Estrella

Las Pléyades, un cúmulo abierto de la constelación Tauro.

Una estrella (del latín stella) es todo objeto astronómicoque brilla con luz propia. Más precisamente, se trata deuna esfera de plasma que mantiene su forma gracias a unequilibrio hidrostático de fuerzas.El equilibrio se produce esencialmente entre la fuerza degravedad, que empuja la materia hacia el centro de la es-trella, y la presión que ejerce el plasma hacia fuera, que,tal como sucede en un gas, tiende a expandirlo. La presiónhacia fuera depende de la temperatura, que en un caso tí-pico como el del Sol se mantiene con la energía producidaen el interior de la estrella.Este equilibrio seguirá esencialmente igual en la medidade que la estrella mantenga el mismo ritmo de producciónenergética. Sin embargo, como se explica más adelante,este ritmo cambia a lo largo del tiempo, generando va-riaciones en las propiedades físicas globales del astro queconstituyen parte de su evolución.

1 Generalidades

Estas esferas de gas emiten tres formas de energía hacia elespacio, la radiación electromagnética, 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 mayoría de los casos, titilantes.Debido a la gran distancia que suelen recorrer, las radia-ciones estelares llegan débiles a nuestro planeta, siendosusceptibles, en la gran mayoría de los casos, a las dis-torsiones ópticas producidas por la turbulencia y las dife-rencias de densidad de la atmósfera 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 día o la noche, respectivamente.

1.1 Descripción

Son objetos de masas enormes comprendidas entre0,08[1] y 120-200[2] masas solares (M ₒ ). Los objetos demasa inferior se llaman enanas marrones mientras quelas estrellas de masa superior parecen no existir debi-do al límite de Eddington. Su luminosidad también tieneun rango muy amplio que abarca entre una diezmilési-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 aproximación a cuerponegro con la siguiente ecuación:

L = 4πR2σT 4e

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

1.2 Ciclo de vida

Mientras las interacciones se producen en el núcleo, estassostienen el equilibrio hidrostático del cuerpo y la estre-lla mantiene su apariencia iridiscente predicha por NielsBohr en la teoría de las órbitas cuantificadas. Cuando par-te de esas interacciones (la parte de la fusión de materia)se prolonga en el tiempo, los átomos de sus partes más ex-ternas comienzan a fusionarse. Esta región externa, al noestar comprimida al mismo nivel que el núcleo, aumentasu diámetro. Llegado cierto momento, dicho proceso separaliza, para contraerse nuevamente hasta el estado enel que los procesos de fusión más externos vuelven a co-menzar y nuevamente se produce un aumento del diáme-tro. Estas interacciones producen índices 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 fusión de las capas externas— producenuna constante variación del diámetro, en la que acabanvenciendo las fuerzas gravitatorias cuando las capas másexternas 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 fusión entra-rá en un proceso degenerativo al colapsar por vencer alas fuerzas descritas en el principio de exclusión de Pauli,produciéndose una supernova.

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2 3 AGRUPACIONES Y DISTRIBUCIÓN ESTELAR

2 Formación y evolución de las es-trellas

Las estrellas se forman en las regiones más densas delas nubes moleculares como consecuencia de las ines-tabilidades gravitatorias causadas, principalmente, porsupernovas o colisiones galácticas. El proceso se acelerauna vez que estas nubes de hidrógeno molecular (H2) em-piezan a caer sobre sí mismas, alimentado por la cada vezmás intensa atracción gravitatoria. Su densidad aumentaprogresivamente, siendo más rápido el proceso en el cen-tro que en la periferia. No tarda mucho en formarse unnúcleo en contracciónmuy caliente llamado protoestrella.El colapso en este núcleo es, finalmente, detenido cuandocomienzan las reacciones nucleares que elevan la presióny temperatura de la protoestrella. Una vez estabilizada lafusión del hidrógeno, se considera que la estrella está enla llamada secuencia principal, fase que ocupa aproxima-damente un 90 % de su vida. Cuando se agota el hidró-geno del núcleo de la estrella, su evolución dependerá dela masa (detalles en evolución estelar) y puede convertirseen una enana blanca o explotar como supernova, dejandotambién un remanente estelar que puede ser una estrellade neutrones o un agujero negro. Así pues, la vida de unaestrella se caracteriza por largas fases de estabilidad regi-das por la escala de tiempo nuclear separadas por brevesetapas de transición dominadas por la escala de tiempodinámico (véase Escalas de tiempo estelar).Muchas estrellas, el Sol entre ellas, tienen aproximada-mente simetría esférica por tener velocidades de rotaciónbajas. Otras estrellas, sin embargo, giran a gran velocidady su radio ecuatorial es significativamente mayor que suradio polar. Una velocidad de rotación alta también gene-ra diferencias de temperatura superficial entre el ecuadory los polos. Como ejemplo, la velocidad de rotación enel ecuador de Vega es de 275 km/s, lo que hace que lospolos estén a una temperatura de 10 150 K y el ecuadora una temperatura de 7 900 K.[3]

