las estrellas han sido importantes para las civilizaciones en todo el mundo

1. Observación histórica
Las personas han visto patrones en las estrellas desde tiempos antiguos.7 Esta
representación de la constelación de Leo, el león, en 1690, es de Johannes Hevelius.8
La constelación de Leo como se puede ver a simple vista. Se han añadido líneas.
Históricamente, las estrellas han sido importantes para las civilizaciones en todo el
mundo, han sido parte de las prácticas religiosas y se utilizaron para la navegación
celeste y la orientación. Muchos astrónomos antiguos creían que las estrellas estaban
fijadas permanentemente a una esfera celeste y eran inmutables. Por convención los
astrónomos agrupaban las estrellas en constelaciones y las usaban para rastrear los

2. movimientos de los planetas y la posición inferida del Sol.7 El movimiento del Sol
contra las estrellas de fondo (y el horizonte) fue utilizado para crear calendarios, que
podrían ser utilizados para regular las prácticas agrícolas.9 El calendario gregoriano,
utilizado actualmente casi en todo el mundo, es un calendario solar basado en el ángulo
del eje de rotación de la Tierra con respecto a su estrella local, el Sol.
La carta estelar más antigua con fecha precisa fue un logro de la antigua astronomía
egipcia en 1534 a. C.10 Los primeros catálogos de estrellas conocidos fueron
compilados por los antiguos astrónomos babilónicos de Mesopotamia a finales del
segundo milenio antes de Cristo, durante el período casita (ca. 1531-1155 aC).11
El primer catálogo de estrellas en la astronomía griega fue creado
por Aristilo aproximadamente en 300 a. C., con la ayuda de Timocharis.12 El catálogo
de estrellas de Hiparco (siglo II aC) incluía 1020 estrellas, y se utilizó para ensamblar el
catálogo de estrellas de Ptolomeo.13 Hiparco es conocido por el descubrimiento de la
primera nova (nueva estrella) registrada.14 Muchas de las constelaciones y nombres de
estrellas en uso hoy en día derivan de la astronomía griega.
A pesar de la aparente inmutabilidad de los cielos, los astrónomos chinos fueron
conscientes de que podrían aparecer nuevas estrellas.15 En 185 d. C., fueron los
primeros en observar y escribir sobre una supernova, ahora conocida como SN 185.16 El
evento estelar más brillante registrado de la historia fue la supernova SN 1006, que fue
observada en 1006 y descrita por el astrónomo egipcio Ali ibn Ridwan y varios
astrónomos chinos.17 La supernova SN 1054, que dio origen a la Nebulosa del
Cangrejo, también fue observada por astrónomos chinos e islámicos.181920
Los astrónomos islámicos medievales dieron nombres árabes a muchas estrellas que
todavía se usan hoy e inventaron numerosos instrumentos astronómicos con los que

3. poder calcular las posiciones de las estrellas. También construyeron los primeros
grandes institutos de investigación y observatorios, principalmente con el propósito de
producir catálogos Zij de estrellas.21 Entre ellos, el astrónomo persa Abd Al-Rahman Al
Sufi escribió el Libro de las Estrellas Fijas (964), que observó varias estrellas,
conglomerados de estrellas (incluidas los Omicron Velorum y los cúmulos de Brocchi)
y galaxias (incluida la Galaxia de Andrómeda).22 Según A. Zahoor, en el siglo XI, el
erudito polímata persa Abu Rayhan Biruni describió la galaxia de la Vía Láctea como
una multitud de fragmentos que tenían las propiedades de estrellas nebulosas y en 1019
también dio las latitudes de varias estrellas durante un eclipse lunar.23
Según Josep Puig, el astrónomo andalusí Ibn Bajjah propuso que la Vía Láctea estaba
formada por muchas estrellas que casi se tocaban entre sí y parecía ser una imagen
continua debido al efecto de la refracción del material sublunar, citando su observación
de la conjunción de Júpiter y Marte en 500 AH (1106/1107 d. C.) como evidencia.24Los
primeros astrónomos europeos, como Tycho Brahe, identificaron nuevas estrellas en
el cielo nocturno (más adelante denominadas novas), sugiriendo que los cielos no eran
inmutables. En 1584, Giordano Bruno sugirió que las estrellas eran como el Sol y
podrían tener otros planetas, posiblemente parecidos a la Tierra, en órbita alrededor de
ellas,25 una idea que ya había sido sugerida anteriormente por los antiguos filósofos
griegos, Demócrito y Epicuro,26 y por los cosmólogos islámicos medievales 27
como Fakhr al-Din al-Razi.28 En el siglo siguiente la idea de que las estrellas eran
iguales al Sol estaba llegando a un consenso entre los astrónomos. Para explicar por qué
estas estrellas no ejercía ninguna fuerza gravitatoria neta sobre el sistema solar, Isaac
Newton sugirió que las estrellas estaban igualmente distribuidas en todas las
direcciones, una idea impulsada por el teólogo Richard Bentley.29

