Veire la font de Estela

{{Veire omonims|estela (omonimia)}}
{{1000 fondamentals}}
[[File:Starsinthesky.jpg|thumb|250px|Region de formacion estellara dins la [[Grand Nívol de Magellan]].]]
Una '''estela''' (var. '''estiala''', '''estrela''') es una [[bola]] de [[plasma]] que genèra d'[[energia]] gràcias a la [[fusion nucleara]]. Leis estelas (manca lo [[Soleu]]) apareisson coma de ponchs luminós dins lo cèu de nuech, e beluguejan per encausa de l'[[atmosfèra]] terrèstra.

== Formacion e evolucion ==
[[Fichièr:Orion Nebula - Hubble 2006 mosaic 18000.jpg|thumb|Nívol molecular de la [[Nebulosa d'Orion]] (M42) vist per lo [[telescòpi espacial Hubble]].]]

Leis estelas son formadas dins lei regions qu'an una densitat de matèria pus auta qu'aquela dau mitan interestellar. Aquela matèria es principalament facha d'[[idrogèn]] e d'[[èli]]. Tènon egalament un percentatge d'elements quimics pus pesants. Dins aquò, la pression d'aquelei zonas, dichas ''nívols moleculars'', es inferiora ai vueges obtenguts dins lei laboratòris terrèstres. Un exemple fòrça celèbre d'una region d'aqueu tipe es la [[Nebulosa d'Orion]] (M42)<ref>Woodward, P. R. (1978). ''"Theoretical models of star formation"''. ''Annual review of astronomy and astrophysics'' 16: 555–584. doi:10.1146/annurev.aa.16.090178.003011</ref>. D'efècte, quand leis estèlas en formacion s'illuminan, esclairan de regions dei nívols moleculars autorizant lor observacion dempuei la [[Tèrra]].

=== Formacion dei protoestelas ===

[[Fichièr:Bok globules in IC2944.jpg|thumb|[[Globul de Bok|Globuls de Bok]] dins la region IC 2944 vist per lo [[telescòpi espacial Hubble]].]]

La formacion d'una estela acomença amb una instabilitat gravitacionala dins un nívol molecular, generalament causada per leis ondas de tuert d'una [[supernova]] o per la collision entre doas [[galaxia]]s. La durada de l'afondrament gravitacionau d'un nívol molecular es estimada entre 10 e 15 milions d'annadas. Durant l'afondrament dau nívol, de conglomerats pus dens e fachs de gas e de poussa se forman dins lo nívol. Aquelei conglomerats son dichs ''[[Globul de Bok|globuls de Bok]]''. Pendent l'afondrament d'aquelei globuls, la temperatura e la pression aumentan. Puei, quand l'equilibri idrostatic es agantat, una protoestèla se forma au còr dau globul<ref>Courtney Seligman, ''Slow Contraction of Protostellar Cloud'', [https://web.archive.org/web/20080623190408/http://courtneyseligman.com/text/stars/starevol2.htm]</ref>. Aquelei protoestèlas son sovent enviroutadas per un disc protoplanetari.

Leis astres novèus amb una massa inferiora a doas massas solaras forman la classa deis estèlas variablas dau tipe [[Estela variabla dau tipe T Tauri|T Tauri]]. Lei reaccions de fusion de l'idrogèn son pas encara començadas e l'energia provèn solament de la contraccion gravitacionala. De mai, leis estèlas d'aqueu tipe tènon un disc d'acrecion e una velocitat de rotacion importanta. Enfin, de giscles de matèria an generalament luòc de lòng de l'axe de rotacion de l'estela. Aquelei giscles son nomats [[Objècte Herbig-Haro|objèctes Herbig-Haro]]<ref>Bally, J.; Morse, J.; Reipurth, B. (1996). "The Birth of Stars: Herbig-Haro Jets, Accretion and Proto-Planetary Disks". In Piero Benvenuti, F.D. Macchetto, and Ethan J. Schreier. Science with the Hubble Space Telescope - II. Proceedings of a workshop held in Paris, France, December 4–8, 1995. Space Telescope Science Institute. p. 491. http://adsabs.harvard.edu/abs/1996swhs.conf..491B. </ref> <ref>Smith, Michael David (2004). The origin of stars. Imperial College Press. p. 176. ISBN 1-86094-501-5.</ref>. Ansin, lei rèstas dau nívol son finalament dispersats en causa dei giscles e dei radiacions deis estèlas novèlas<ref>Megeath, Tom (May 11, 2010). "Herschel finds a hole in space". [[Agéncia Espaciala Europèa|ESA]]. [http://www.esa.int/esaCP/SEMFEAKPO8G_index_0.html]</ref>.

