Estrellas y El Cosmos

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    08-Dec-2015

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Tratado sobre las estrellas y otros objetos celestes.

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  • Estrella

    Las Plyades, un cmulo abierto de la constelacin Tauro.

    Una estrella (del latn stella) es todo objeto astronmicoque brilla con luz propia. Ms precisamente, se trata deuna esfera de plasma que mantiene su forma gracias a unequilibrio hidrosttico de fuerzas.El equilibrio se produce esencialmente entre la fuerza degravedad, que empuja la materia hacia el centro de la es-trella, y la presin que ejerce el plasma hacia fuera, que,tal como sucede en un gas, tiende a expandirlo. La presinhacia fuera depende de la temperatura, que en un caso t-pico como el del Sol se mantiene con la energa producidaen el interior de la estrella.Este equilibrio seguir esencialmente igual en la medidade que la estrella mantenga el mismo ritmo de produccinenergtica. Sin embargo, como se explica ms adelante,este ritmo cambia a lo largo del tiempo, generando va-riaciones en las propiedades fsicas globales del astro queconstituyen parte de su evolucin.

    1 GeneralidadesEstas esferas de gas emiten tres formas de energa hacia elespacio, la radiacin electromagntica, los neutrinos y elviento estelar y esto es lo que nos permite observar la apa-riencia de las estrellas en el cielo nocturno como puntosluminosos y, en la gran mayora de los casos, titilantes.Debido a la gran distancia que suelen recorrer, las radia-ciones estelares llegan dbiles a nuestro planeta, siendosusceptibles, en la gran mayora de los casos, a las dis-torsiones pticas producidas por la turbulencia y las dife-rencias de densidad de la atmsfera terrestre (seeing). ElSol, al estar tan cerca, no se observa como un punto, sinocomo un disco luminoso cuya presencia o ausencia en el

    cielo terrestre provoca el da o la noche, respectivamente.

    1.1 DescripcinSon objetos de masas enormes comprendidas entre0,08[1] y 120-200[2] masas solares (M). Los objetos demasa inferior se llaman enanas marrones mientras quelas estrellas de masa superior parecen no existir debi-do al lmite de Eddington. Su luminosidad tambin tieneun rango muy amplio que abarca entre una diezmilsi-ma parte y tres millones de veces la luminosidad del Sol.El radio, la temperatura y la luminosidad de una estrellase pueden relacionar mediante su aproximacin a cuerponegro con la siguiente ecuacin:

    L = 4R2T 4e

    donde L es la luminosidad, la constante de Stefan-Boltzmann, R el radio y T la temperatura efectiva.

    1.2 Ciclo de vidaMientras las interacciones se producen en el ncleo, estassostienen el equilibrio hidrosttico del cuerpo y la estre-lla mantiene su apariencia iridiscente predicha por NielsBohr en la teora de las rbitas cuanticadas. Cuando par-te de esas interacciones (la parte de la fusin de materia)se prolonga en el tiempo, los tomos de sus partes ms ex-ternas comienzan a fusionarse. Esta regin externa, al noestar comprimida al mismo nivel que el ncleo, aumentasu dimetro. Llegado cierto momento, dicho proceso separaliza, para contraerse nuevamente hasta el estado enel que los procesos de fusin ms externos vuelven a co-menzar y nuevamente se produce un aumento del dime-tro. Estas interacciones producen ndices de iridiscenciamucho menores, por lo que la apariencia suele ser roji-za. En esta etapa el cuerpo entra en la fase de colapso,en la cual las fuerzas en pugna la gravedad y las in-teracciones de fusin de las capas externas producenuna constante variacin del dimetro, en la que acabanvenciendo las fuerzas gravitatorias cuando las capas msexternas no tienen ya elementos que fusionar.Se puede decir que dicho proceso de colapso termina enel momento en que la estrella no produce fusiones de ma-terial, y dependiendo de su masa total, la fusin entra-r en un proceso degenerativo al colapsar por vencer alas fuerzas descritas en el principio de exclusin de Pauli,producindose una supernova.

