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Ana Torroja

 

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¿Que son las Estrellas?

En sentido general, una estrella es todo objeto astronómico que brilla con luz propia; mientras que en términos más técnicos y precisos podría decirse que se trata de una esfera de plasma que mantiene su forma gracias a un equilibrio hidrostático de fuerzas. El equilibrio se produce esencialmente entre la fuerza de gravedad , que empuja la materia hacia el centro de la estrella, y la presión que ejerce el plasma hacia fuera, que, tal como sucede en un gas , tiende a expandirlo. La presión hacia fuera depende de la temperatura , que en un caso típico como el del Sol se mantiene con la energía producida en el interior de la estrella. Este equilibrio seguirá esencialmente igual en la medida de que la estrella mantenga el mismo ritmo de producción energética.

Mitología estelar

Tal como ha sucedido con ciertas constelaciones y con el propio Sol , las estrellas en general tienen su propia mitología. En estadios precientíficos de la civilización 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 configuración en el espacio, aún hoy forman parte de algunos constructos culturales ligados al pensamiento mágico .

Legado estelar

Para los habitantes del planeta Tierra , las estrellas, además de componer el mapa celeste, tienen otra finalidad menos conocida pero mucho más importante: legarnos una variedad de elementos casi imprescindibles para sobrevivir. Así por ejemplo, los componentes del acero se cocieron en alguna estrella a temperaturas de varios miles de millones de grados, que con la explosión de una supernova fueron lanzados al espacio para finalmente llegar hasta nuestro planeta azul. Gracias a ello tenemos el vital oxígeno, el oro y los diamantes. El propio ser humano está compuesto por materiales sintetizados previamente en las estellas. Quizá por todo esto pueda entenderse que el grupo B²FH encabezase su ya clásico artículo con esta cita de Shakespeare

"It is the stars,
The star above us, govern our conditions."

 

Generalidades

Estas esferas de gas emiten tres formas de energía hacia el espacio, la radiación electromagnética , los neutrinos y el viento estelar y esto es lo que nos permite observar la apariencia de las estrellas en el cielo nocturno como puntos luminosos y, en la gran mayoría de los casos, titilantes.

Debido a la gran distancia que suelen recorrer, las radiaciones estelares llegan débiles a nuestro planeta, siendo susceptibles, en la gran mayoría de los casos, a las distorsiones ópticas producidas por la turbulencia y las diferencias de densidad de la atmósfera terrestre ( seeing ). El Sol , al estar tan cerca, no se observa como un punto, sino como un disco luminoso cuya presencia o ausencia en el cielo terrestre provoca el día o la noche , respectivamente.

Descripción

Son objetos de masas enormes comprendidas entre 0,08 1 y 120-200 2 masas solares (M sol ). Los objetos de masa inferior se llaman enanas marrones mientras que las estrellas de masa superior parecen no existir debido al límite de Eddington . Su luminosidad también tiene un rango muy amplio que abarca entre una diezmilésima parte y tres millones de veces la luminosidad del Sol.

Ciclo de vida

Mientras las interacciones se producen en el núcleo, éstas sostienen el equilibrio hidrostático del cuerpo y la estrella mantiene su apariencia iridiscente predicha por Niels Bohr en la teoría de las órbitas cuantificadas . Cuando parte de esas interacciones (la parte de la fusión de materia ) se prolonga en el tiempo, los átomos de sus partes más externas comienzan a fusionarse. Esta región externa, al no estar comprimida al mismo nivel que el núcleo, aumenta su diámetro. Llegado cierto momento, dicho proceso se paraliza, para contraerse nuevamente hasta el estado en el que los procesos de fusión más externos vuelven a comenzar y nuevamente se produce un aumento del diámetro. Estas interacciones producen índices 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 fusión de las capas externas— producen una constante variación del diámetro, en la que acaban venciendo las fuerzas gravitatorias cuando las capas más 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 fusión entrará en un proceso degenerativo al colapsar por vencer a las fuerzas descritas en el principio de exclusión de Pauli , produciéndose una supernova .

