EstrellaPara otros usos de este trmino, vaseEstrella (desambiguacin).

LasPlyades, uncmulo abiertode la constelacinTauro.Unaestrella(dellatnstella) es todoobjeto astronmicoque brilla conluzpropia; aunque en trminos ms tcnicos y precisos podra decirse que se trata de una esfera deplasmaque mantiene su forma gracias a unequilibrio hidrostticode fuerzas. El equilibrio se produce esencialmente entre lafuerza de gravedad, que empuja lamateriahacia el centro de la estrella, y lapresinque ejerce el plasma hacia fuera, que, tal como sucede en ungas, tiende a expandirlo. La presin hacia fuera depende de latemperatura, que en un caso tpico como el delSolse mantiene con laenergaproducida en el interior de la estrella. Este equilibrio seguir esencialmente igual en la medida de que la estrella mantenga el mismo ritmo de produccin energtica. Sin embargo, como se explica ms adelante, este ritmo cambia a lo largo del tiempo, generando variaciones en las propiedades fsicas globales del astro que constituyen parte de su evolucin.ndice[ocultar] 1Generalidades 1.1Descripcin 1.2Ciclo de vida 2Formacin y evolucin de las estrellas 3Agrupaciones y distribucin estelar 3.1Estrellas ligadas 3.2Estrellas aisladas 3.3Distribucin estelar 3.4La navegacin espacial y el posicionamiento estelar 4Estructura estelar 5Generacin de energa en las estrellas 6Composicin 7La estrella prototpica 8Clasificacin 8.1Tipos espectrales 8.2Clases de luminosidad 8.3Clasificacin gravitacional de estrellas 8.3.1Clasificacin por centro gravitacional estelar 8.3.2Clasificacin de estrellas sistmicas por posicin 8.3.3Clasificacin de estrellas por agrupacin gravitacional 8.3.4Clasificacin de estrellas por sistema planetario 9Mitologa estelar 10Legado estelar 11Vase tambin 12Referencias 13Bibliografa 13.1En ingls 13.2En alemn 14Enlaces externos 14.1En espaol 14.2En ingls 14.3En alemnGeneralidades[editar]Estas esferas de gas emiten tres formas de energa hacia el espacio, laradiacin electromagntica, losneutrinosy elviento estelary esto es lo que nos permiteobservar la apariencia de las estrellas en el cielo nocturnocomo puntos luminosos y, en la gran mayora de los casos, titilantes.Debido a la gran distancia que suelen recorrer, las radiaciones estelares llegan dbiles a nuestro planeta, siendo susceptibles, en la gran mayora de los casos, a las distorsiones pticas producidas por laturbulenciay las diferencias de densidad de laatmsfera terrestre(seeing). ElSol, al estar tan cerca, no se observa como un punto, sino como un disco luminoso cuya presencia o ausencia en el cielo terrestre provoca eldao lanoche, respectivamente.Descripcin[editar]Son objetos demasasenormes comprendidas entre 0,081y 120-2002masas solares(Msol). Los objetos de masa inferior se llamanenanas marronesmientras que las estrellas de masa superior parecen no existir debido allmite de Eddington. Suluminosidadtambin tiene un rango muy amplio que abarca entre una diezmilsima parte y tres millones de veces la luminosidad del Sol. El radio, la temperatura y la luminosidad de una estrella se pueden relacionar mediante su aproximacin acuerpo negrocon la siguiente ecuacin:

dondeLes la luminosidad,laconstante de Stefan-Boltzmann,Rel radio yTelatemperatura efectiva.Ciclo de vida[editar]Mientras las interacciones se producen en el ncleo, stas sostienen el equilibrio hidrosttico del cuerpo y la estrella mantiene su apariencia iridiscente predicha porNiels Bohren la teora de lasrbitas cuantificadas. Cuando parte de esas interacciones (la parte de lafusin de materia) se prolonga en el tiempo, los tomos de sus partes ms externas comienzan a fusionarse. Esta regin externa, al no estar comprimida al mismo nivel que el ncleo, aumenta su dimetro. Llegado cierto momento, dicho proceso se paraliza, para contraerse nuevamente hasta el estado en el que los procesos de fusin ms externos vuelven a comenzar y nuevamente se produce un aumento del dimetro. Estas interacciones producen ndices de iridiscencia mucho menores, por lo que la apariencia suele ser rojiza. En esta etapa el cuerpo entra en la fase de colapso, en la cual las fuerzas en pugna la gravedad y las interacciones de fusin de las capas externas producen una constante variacin del dimetro, en la que acaban venciendo las fuerzas gravitatorias cuando las capas ms externas no tienen ya elementos que fusionar.Se puede decir que dicho proceso de colapso finaliza en el momento en que la estrella no produce fusiones de material, y dependiendo de su masa total, la fusin entrar en un proceso degenerativo al colapsar por vencer a las fuerzas descritas en elprincipio de exclusin de Pauli, producindose unasupernova.Formacin y evolucin de las estrellas[editar]Artculos principales:Formacin estelaryEvolucin estelar.Las estrellas se forman en las regiones ms densas de lasnubes molecularescomo consecuencia de las inestabilidades gravitatorias causadas, principalmente, porsupernovaso colisiones galcticas. El proceso se acelera una vez que estas nubes de hidrgeno molecular (H2) empiezan a caer sobre s mismas, alimentado por la cada vez ms intensaatraccin gravitatoria. Su densidad aumenta progresivamente, siendo ms rpido el proceso en el centro que en la periferia. No tarda mucho en formarse un ncleo en contraccin muy caliente llamadoprotoestrella. El colapso en este ncleo es, finalmente, detenido cuando comienzan las reacciones nucleares que elevan la presin y temperatura de la protoestrella. Una vez estabilizada la fusin delhidrgeno, se considera que la estrella est en la llamadasecuencia principal, fase que ocupa aproximadamente un 90% de su vida. Cuando se agota el hidrgeno del ncleo de la estrella, su evolucin depender de la masa (detalles enevolucin estelar) y puede convertirse en unaenana blancao explotar como supernova, dejando tambin unremanente estelarque puede ser unaestrella de neutroneso unagujero negro. As pues, la vida de una estrella se caracteriza por largas fases de estabilidad regidas por la escala de tiempo nuclear separadas por breves etapas de transicin dominadas por la escala de tiempo dinmico (vaseEscalas de tiempo estelar).Muchas estrellas, el Sol entre ellas, tienen aproximadamentesimetra esfricapor tener velocidades de rotacin bajas. Otras estrellas, sin embargo, giran a gran velocidad y su radio ecuatorial es significativamente mayor que su radio polar. Una velocidad de rotacin alta tambin genera diferencias de temperatura superficial entre el ecuador y los polos. Como ejemplo, la velocidad de rotacin en el ecuador deVegaes de 275km/s, lo que hace que los polos estn a una temperatura de 10150 K y el ecuador a una temperatura de 7900 K.3La mayora de las estrellas pierden masa a una velocidad muy baja. En elSistema Solarunos 1020gramosde materia estelar son expulsados por elviento solarcada ao. Sin embargo, en las ltimas fases de sus vidas, las estrellas pierden masa de forma mucho ms intensa y pueden acabar con una masa final muy inferior a la original. Para las estrellas ms masivas este efecto es importante desde el principio. As, una estrella con 120 masas solares iniciales ymetalicidadigual a la del Sol acabar expulsando en forma deviento estelarms del 90% de su masa para acabar su vida con menos de 10 masas solares.4Finalmente, al morir la estrella se produce en la mayora de los casos unanebulosa planetaria, una supernova o unahipernovapor la cual se expulsa an ms materia alespacio interestelar. La materia expulsada incluyeelementospesados producidos en la estrella que ms tarde formarn nuevas estrellas yplanetas, aumentando as lametalicidaddelUniverso.