    1

  • 2 3 AGRUPACIONES Y DISTRIBUCIN ESTELAR

    2 Formacin y evolucin de las es-trellas

    Las estrellas se forman en las regiones ms densas delas nubes moleculares como consecuencia de las ines-tabilidades gravitatorias causadas, principalmente, porsupernovas o colisiones galcticas. El proceso se acelerauna vez que estas nubes de hidrgeno molecular (H2) em-piezan a caer sobre s mismas, alimentado por la cada vezms intensa atraccin gravitatoria. Su densidad aumentaprogresivamente, siendo ms rpido el proceso en el cen-tro que en la periferia. No tarda mucho en formarse unncleo en contraccinmuy caliente llamado protoestrella.El colapso en este ncleo es, nalmente, detenido cuandocomienzan las reacciones nucleares que elevan la presiny temperatura de la protoestrella. Una vez estabilizada lafusin del hidrgeno, se considera que la estrella est enla llamada secuencia principal, fase que ocupa aproxima-damente un 90 % de su vida. Cuando se agota el hidr-geno del ncleo de la estrella, su evolucin depender dela masa (detalles en evolucin estelar) y puede convertirseen una enana blanca o explotar como supernova, dejandotambin un remanente estelar que puede ser una estrellade neutrones o un agujero negro. As pues, la vida de unaestrella se caracteriza por largas fases de estabilidad regi-das por la escala de tiempo nuclear separadas por brevesetapas de transicin dominadas por la escala de tiempodinmico (vase Escalas de tiempo estelar).Muchas estrellas, el Sol entre ellas, tienen aproximada-mente simetra esfrica por tener velocidades de rotacinbajas. Otras estrellas, sin embargo, giran a gran velocidady su radio ecuatorial es signicativamente mayor que suradio polar. Una velocidad de rotacin alta tambin gene-ra diferencias de temperatura supercial entre el ecuadory los polos. Como ejemplo, la velocidad de rotacin enel ecuador de Vega es de 275 km/s, lo que hace que lospolos estn a una temperatura de 10 150 K y el ecuadora una temperatura de 7 900 K.[3]

    La mayora de las estrellas pierden masa a una velocidadmuy baja. En el Sistema Solar unos 1020 gramos de ma-teria estelar son expulsados por el viento solar cada ao.Sin embargo, en las ltimas fases de sus vidas, las estrellaspierden masa de forma mucho ms intensa y pueden aca-bar con una masa nal muy inferior a la original. Para lasestrellas ms masivas este efecto es importante desde elprincipio. As, una estrella con 120masas solares inicialesy metalicidad igual a la del Sol acabar expulsando en for-ma de viento estelar ms del 90% de su masa para acabarsu vida con menos de 10 masas solares.[4] Finalmente, almorir la estrella se produce en la mayora de los casos unanebulosa planetaria, una supernova o una hipernova porla cual se expulsa an ms materia al espacio interestelar.La materia expulsada incluye elementos pesados produci-dos en la estrella que ms tarde formarn nuevas estrellasy planetas, aumentando as la metalicidad del Universo.

    Adolescencia estelar.

    3 Agrupaciones y distribucin es-telar

    3.1 Estrellas ligadas

    Las estrellas pueden estar ligadas gravitacionalmenteunas con otras formando sistemas estelares binarios, ter-narios o agrupaciones an mayores. Una fraccin alta delas estrellas del disco de la Va Lctea pertenecen a sis-temas binarios; el porcentaje es cercano al 90% para es-trellas masivas[5] y desciende hasta el 50% para estrellasde masa baja.[6] Otras veces, las estrellas se agrupan engrandes concentraciones que van desde las decenas has-ta los centenares de miles o incluso millones de estrellas,formando los denominados cmulos estelares. Estos c-mulos pueden deberse a variaciones en el campo gravi-tacional galctico o bien pueden ser fruto de brotes deformacin estelar (se sabe que la mayora de las estrellasse forman en grupos). Tradicionalmente, en la Va Lctease distinguan dos tipos: (1) los cmulos globulares, queson viejos, se encuentran en el halo y contienen de cen-tenares de miles a millones de estrellas y (2) los cmulosabiertos, que son de formacin reciente, se encuentran enel disco y contienen un nmero menor de estrellas. Desdenales del siglo XX esa clasicacin se ha cuestionado aldescubrirse en el disco de la Va Lctea cmulos estelaresjvenes como Westerlund 1 o NGC 3603 con un nmerode estrellas similar al de un cmulo globular. Esos cmu-los masivos y jvenes se encuentran tambin en otras ga-laxias; algunos ejemplos son 30 Doradus en la Gran Nubede Magallanes y NGC 4214-I-A en NGC 4214.

    3.2 Estrellas aisladas

    No todas las estrellas mantienen lazos gravitatorios esta-bles; algunas, igual que el Sol, viajan solitarias, separn-dose mucho de la agrupacin estelar en la que se forma-ron. Estas estrellas aisladas obedecen, tan solo, al campogravitatorio global constituido por la superposicin de loscampos del total de objetos de la galaxia: agujeros negros,

  • 3estrellas, objetos compactos y gas interestelar.

    3.3 Distribucin estelar

    Las estrellas no estn distribuidas uniformemente en elUniverso, a pesar de lo que pueda parecer a simple vis-ta, sino agrupadas en galaxias. Una galaxia espiral tpica(como la Va Lctea) contiene cientos de miles de mi-llones de estrellas agrupadas, la mayora, en el estrechoplano galctico. El cielo nocturno terrestre aparece ho-mogneo a simple vista porque solo es posible observaruna regin muy localizada del plano galctico. Extrapo-lando de lo observado en la vecindad del Sistema Solar,se puede decir que la mayor parte de estrellas se concen-tran en el disco galctico y dentro de este en una regincentral, el bulbo galctico, que se sita en la constelacinde Sagitario.

