la electroforesis y el fraccionamiento de flujo de campo son representativos de este campo.


title: Química analítica

text: Las combinaciones de las técnicas anteriores producen una técnica "híbrida" o "con guion" Varios ejemplos son de uso popular hoy en día y se están desarrollando nuevas técnicas híbridas. Por ejemplo, la , la cromatografía de gases-espectroscopia infrarroja, la , la cromatografía líquida-espectroscopía de RMN, la cromatografía líquida, la espectroscopía infrarroja, la electroforesis capilar y la espectrometría de masas.


title: Química analítica

text: Las técnicas de separación con guion se refieren a una combinación de dos (o más) técnicas para detectar y separar los productos químicos de las soluciones. Muy a menudo, la otra técnica es alguna forma de cromatografía. Las técnicas con guiones se utilizan ampliamente en química y bioquímica. A veces se usa una barra oblicua en lugar de un guion, especialmente si el nombre de uno de los métodos contiene un guion.


title: Química analítica

text: La visualización de moléculas individuales, células individuales, tejidos biológicos y nanomateriales es un enfoque importante y atractivo en la ciencia analítica. Además, la hibridación con otras herramientas analíticas tradicionales está revolucionando la ciencia analítica. La microscopía se puede clasificar en tres campos diferentes: microscopía óptica, microscopía electrónica y microscopía con sonda de barrido. Recientemente, este campo está progresando rápidamente debido al rápido desarrollo de las industrias de computadoras y cámaras.


title: Química analítica

text: Dispositivos que integran (múltiples) funciones de laboratorio en un solo chip de solo milímetros a unos pocos centímetros cuadrados de tamaño y que son capaces de manejar volúmenes de fluido extremadamente pequeños hasta menos que picolitros.


title: Química analítica

text: El error se puede definir como una diferencia numérica entre el valor observado y el valor verdadero.


title: Química analítica

text: Por error, el valor verdadero y el valor observado en el análisis químico se pueden relacionar entre sí mediante la ecuación


title: Química analítica

text: donde El error de una medición es una medida inversa de una medición precisa, es decir, cuanto menor sea el error, mayor será la precisión de la medición.


title: Química analítica

text: Los errores se pueden expresar relativamente. Dado el error relativo ( formula_5):