Adolescencia estelar.Vase tambin:Diagrama de Hertzsprung-RussellAgrupaciones y distribucin estelar[editar]Artculo principal:Sistema estelarEstrellas ligadas[editar]Las estrellas pueden estar ligadasgravitacionalmenteunas con otras formandosistemas estelares binarios, ternarios o agrupaciones an mayores. Una fraccin alta de las estrellas del disco de laVa Lcteapertenecen a sistemas binarios; el porcentaje es cercano al 90% para estrellas masivas5y desciende hasta el 50% para estrellas de masa baja.6Otras veces, las estrellas se agrupan en grandes concentraciones que van desde las decenas hasta los centenares de miles o incluso millones de estrellas, formando los denominadoscmulos estelares. Estos cmulos pueden deberse a variaciones en el campo gravitacional galctico o bien pueden ser fruto de brotes de formacin estelar (se sabe que la mayora de las estrellas se forman en grupos). Tradicionalmente, en laVa Lctease distinguan dos tipos: (1) loscmulos globulares, que son viejos, se encuentran en el halo y contienen de centenares de miles a millones de estrellas y (2) loscmulos abiertos, que son de formacin reciente, se encuentran en el disco y contienen un nmero menor de estrellas. Desde finales del siglo XX esa clasificacin se ha cuestionado al descubrirse en el disco de la Va Lcteacmulos estelaresjvenes como Westerlund 1 o NGC 3603 con un nmero de estrellas similar al de un cmulo globular. Esos cmulos masivos y jvenes se encuentran tambin en otras galaxias; algunos ejemplos son30 Doradusen laGran Nube de Magallanesy NGC 4214-I-A en NGC 4214.Estrellas aisladas[editar]No todas las estrellas mantienen lazos gravitatorios estables; algunas, igual que el Sol, viajan solitarias, separndose mucho de la agrupacin estelar en la que se formaron. Estas estrellas aisladas obedecen, tan solo, alcampo gravitatorioglobal constituido por la superposicin de los campos del total de objetos de la galaxia:agujeros negros, estrellas,objetos compactosygas interestelar.Distribucin estelar[editar]Las estrellas no estn distribuidas uniformemente en elUniverso, a pesar de lo que pueda parecer a simple vista, sino agrupadas engalaxias. Unagalaxia espiraltpica (como laVa Lctea) contiene cientos de miles de millones de estrellas agrupadas, la mayora, en el estrechoplano galctico. El cielo nocturno terrestre aparece homogneo a simple vista porque slo es posible observar una regin muy localizada del plano galctico. Extrapolando de lo observado en la vecindad del Sistema Solar, se puede decir que la mayor parte de estrellas se concentran en eldisco galcticoy dentro de ste en una regin central, elbulbo galctico, que se sita en la constelacin deSagitario.Vanse tambin:Galaxia,Cmulo estelaryEstrella binaria.La navegacin espacial y el posicionamiento estelar[editar]A pesar de las enormes distancias que separan las estrellas, desde la perspectiva terrestre sus posiciones relativas parecen fijas en el firmamento. Gracias a la precisin de sus posiciones, son de gran utilidad para la navegacin, para la orientacin de los astronautas en las naves espaciales y para identificar otros astros (The American Encyclopedia). Fueron la nica forma que tuvieron los marinos para situarse en alta mar hasta el advenimiento de los sistemas electrnicos de posicionamiento hacia mediados del siglo XX. VaseEstrella (nutica).Estructura estelar[editar]

Corte transversal de nuestroSol.Imagen:NASAUna estrella tpica se divide en ncleo, manto y atmsfera. En el ncleo es donde se producen las reacciones nucleares que generan su energa. El manto transporta dicha energa hacia la superficie y segn cmo la transporte, porconveccino porradiacin, se dividir en dos zonas: radiante y convectiva. Finalmente, la atmsfera es la parte ms superficial de las estrellas y la nica que es visible. Se divide encromsfera,fotsferaycorona solar. La atmsfera estelar es la zona ms fra de las estrellas y en ellas se producen los fenmenos de eyeccin de materia. Pero en la corona, supone una excepcin a lo dicho ya que la temperatura vuelve a aumentar hasta llegar al milln de grados por lo menos. Pero es una temperatura engaosa. En realidad esta capa es muy poco densa y est formada porpartculas ionizadasaltamente aceleradas por elcampo magnticode la estrella. Sus grandes velocidades les confieren a esas partculas altas temperaturas.A lo largo de su ciclo las estrellas experimentan cambios en el tamao de las capas e incluso en el orden en que se disponen. En algunas la zona radiante se situar antes que la convectiva y en otras al revs, dependiendo tanto de la masa como de la fase de fusin en que se encuentre. As mismo, el ncleo tambin puede modificar sus caractersticas y su tamao a lo largo de la evolucin de la estrella.La edad de la mayora de las estrellas oscila entre 1000 y 10 000 millones de aos; aunque algunas estrellas pueden ser incluso ms viejas. La estrella observada ms antigua,HE 1523-0901, tiene una edad estimada de 13 200 millones de aos, muy cercana a la edad estimada para el Universo, de unos 13 700 millones de aos.Vanse tambin:Estructura estelarySol.Generacin de energa en las estrellas[editar]A principios del siglo XX la ciencia se preguntaba cul era la fuente de la increble energa que alimentaba las estrellas. Ninguna de las soluciones conocidas en la poca resultaba viable. Ningunareaccin qumicaalcanzaba elrendimientonecesario para mantener laluminosidadque despeda el Sol. Asimismo, la contraccin gravitatoria, si bien resultaba una fuente energtica ms, no poda explicar el aporte de calor a lo largo de miles de millones de aos. SirArthur Eddingtonfue el primero en sugerir en la dcada de 1920 que el aporte de energa proceda de reacciones nucleares. Existen dos tipos de reacciones nucleares, las defisiny las defusin. Las reacciones de fisin no pueden mantener la luminosidad de una estrella debido 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. El primer mecanismo detallado de reacciones nucleares de fusin capaces de mantener la estructura interna de una estrella fue descubierto porHans Betheen1938, es vlido para estrellas de masa intermedia o elevada y lleva el nombre de su descubridor (ciclo de Bethe ociclo CNO).Nebulosa planetaria M-57, ampliamente conocida comoNebulosa del Anillo. Su dimetro es de aproximadamente un ao-luz. Tambin conocida por "Eye of God" (en espaol, el ojo de Dios).