=== Sequéncia principala ===

[[File:Evolucion dau Sistèma Solar.png|thumb|Evolucion dau Sistèma Solar e dau Soleu qu'es un exemple d'estèlas de la [[sequéncia principala]].]]

{{veire|Sequéncia principala}}

La [[sequéncia principala]] es una fasa que representa 90% de l'existéncia deis estelas. Pendent aqueu periòde, l'estela produtz d'[[èli]] a partir d'[[idrogèn]] per de reaccions de fusion nuclearas. Aqueleis estèlas son dichas ''estèlas nanetas''. Lor concentracion d'[[èli]] aumenta donc progressivament. En consequéncia, per mantenir lei reaccions de fusion dins lo nuclèu, la temperatura e la luminositat aumentan tanben pauc a pauc<ref>Mengel, J. G.; Demarque, P.; Sweigart, A. V.; Gross, P. G. (1979). ''"Stellar evolution from the zero-age main sequence"''. Astrophysical Journal Supplement Series 40: 733–791. doi:10.1086/190603.</ref>. Per exemple, la luminositat dau [[Soleu]] auriá aumentat d'environ 40% dempuei 4,6 miliards d'annadas<ref name="Sackmann, Boothroyd, Kraemer">Sackmann, I. J.; Boothroyd, A. I.; Kraemer, K. E. (1993). "Our Sun. III. Present and Future". Astrophysical Journal 418: 457. doi:10.1086/173407.</ref>.

Cada estela de la sequéncia principala emet un vent estellar fach de particulas que constituisson un flux gasós continú vèrs l'[[Espaci (cosmologia)|Espaci]]. Per la màger part deis estèlas, la pèrda de massa causada per lo vent estellar es negligibla. Per exemple, lo [[Soleu]] pèrd 10<sup>-14</sup> de sa massa cada an en causa dau vent solar, siá 0,01% de sa massa durant son existéncia complèta<ref name="Wood, Müller, Zank, Linsky">Wood, B. E.; Müller, H.-R.; Zank, G. P.; Linsky, J. L. (2002). "Measured Mass-Loss Rates of Solar-like Stars as a Function of Age and Activity". The Astrophysical Journal 574 (1): 412–425. doi:10.1086/340797.</ref>. Dins aquò, una estèla supermassissa pòu pèrdre entre 10<sup>-7</sup> e 10<sup>-5</sup> de sa massa cada an, modificant fortament son evolucion<ref name="de Loore, de Greve, Lamers">de Loore, C.; de Greve, J. P.; Lamers, H. J. G. L. M. (1977). "Evolution of massive stars with mass loss by stellar wind". Astronomy and Astrophysics 61 (2): 251–259. [http://adsabs.harvard.edu/abs/1977A&A....61..251D.]</ref>. Ansin, una estela de 50 massas solaras pòu pèrdre la mitat de sa massa iniciala pendent son passatge sus la sequéncia principala<ref>"The evolution of stars between 50 and 100 times the mass of the Sun". Royal Greenwich Observatory. [http://www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.727.]</ref>.

La durada passada dins la sequéncia principala varia principalament en foncion de la quantitat iniciala d'[[idrogèn]] e de la velocitat de reaccions de fusion dau nuclèu. Valent a dire que lei dos paramètres importants son la massa e la luminositat inicialas. Per lo [[Soleu]], aqueu periòde es estimat a 10<sup>10</sup> annadas. Leis estèlas massissas comborisson fòrça rapidament sei resèrvas de carburant e an donc una existéncia corta. En revenge, leis estelas pus pichonas, dichas ''nanetas rojas'', comborisson lentament sei resèrvas d'[[idrogèn]] e pòdon foncionar durant de desenaus o de centenaus de miliards d'annadas<ref>Richmond, Michael. "Late stages of evolution for low-mass stars". Rochester Institute of Technology. [http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html]</ref>.

Enfin, après la massa, un autre paramètre important es la quantitat d'elements pus pesants que l'[[èli]]. D'efècte, per leis astronòms, leis elements quimics pus pesants que l'[[èli]] son dichs ''metaus'' e sa concentracion es dicha ''metallicitat''. Aquela metallicitat influéncia la durada dei reaccions de fusion, contraròtla la formacion dau camp magnetic de l'estela e modifica l'intensitat dau vent estellar<ref name="Pizzolato, Ventura, D'Antona, Maggio, Micela, Sciortino">Pizzolato, N.; Ventura, P.; D'Antona, F.; Maggio, A.; Micela, G.; Sciortino, S. (2001). "Subphotospheric convection and magnetic activity dependence on metallicity and age: Models and tests". Astronomy & Astrophysics 373: 597–607. doi:10.1051/0004-6361:20010626.</ref> <ref>"Mass loss and Evolution". UCL Astrophysics Group. [https://web.archive.org/web/20041122143115/http://www.star.ucl.ac.uk/groups/hotstar/research_massloss.html]</ref>.