    3.4 La navegacin espacial y el posiciona-miento estelar

    A pesar de las enormes distancias que separan las estre-llas, desde la perspectiva terrestre sus posiciones relativasparecen jas en el rmamento. Gracias a la precisin desus posiciones, son de gran utilidad para la navegacin,para la orientacin de los astronautas en las naves espacia-les y para identicar otros astros (The American Ency-clopedia). Fueron la nica forma que tuvieron los mari-nos para situarse en alta mar hasta el advenimiento de lossistemas electrnicos de posicionamiento hacia mediadosdel siglo XX. Vase Estrella (nutica).

    4 Estructura estelar

    Corte transversal de nuestro Sol. Imagen:NASA

    Una estrella tpica se divide en ncleo, manto y atmsfe-ra. En el ncleo es donde se producen las reacciones nu-cleares que generan su energa. El manto transporta dichaenerga hacia la supercie y segn cmo la transporte, por

    conveccin o por radiacin, se dividir en dos zonas: ra-diante y convectiva. Finalmente, la atmsfera es la partems supercial de las estrellas y la nica que es visible. Sedivide en cromsfera, fotsfera y corona solar. La atms-fera estelar es la zona ms fra de las estrellas y en ellasse producen los fenmenos de eyeccin de materia. Peroen la corona, supone una excepcin a lo dicho ya que latemperatura vuelve a aumentar hasta llegar al milln degrados por lo menos. Pero es una temperatura engaosa.En realidad esta capa es muy poco densa y est forma-da por partculas ionizadas altamente aceleradas por elcampo magntico de la estrella. Sus grandes velocidadesles coneren a esas partculas altas temperaturas.A lo largo de su ciclo las estrellas experimentan cambiosen el tamao de las capas e incluso en el orden en quese disponen. En algunas la zona radiante se situar antesque la convectiva y en otras al revs, dependiendo tantode la masa como de la fase de fusin en que se encuen-tre. As mismo, el ncleo tambin puede modicar suscaractersticas y su tamao a lo largo de la evolucin dela estrella.La edad de la mayora de las estrellas oscila entre 1000 y10 000 millones de aos; aunque algunas estrellas puedenser incluso ms viejas. La estrella observada ms antigua,HE 1523-0901, tiene una edad estimada de 13 200 mi-llones de aos, muy cercana a la edad estimada para elUniverso, de unos 13 700 millones de aos.

    5 Generacin de energa en las es-trellas

    A principios del siglo XX la ciencia se preguntaba culera la fuente de la increble energa que alimentaba lasestrellas. Ninguna de las soluciones conocidas en la po-ca resultaba viable. Ninguna reaccin qumica alcanzabael rendimiento necesario para mantener la luminosidadque despeda el Sol. Asimismo, la contraccin gravitato-ria, si bien resultaba una fuente energtica ms, no podaexplicar el aporte de calor a lo largo de miles de millonesde aos. Sir Arthur Eddington fue el primero en sugeriren la dcada de 1920 que el aporte de energa procedade reacciones nucleares. Existen dos tipos de reaccionesnucleares, las de sin y las de fusin. Las reacciones desin no pueden mantener la luminosidad de una estrelladebido a su relativamente bajo rendimiento energtico y,sobre todo, a que requieren elementos ms pesados que elhierro, los cuales son poco abundantes en el Universo. Elprimer mecanismo detallado de reacciones nucleares defusin capaces de mantener la estructura interna de unaestrella fue descubierto por Hans Bethe en 1938, es vli-do para estrellas de masa intermedia o elevada y lleva elnombre de su descubridor (ciclo de Bethe o ciclo CNO).An as, result que las temperaturas que se alcanzan enlos ncleos de las estrellas son demasiado bajas como pa-ra fusionar los iones. Ocurre que el efecto tnel permite

  • 4 8 CLASIFICACIN

    que dos partculas con energas insucientes para tras-pasar la barrera de potencial que las separa tengan unaprobabilidad de saltar esa barrera y poderse unir. Al ha-ber tantas colisiones, estadsticamente se dan sucientesreacciones de fusin como para que se sostenga la estre-lla pero no tantas reacciones como para hacerla estallar.Existe un ptimo de energa para el cual se dan la mayo-ra de reacciones que resulta del cruce de la probabilidadde que dos partculas tengan una energa determinada Ea una temperatura T y de la probabilidad de que esas par-tculas se salten la barrera por efecto tnel. Es el llamadopico de Gamow.Una gran variedad de reacciones diferentes de fusin tie-nen lugar dentro de los ncleos de las estrellas, las cualesdependen de la masa y la composicin.Normalmente las estrellas inician su combustin nuclearcon alrededor de un 75 % de hidrgeno y un 25 % dehelio junto con pequeas trazas de otros elementos. Enel ncleo del Sol con unos 107 K el hidrgeno se fusionapara formar helio mediante la cadena protn-protn:

    4H 2H + 2e+ + 2 (4.0 MeV + 1.0 MeV)2H + 2H 2He + 2 (5.5 MeV)2He 4He + 2H (12.9 MeV)

    Estas reacciones quedan reducidas en la reaccin global:

    4H 4He + 2e+ + 2 + 2 (26.7 MeV)

    En estrellas ms masivas el helio se produce en un ciclode reacciones catalizadas por el carbono, es el ciclo CNOo ciclo de Bethe.En las estrellas cuyos ncleos se encuentran a 108 K ycuyas masas van desde las 0.5 a las 10 masas solares elhelio resultante de las primeras reacciones puede trans-formarse en carbono a travs del proceso triple-alfa:

    4He + 4He + 92 keV 8*Be4He + 8*Be + 67 keV 12*C12*C 12C + + 7.4 MeV

    La reaccin global es:

    34He 12C + + 7.2 MeV

    6 ComposicinLa composicin qumica de una estrella vara segn lageneracin a la que pertenezca. Cuanto ms antigua seams baja ser su metalicidad. Al inicio de su vida una es-trella similar al Sol contiene aproximadamente 75 % dehidrgeno y 23 % de helio. El 2 % restante lo forman

    elementos ms pesados, aportados por estrellas que na-lizaron su ciclo antes que ella naciera. Estos porcentajesson en masa; en nmero de ncleos, la relacin es 90 %de hidrgeno y 10 % de helio.En la Va Lctea las estrellas se clasican segn su ri-queza en metales en dos grandes grupos o poblaciones.Las que tienen una cierta abundancia se denominan de lapoblacin I, mientras que las pobres en metales formanparte de la poblacin II. Normalmente la metalicidad deuna estrella va directamente relacionada con su edad: lasde la poblacin I son ms jvenes comparadas con lasde la poblacin II. Estas ltimas abundan en el halo ga-lctico, mientras que las estrellas de poblacin I son msfrecuentes en regiones cercanas al disco galctico.Por otra parte, la composicin de una estrella evolucionaa lo largo de su ciclo, aumentando su contenido en ele-mentos pesados en detrimento del hidrgeno, sobre to-do. Sin embargo, las estrellas solo queman un 10 % desu masa inicial, por lo que globalmente la metalicidad deuna estrella no aumenta mucho durante su vida. Adems,las reacciones nucleares solo se dan en las regiones cen-trales de la misma. Este es el motivo por el que cuandose analiza el espectro de una estrella lo que se observaes, en la mayora de los casos, la composicin que tenacuando se form. En algunas estrellas poco masivas losmovimientos de conveccin penetran mucho en el inte-rior, llegando a mezclar material procesado con el origi-nal. Entonces se puede observar incluso en la supercieparte de ese material procesado. La estrella presenta, enesos casos, una composicin supercial con ms metales.

    7 La estrella prototpicaEl Sol es tomado como la estrella prototpica, no porquesea especial en ningn sentido, sino porque es la ms cer-cana a la Tierra y por tanto la ms estudiada por los huma-nos. La mayora de las caractersticas de las estrellas sesuelen medir en unidades solares. Las magnitudes solaresson usadas en astrofsica estelar como patrones.La masa del Sol es:

    M = 1,9891 1030 kg

    y las masas de las otras estrellas se miden en masas so-lares abreviado comoM.

    8 ClasicacinLa primera clasicacin estelar fue realizada por Hiparcode Nicea y preservada en la Cultura Occidental a travsde Ptolomeo, en una obra llamada almagesto. Este siste-ma clasicaba las estrellas por la intensidad de su brilloaparente visto desde la Tierra. Hiparco deni una escala

  • 8.3 Clasicacin gravitacional de estrellas 5

    Clasicacin de las estrellas segn la clasicacin de MorganKeenan.

    decreciente de magnitudes, donde las estrellas ms bri-llantes son de primera magnitud y las menos brillantes,casi invisibles con el ojo desnudo, son de sexta magni-tud. Aunque ya no se emplea, constituy la base para laclasicacin actual.La clasicacin moderna se realiza a travs del tipo es-pectral. Existen dos tipos de clasicacin, basados en doscatlogos diferentes: el catlogo de Henry Draper (HD)realizado en Harvard a principios del siglo XX, el cualdetermina lo que se denomina Tipo espectral, y el cat-logo del Observatorio Yerkes, realizado en 1943, el cualdetermina lo que se denomina Clase de luminosidad.

    8.1 Tipos espectralesEsta clasicacin distingue las estrellas de acuerdo a suespectro luminoso y su temperatura supercial. Una me-dida simple de esta temperatura es el ndice de color dela estrella.La clasicacin esW,O, B, A, F, G, K,M, L y T yendo demayor amenor temperatura. Las estrellas de tipoO, B yAson muy calientes, y el tipo M es considerablemente msfro. Los tiposW, L y T se introdujeron recientemente. Latemperatura supercial, que determina la clase espectral,tambin determina el color de la estrella. De esta manera,las estrellas O son azules, mientras que estrellas de menortemperatura supercial (clases K o M) son rojizas, comoBetelgeuse o Antares.Una pequea gua de los diferentes colores y ejemplos deestrellas pertenecientes al grupo se cita a continuacin:[7]