Imagen de la estrella altamente masivaEta Carinae, capturada por el telescopio espacial Hubble de la NASA. Las nebulosas circundantes tienen un dimetro longitudinal de aproximadamente 0,5 aos luz.

An as, result que las temperaturas que se alcanzan en los ncleos de las estrellas son demasiado bajas como para fusionar los iones. Ocurre que elefecto tnelpermite que dos partculas con energas insuficientes para traspasar labarrera de potencialque las separa tengan unaprobabilidadde saltar esa barrera y poderse unir. Al haber tantas colisiones, estadsticamente se dan suficientes reacciones de fusin como para que se sostenga la estrella pero no tantas reacciones como para hacerla estallar. Existe un ptimo de energa para el cual se dan la mayora de reacciones que resulta del cruce de la probabilidad de que dos partculas tengan una energa determinadaEa una temperaturaTy de la probabilidad de que esas partculas se salten la barrera por efecto tnel. Es el llamadopico de Gamow.Una gran variedad de reacciones diferentes de fusin tienen lugar dentro de los ncleos de las estrellas, las cuales dependen de la masa y la composicin.Normalmente las estrellas inician su combustin nuclear con alrededor de un 75% de hidrgeno y un 25% de helio junto con pequeas trazas de otros elementos. En el ncleo del Sol con unos 107K el hidrgeno se fusiona para formar helio mediante lacadena protn-protn:4H 2H+ 2e++ 2e(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 + 2e(26.7 MeV)En estrellas ms masivas el helio se produce en un ciclo de reaccionescatalizadaspor elcarbono, es elciclo CNOo ciclo de Bethe.En las estrellas cuyos ncleos se encuentran a 108K y cuyas masas van desde las 0.5 a las 10 masas solares el helio resultante de las primeras reacciones puede transformarse en carbono a travs delproceso triple-alfa:4He +4He + 92 keV 8*Be4He +8*Be + 67 keV 12*C12*C 12C+ + 7.4 MeVLa reaccin global es:34He 12C + + 7.2 MeVVanse tambin:Nucleosntesis estelar,Pico de GamowyEvolucin estelar.Composicin[editar]

EV Lacertae, una estrella muy joven que contiene unametalicidadmuy alta.Diagrama de la fusin nuclear en elSol.

La composicin qumica de una estrella vara segn la generacin a la que pertenezca. Cuanto ms antigua sea ms baja ser sumetalicidad. Al inicio de su vida una estrella similar al Sol contiene aproximadamente 75% dehidrgenoy 23% dehelio. El 2% restante lo forman elementos ms pesados, aportados por estrellas que finalizaron su ciclo antes que ella naciera. Estos porcentajes son en masa; en nmero de ncleos, la relacin es 90% de hidrgeno y 10% de helio.En laVa Lctealas estrellas se clasifican segn su riqueza en metales en dos grandes grupos opoblaciones. Las que tienen una cierta abundancia se denominan de lapoblacin I, mientras que las pobres en metales forman parte de lapoblacin II. Normalmente la metalicidad de una estrella va directamente relacionada con su edad: las de la poblacin I son ms jvenes comparadas con las de la poblacin II. Estas ltimas abundan en elhalo galctico, mientras que las estrellas de poblacin I son ms frecuentes en regiones cercanas aldisco galctico.Por otra parte, la composicin de una estrella evoluciona a lo largo de su ciclo, aumentando su contenido en elementos pesados en detrimento del hidrgeno, sobre todo. Sin embargo, las estrellas slo queman un 10% de su masa inicial, por lo que globalmente la metalicidad de una estrella no aumenta mucho durante su vida. Adems, las reacciones nucleares slo se dan en las regiones centrales de la misma. Este es el motivo por el que cuando seanaliza el espectrode una estrella lo que se observa es, en la mayora de los casos, la composicin que tena cuando se form. En algunas estrellas poco masivas los movimientos de conveccin penetran mucho en el interior, llegando a mezclar material procesado con el original. Entonces se puede observar incluso en la superficie parte de ese material procesado. La estrella presenta, en esos casos, una composicin superficial con ms metales.Vase tambin:MetalicidadLa estrella prototpica[editar]El Sol.