=== Evolucion après la sequéncia principala ===

[[Fichièr:Betelgeuse star (Hubble).jpg||thumb|[[Betelgeuse]] es una estela supergiganta roja dins la constellacion d'[[Orion (constellacion)|Orion]].]]

Quand leis estelas amb una massa superiora a 0,4 massa solara agotan lei resèrvas d'[[idrogèn]] dau nuclèu, sei jaç exteriors se dilatan per formar una estela giganta roja. Per exemple, lo rai dau [[Soleu]] serà d'environ 150 milions de quilomètres dins cinc miliards d'annadas còntra {{formatnum:70000}} a l'ora d'ara. Enterin, auriá perdut 30% de sa massa actuala en causa dei reaccions de fusion<ref name="Sackmann, Boothroyd, Kraemer"/> <ref name="Schröder, Smith">Schröder, K.-P.; Smith, Robert Connon (2008). "Distant future of the Sun and Earth revisited". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 386: 155. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x</ref> <ref>Palmer, Jason (2008-02-22). "Hope dims that Earth will survive Sun's death". NewScientist.com news service. [http://space.newscientist.com/article/dn13369-hope-dims-that-earth-will-survive-suns-death.html?feedId=online-news_rss20.]</ref>.

Aquela dilatacion es entraïnada per dos fenomèns que son l'extension dei reaccions de fusion de l'[[idrogèn]] dins lei jaç exteriors de l'estela e la contraccion dau nuclèu ont acomençan lei reaccions de fusion de l'[[èli]]<ref name="Icko 1991">ben, Icko, Jr. (1991). "Single and binary star evolution". Astrophysical Journal Supplement Series 76: 55–114. doi:10.1086/191565.</ref>. Dins aquò, aquelei fenomèns son pas necessariament simultanèus. D'efècte, per leis estelas gigantas rojas amb una massa inferiora a 2,25 massas solaras, aquela transicion comença per l'aumentacion dau rai en causa de la fusion de l'idrogèn dins lei jaç exteriors. Puei, aquela dilatacion aumenta la pression dins lo nuclèu, permetent adonc lo començament dei reaccions implicant l'[[èli]]<ref name="Icko 1991"/>. En revenge, una massa superiora a 2,25 massas solaras es sufisenta per entraïnar la fusion de l'[[èli]]<ref name="Icko 1991"/>. La fusion de l'[[èli]] causa generalament una aumentacion brusca de la luminositat e de la temperatura de superficia. Enfin, après la consumacion dei resèrvas d'[[èli]] dau nuclèu, lei reaccions de fusion s'estendon ai jaç superiors.

Durant la fasa de fusion de l'[[èli]], leis estelas d'una massa superiora a nòu massas solaras pòdon formar d'estèlas supergigantas. Après l'agotament dei resèrvas d'[[èli]], aqueleis estèlas pòdon entraïnar la fusion d'elements pus pesants que l'[[èli]]. D'efècte, lo nuclèu se contracta e la fusion dau [[carbòni]] pòu començar. Puei, lei reaccions de fusion se propagan au [[neon]], a l'[[oxigèn]] e au [[silici]] per pervenir a la produccion de [[fèrre]] qu'es lo darrier element produch. Ansin, certaneis estèlas ancianas aurián un nuclèu de [[fèrre]] mai leis elements pesants pòdon egalament agantar la superficia. Lo vent solar es adonc relativament dens.

=== Fin deis estelas ===

[[Fichièr:Crab Nebula.jpg|thumb|200px|right|Rèstas de [[supernova]] de la [[Messier 1|Nebulosa dau Cranc (M1)]].]]

Leis estelas ancianas dau tipe solar finisson per embandir au luench sei jaç exteriors e formar una [[nebulosa planetària]]. Se lei rèstas de l'estela an una massa mens importanta que 1,4 massas solaras, se pòdon contractar per formar un objècte amb una talha similara a la [[Tèrra]] dich ''naneta blanca''<ref>Liebert, J. (1980). "White dwarf stars". Annual review of astronomy and astrophysics 18 (2): 363–398. doi:10.1146/annurev.aa.18.090180.002051.</ref>. Puei, après un periòde probablament fòrça lòng de refrejament, lei nanetas blancas vendrián de nanetas negras.