Formación y evolución de las estrellas

Las estrellas se forman en las regiones más densas de las nubes moleculares como consecuencia de las inestabilidades gravitatorias causadas, principalmente, por supernovas o colisiones galácticas. El proceso se acelera una vez que estas nubes de hidrógeno molecular (H 2 ) empiezan a caer sobre sí mismas, alimentado por la cada vez más intensa atracción gravitatoria . Su densidad aumenta progresivamente, siendo más rápido el proceso en el centro que en la periferia. No tarda mucho en formarse un núcleo en contracción muy caliente llamado protoestrella . El colapso en este núcleo es, finalmente, detenido cuando comienzan las reacciones nucleares que elevan la presión y temperatura de la protoestrella. Una vez estabilizada la fusión del hidrógeno , se considera que la estrella está en la llamada secuencia principal , fase que ocupa aproximadamente un 90 % de su vida. Cuando se agota el hidrógeno del núcleo de la estrella, su evolución dependerá de la masa (detalles en evolución estelar ) y puede convertirse en una enana blanca o explotar como supernova, dejando también un remanente estelar que puede ser una estrella de neutrones o un agujero negro . Así 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 transición dominadas por la escala de tiempo dinámico (véase Escalas de tiempo estelar ).

Muchas estrellas, el Sol entre ellas, tienen aproximadamente simetría esférica por tener velocidades de rotación bajas. Otras estrellas, sin embargo, giran a gran velocidad y su radio ecuatorial es significativamente mayor que su radio polar. Una velocidad de rotación alta también genera diferencias de temperatura superficial entre el ecuador y los polos. Como ejemplo, la velocidad de rotación en el ecuador de Vega es de 275 km/s, lo que hace que los polos estén a una temperatura de 10 150 K y el ecuador a una temperatura de 7 900 K. 3

La mayoría de las estrellas pierden masa a una velocidad muy baja. En el Sistema Solar unos 10 20 gramos de materia estelar son expulsados por el viento solar cada año. Sin embargo, en las últimas fases de sus vidas, las estrellas pierden masa de forma mucho más intensa y pueden acabar con una masa final muy inferior a la original. Para las estrellas más masivas este efecto es importante desde el principio. Así, una estrella con 120 masas solares iniciales y metalicidad igual a la del Sol acabará expulsando en forma de viento estelar más del 90% de su masa para acabar su vida con menos de 10 masas solares. 4 Finalmente, al morir la estrella se produce en la mayoría de los casos una nebulosa planetaria , una supernova o una hipernova por la cual se expulsa aún más materia al espacio interestelar . La materia expulsada incluye elementos pesados producidos en la estrella que más tarde formarán nuevas estrellas y planetas , aumentando así la metalicidad del Universo .

Agrupaciones y distribución estelar

Estrellas ligadas

Las estrellas pueden estar ligadas gravitacionalmente unas con otras formando sistemas estelares binarios , ternarios o agrupaciones aún mayores. Una fracción alta de las estrellas del disco de la Vía Láctea pertenecen a sistemas binarios; el porcentaje es cercano al 90% para estrellas masivas 5 y desciende hasta el 50% para estrellas de masa baja. 6 Otras 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 denominados cúmulos estelares . Estos cúmulos pueden deberse a variaciones en el campo gravitacional galáctico o bien pueden ser fruto de brotes de formación estelar (se sabe que la mayoría de las estrellas se forman en grupos). Tradicionalmente, en la Vía Láctea se distinguían dos tipos: (1) los cúmulos globulares , que son viejos, se encuentran en el halo y contienen de centenares de miles a millones de estrellas y (2) los cúmulos abiertos , que son de formación reciente, se encuentran en el disco y contienen un número menor de estrellas. Desde finales del siglo XX esa clasificación se ha cuestionado al descubrirse en el disco de la Vía Láctea cúmulos estelares jóvenes como Westerlund 1 o NGC 3603 con un número de estrellas similar al de un cúmulo globular. Esos cúmulos masivos y jóvenes se encuentran también en otras galaxias; algunos ejemplos son 30 Doradus en la Gran Nube de Magallanes y NGC 4214-I-A en NGC 4214.