4. En 1667 el astrónomo italiano Geminiano Montanari registró variaciones observadas en
la luminosidad de la estrella Algol. Edmond Halley publicó las primeras mediciones
del movimiento propio de un par de estrellas "fijas" cercanas, demostrando que estas
habían cambiado sus posiciones desde el tiempo de los antiguos
astrónomos griego Ptolomeo e Hiparco.25
William Herschel fue el primer astrónomo que intentó determinar la distribución de las
estrellas en el cielo. Durante la década de 1780 estableció una serie de indicadores en
600 direcciones y contó las estrellas observadas a lo largo de cada línea de visión. De
esto dedujo que el número de estrellas se elevaba constantemente hacia un lado del
cielo, en dirección al núcleo de la Vía Láctea. Su hijo John Herschel repitió este estudio
en el hemisferio sur y encontró un aumento correspondiente en la misma dirección.30
Además de sus otros logros, William Herschel también destaca por su descubrimiento
de que algunas estrellas no se encuentran simplemente a lo largo de la misma línea de
visión,
La ciencia de la espectroscopia astronómica fue iniciada por Joseph von
Fraunhofer y Angelo Secchi. Comparando los espectros de estrellas como Sirio con el
Sol, encontraron diferencias en la fuerza y el número de sus líneas de absorción —las
líneas oscuras en un espectro estelar causadas por la absorción de la atmósfera de
frecuencias específicas—. En 1865 Secchi comenzó a clasificar las estrellas por tipos
espectrales.31 Sin embargo, la versión moderna del esquema de clasificación estelar fue
desarrollado por Annie J. Cannon durante la década de 1900.

5. Alfa Centauri A y B sobre la extremidad de Saturno
La primera medición directa de la distancia a una estrella (61 Cygni a 11,4 años luz) fue
realizada en 1838 por Friedrich Bessel usando la técnica de paralaje. Las mediciones de
paralaje demostraron la gran separación de las estrellas en los cielos.25 La observación
de las estrellas dobles ganó importancia creciente durante el siglo XIX. En
1834 Friedrich Bessel observó cambios en el movimiento propio de la estrella Sirio e
infirió un compañero oculto. En 1899, Edward Pickering descubrió la primera binaria
espectroscópica cuando observó la división periódica de las líneas espectrales de la
estrella Mizar en un período de 104 días. Las observaciones detalladas de muchos
sistemas estelares binarios fueron recogidas por astrónomos como Friedrich Georg,
Wilhelm von Struve y S. W. Burnham, lo que permitió que las masas de las estrellas se
determinaran a partir de la computación de los elementos orbitales. En 1827 Felix
Savary dio la primera solución al problema de derivar una órbita de estrellas binarias a
partir de observaciones telescópicas.32El siglo XX vio avances cada vez más rápidos en
el estudio científico de las estrellas. La fotografía se convirtió en una valiosa
herramienta astronómica. Karl Schwarzschild descubrió que el color de una estrella, y
por tanto su temperatura, podía determinarse comparando la magnitud visual con
la magnitud fotográfica. El desarrollo del fotómetro fotoeléctrico permitió mediciones
precisas de la magnitud en múltiples intervalos de longitud de onda. En 1921 Albert A.
Michelson hizo las primeras mediciones de un diámetro estelar utilizando
un interferómetro en el telescopio Hooker del Observatorio de Monte Wilson.33
Durante las primeras décadas del siglo XX se produjeron importantes trabajos teóricos
sobre la estructura física de las estrellas. En 1913, se desarrolló el diagrama
Hertzsprung-Russell, que impulsó el estudio astrofísico de las estrellas. Se desarrollaron
modelos exitosos para explicar los interiores de las estrellas y la evolución estelar. En