Per leis estelas pus massissas, lei reaccions de fusion contunian fins que la massa dau nuclèu de [[fèrre]] vèngue tròp importanta (environ 1,4 massas solaras). Lo nuclèu s'afondra adonc rapidament en causa de sa gravitat, causant una onda de tuert. Aquela onda entraïna l'explosion dei rèstas de l'estèla. Una explosion, dicha ''[[supernova]]'', pòu èsser brevament tant lusenta coma una [[galaxia]]. Ansin, lei [[supernova]]s de la [[Via Lactèa]] foguèron descrichas coma d'estèlas novèlas per leis astronòms ancians<ref name="Introduction to Supernova Remnants">"Introduction to Supernova Remnants". Goddard Space Flight Center.</ref>. La màger part de l'estela es ejectada au luench per l'explosion creant un tipe particular de nebulosa dich ''rèstas de supernova''. Un exemple fòrça conegut es la [[Messier 1|Nebulosa dau Cranc (M1)]]<ref name="Introduction to Supernova Remnants"/>. De son caire, lo nuclèu vèn un [[pulsar]] o per leis estèlas pus massissas, un [[trauc negre]]<ref name="Fryer 2003">Fryer, C. L. (2003). "Black-hole formation from stellar collapse". Classical and Quantum Gravity 20: S73–S80. doi:10.1088/0264-9381/20/10/309.</ref>. 

Lei jaç exteriors deis estelas expulsats dins l'[[Univèrs]] tènon un ròtle important car se pòdon reciclar dins la formacion d'estèlas novèlas e de planetas. Ansin, la bofada dei [[supernova]]s e lo vent estellar an una importància capitala dins la formacion dau mitan interestellar<ref name="Introduction to Supernova Remnants"/>.

== Caracteristicas ==

=== Massa ===

La massa es la caracteristica fisica pus importanta d'una estela car permet la determinacion de sei paramètres d'evolucion essenciaus. Pòu montar a 100 o 150 massas solaras coma per [[Eta Carinae]] o benlèu 265 massas solaras per [[RMC 136a]]<ref>Smith, Nathan (1998). "The Behemoth Eta Carinae: A Repeat Offender". Mercury Magazine (Astronomical Society of the Pacific) 27: 20. [http://www.astrosociety.org/pubs/mercury/9804/eta.html.]</ref>. Dins aquò, la massa d'una estèla pòu tanben èsser fòrça febla coma per [[AB Doradus C]] amb una massa egala a 93 còps la massa de [[Jupitèr (planeta)|Jupitèr]]<ref>''Weighing the Smallest Stars'', ESO, 19 de genier de 2005, [http://www.eso.org/public/news/eso0503/]</ref>. Lo limit inferior per la massa deis estèlas seriá situat entre 75 e 87 massas [[Jupitèr (planeta)|jovianas]] e variariá en foncion dau taus de metaus<ref>Boss, Alan (2001-04-03). "Are They Planets or What?". Carnegie Institution of Washington.</ref> <ref>Shiga, David (2006-08-17). "Mass cut-off between stars and brown dwarfs revealed". New Scientist.</ref>. Lei còrs pus pichons son de [[naneta bruna|nanetas brunas]]. Lo limit superior es mau conegut. Fins a la descubèrta de [[RMC 136a]], leis astrònoms supausavan l'existéncia d'un maximum entre 100 e 150 massas solaras.

=== Temps ===

Lo temps deis estelas conegudas a l'ora d'ora varia generalament entre un miliard e dètz miliards d'annadas. L'estela pus anciana coneguda es [[HE 1523-0901]] amb un temps egau a 13,2 miliards d'annadas<ref>Frebel, A.; Norris, J. E.; Christlieb, N.; Thom, C.; Beers, T. C.; Rhee, J (2007-05-11). "Nearby Star Is A Galactic Fossil". Science Daily. [http://www.sciencedaily.com/releases/2007/05/070510151902.htm]</ref> <ref>Frebel, Anna, et al (May, 2007). "Discovery of HE 1523-0901, a Strongly r-Process-enhanced Metal-poor Star with Detected Uranium". Astrophysical Journal Letters 660 (2): L117–L120. doi:10.1086/518122.</ref>. La durada d'existéncia d'una estèla depend quasi unicament de sa massa. Es corta, quauquei milions d'annadas, per leis estelas pus massissas que comborisson rapidament sei resèrvas de carburant. En revenge, leis estelas pus pichonas pòdon existir durant de desenaus o de centenaus de miliards d'annadas<ref name="Laughlin, Bodenheimer, Adams">Laughlin, G.; Bodenheimer, P.; Adams, F. C. (1997). "The End of the Main Sequence". The Astrophysical Journal 482: 420–432. doi:10.1086/304125.</ref>.