Imagen deBetelgeusepor elObservatorio Europeo del Sur, que muestra el disco estelar, la extensa atmsfera y una pluma de gas antes desconocida.

ElSoles tomado como la estrella prototpica, no porque sea especial en ningn sentido, sino porque es la ms cercana a laTierray por tanto la ms estudiada. La mayora de las caractersticas de las estrellas se suelen medir en unidades solares. Las magnitudes solares son usadas en astrofsica estelar como patrones.Lamasadel Sol es:Msol= 1,9891 1030kgy las masas de las otras estrellas se miden enmasas solaresabreviado comoMsol.Vase tambin:SolClasificacin[editar]Artculo principal:Clasificacin estelar

Clasificacin de las estrellas segn la clasificacin deMorgan Keenan.La primera clasificacin estelar fue realizada porHiparco de Niceay preservada en la Cultura Occidental a travs dePtolomeo, en una obra llamadaalmagesto. Este sistema clasificaba las estrellas por la intensidad de su brillo aparente visto desde laTierra. Hiparco defini una escala decreciente de magnitudes, donde las estrellas ms brillantes son de primera magnitud y las menos brillantes, casi invisibles con el ojo desnudo, son de sexta magnitud. Aunque ya no se emplea, constituy la base para la clasificacin actual.La clasificacin moderna se realiza a travs deltipo espectral. Existen dos tipos de clasificacin, basados en dos catlogos diferentes: elcatlogo de Henry Draper(HD) realizado enHarvarda principios delsiglo XX, el cual determina lo que se denominaTipo espectral, y el catlogo delObservatorio Yerkes, realizado en1943, el cual determina lo que se denominaClase de luminosidad.Tipos espectrales[editar]Esta clasificacin distingue las estrellas de acuerdo a su espectro luminoso y su temperatura superficial. Una medida simple de esta temperatura es el ndice de color de la estrella.La clasificacin es W, O, B, A, F, G, K, M, L y T yendo de mayor a menor temperatura. Las estrellas de tipo O, B y A son muy calientes, y el tipo M es considerablemente ms fro. Los tipos W, L y T se introdujeron recientemente. La temperatura superficial, que determina la clase espectral, tambin determina el color de la estrella. De esta manera, las estrellas O son azules, mientras que estrellas de menor temperatura superficial (clases K o M) son rojizas, comoBetelgeuseoAntares.Una pequea gua de los diferentes colores y ejemplos de estrellas pertenecientes al grupo se cita a continuacin:7ClasificacinColorTemperatura (C)Ejemplo

W-OBlanco verdoso100000Wolf Rayet

BAzulado25 000Spica

ABlanco11 500Sirio

FBlanco amarillento7500'Canopus

GAmarillo6000Sol

KAnaranjado amarillento4700Arturo

MAnaranjado3000Antares

RAnaranjado rojizo2600CW Leonis

NRojo anaranjadas2000Betelgeuse

SRojo1400Andromedae

Clases de luminosidad[editar]ClaseDescripcin

0 Hipergigantes

Ia Supergigantes Luminosas

Ib Supergigantes

II Gigantes luminosas

III Gigantes

IV Sub-gigantes

V Enanas (Sol)