Estrellas aisladas

No todas las estrellas mantienen lazos gravitatorios estables; algunas, igual que el Sol, viajan solitarias, separándose mucho de la agrupación estelar en la que se formaron. Estas estrellas aisladas obedecen, tan solo, al campo gravitatorio global constituido por la superposición de los campos del total de objetos de la galaxia: agujeros negros , estrellas, objetos compactos y gas interestelar .

Distribución estelar

Las estrellas no están distribuidas uniformemente en el Universo , a pesar de lo que pueda parecer a simple vista, sino agrupadas en galaxias . Una galaxia espiral típica (como la Vía Láctea ) contiene cientos de miles de millones de estrellas agrupadas, la mayoría, en el estrecho plano galáctico . El cielo nocturno terrestre aparece homogéneo a simple vista porque sólo es posible observar una región muy localizada del plano galáctico. Extrapolando de lo observado en la vecindad del Sistema Solar, se puede decir que la mayor parte de estrellas se concentran en el disco galáctico y dentro de éste en una región central, el bulbo galáctico , que se sitúa en la constelación de Sagitario .

La navegación espacial y el posicionamiento estelar

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 precisión de sus posiciones, "son de gran utilidad para la navegación, para la orientación de los astronautas en las naves espaciales y para identificar otros astros” (The American Encyclopedia). Fueron la única forma que tuvieron los marinos para situarse en altamar hasta el advenimiento de los sistemas electrónicos de posicionamiento hacia mediados del siglo XX. Véase Estrella (náutica) .

Estructura estelar

Una estrella típica se divide en núcleo, manto y atmósfera. En el núcleo es donde se producen las reacciones nucleares que generan su energía. El manto transporta dicha energía hacia la superficie y según cómo la transporte, por convección o por radiación , se dividirá en dos zonas: radiante y convectiva. Finalmente, la atmósfera es la parte más superficial de las estrellas y la única que es visible. Se divide en cromósfera , fotósfera y corona solar . La atmósfera estelar es la zona más fría de las estrellas y en ellas se producen los fenómenos de eyección de materia. Pero en la corona, supone una excepción a lo dicho ya que la temperatura vuelve a aumentar hasta llegar al millón de grados por lo menos. Pero es una temperatura engañosa. En realidad esta capa es muy poco densa y está formada por partículas ionizadas altamente aceleradas por el campo magnético de la estrella. Sus grandes velocidades les confieren a esas partículas altas temperaturas.

A lo largo de su ciclo las estrellas experimentan cambios en el tamaño de las capas e incluso en el orden en que se disponen. En algunas la zona radiante se situará antes que la convectiva y en otras al revés, dependiendo tanto de la masa como de la fase de fusión en que se encuentre. Así mismo, el núcleo también puede modificar sus características y su tamaño a lo largo de la evolución de la estrella.

La edad de la mayoría de las estrellas oscila entre 1000 y 10 000 millones de años; aunque algunas estrellas pueden ser incluso más viejas. La estrella observada más antigua, HE 1523-0901 , tiene una edad estimada de 13 200 millones de años, muy cercana a la edad estimada para el Universo, de unos 13 700 millones de años.

Generación de energía en las estrellas

A principios del siglo XX la ciencia se preguntaba cuál era la fuente de la increíble energía que alimentaba las estrellas. Ninguna de las soluciones conocidas en la época resultaba viable. Ninguna reacción química alcanzaba el rendimiento necesario para mantener la luminosidad que despedía el Sol. Asimismo, la contracción gravitatoria, si bien resultaba una fuente energética más, no podía explicar el aporte de calor a lo largo de miles de millones de años. Sir Arthur Eddington fue el primero en sugerir en la década de 1920 que el aporte de energía procedía de reacciones nucleares. Existen dos tipos de reacciones nucleares, las de fisión y las de fusión . Las reacciones de fisión no pueden mantener la luminosidad de una estrella debido a su relativamente bajo rendimiento energético y, sobre todo, a que requieren elementos más pesados que el hierro , los cuales son poco abundantes en el Universo. El primer mecanismo detallado de reacciones nucleares de fusión capaces de mantener la estructura interna de una estrella fue descubierto por Hans Bethe en 1938 , es válido para estrellas de masa intermedia o elevada y lleva el nombre de su descubridor (ciclo de Bethe o ciclo CNO ).