=== Composicion quimica ===

La composicion massica mejana deis estèlas de la [[Via Lactèa]] es environ 71% d'[[idrogèn]] e 27% d'[[èli]] amb un percentatge feble d'elements pus pesants<ref>Irwin, Judith A. (2007). Astrophysics: Decoding the Cosmos. John Wiley and Sons. p. 78. ISBN 0-470-01306-0.</ref>. Generalament, la porcion d'elements pesants es recampada au taus de [[fèrre]] dins l'atmosfèra estellara car son espèctre d'absorcion se mesura facilament. Ansin, la quantitat de [[fèrre]] dins una estèla pòu permetre l'identificacion d'un sistèma de planetas l'enviroutant<ref name="Fischer, Valenti">Fischer, D. A.; Valenti, J. (2005). "The Planet-Metallicity Correlation". The Astrophysical Journal 622 (2): 1102–1117. doi:10.1086/428383</ref>.

L'estela amb lo taus pus feble de [[fèrre]] es l'estèla naneta [[HE1327-2326]] que tèn 5.10<sup>-6</sup> de la  concentracion solara. En revenge, existisson d'estèlas, coma μ Leonis o [[14 Herculis]], amb dos o tres còps lo taus de [[fèrre]] dau [[Soleu]]<ref name="Feltzing, Gonzalez">Feltzing, S.; Gonzalez, G. (2000). "The nature of super-metal-rich stars: Detailed abundance analysis of 8 super-metal-rich star candidates". Astronomy & Astrophysics 367: 253–265. doi:10.1051/0004-6361:20000477.</ref>. Enfin, certaneis estèlas an un espèctre enriquit amb un element especial<ref>Gray, David F. (1992). The Observation and Analysis of Stellar Photospheres. Cambridge University Press. pp. 413–414. ISBN 0-521-40868-7.</ref>.

=== Diamètre ===

Lo diamètre reau d'una estela varia de 20-40 quilomètres per un pulsar a environ 900 milions de quilomètres per una estèla supergiganta coma [[Betelgeuse]]. Dins aquò, en causa dei distàncias fòrça importantas ambé la [[Tèrra]], leis estèlas son vistas coma de ponchs pichons que beluguejan dau fach deis efèctes atmosferics. Ansin, a l'excepcion dau [[Soleu]], l'estèla ambé la talha aparenta pus granda es [[R Doradus]], amb un diamètre visible egau a 0,057 segondas d'arc.

Lei discs visibles deis estèlas son donc tròp pichons per d'observacions ambé de telescòpis optics. Aquelei mesuras necessitan generalament l'utilizacion dei telescòpis interferomètres per obtenir d'imatges o l'estudi per ocultacion. Per exemple, se la luminositat d'una estèla es coneguda precisament pendent son ocultacion per la [[Luna]], lo diamètre vesedor pòu èsser estimat<ref>Ragland, S.; Chandrasekhar, T.; Ashok, N. M. (1995). "Angular Diameter of Carbon Star Tx-Piscium from Lunar Occultation Observations in the Near Infrared". Journal of Astrophysics and Astronomy 16: 332. [http://adsabs.harvard.edu/abs/1995JApAS..16..332R.].</ref>.

=== Velocitats e movements deis estelas ===

[[Fichièr:Pleiades large.jpg|thumb|Leis estèlas d'un amàs, coma lei Plèiades, an generalament un movement pròpri similar.]]

Lo movement d'una estela a respècte dau [[Soleu]] pòu permetre d'obtenir d'informacions quant a son origina, son temps, son estructura e son evolucion dins la [[Via Lactèa]]. Aqueu movement es devesit en doas compausantas que son la velocitat radiala, se l'estèla s'aluencha o non dau [[Soleu]], e sa velocitat angulara, transversala, dicha ''movement pròpri''. La velocitat radiala es mesurada per efècte Doppler a partir dei espèctres de linhas deis estèlas. Lo movement pròpri es mesurat per d'observacions astronomicas precisas per obtenir sa [[parallaxi]]. Generalament, leis estèlas pròchas dau [[Soleu]] an un movement pròpri important. Puei, aquelei compausantas permeton de calcular la velocitat de l'estèla a respècte dau Soleu o de la [[Via Lactèa]]. Leis estèlas de populacion II, pus ancianas, an generalament una velocitat superiora ais estèlas pus jovas de populacion I. De mai, de comparasons entre lei movements d'estelas diferentas permeton l'identificacion d'associacions mostrant una origina comuna probabla<ref name="Elmegreen, Efremov">Elmegreen, B.; Efremov, Y. N. (1999). "The Formation of Star Clusters". American Scientist 86 (3): 264. doi:10.1511/1998.3.264.</ref>.

=== Camp magnetic ===

[[Fichièr:Suaur.jpg|thumb|Camp magnetic de l'estela [[SU Aurigae]].]]