    8.2 Clases de luminosidadLa clasicacin de Harvard de tipos espectrales no de-termina unvocamente las caractersticas de una estrella.Estrellas con la misma temperatura pueden tener tama-os muy diferentes, lo que implica luminosidades muydiferentes. Para distinguirlas se denieron, en Yerkes, lasclases de luminosidad. En este sistema de clasicacin seexamina nuevamente el espectro estelar y se buscan l-neas espectrales sensibles a la gravedad de la estrella. Deeste modo es posible estimar su tamao.Ambos sistemas de clasicacin son complementarios.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 Gcomo el Sol. Tan solo un 1 % de las estrellas son de ma-yor masa y tipos A y F. Las estrellas de Wolf-Rayet sonextremadamente infrecuentes. Las enanas marrones, pro-yectos de estrellas que se quedaron a medias a causa de supequea masa, podran ser muy abundantes pero su dbilluminosidad impide realizar un censo apropiado.

    8.3 Clasicacin gravitacional de estrellas

    Las estrellas pueden clasicarse de acuerdo a cuatro cri-terios gravitacionales instaurados recientemente por laUnin Astronmica Internacional en el 2006. Esta cla-sicacin estelar de la UAI es la ms aceptada y comn-mente usada.

    8.3.1 Clasicacin por centro gravitacional estelar

    El primer criterio es la presencia o ausencia de un cen-tro gravitacional estelar, es decir si forman parte de unsistema estelar. Las estrellas que forman parte de un sis-tema estelar (presencia de centro gravitacional estelar) sedenominan estrellas sistmicas. Las estrellas que no for-man parte de un sistema estelar (ausencia de centro gra-vitacional estelar) se denominan estrellas solitarias.

    8.3.2 Clasicacin de estrellas sistmicas por posi-cin

    Si una estrella es sistmica (forma parte de un sistemaestelar) puede ser a su vez de dos tipos. Las estrellas cen-trales son aquellas estrellas sistmicas que actan comocentro gravitacional de otras estrellas. Esto quiere decirque otras estrellas las orbitan. Las estrellas sistmicas queorbitan a una estrella central se denominan estrellas sat-lites.

    8.3.3 Clasicacin de estrellas por agrupacin gra-vitacional

    Esta clasicacin de estrellas se basa en distinguir dos ti-pos de estrellas dependiendo de si estas se agrupan conotras estrellas mediante fuerzas de atraccin gravitacio-nal. Esta clasicacin reere a dos tipos de estrellas (cu-mulares e independientes) de acuerdo a si se encuentrano no unidas a otras estrellas y, adems, esta unin no sedebe a la presencia de un centro gravitacional estelar; esdecir, ninguna estrella gira alrededor de otra y ms sinembargo se encuentran unidas gravitacionalmente.Las estrellas cumulares son aquellas que forman cmulosestelares. Si el cmulo es globular, las estrellas se atraenpor gravedad (las estrellas se atraen mutuamente). Si elcmulo es abierto, las estrellas se atraen por gravitacinen donde el centro gravitacional es el centro de masa del

  • 6 13 BIBLIOGRAFA

    cmulo (las estrellas orbitan un centro gravitacional encomn que las mantiene unidas). Las estrellas indepen-dientes son aquellas que no forman cmulos estelares conninguna otra estrella. Sin embargo hay estrellas indepen-dientes que s forman parte de un sistema estelar puesorbitan estrellas o son centro de otras. Este sera el casode estrellas sistmicas-independientes.

    8.3.4 Clasicacin de estrellas por sistema planeta-rio

    Las estrellas que poseen un sistema planetario, en dondeellas son centro gravitacional y los dems cuerpos celesteslas orbitan, se denominan estrellas planetarias. Las estre-llas nicas son aquellas que no poseen un Sistema Pla-netario que las orbita. Entindase por sistema planetariocualquier cuerpo celeste (planeta, asteroide, cometa) queorbita una estrella.

    9 Mitologa estelarTal como ha sucedido con ciertas constelaciones y con elpropio Sol, las estrellas en general tienen su propia mito-loga. En estadios precientcos de la civilizacin se lasha observado como entidades vivientes (animismo), do-tadas de fuerza sobrenatural. Se las ha identicado, even-tualmente, con el alma de los muertos, o bien con dio-ses o diosas. La trayectoria de las estrellas y su congu-racin en el espacio, an hoy forman parte de algunosconstructos culturales ligados al pensamiento mgico.