Aún así, resultó que las temperaturas que se alcanzan en los núcleos de las estrellas son demasiado bajas como para fusionar los iones. Ocurre que el efecto túnel permite que dos partículas con energías insuficientes para traspasar la barrera de potencial que las separa tengan una probabilidad de saltar esa barrera y poderse unir. Al haber tantas colisiones, estadísticamente se dan suficientes reacciones de fusión como para que se sostenga la estrella pero no tantas reacciones como para hacerla estallar. Existe un óptimo de energía para el cual se dan la mayoría de reacciones que resulta del cruce de la probabilidad de que dos partículas tengan una energía determinada E a una temperatura T y de la probabilidad de que esas partículas se salten la barrera por efecto túnel. Es el llamado pico de Gamow .

Una gran variedad de reacciones diferentes de fusión tienen lugar dentro de los núcleos de las estrellas, las cuales dependen de la masa y la composición.

Normalmente las estrellas inician su combustión nuclear con alrededor de un 75% de hidrógeno y un 25% de helio junto con pequeñas trazas de otros elementos. En el núcleo del Sol con unos 10 7 K el hidrógeno se fusiona para formar helio mediante la cadena protón-protón :

4 ¹H → 2 ²H + 2 e + + 2 ν e (4.0 M eV + 1.0 MeV) 2¹H + 2²H → 2 ³He + 2 γ (5.5 MeV) 2³He → 4 He + 2¹H (12.9 MeV)

Estas reacciones quedan reducidas en la reacción global:

4¹H → 4 He + 2e + + 2γ + 2ν e (26.7 MeV)

En estrellas más masivas el helio se produce en un ciclo de reacciones catalizadas por el carbono , es el ciclo CNO o ciclo de Bethe. Esto es representado ejemplarmente en el caso de una estrella con 18 masas solares:

  Material combustible  
(o Fe) Temperatura en
  millones de Kelvin    Densidad (kg/cm 3 )   Duración de la combustión

H 40 0,006   10 millones años  
He 190 1,1 1 millón años
C 740 240 12.000 años
Ne 1.600 7.400 12 años
O 2.100 16.000 4 años
S/Si 3.400 50.000 1 semana
Fe-Corteza 10.000   10.000.000   -

En las estrellas cuyos núcleos se encuentran a 10 8 K 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 través del proceso triple-alfa :

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

La reacción global es:

3 4 He → 12 C + γ + 7.2 MeV Véanse también: Nucleosíntesis estelar , Pico de Gamow y Evolución estelar .

Composición

La composición química de una estrella varía según la generación a la que pertenezca. Cuanto más antigua sea más baja será su metalicidad . Al inicio de su vida una estrella similar al Sol contiene aproximadamente 75% de hidrógeno y 23% de helio . El 2% restante lo forman elementos más pesados, aportados por estrellas que finalizaron su ciclo antes que ella. Estos porcentajes son 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 riqueza en metales en dos grandes grupos. Las que tienen una cierta abundancia se denominan de la población I , mientras que las estrellas pobres en metales forman parte de la población II . Normalmente la metalicidad va directamente relacionada con la edad de la estrella. A más elementos pesados más vieja es la estrella.

La composición de una estrella evoluciona a lo largo de su ciclo, aumentando su contenido en elementos pesados en detrimento del hidrógeno, sobre todo. Sin embargo, las estrellas sólo queman un 10% de su masa inicial, por lo que globalmente su metalicidad no aumenta mucho. Además, las reacciones nucleares sólo se dan en las regiones centrales de la estrella. Este es el motivo por el que cuando se analiza el espectro de una estrella lo que se observa es, en la mayoría de los casos, la composición que tenía cuando se formó. En algunas estrellas poco masivas los movimientos de convección 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 composición superficial con más metales.

La estrella prototípica

El Sol es tomado como la estrella prototípica, no porque sea especial en ningún sentido, sino porque es la más cercana a la Tierra y por tanto la más estudiada. La mayoría de las características de las estrellas se suelen medir en unidades solares. Las magnitudes solares son usadas en astrofísica estelar como patrones.