Lo camp magnetic deis estèlas es entraïnat en causa de l'efècte dinamo creat per de movements de conveccion. L'intensitat dau camp magnetic varia en foncion de la massa, de la composicion e de la rotacion a l'entorn de l'axe de l'estela. Son activitat entraïna la formacion dei tacas sornas de la superficia que son de regions amb un camp magnetic fòrça important. De mai, l'activitat magnetica influéncia lei movements dau plasma dins l'atmosfèra estellara e lei projeccions de matèria<ref>Brainerd, Jerome James (7 de junh de 2005). ''X-rays from Stellar Coronas''. The Astrophysics Spectator. [http://www.astrophysicsspectator.com/topics/observation/XRayCorona.html].</ref>.

D'autra part, leis estelas jovas an generalament una superficia pus activa e una rotacion pus auta en causa de lor camp magnetic. Aqueu camp a donc un ròtle de fren per alentir la rotacion de l'estèla a l'entorn de son axe. Ansin, leis estelas pus ancianas, coma lo [[Soleu]], an una velocitat de rotacion pus febla e una activitat de superficia relativament bassa. Dins aquò, l'activitat deis estèlas es egalament ciclica ambé de maximums e de minimums<ref>erdyugina, Svetlana V. (2005). "Starspots: A Key to the Stellar Dynamo". Living Reviews. [http://solarphysics.livingreviews.org/Articles/lrsp-2005-8/.]</ref>.

=== Velocitat de rotacion ===

La velocitat de rotacion d'una estèla se pòu mesurar aproximativament per espectroscòpia o pus exactament per observacion dau movement dei tacas sornas de la superficia. Leis estelas jovas an una velocitat de rotacion auta ambé de valors eqüatorialas superioras a 100 km/s. Ansin, per exemple, Achernar tèn una velocitat de rotacion de {{unitat|225|km/s}} qu'entraïna un aplatiment important de l'estèla. Per contrast, la velocitat de rotacion dau Soleu es {{unitat|1.994|km/s}} a l'eqüator. Ansin, la velocitat de rotacion, que depend de l'intensitat dau camp magnetic, es signe de l'evolucion de l'estèla<ref>Fitzpatrick, Richard (2006-02-13). "Introduction to Plasma Physics: A graduate course". The University of Texas at Austin. [https://web.archive.org/web/20100104142353/http://farside.ph.utexas.edu/teaching/plasma/lectures/lectures.html]</ref>. Enfin, lei rèstas d'estèlas, especialament lei [[pulsar]]s, tènon de velocitats de rotacion fòrça importantas. Per exemple, lo [[pulsar]] de la [[Messier 1|Nebulosa dau Cranc]] fa trenta torns cada segonda<ref>Hubble site, ''Hubble Astronomers Unveil "Crab Nebula - The Movie"'', 30 de mai de 1996, [https://web.archive.org/web/20101217011056/http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1996/22/text/]</ref>.

=== Temperatura de superfícia ===

La temperatura de superficia d'una estela de la sequéncia principala es determinat per lo repòrt entre la produccion d'energia dau nuclèu e lo rai estellar<ref>Strobel, Nick (2007-08-20). ''Properties of Stars: Color and Temperature''. Astronomy Notes. Primis/McGraw-Hill, Inc.</ref>. Pus generalament, la classificacion actuala deis estèlas es basada sus la color, e donc la temperatura de superficia. Utiliza 7 categorias principalas, de la classa A a la classa Q, e divèrsei classas especialas per destriar leis estelas diferentas. De mai, uei, la classificacion es estenduda ai nanetas brunas. Cada categoria es devesida en dètz grops pus pichons, egalament en foncion de la temperatura de superficia <ref>Smith, Gene (1999-04-16). "Stellar Spectra". University of California, San Diego. [http://casswww.ucsd.edu/public/tutorial/Stars.html]</ref> :
* la classa O amb una temperatura superiora a {{unitat|33000|K}} e una color blava prononciada. Es lo cas de [[Zeta Ophiuchi]].
* la classa B que tèn una temperatura de superficia entre {{formatnum:10500}} e {{unitat|33000|K}} amb una color blava. Un exemple es l'estela Rigel de la constellacion d'Orion.
* la classa A, coma Altair, amb una color blanca qu'indica una temperatura de superficia entre {{formatnum:7500}} e {{unitat|10500|K}}.
* la classa F que tèn una temperatura entre {{formatnum:6000}} e {{unitat|7500|K}} e una color jauna palla. Per exemple, es lo cas de Procyon A.
* la classa G qu'es lo tipe dau [[Soleu]]. Aqueleis estelas an una color jauna per una temperatura de superficia entre {{formatnum:5500}} e {{unitat|6000|K}}.
* la classa K amb una temperatura de superficia entre {{formatnum:4000}} e {{unitat|5500|K}} e una color aranjada. Un exemple es [[Epsilon Indi]].
* la classa M, coma [[Proxima Centauri]], es la classa deis estelas pus frejas, amb una temperatura entre {{formatnum:2600}} e {{unitat|4000|K}}, e una color roja. Aquela classa regropa lei nanetas rojas.