    10 Legado estelarPara los habitantes del planeta Tierra, las estrellas, ade-ms de componer el mapa celeste, tienen otra nalidadmenos conocida pero mucho ms importante: legarnosuna variedad de elementos casi imprescindibles para so-brevivir. As por ejemplo, los componentes del acero secocieron en alguna estrella a temperaturas de varios mi-les de millones de grados, que con la explosin de unasupernova fueron lanzados al espacio para nalmente lle-gar hasta nuestro planeta azul. Gracias a ello tenemos elvital oxgeno, el oro y los diamantes. El propio ser hu-mano est compuesto por materiales sintetizados previa-mente en las estrellas. Quiz por todo esto pueda enten-derse que el grupo BFH encabezase su ya clsico artculocon esta cita de Shakespeare:[8]

    It is the stars,The star above us, govern our conditions.[9]

    11 Vase tambin Anexo:Catlogo de estrellas

    Clasicacin estelar Estrella variable Constelacin Diagrama de Hertzsprung-Russell Estructura estelar Evolucin estelar Objeto astronmico Nomenclatura estelar Anexo:Estrellas ms cercanas

    12 Referencias[1] Barae, I., Chabrier, G., Allard F. y Hauschildt, P. H.

    1997, A&A 327, 1054

    [2] Oey, M. S. y Clarke, C. J. 2005, ApJL 620, 43

    [3] Aufdenberg, J. P. et al. 2006, ApJ 645, 664

    [4] Schaller, G. et al. 1992, A&AS 96, 269

    [5] Mason, B. D. et al. 1998, AJ 115, 821

    [6] Kraus, A. L.; White, R. J. y Hillenbrand, L. A. 2005, ApJ633, 452

    [7] Escobar Muoz, Geografa McGraw Hill 2008, pp. 34

    [8] Jayant Narlikar, La estructura del universo, p. 66.

    [9] As es que las estrellas, las estrellas sobre nosotros gobier-nan la condicin humana.

    13 Bibliografa Davies, Paul: El universo desbocado. Salvat Editores,

    1993. ISBN 84-345-8895-1. Ekrutt, Joachim: Estrellas y planetas. Everest Pub,

    1996 ISBN 84-241-2746-3. Murdin, Pavy y Lesley: Supernovas. Promotora Ge-

    neral de Estudios, 1989 ISBN 84-86505-22-4. WIDMANN, Walter y SCHTTE, Karl. Gua delas estrellas. Barcelona: Ediciones Omega, 05/1989.ISBN 84-282-0843-3 e ISBN 978-84-282-0843-7.

    HERRMANN, Joachim. Estrellas. Segunda edicin.Coleccin Guas de naturaleza Blume. Barcelona:Naturart, 04/1990. ISBN 84-87535-13-5 e ISBN978-84-87535-13-0.

    NARLIKAR, Jayant. La estructura del universo.Madrid, Alianza Universidad, 1987. ISBN 84-206-2485-3.

  • 14.2 En ingls 7

    13.1 En ingls Pickover, Cliord. The Stars of Heaven. Oxford

    University Press, 2001 ISBN 0-19-514874-6. Prialnik, D.:An Introduction to the Theory of Ste-llar Structure and Evolution. Cambridge UniversityPress, 2000 ISBN 0-521-65065-8.

    Gribbin, John y Gribbin, Mary: Stardust, Superno-vae and Life The Cosmic Connection. Yale Uni-versity Press, 2001 ISBN 0-300-09097-8.

    Kippenhahn, R. y Weigert, A.: Stellar structure andevolution. 2a edicin corregida ISBN 3-540-50211-4.

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    Voigt, H. H.: Abri der Astronomie ISBN 3-411-03148-4.

    14 Enlaces externos

    Wikimedia Commons alberga contenido multi-media sobre estrellas. Commons

    Wikiquote alberga frases clebres de o sobreestrellas. Wikiquote

    Wikcionario tiene deniciones y otra informa-cin sobre estrella.Wikcionario

    El Diccionario de la Real Academia Espaola tieneuna denicin para estrella.

    14.1 En espaol Astronoma Sur. Estrellas. portalciencia.net Mitologa: Estrellas y Planetas. Proyecto Celestia. Actividad educativa: Vida y

    muerte de las estrellas. La estrella ms masiva. El Universo: vida y muerte de las estrellas. Nacimiento de las estrellas. Animacin ash que te permite crear tu propia es-

    trella y seguir el ciclo de vida de esta.

    14.2 En ingls Comparacin de tamaos entre planetas y entrellas. Planets and stars to scale. Imgenes de posiciones estelares en la supercie de

    Betelgeuse.

    Descubra qu se conoce de una estrella determinada,ingresando su nombre o posicin.

    Lista de estrellas especiales.

    14.3 En alemn www.zum.de Formacin estelar. www.astronoma.de Formacin estelar (resumen). Celestia. Simulacin espacial 3D en tiempo real

    (OpenGL).