VI Sub-enanas

VII Enanas blancas

La clasificacin de Harvard de tipos espectrales no determina unvocamente las caractersticas de una estrella. Estrellas con la misma temperatura pueden tener tamaos muy diferentes, lo que implicaluminosidadesmuy diferentes. Para distinguirlas se definieron, en Yerkes, las clases de luminosidad. En este sistema de clasificacin se examina nuevamente el espectro estelar y se buscan lneas espectrales sensibles a lagravedadde la estrella. De este modo es posible estimar su tamao.Ambos sistemas de clasificacin 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 G como el Sol. Tan slo un 1% de las estrellas son de mayor masa y tipos A y F. Lasestrellas de Wolf-Rayetson extremadamente infrecuentes. Lasenanas marrones, proyectos de estrellas que se quedaron a medias a causa de su pequea masa, podran ser muy abundantes pero su dbil luminosidad impide realizar un censo apropiado.Clasificacin gravitacional de estrellas[editar]Artculo principal:Clasificacin estelarLas estrellas pueden clasificarse de acuerdo a cuatro criterios gravitacionales instaurados recientemente por laUnin Astronmica Internacionalen el 2006. Esta clasificacin estelar de la UAI es la ms aceptada y comnmente usada.Clasificacin por centro gravitacional estelar[editar]El primer criterio es la presencia o ausencia de un centro gravitacional estelar, es decir si forman parte de unsistema estelar. Las estrellas que forman parte de un sistema estelar (presencia de centro gravitacional estelar) se denominan estrellas sistmicas. Las estrellas que no forman parte de un sistema estelar (ausencia de centro gravitacional estelar) se denominan estrellas solitarias.Clasificacin de estrellas sistmicas por posicin[editar]Si una estrella es sistmica (forma parte de un sistema estelar) puede ser a su vez de dos tipos. Las estrellas centrales son aquellas estrellas sistmicas que actan como centro gravitacional de otras estrellas. Esto quiere decir que otras estrellas las orbitan. Las estrellas sistmicas que orbitan a una estrella central se denominan estrellas satlites.Clasificacin de estrellas por agrupacin gravitacional[editar]Esta clasificacin de estrellas se basa en distinguir dos tipos de estrellas dependiendo de si estas se agrupan con otras estrellas mediante fuerzas de atraccin gravitacional. Esta clasificacin refiere a dos tipos de estrellas (cumulares e independientes) de acuerdo a si se encuentran o no unidas a otras estrellas y, adems, esta unin no se debe a la presencia de un centro gravitacional estelar; es decir, ninguna estrella gira alrededor de otra y ms sin embargo se encuentran unidas gravitacionalmente.Las estrellas cumulares son aquellas que formancmulos estelares. Si el cmulo esglobular, las estrellas se atraen por gravedad (las estrellas se atraen mutuamente). Si el cmulo esabierto, las estrellas se atraen por gravitacin en donde el centro gravitacional es el centro de masa del cmulo (las estrellas orbitan un centro gravitacional en comn que las mantiene unidas). Las estrellas independientes son aquellas que no forman cmulos estelares con ninguna otra estrella. Sin embargo hay estrellas independientes que s forman parte de un sistema estelar pues orbitan estrellas o son centro de otras. Este sera el caso de estrellas sistmicas-independientes.Clasificacin de estrellas por sistema planetario[editar]Las estrellas que poseen unsistema planetario, en donde ellas son centro gravitacional y los dems cuerpos celestes las orbitan, se denominan estrellas planetarias. Las estrellas nicas son aquellas que no poseen un Sistema Planetario que las orbita. Entindase por sistema planetario cualquier cuerpo celeste (planeta, asteroide, cometa) que orbita una estrella.Mitologa estelar[editar]Tal como ha sucedido con ciertasconstelacionesy con el propioSol, las estrellas en general tienen su propia mitologa. En estadios precientficos de la civilizacin se las ha observado como entidades vivientes (animismo), dotadas de fuerza sobrenatural. Se las ha identificado, eventualmente, con el alma de los muertos, o bien con dioses o diosas. La trayectoria de las estrellas y su configuracin en el espacio, an hoy forman parte de algunosconstructosculturales ligados alpensamiento mgico.Legado estelar[editar]Para los habitantes delplaneta Tierra, las estrellas, adems de componer el mapa celeste, tienen otra finalidad menos conocida pero mucho ms importante: legarnos una variedad de elementos casi imprescindibles para sobrevivir. As por ejemplo, los componentes delacerose cocieron en alguna estrella a temperaturas de varios miles de millones de grados, que con la explosin de unasupernovafueron lanzados al espacio para finalmente llegar hasta nuestro planeta azul. Gracias a ello tenemos el vital oxgeno, el oro y los diamantes. El propio ser humano est compuesto por materiales sintetizados previamente en las estrellas. Quiz por todo esto pueda entenderse que el grupo BFH encabezase su ya clsico artculo con esta cita deShakespeare:8"It is the stars,The star above us, govern our conditions."9

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