== Tipes d'estela ==

=== Diagrama de Hertzsprung-Russell ===

[[File:Diagrama Hertzsprung-Russell.png|thumb|Diagrama Hertzsprung-Russell.]]

{{veire|Diagrama de Hertzsprung-Russell}}

Lo diagrama de Hertzsprung-Russell es un graf mostrant la luminositat deis estèlas en foncion de la temperatura de superficia. Aqueu diagrama mòstra l'existéncia d'una diagonala dau canton aut a senèstra (estèlas brilhantas e caudas) au canton bas a drecha (estèlas gaire lusentas e frejas) onte se situa la majoritat deis estèlas. Aquela diagonala es dicha ''sequéncia principala''. La region auta a drecha tèn leis estelas gigantas amb un esclat important e una temperatura de superficia febla. Au dessús, lo canton aut a drecha es poplat per leis estelas supergigantas. Enfin, dins la partida bas a senèstra, i a una diagonala isolada dau rèsta dau diagrama amb lei nanetas blancas que tènon una temperatura de superficia granda amb una magnitud febla.

=== Naneta bruna ===

{{veire|Naneta bruna}}

Lei nanetas brunas son pas d'estelas, o puslèu, son d'estèlas mancadas. Lor massa se situa entre aquela d'una estèla pichona e aquelei dei planetas gròssas. D'efècte, fau environ 0,08 massa solara per entraïnar lei reaccions de fusion dins lo nuclèu d'una protoestela e crear adonc una estèla vertadiera. Òr, lei nanetas brunas an una massa inferiora e pòdon solament emetre un raionament feble per contraccion gravitacionala.

=== Naneta roja ===

{{veire|Naneta roja}}

Lei nanetas rojas son d'estelas rojas e pus pichonas car lei nanetas o lei pulsars an plus de reaccions nuclearas. Lor massa se situa entre 0,08 e 0,8 massa solara e lor temperatura de superficia es entre {{formatnum:2500}} e {{unitat|5000|K}}. La color roja es causada per aquelei temperaturas. Lei nanetas rojas mens massissas (amb una massa inferiora a 0,35 massa solara) son entierament convectivas. Aqueleis estelas consuman lentament sei sèrvas d'[[idrogèn]] e an donc una existéncia lònga. 80% deis estèlas de la [[Via Lactèa]] son de nanetas rojas que son lo tipe pus frequent d'estèla. Per exemple, l'estèla pus pròcha dau [[Soleu]] es una naneta roja dicha ''[[Proxima Centauri]]''. Lo segond sistèma estellar en proximitat es tanben una naneta roja dicha ''estèla de Barnard''.

=== Naneta jauna ===

{{veire|Naneta jauna}}

Lei nanetas jaunas son d'estèlas amb una talha mejana e una temperatura de superficia d'environ {{formatnum:6000}} K. An una superficia amb una color jauna, quasi blanca. Lo periòde d'existéncia d'aqueleis estèlas es estimat a 10 miliards d'annadas. Environ 10% d'estèlas de la [[Via Lactèa]] son de nanetas jaunas coma lo [[Soleu]], [[Alfa Centauri]], [[Tau Ceti]] e [[51 Pegasi]].

=== Giganta roja ===

{{veire|Giganta roja}}

Lei gigantas rojas son de nanetas jaunas qu'an agotat sei resèrvas d'[[idrogèn]]. Lei reaccions de fusion de l'[[èli]] acomençan adonc e entraïnan un gonflament fòrça important de l'estèla. Ansin, lo nuclèu se contracta e lei jaç exteriors se dilatan, se refrejan e rogisson. Quand lei resèrvas de l'èli son consumadas, l'estela s'amòrça. Lei jaç exteriors son expulsats au luench per formar una nebulosa planetària e lo centre se contracta per venir una naneta blanca.

=== Giganta blava e supergiganta roja ===

[[File:Estèla - Evolucion deis estèlas supergigantas.png|thumb|Evolucion deis estèlas supergigantas vèrs la supernòva.]]