  • 8 15 TEXTO E IMGENES DE ORIGEN, COLABORADORES Y LICENCIAS

    15 Texto e imgenes de origen, colaboradores y licencias15.1 Texto

    Estrella Fuente: https://es.wikipedia.org/wiki/Estrella?oldid=85498391 Colaboradores: AstroNomo, Maveric149, ArnoLagrange, ILVI,Qubit, Piolinfax, Joseaperez, 4lex, Oblongo, Manuel Gonzlez Olaechea y Franco, Sabbut, JorgeGG, Pilaf, Pieter, Hashar, Robbot, Angus,Jovalcis, Zwobot, Comae, Javier Carro, Interwiki, Rosarino, Dodo, Ejmeza, Ascnder, Sms, Cookie, Tostadora, Tano4595, Renacimiento,Agguizar, Aracne, Wricardoh, Arstides Herrera Cuntti, Xenoforme, Erri4a, Gengiskanhg, Xatufan, Loco085, Quesada, Paiconos~eswiki,Richy, Pati, Soulreaper, JMPerez, Yrithinnd, Taichi, Emijrp, Magister Mathematicae, Orgullobot~eswiki, RobotQuistnix, Otets, Platonides,Chobot, Caiserbot, Unicacion, Yrbot, BOT-Superzerocool, Vitamine, BOTijo, MI GENERAL ZAPATA, Wiki-Bot, Sasquatch21, Linlinao, Lobillo, KnightRider, The Photographer, Eloy, Santiperez, Heliocrono, Baneld, Purodha, Maldoror, Cheveri, Chlewbot, Tomatejc,Siabef, Paintman, Alexquendi, Fer31416, BOTpolicia, Gizmo II, CEM-bot, Laura Fiorucci, Roblespepe, JMCC1, Afterthewar, Alexav8,Baiji, Harkonnen3000, Karshan, Davius, Rastrojo, Antur, Jjafjjaf, FrancoGG, Thijs!bot, Xabier, RoyFocker, IrwinSantos, Albireo3000,Culebrin, Isha, Barrado, Hanjin, Mpeinadopa, JAnDbot, Botx, Pmisson, BetBot~eswiki, Muro de Aguas, Gaius iulius caesar, Xavigivax,Zufs, Gsrdzl, CommonsDelinker, TXiKiBoT, Huzzlet the bot, Sa~eswiki, NaBUru38, Gustronico, Bot-Schafter, Lema, Humberto, Ne-tito777, Rafael cercedilla, Claudio Elias, Rei-bot, Fixertool, Nioger, Chabbot, Idioma-bot, Plux, MarisaLR, Lmcuadros, AlnoktaBOT,VolkovBot, Poromiami, Fran Ara, WarddrBOT, Technopat, Karo wiki, Matdrodes, Synthebot, DJ Nietzsche, BlackBeast, Lucien leGrey,AlleborgoBot, 3coma14, Aelo, Muro Bot, Jess Maz, Edmenb, Racso, BotMultichill, Gerakibot, SieBot, PaintBot, Carmin, Drinibot,Bigsus-bot, BOTarate, Mel 23, Manw, Felviper, Ugly, Pascow, Greek, BuenaGente, Relleu, Belb, Mafores, PipepBot, Chico512, Xqno,Yilku1, Tirithel, XalD, Prietoquilmes, Jarisleif, HUB, Antn Francho, Nicop, DragonBot, Discernimiento, Quijav, PixelBot, Eduardo-salg, Leonpolanco, Pan con queso, MaratRevolution, Petruss, Ener6, Alexbot, Turismoastronomico, Valentin estevanez navarro, Floyd331,Rge, Pablo rigel, Frei sein, Raulshc, Aipni-Lovrij, PePeEfe, Ravave, Camilo, UA31, Shalbat, Ucevista, AVBOT, David0811, Jorghex,Mister parasoles, LucienBOT, J.delanoy, Gonza182, MastiBot, Angel GN, MarcoAurelio, Ceci08, Diegusjaimes, MelancholieBot, Ar-juno3, Saloca, Luckas-bot, Molta, Nallimbot, Nannythhaa, Jotterbot, Vic Fede, Leiro & Law, Yonidebot, Revenaunt, Nixn, Asiderisas,SuperBraulio13, Almabot, Manuelt15, Xqbot, Jkbw, Dossier2, Ricardogpn, Suki77, Ya tienes una cuenta?, Igna, Botarel, AstaBOTh15,Jaja123, Alex 97.7, Hprmedina, Javierahu64, Mentiroso22, EEIM, Teknad, Lamorza, Leugim1972, OscarSmt, PatruBOT, CVBOT, Ka-mikazeBot, TjBot, Shentexx, Dragon.forcet, Tarawa1943, Maxi2000, Foundling, GrouchoBot, Wikilptico, Carmengm, Csalrais, Ensayos-sobre, Axvolution, P. S. F. Freitas, Velual, EmausBot, Savh, AVIADOR, ZroBot, Sergio Andres Segovia, Davejfc, Misa3:16, La lasaye,Pedro pablo ruiz pera, Rubpe19, MercurioMT, Javisoar, Emiduronte, Navidsincere, MadriCR, Waka Waka, WikitanvirBot, Samituu 10,Mjbmrbot, Daimond, CocuBot, Metrnomo, Rezabot, MerlIwBot, Tocamela~eswiki, Ivon caca, KLBot2, TeleMania, Renly, AvicBot,Elkingkapo, Damocles22, MetroBot, Milartino, Fasebok123, Cadiomals, Ileana n, Mega-buses, Harpagornis, LlamaAl, Creosota, Poxy-luisacastro, Santga, Nefertity~eswiki, Helmy oved, Stas1995, Castillo.09, ManuelInfo., Syum90, Babababababab, Diianaa1401, Legobot,Jorgealejandroven89, Michael vainstein, Luis123xl, Addbot, Balles2601, Pastuproo, J.f. listin, WikiDahiaHugo, Roger de Lauria, DanielAguayo, Krisna torres, Orjan, JacobRodrigues, VictorPines, Donaslik, El rey craft, Albert3493, MrCharro, Andres Gonzalez 1996, Cris-tina.lopeze, Veronica.mirandap, SanbliSkin, Jarould, ArelyZamorano, Peatone81, Matiia, Lopeh rarito, Crystallizedcarbon, Fer elizalde,Maricuchita, Lu Accornero, Campal ito, Gonzalo Rodriguez Zabala, Maria1413, Vanessa83lopez, Dewmart, Judith herrera romero, ArturoSaldaa, Mafher 18, Julio cesar xolot gonzalez, ElErikazo y Annimos: 654