La masa del Sol es:

M sol = 1,9891 × 10 30 kg

y las masas de las otras estrellas se miden en masas solares abreviado como M sol .

Clasificación

La primera clasificación estelar fue realizada por Hiparco de Nicea y preservada en la Cultura Occidental a través de Ptolomeo , en una obra llamada almagesto . Este sistema clasificaba las estrellas por la intensidad de su brillo aparente visto desde la Tierra . Hiparco definió una escala decreciente de magnitudes, donde las estrellas más brillantes son de primera magnitud y las menos brillantes, casi invisibles con el ojo desnudo, son de sexta magnitud. Aunque ya no se emplea, constituyó la base para la clasificación actual.

La clasificación moderna se realiza a través del tipo espectral . Existen dos tipos de clasificación, basados en dos catálogos diferentes: el catálogo de Henry Draper (HD) realizado en Harvard a principios del siglo XX , el cual determina lo que se denomina Tipo espectral , y el catálogo del Observatorio Yerkes , realizado en 1943 , el cual determina lo que se denomina Clase de luminosidad .

Tipos espectrales

Esta clasificación distingue las estrellas de acuerdo a su espectro luminoso y su temperatura superficial. Una medida simple de esta temperatura es el índice de color de la estrella.

La clasificación 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 más frío. Los tipos W, L y T se introdujeron recientemente. La temperatura 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 menor temperatura superficial (clases K o M) son rojizas, como Betelgeuse o Antares .

Una pequeña guía de los diferentes colores y ejemplos de estrellas pertenecientes al grupo se cita a continuación:

Clasificación Color Temperatura (°C) Ejemplo

  W-O Blanco verdoso 100000 Wolf Rayet
  B Azulado 25 000 Spica
  A Blanco 11 500 Sirio
  F Blanco amarillento 7500 ' Canopus
  G Amarillo 6000 Sol
  K Anaranjado amarillento 4700 Arturo
  M Anaranjado 3000 Antares
  R Anaranjado rojizo 2600 CW Leonis
  N Rojo anaranjadas 2000 Betelgeuse
  S Rojo 1400 Andromedae

Clases de luminosidad

Clase Descripción

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 clasificación de Harvard de tipos espectrales no determina unívocamente las características de una estrella. Estrellas con la misma temperatura pueden tener tamaños muy diferentes, lo que implica luminosidades muy diferentes. Para distinguirlas se definieron, en Yerkes, las clases de luminosidad. En este sistema de clasificación se examina nuevamente el espectro estelar y se buscan líneas espectrales sensibles a la gravedad de la estrella. De este 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 G como el Sol. Tan sólo un 1% de las estrellas son de mayor masa y tipos A y F. Las estrellas de Wolf-Rayet son extremadamente infrecuentes. Las enanas marrones , proyectos de estrellas que se quedaron a medias a causa de su pequeña masa, podrían ser muy abundantes pero su débil luminosidad impide realizar un censo apropiado.

Clasificación gravitacional de estrellas

Las estrellas pueden clasificarse de acuerdo a cuatro criterios gravitacionales instaurados recientemente por la Unión Astronómica Internacional en el 2006. Esta clasificación estelar de la UAI es la más aceptada y comúnmente usada.

Clasificación por centro gravitacional estelar

El primer criterio es la presencia o ausencia de un centro gravitacional estelar, es decir si forman parte de un Sistema Estelar . Las estrellas que forman parte de un sistema estelar (presencia de centro gravitacional estelar) se denominan estrellas sistémicas. Las estrellas que no forman parte de un sistema estelar (ausencia de centro gravitacional estelar) se denominan estrellas solitarias.

Clasificación de estrellas sistémicas por posición

Si una estrella es sistémica (forma parte de un sistema estelar) puede ser a su vez de dos tipos. Las estrellas centrales son aquellas estrellas sistémicas que actúan como centro gravitacional de otras estrellas. Esto quiere decir que otras estrellas las orbitan. Las estrellas sistémicas que orbitan a una estrella central se denominan estrellas satélites.