{{veire|Giganta blava}}
{{veire|Supergiganta roja}}

Leis estelas pus caudas e amb una massa superiora a 10 massas solaras son dichas ''gigantas blavas''. Consuman rapidament sei resèrvas d'[[idrogèn]]. Puei, lei reaccions de fusion de l'[[èli]] començan enterin que l'estela se dilata e sa superficia se refreja per venir roja. Es adonc una supergiganta roja. Lei reaccions de fusion dau nuclèu pòdon produrre d'elements pesants coma lo [[fèrre]], lo [[niquèl]], lo [[cròme]], lo [[cobalt]], lo [[titani]]... Pasmens, l'estèla vèn instabla e finís de realizar sei reaccions termonuclearas. Peta adonc en [[supernova]] e forma segon sa massa un pulsar o un [[trauc negre]].

=== Naneta blanca ===

{{veire|Naneta blanca}}

Lei nanetas blancas son lei rèstas d'estelas amb una massa situada entre 0,8 e 5 a 8 massas solaras coma lo [[Soleu]]<ref>Falk Herwig, ''Evolution of Asymptotic Giant Branch Stars'', Annual Review of Astronomy & Astrophysics, 43, 435-479.</ref>. Lor talha es pichona, similara a la [[Tèrra]]<ref>H. L. Shipman, ''« Masses and radii of white-dwarf stars. III - Results for 110 hydrogen-rich and 28 helium-rich stars »'', dans The Astrophysical Journal, vol. 228, février 1979, p. 240–256.</ref>. Inicialament, son d'astres fòrça cauds amb una color blanca. Puei, se refrejan per raionament. 97% d'estelas de la [[Via Lactèa]] formaràn de nanetas blancas dau fach dau nombre limitat d'estèlas fòrça massissas.

La densitat dei nanetas blanca es fòrça auta ambé de valors mejanas egalas a environ 10<sup>9</sup> kg.mm<sup>-3</sup><ref>Jennifer Johnson, ''Extreme Stars: White Dwarfs and Neutron Stars: Lecture notes'', Astronomy 162, Ohio State University, Columbus, Ohio, (E.-U.)</ref>. Ansin, la matèria compausant lei nanetas blancas es dicha ''degenerada'' car l'expression dei fòrças de pression es adonc basada sus lo principi d'exclusion de Pauli.

=== Naneta negra ===

{{veire|Naneta negra}}

Lei nanetas negras son d'objèctes ipotetics. Serián de nanetas blancas pron refrejadas per emetre mai de lutz<ref>Jean-Pierre Luminet, ''Les trous noirs'', Seuil, coll. « Points Sciences », 1992 (ISBN 978-2-02-015948-7) , chap. « L'âge de cristal », p.107-108.</ref>. Dins aquò, a l'ora d'ara, l'[[Univèrs]] es tròp jove per tenir de nanetas negras.

=== Pulsar e trauc negre ===

{{veire|Pulsar}}
{{veire|Trauc negre}}

Lei pulsars son d'astres fòrça pichons mai massís. Per exemple, un pulsar fa 1,5 massas solaras amb un diamètre d'environ 10 quilomètres. Son lei vestigis d'estelas fòrça massissas, superioras a 10 massas solaras, que son nuclèu s'es contractat après una supernova. La densitat d'un pulsar es fòrça auta. De mai, aqueleis objèctes an un camp magnetic e una velocitat de rotacion fòrça importants. Dins aquò, certaneis estèlas an una massa talament auta que la contraccion dau nuclèu entraïnèt la formacion d'un objècte pus massís qu'un pulsar dich ''[[trauc negre]]''.

== Catalòg d'estelas ==

Divèrsei catalògs d'estelas foguèron creats per listar leis estèlas. Lei pus celèbres son lei catalògs HD ([[Catalòg Henry Draper|Henry Draper]]) e BD ([[Catalòg Bonner Durchmusterung|Bonner Durchmusterung]]). Leis estelas son classadas ambé sei coordenadas e recebon un numèro de classament coma, per exemple, [[HD 122653]] coneguda per son percentatge fòrça feble d'elements metallics.

== Referéncias ==
<references/>

== Bibliografia ==
* {{Ref-libre
| cognòm = Cliff 
| nom = Pickover 
| autor-ligam = Cliff Pickover 
| an =2001 
| títol=The Stars of Heaven 
| editor=Oxford University Press 
| isbn=0-19-514874-6
}}
* {{Ref-libre
| cognòm = John 
| nom = Gribbin 
| autor-ligam = John Gribbin 
| coauthors=Mary Gribbin 
| an=2001 
| títol=Stardust: Supernovae and Life—The Cosmic Connection 
| editor=[[Yale University Press]] 
| isbn=0-300-09097-8
}}
* {{cite book 
| cognòm = Stephen 
| nom = Hawking 
| títol=A Brief History of Time 
| autor-ligam = Stephen Hawking 
| an=1988 
| editor=Bantam Books 
| isbn=0-553-17521-1
}}

[[Categoria:Estela|*]]