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    Archivo:ESO-Betelgeuse.jpg Fuente: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/9/92/ESO-Betelgeuse.jpg Licencia: CC BY 3.0Colaboradores: http://www.eso.org/public/images/eso0927b/ Artista original: ESO/P. Kervella

    Archivo:EtaCarinae.jpg Fuente: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/7/7c/EtaCarinae.jpg Licencia: Public domain Cola-boradores: File:Eta Carinae.jpg and File:Etacarinae-001.jpg Artista original:Nathan Smith (University of California, Berkeley), and NASA

    Archivo:Fusin_solar.png Fuente: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/7/78/Fusi%C3%B3n_solar.png Licencia: CC-BY-SA-3.0 Colaboradores: ? Artista original: ?

    Archivo:M57_The_Ring_Nebula.JPG Fuente: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/1/13/M57_The_Ring_Nebula.JPGLicencia: Public domain Colaboradores: http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1999/01/image/a/ (direct link) Artista original:The Hubble Heritage Team (AURA/STScI/NASA)

    Archivo:Morgan-Keenan_spectral_classification.png Fuente: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/8/8b/Morgan-Keenan_spectral_classification.png Licencia: CC-BY-SA-3.0 Colaboradores: ? Artista original: ?

    Archivo:Nasa_EV_Lacertae_250408.jpg Fuente: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/1/19/Nasa_EV_Lacertae_250408.jpg Licencia: Public domain Colaboradores: NASA Image of the Day Gallery Artista original: Casey Reed/NASA

    Archivo:Pleiades_large.jpg Fuente: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/4/4e/Pleiades_large.jpg Licencia: Public domainColaboradores: http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2004/20/image/a/ Artista original: NASA, ESA, AURA/Caltech, Palo-mar ObservatoryT : D. S E. N STSI, F. B B. A U. T, B. J L O.

    Archivo:Spanish_Wikiquote.SVG Fuente: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/1/13/Spanish_Wikiquote.SVG Licencia:CC BY-SA 3.0 Colaboradores: derived from Wikiquote-logo.svg Artista original: James.mcd.nz

    Archivo:Sun920607.jpg Fuente: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/a/aa/Sun920607.jpg Licencia: Public domain Cola-boradores: http://solarscience.msfc.nasa.gov/surface.shtml Artista original: NASA

    Archivo:Sun_parts_big.jpg Fuente: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/d/da/Sun_parts_big.jpg Licencia: Public domainColaboradores: Diagram of a solar-type star from the Imagine the Universe web site, High Energy Astrophysics Science Archive ResearchCenter, NASAGoddard Space Flight Center. Artista original: Project leader: Dr. Jim Lochner; Curator: Meredith Gibb; Responsible NASAOfficial:Phil Newman

  • 15.3 Licencia de contenido 9

    Archivo:Wiktionary-logo-es.png Fuente: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/06/Wiktionary-logo-es.png Licencia:CCBY-SA 3.0 Colaboradores: originally uploaded there by author, self-made by author Artista original: es:Usuario:Pybalo

    Archivo:Witness_the_Birth_of_a_Star.jpg Fuente: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/5/57/Witness_the_Birth_of_a_Star.jpg Licencia: Public domain Colaboradores: Image of the day gallery Artista original: NASA/JPL-Caltech/R. Hurt (SSC)

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    Generalidades Descripcin Ciclo de vida

    Formacin y evolucin de las estrellas Agrupaciones y distribucin estelar Estrellas ligadas Estrellas aisladas Distribucin estelar La navegacin espacial y el posicionamiento estelar

    Estructura estelar Generacin de energa en las estrellas Composicin La estrella prototpica Clasificacin Tipos espectrales Clases de luminosidad Clasificacin gravitacional de estrellas Clasificacin por centro gravitacional estelar Clasificacin de estrellas sistmicas por posicin Clasificacin de estrellas por agrupacin gravitacional Clasificacin de estrellas por sistema planetario

    Mitologa estelar Legado estelar Vase tambin Referencias Bibliografa En ingls En alemn

    Enlaces externos En espaol En ingls En alemn

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