6. 1925 Cecilia Payne-Gaposchkin propuso por primera vez en su tesis doctoral que las
estrellas están hechas principalmente de hidrógeno y helio.34 Los espectros de las
estrellas fueron entendidos más a fondo a través de los avances en la física cuántica.
Esto permitió determinar la composición química de la atmósfera estelar.35
Con la excepción de las supernovas, las estrellas individuales han sido observadas
principalmente en el Grupo Local,36 y especialmente en la parte visible de la Vía
Láctea (como lo demuestran los detallados catálogos de estrellas disponibles para
nuestra galaxia).37 Pero se han observado algunas estrellas en la galaxia M100
del cúmulo de Virgo, a unos 100 millones de años luz de la Tierra.38 En el Supercúmulo
Local es posible ver cúmulos de estrellas, y los telescopios actuales podrían, en
principio, observar estrellas individuales débiles en el Grupo Local39 (ver Cefeidas). Sin
embargo, fuera del Supercúmulo local de galaxias, no se han observado ni estrellas ni
cúmulos de estrellas. La única excepción es una débil imagen de un gran cúmulo estelar
que contiene cientos de miles de estrellas situadas a una distancia de un billón de años
luz,40 diez veces más lejos del grupo de estrellas más distante observado anteriormente.
Designaciones[editar]
Artículos principales: Nomenclatura estelar, Convenciones sobre nomenclatura
astronómica y Catálogo estelar.

7. Esta vista contiene las estrellas azules conocidas como «rezagadas azules», para su
localización aparente en el diagrama de Hertzsprung-Russell
El concepto de constelación ya era conocido durante el período babilónico. Los antiguos
observadores del cielo imaginaron que la disposición de las estrellas destacadas formaba
dibujos, y los asociaron con aspectos particulares de la naturaleza o de sus mitos. Doce
de estas formaciones estaban situadas a lo largo del plano de la eclíptica y se
convirtieron en la base de la astrología.41 Muchas de las estrellas individuales más
prominentes también recibieron nombres, particularmente con
designaciones árabes o latinas.
Así como ciertas constelaciones y el Sol mismo, las estrellas individuales tienen sus
propios mitos.42 Para los antiguos griegos, algunas «estrellas», conocidas
como planetas (griego πλανήτης (planētēs, que significa «vagabundo»), representaban
varias deidades importantes, de las cuales se tomaron los nombres de los
planetas Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno.42 (Urano y Neptuno también
eran dioses griegos y romanos, pero ninguno de los dos fue conocido en la antigüedad
debido a su bajo brillo y sus nombres fueron asignados por astrónomos posteriores).
Hacia 1600 los nombres de las constelaciones se usaron para nombrar las estrellas en las
regiones correspondientes del cielo. El astrónomo alemán Johann Bayer creó una serie
de mapas estelares y aplicó letras griegas como designaciones de las estrellas en cada
constelación. Más tarde fue inventado un sistema de numeración basado en la ascensión
recta de la estrella y se agregó al catálogo de estrellas de John Flamsteed en su
libro Historia coelestis Britannica (la edición de 1712), por lo que este sistema de
numeración llegó a llamarse denominación de Flamsteed o numeración de Flamsteed.43
44

8. La única autoridad internacionalmente reconocida para designar los cuerpos celestes es
la Unión Astronómica Internacional (IAU).45 Esta asociación mantiene el Grupo de
Trabajo sobre Nombres de Estrellas (WGSN)46 que cataloga y normaliza los nombres
propios de las estrellas. Diversas compañías privadas venden nombres de estrellas, lo
que la Biblioteca Británica llama una empresa comercial no regulada.4748 La AIU se ha
desvinculado de esta práctica comercial y estos nombres no son reconocidos ni por la
IAU, ni por los astrónomos profesionales ni por la comunidad de astrónomos
aficionados.49 Una de esas firmas es International Star Registry (Registro Internacional
de Estrellas), que durante la década de 1980 fue acusada de prácticas engañosas por
hacer parecer que el nombre asignado era oficial. Esta práctica de ISR, ahora
interrumpida, fue informalmente etiquetada como una estafa y un fraude,5051 52 53 y
el Departamento de Asuntos del Consumidor de la Ciudad de Nueva York emitió una
advertencia contra ISR por involucrarse en una práctica comercial engañosa.5455
Unidades de medida[editar]
Aunque los parámetros estelares puedan expresarse en unidades SI o unidades CGS,
muchas veces es más conveniente expresar la masa, la luminosidad y el radio en
unidades solares, sobre la base de las características del Sol. En el año 2015
la UAI definió un conjunto de valores nominales solares (definidos como constantes SI,
sin incertidumbres) que pueden ser utilizados para citar parámetros estelares:
luminosidad solar nominal: L⊙ = 3.828 × 1026 W 56
radio solar nominal R⊙ = 6.957 × 108 m 56
La masa solar M⊙ no fue definida explícitamente por la UAI debido a la gran
incertidumbre relativa (10−4) de la constante gravitatoria newtoniana G. Sin embargo,
dado que el producto de la constante gravitatoria newtoniana y la masa solar conjunta