La mayoría 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 año.Sin embargo, en las últimas fases de sus vidas, las estrellaspierden masa de forma mucho más intensa y pueden aca-bar con una masa final muy inferior a la original. Para lasestrellas más masivas este efecto es importante desde elprincipio. Así, una estrella con 120masas solares inicialesy metalicidad igual a la del Sol acabará expulsando en for-ma de viento estelar más del 90% de su masa para acabarsu vida con menos de 10 masas solares.[4] Finalmente, almorir la estrella se produce en la mayoría de los casos unanebulosa planetaria, una supernova o una hipernova porla cual se expulsa aún más materia al espacio interestelar.La materia expulsada incluye elementos pesados produci-dos en la estrella que más tarde formarán nuevas estrellasy planetas, aumentando así la metalicidad del Universo.

Adolescencia estelar.

3 Agrupaciones y distribución es-telar

3.1 Estrellas ligadas

Las estrellas pueden estar ligadas gravitacionalmenteunas con otras formando sistemas estelares binarios, ter-narios o agrupaciones aún mayores. Una fracción alta delas estrellas del disco de la Vía Láctea 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 cúmulos estelares. Estos cú-mulos pueden deberse a variaciones en el campo gravi-tacional galáctico o bien pueden ser fruto de brotes deformación estelar (se sabe que la mayoría de las estrellasse forman en grupos). Tradicionalmente, en la Vía Láctease distinguían dos tipos: (1) los cúmulos globulares, queson viejos, se encuentran en el halo y contienen de cen-tenares de miles a millones de estrellas y (2) los cúmulosabiertos, que son de formación reciente, se encuentran enel disco y contienen un número menor de estrellas. Desdefinales del siglo XX esa clasificación se ha cuestionado aldescubrirse en el disco de la Vía Láctea cúmulos estelaresjóvenes como Westerlund 1 o NGC 3603 con un númerode estrellas similar al de un cúmulo globular. Esos cúmu-los masivos y jóvenes se encuentran también 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, separán-dose mucho de la agrupación estelar en la que se forma-ron. Estas estrellas aisladas obedecen, tan solo, al campogravitatorio global constituido por la superposición de loscampos del total de objetos de la galaxia: agujeros negros,

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estrellas, objetos compactos y gas interestelar.

3.3 Distribución estelar

Las estrellas no están distribuidas uniformemente en elUniverso, a pesar de lo que pueda parecer a simple vis-ta, sino agrupadas en galaxias. Una galaxia espiral típica(como la Vía Láctea) contiene cientos de miles de mi-llones de estrellas agrupadas, la mayoría, en el estrechoplano galáctico. El cielo nocturno terrestre aparece ho-mogéneo a simple vista porque solo es posible observaruna región muy localizada del plano galáctico. 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 galáctico y dentro de este en una regióncentral, el bulbo galáctico, que se sitúa en la constelaciónde Sagitario.

3.4 La navegación espacial y el posiciona-miento estelar

A pesar de las enormes distancias que separan las estre-llas, desde la perspectiva terrestre sus posiciones relativasparecen fijas en el firmamento. Gracias a la precisión desus posiciones, «son de gran utilidad para la navegación,para la orientación de los astronautas en las naves espacia-les y para identificar otros astros» (The American Ency-clopedia). Fueron la única forma que tuvieron los mari-nos para situarse en alta mar hasta el advenimiento de lossistemas electrónicos de posicionamiento hacia mediadosdel siglo XX. Véase Estrella (náutica).