9. (GM⊙) ha sido determinado con una precisión mucho mayor, la IAU definió el
parámetro de masa solar nominal como:
parámetro de masa solar: GM⊙ = 1.3271244 × 1020 m³ s−2 56
Sin embargo se puede combinar el parámetro de masa solar nominal con la
estimación CODATA más reciente (2014) de la constante gravitatoria newtoniana G
para obtener una masa solar de aproximadamente 1.9885 × 1030 kg. Aunque los valores
exactos de la luminosidad, el radio, el parámetro de masa y la masa pueden variar
ligeramente en el futuro debido a las incertidumbres observacionales, las constantes
nominales de IAU de 2015 seguirán siendo los mismos valores SI, ya que siguen siendo
útiles para citar parámetros estelares.
Las longitudes grandes, como el radio de una estrella gigante o el eje semi-mayor de un
sistema estelar binario, se expresan muchas veces en términos de la unidad
astronómica —aproximadamente igual a la distancia media entre la Tierra y el Sol (150
millones de km o aproximadamente 93 millones de millas)—. En 2012 la AIU definió
la constante astronómica como una longitud exacta en metros: 149 597 870 700 m.56
Formación y evolución de las estrellas[editar]
Evolución estelar de estrellas de baja masa (ciclo izquierdo) y alta masa (ciclo derecho),
con ejemplos en cursiva

10. Artículos principales: Formación y Evolución estelar.
Las estrellas se condensan en las regiones del espacio de mayor densidad, aunque esas
regiones son menos densas que el interior de una cámara de vacío. Dichas regiones,
conocidas como nubes moleculares, consisten principalmente en hidrógeno, con
alrededor de 23 a 28 por ciento de helio y algunos elementos más pesados. Un ejemplo
de estas regiones de formación de estrellas es la Nebulosa de Orión.57 La mayoría de las
estrellas se forman en grupos de decenas a cientos de miles de estrellas.58
Las estrellas masivas de estos grupos pueden iluminar poderosamente esas
nubes, ionizar el hidrógeno y crear regiones H II. Tales efectos de retroalimentación, a
partir de la formación estelar, pueden finalmente interrumpir la nube e impedir la
formación de estrellas adicionales.
Todas las estrellas pasan la mayor parte de su existencia como estrellas de la secuencia
principal, alimentadas sobre todo por la fusión nuclear del hidrógeno en el helio dentro
de sus núcleos. Sin embargo las estrellas de diferentes masas tienen propiedades
marcadamente diferentes en varias etapas de su desarrollo. El destino final de las
estrellas más masivas difiere del de las estrellas menos masivas, al igual que sus
luminosidades y el impacto que tienen en su entorno, por lo que los astrónomos suelen
agrupar las estrellas por su masa:59
Estrellas de masa muy baja, con masas por debajo de 0,5 M☉, son completamente
convectivas y distribuyen helio uniformemente por toda la estrella mientras están en la
secuencia principal. Por lo tanto, nunca se someten a la quema del revestimiento ni se
convierten en gigantes rojas sino que dejan de fusionarse y pasan a ser enanas
blancas de helio, enfriándose lentamente después de agotar su hidrógeno.60 Sin

11. embargo, como la vida de las estrellas 0.5 M☉ es más larga que la edad del universo,
ninguna de esas estrellas ha alcanzado la etapa de enana blanca.
Estrellas de masa baja (entre las que se incluye el Sol), con una masa entre 0,5 M☉ y
1,8-2,5 M☉ dependiendo de la composición, se convierten en gigantes rojas a medida
que su núcleo de hidrógeno se agota y comienzan a quemar helio en el núcleo en
un flash de helio; desarrollan un núcleo de carbono-oxígeno, degenerado más tarde en
la rama asintótica gigante; finalmente se deshacen de su capa exterior como
una nebulosa planetaria y dejan atrás su núcleo en forma de una enana blanca.
Estrellas de masa intermedia, entre 1,8-2,5 M☉ y 5-10 M☉, pasan a través de etapas
evolutivas similares a las estrellas de baja masa, pero después de un período
relativamente corto en el apelotonamiento rojo se enciende el helio sin flash y pasan por
un período prolongado en el apelotonamiento rojo antes de formar un núcleo de
carbono-oxígeno degenerado.
Estrellas masivas, generalmente tienen una masa mínima de 7-10 M☉ (posiblemente tan
baja como 5-6 M☉). Después de agotar el hidrógeno en el núcleo, estas estrellas se
convierten en supergigantes y pasan a fusionar elementos más pesados que el helio.
Terminan su vida cuando sus núcleos colapsan y explotan como supernovas.