4 Estructura estelar

Corte transversal de nuestro Sol. Imagen:NASA

Una estrella típica se divide en núcleo, manto y atmósfe-ra. En el núcleo es donde se producen las reacciones nu-cleares que generan su energía. El manto transporta dichaenergía hacia la superficie y según cómo la transporte, por

convección o por radiación, se dividirá en dos zonas: ra-diante y convectiva. Finalmente, la atmósfera es la partemás superficial de las estrellas y la única que es visible. Sedivide en cromósfera, fotósfera y corona solar. La atmós-fera estelar es la zona más fría de las estrellas y en ellasse producen los fenómenos de eyección de materia. Peroen la corona, supone una excepción a lo dicho ya que latemperatura vuelve a aumentar hasta llegar al millón degrados por lo menos. Pero es una temperatura engañosa.En realidad esta capa es muy poco densa y está forma-da por partículas ionizadas altamente aceleradas por elcampo magnético de la estrella. Sus grandes velocidadesles confieren a esas partículas altas temperaturas.A lo largo de su ciclo las estrellas experimentan cambiosen el tamaño de las capas e incluso en el orden en quese disponen. En algunas la zona radiante se situará antesque la convectiva y en otras al revés, dependiendo tantode la masa como de la fase de fusión en que se encuen-tre. Así mismo, el núcleo también puede modificar suscaracterísticas y su tamaño a lo largo de la evolución dela estrella.La edad de la mayoría de las estrellas oscila entre 1000 y10 000 millones de años; aunque algunas estrellas puedenser incluso más viejas. La estrella observada más antigua,HE 1523-0901, tiene una edad estimada de 13 200 mi-llones de años, muy cercana a la edad estimada para elUniverso, de unos 13 700 millones de años.

5 Generación de energía en las es-trellas

A principios del siglo XX la ciencia se preguntaba cuálera la fuente de la increíble energía que alimentaba lasestrellas. Ninguna de las soluciones conocidas en la épo-ca resultaba viable. Ninguna reacción química alcanzabael rendimiento necesario para mantener la luminosidadque despedía el Sol. Asimismo, la contracción gravitato-ria, si bien resultaba una fuente energética más, no podíaexplicar el aporte de calor a lo largo de miles de millonesde años. Sir Arthur Eddington fue el primero en sugeriren la década de 1920 que el aporte de energía procedíade reacciones nucleares. Existen dos tipos de reaccionesnucleares, las de fisión y las de fusión. Las reacciones defisión no pueden mantener la luminosidad de una estrelladebido a su relativamente bajo rendimiento energético y,sobre todo, a que requieren elementos más pesados que elhierro, los cuales son poco abundantes en el Universo. Elprimer mecanismo detallado de reacciones nucleares defusión capaces de mantener la estructura interna de unaestrella fue descubierto por Hans Bethe en 1938, es váli-do para estrellas de masa intermedia o elevada y lleva elnombre de su descubridor (ciclo de Bethe o ciclo CNO).Aún así, resultó que las temperaturas que se alcanzan enlos núcleos de las estrellas son demasiado bajas como pa-ra fusionar los iones. Ocurre que el efecto túnel permite

4 8 CLASIFICACIÓN

que dos partículas con energías insuficientes para tras-pasar la barrera de potencial que las separa tengan unaprobabilidad de saltar esa barrera y poderse unir. Al ha-ber tantas colisiones, estadísticamente se dan suficientesreacciones de fusión como para que se sostenga la estre-lla pero no tantas reacciones como para hacerla estallar.Existe un óptimo de energía para el cual se dan la mayo-ría de reacciones que resulta del cruce de la probabilidadde que dos partículas tengan una energía determinada Ea una temperatura T y de la probabilidad de que esas par-tículas se salten la barrera por efecto túnel. Es el llamadopico de Gamow.Una gran variedad de reacciones diferentes de fusión tie-nen lugar dentro de los núcleos de las estrellas, las cualesdependen de la masa y la composición.Normalmente las estrellas inician su combustión nuclearcon alrededor de un 75 % de hidrógeno y un 25 % dehelio junto con pequeñas trazas de otros elementos. Enel núcleo del Sol con unos 107 K el hidrógeno se fusionapara formar helio mediante la cadena protón-protón:

4¹H → 2²H + 2e+ + 2νₑ (4.0 MeV + 1.0 MeV)2¹H + 2²H → 2³He + 2γ (5.5 MeV)2³He → 4He + 2¹H (12.9 MeV)

Estas reacciones quedan reducidas en la reacción global:

4¹H → 4He + 2e+ + 2γ + 2νₑ (26.7 MeV)

En estrellas más masivas el helio se produce en un ciclode reacciones catalizadas por el carbono, es el ciclo CNOo ciclo de Bethe.En las estrellas cuyos núcleos 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 través del proceso triple-alfa:

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

La reacción global es:

34He → 12C + γ + 7.2 MeV

6 Composición

La composición química de una estrella varía según lageneración a la que pertenezca. Cuanto más antigua seamás baja será su metalicidad. Al inicio de su vida una es-trella similar al Sol contiene aproximadamente 75 % dehidrógeno y 23 % de helio. El 2 % restante lo forman

elementos más pesados, aportados por estrellas que fina-lizaron su ciclo antes que ella naciera. Estos porcentajesson en masa; en número de núcleos, la relación es 90 %de hidrógeno y 10 % de helio.En la Vía Láctea las estrellas se clasifican según su ri-queza en metales en dos grandes grupos o poblaciones.Las que tienen una cierta abundancia se denominan de lapoblación I, mientras que las pobres en metales formanparte de la población II. Normalmente la metalicidad deuna estrella va directamente relacionada con su edad: lasde la población I son más jóvenes comparadas con lasde la población II. Estas últimas abundan en el halo ga-láctico, mientras que las estrellas de población I son másfrecuentes en regiones cercanas al disco galáctico.Por otra parte, la composición de una estrella evolucionaa lo largo de su ciclo, aumentando su contenido en ele-mentos pesados en detrimento del hidrógeno, 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. Además,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 mayoría de los casos, la composición que teníacuando se formó. En algunas estrellas poco masivas losmovimientos de convección penetran mucho en el inte-rior, llegando a mezclar material procesado con el origi-nal. Entonces se puede observar incluso en la superficieparte de ese material procesado. La estrella presenta, enesos casos, una composición superficial con más metales.

7 La estrella prototípica

El Sol es tomado como la estrella prototípica, no porquesea especial en ningún sentido, sino porque es la más cer-cana a la Tierra y por tanto la más estudiada por los huma-nos. La mayoría de las características de las estrellas sesuelen medir en unidades solares. Las magnitudes solaresson usadas en astrofísica estelar como patrones.La masa del Sol es:

M ₒ = 1,9891 × 1030 kg

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

8 Clasificación

La primera clasificación estelar fue realizada por Hiparcode Nicea y preservada en la Cultura Occidental a travésde Ptolomeo, en una obra llamada almagesto. Este siste-ma clasificaba las estrellas por la intensidad de su brilloaparente visto desde la Tierra. Hiparco definió una escala

8.3 Clasificación gravitacional de estrellas 5

Clasificación de las estrellas según la clasificación de MorganKeenan.

decreciente de magnitudes, donde las estrellas más 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, constituyó la base para laclasificación actual.La clasificación moderna se realiza a través del tipo es-pectral. Existen dos tipos de clasificación, basados en doscatálogos diferentes: el catálogo de Henry Draper (HD)realizado en Harvard a principios del siglo XX, el cualdetermina lo que se denomina Tipo espectral, y el catá-logo del Observatorio Yerkes, realizado en 1943, el cualdetermina lo que se denomina Clase de luminosidad.

8.1 Tipos espectrales

Esta clasificación distingue las estrellas de acuerdo a suespectro luminoso y su temperatura superficial. Una me-dida simple de esta temperatura es el índice de color dela estrella.La clasificación 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 másfrío. Los tiposW, L y T se introdujeron recientemente. Latemperatura superficial, que determina la clase espectral,también determina el color de la estrella. De esta manera,las estrellas O son azules, mientras que estrellas de menortemperatura superficial (clases K o M) son rojizas, comoBetelgeuse o Antares.Una pequeña guía de los diferentes colores y ejemplos deestrellas pertenecientes al grupo se cita a continuación:[7]

8.2 Clases de luminosidad

La clasificación de Harvard de tipos espectrales no de-termina unívocamente las características de una estrella.Estrellas con la misma temperatura pueden tener tama-ños muy diferentes, lo que implica luminosidades muydiferentes. Para distinguirlas se definieron, en Yerkes, lasclases de luminosidad. En este sistema de clasificación seexamina nuevamente el espectro estelar y se buscan lí-neas espectrales sensibles a la gravedad de la estrella. Deeste modo es posible estimar su tamaño.Ambos sistemas de clasificación 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 supequeña masa, podrían ser muy abundantes pero su débilluminosidad impide realizar un censo apropiado.

8.3 Clasificación gravitacional de estrellas

Las estrellas pueden clasificarse de acuerdo a cuatro cri-terios gravitacionales instaurados recientemente por laUnión Astronómica Internacional en el 2006. Esta cla-sificación estelar de la UAI es la más aceptada y común-mente usada.

8.3.1 Clasificación 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 sistémicas. Las estrellas que no for-man parte de un sistema estelar (ausencia de centro gra-vitacional estelar) se denominan estrellas solitarias.

8.3.2 Clasificación de estrellas sistémicas por posi-ción

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

8.3.3 Clasificación de estrellas por agrupación gra-vitacional

Esta clasificación de estrellas se basa en distinguir dos ti-pos de estrellas dependiendo de si estas se agrupan conotras estrellas mediante fuerzas de atracción gravitacio-nal. Esta clasificación refiere a dos tipos de estrellas (cu-mulares e independientes) de acuerdo a si se encuentrano no unidas a otras estrellas y, además, esta unión no sedebe a la presencia de un centro gravitacional estelar; esdecir, ninguna estrella gira alrededor de otra y más sinembargo se encuentran unidas gravitacionalmente.Las estrellas cumulares son aquellas que forman cúmulosestelares. Si el cúmulo es globular, las estrellas se atraenpor gravedad (las estrellas se atraen mutuamente). Si elcúmulo es abierto, las estrellas se atraen por gravitaciónen donde el centro gravitacional es el centro de masa del

6 13 BIBLIOGRAFÍA

cúmulo (las estrellas orbitan un centro gravitacional encomún que las mantiene unidas). Las estrellas indepen-dientes son aquellas que no forman cúmulos estelares conninguna otra estrella. Sin embargo hay estrellas indepen-dientes que sí forman parte de un sistema estelar puesorbitan estrellas o son centro de otras. Este sería el casode estrellas sistémicas-independientes.

8.3.4 Clasificación de estrellas por sistema planeta-rio

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

9 Mitología estelar

Tal como ha sucedido con ciertas constelaciones y con elpropio Sol, las estrellas en general tienen su propia mito-logía. En estadios precientíficos de la civilización se lasha observado como entidades vivientes (animismo), do-tadas de fuerza sobrenatural. Se las ha identificado, even-tualmente, con el alma de los muertos, o bien con dio-ses o diosas. La trayectoria de las estrellas y su configu-ración en el espacio, aún hoy forman parte de algunosconstructos culturales ligados al pensamiento mágico.

10 Legado estelar

Para los habitantes del planeta Tierra, las estrellas, ade-más de componer el mapa celeste, tienen otra finalidadmenos conocida pero mucho más importante: legarnosuna variedad de elementos casi imprescindibles para so-brevivir. Así por ejemplo, los componentes del acero secocieron en alguna estrella a temperaturas de varios mi-les de millones de grados, que con la explosión de unasupernova fueron lanzados al espacio para finalmente lle-gar hasta nuestro planeta azul. Gracias a ello tenemos elvital oxígeno, el oro y los diamantes. El propio ser hu-mano está compuesto por materiales sintetizados previa-mente en las estrellas. Quizá por todo esto pueda enten-derse que el grupo B²FH encabezase su ya clásico artículocon esta cita de Shakespeare:[8]

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

11 Véase también• Anexo:Catálogo de estrellas

• Clasificación estelar

• Estrella variable

• Constelación

• Diagrama de Hertzsprung-Russell

• Estructura estelar

• Evolución estelar

• Objeto astronómico

• Nomenclatura estelar

• Anexo:Estrellas más cercanas

12 Referencias[1] Baraffe, 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 Muñoz, “Geografía” McGraw Hill 2008, pp. 34

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

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

13 Bibliografía• Davies, Paul: El universo desbocado. Salvat Editores,1993. ISBN 84-345-8895-1.

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• WIDMANN, Walter y SCHÜTTE, Karl. Guía delas estrellas. Barcelona: Ediciones Omega, 05/1989.ISBN 84-282-0843-3 e ISBN 978-84-282-0843-7.

• HERRMANN, Joachim. Estrellas. Segunda edición.Colección “Guías 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.

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• Pickover, Clifford. The Stars of Heaven. OxfordUniversity 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.

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

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• Langer, N.: Leben und Sterben der Sterne. Múnich,1995 ISBN 3-406-39720-4.

• Scheffler, H. y Elsässer, Hans: Physik der Sterne undder Sonne ISBN 3-411-14172-7.

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

14 Enlaces externos

• Wikimedia Commons alberga contenido multi-media sobre estrellas. Commons

• Wikiquote alberga frases célebres de o sobreestrellas. Wikiquote

• Wikcionario tiene definiciones y otra informa-ción sobre estrella.Wikcionario

• El Diccionario de la Real Academia Española tieneuna definición para estrella.

14.1 En español

• Astronomía Sur. Estrellas.

• portalciencia.net Mitología: Estrellas y Planetas.

• Proyecto Celestia. Actividad educativa: Vida ymuerte de las estrellas.

• La estrella más masiva.

• El Universo: vida y muerte de las estrellas.

• Nacimiento de las estrellas.

• Animación flash que te permite crear tu propia es-trella y seguir el ciclo de vida de esta.

14.2 En inglés

• Comparación de tamaños entre planetas y entrellas.

• Planets and stars to scale.

• Imágenes de posiciones estelares en la superficie deBetelgeuse.

• Descubra qué se conoce de una estrella determinada,ingresando su nombre o posición.

• Lista de estrellas especiales.

14.3 En alemán

• www.zum.de Formación estelar.

• www.astronomía.de Formación estelar (resumen).

• Celestia. Simulación espacial 3D en tiempo real(OpenGL).

8 15 TEXTO E IMÁGENES DE ORIGEN, COLABORADORES Y LICENCIAS

15 Texto e imágenes de origen, colaboradores y licencias

15.1 Texto• Estrella Fuente: https://es.wikipedia.org/wiki/Estrella?oldid=85498391 Colaboradores: AstroNomo, Maveric149, ArnoLagrange, ILVI,Qubit, Piolinfax, Joseaperez, 4lex, Oblongo, Manuel González Olaechea y Franco, Sabbut, JorgeGG, Pilaf, Pieter, Hashar, Robbot, Angus,Jovalcis, Zwobot, Comae, Javier Carro, Interwiki, Rosarino, Dodo, Ejmeza, Ascánder, Sms, Cookie, Tostadora, Tano4595, Renacimiento,Agguizar, Aracne, Wricardoh, Arístides 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, Unificacion, Yrbot, BOT-Superzerocool, Vitamine, BOTijo, MI GENERAL ZAPATA, Wiki-Bot, Sasquatch21, Linlinao, Lobillo, KnightRider, The Photographer, Eloy, Santiperez, Heliocrono, Banfield, 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, Pólux, MarisaLR, Lmcuadros, AlnoktaBOT,VolkovBot, Poromiami, Fran Ara, WarddrBOT, Technopat, Karo wiki, Matdrodes, Synthebot, DJ Nietzsche, BlackBeast, Lucien leGrey,AlleborgoBot, 3coma14, Aelo, Muro Bot, Jesús Maíz, Edmenb, Racso, BotMultichill, Gerakibot, SieBot, PaintBot, Carmin, Drinibot,Bigsus-bot, BOTarate, Mel 23, Manwë, Felviper, Ugly, Pascow, Greek, BuenaGente, Relleu, Belb, Mafores, PipepBot, Chico512, Xqno,Yilku1, Tirithel, XalD, Prietoquilmes, Jarisleif, HUB, Antón Francho, Nicop, DragonBot, Discernimiento, Quijav, PixelBot, Eduardo-salg, Leonpolanco, Pan con queso, MaratRevolution, Petruss, Ener6, Alexbot, Turismoastronomico, Valentin estevanez navarro, Floyd331,Rαge, Pablo rigel, Frei sein, Raulshc, Açipni-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, Nixón, 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, Wikiléptico, Carmengm, Csalrais, Ensayos-sobre, Axvolution, P. S. F. Freitas, Velual, EmausBot, Savh, AVIADOR, ZéroBot, 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, Metrónomo, 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, ArturoSaldaña, Mafher 18, Julio cesar xolot gonzalez, ElErikazo y Anónimos: 654

15.2 Imágenes• Archivo:Commons-logo.svg Fuente: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/4/4a/Commons-logo.svg Licencia: Public do-main Colaboradores: This version created by Pumbaa, using a proper partial circle and SVG geometry features. (Former versions usedto be slightly warped.) Artista original: SVG version was created by User:Grunt and cleaned up by 3247, based on the earlier PNG version,created by Reidab.

• 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:Fusión_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 ₑ ᵢₑ ₑ ₑₐ ₒ ᵢ ₒ : D. Sₒ ₑᵣ ₒ ₐ E. Nₑ ₐ ₍STS I₎, F. Bₑ ₑ ᵢ ₐ B. Aᵣ ᵤᵣ ₍U. Tₑₓₐ ₎, ₐ B. Jₒ ₑ ₍Lᵢ 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)

15.3 Licencia de contenido• Creative Commons Attribution-Share Alike 3.0