Clasificación de estrellas por agrupación gravitacional

Esta clasificación de estrellas se basa en distinguir dos tipos de estrellas dependiendo de si estas se agrupan con otras estrellas mediante fuerzas de atracción gravitacional. Esta clasificación refiere a dos tipos de estrellas (cumulares e independientes) de acuerdo a si se encuentran o no unidas a otras estrellas y, además, esta unión no se debe a la presencia de un centro gravitacional estelar; es decir, ninguna estrella gira alrededor de otra y más sin embargo se encuentran unidas gravitacionalmente.

Las estrellas cumulares son aquellas que forman cúmulos estelares . Si el cúmulo es globular , las estrellas se atraen por gravedad (las estrellas se atraen mutuamente). Si el cúmulo es abierto , las estrellas se atraen por gravitación en donde el centro gravitacional es el centro de masa del cúmulo (las estrellas orbitan un centro gravitacional en común que las mantiene unidas). Las estrellas independientes son aquellas que no forman cúmulos estelares con ninguna otra estrella. Sin embargo hay estrellas independientes que sí forman parte de un sistema estelar pues orbitan estrellas o son centro de otras. Este sería el caso de estrellas sistémicas-independientes.

Clasificación de estrellas por sistema planetario

Las estrellas que poseen un sistema planetario , en donde ellas son centro gravitacional y los demás cuerpos celestes las orbitan, se denominan estrellas planetarias. Las estrellas únicas son aquellas que no poseen un Sistema Planetario que las orbita. Entiéndase por sistema planetario cualquier cuerpo celeste (planeta, asteroide, cometa) que orbita una estrella.

Mitología estelar

Tal como ha sucedido con ciertas constelaciones y con el propio Sol , las estrellas en general tienen su propia mitología. En estadios precientíficos de la civilización 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 configuración en el espacio, aún hoy forman parte de algunos constructos culturales ligados al pensamiento mágico .

Legado estelar

Para los habitantes del planeta Tierra , las estrellas, además de componer el mapa celeste, tienen otra finalidad menos conocida pero mucho más importante: legarnos una variedad de elementos casi imprescindibles para sobrevivir. Así por ejemplo, los componentes del acero se cocieron en alguna estrella a temperaturas de varios miles de millones de grados, que con la explosión de una supernova fueron lanzados al espacio para finalmente llegar hasta nuestro planeta azul. Gracias a ello tenemos el vital oxígeno, el oro y los diamantes. El propio ser humano está compuesto por materiales sintetizados previamente en las estellas. Quizá por todo esto pueda entenderse que el grupo B²FH encabezase su ya clásico artículo con esta cita de Shakespeare

"It is the stars,
The star above us, govern our conditions."

LAS MAGNITUDES:

Los brillos de las estrellas se miden en un valor denominado Magnitud. Fue Hiparco el que en el año 150 AC (y Tolomeo con su traducción árabe - el Almagesto), fue el primero en clasificar las estrellas por brillos, dividiéndolos en 5 valores de 1 a 6. Las de 6ta. Magnitud son las más débiles a simple vista, mientras que las de 1ra son las más brillantes.
Inclusive objetos muy brillantes poseen magnitudes negativas (por ej. Venus en su máximo tiene mag: -4,3).

Las estrellas con magnitudes superiores a 6 son visibles únicamente con telescopio.
Las estrellas también reciben nombres dependiendo de su posición y brillo. Las más brillantes, tienen nombre propio, como Antares o Sirio. También reciben una letra griega. La más brillante de una constelación es alfa, la siguiente beta, etc. De esta manera, Antares es Alfa Scorpius. Las más débiles reciben número de catálogo, como el SAO, HD, y más actualmente el HIP y TYC. Por este motivo una estrella puede tener más de un nombre.

RESUMEN DE LOS CATALOGOS:

SAO

El catalogo SAO es una lista de 258.997 estrellas recopilada por el Smithsonian Astronomical Observatory. Tiene la mayoría de las estrellas por debajo de la magnitud 8,5 mas algunas estrellas mas débiles aun.

HD

El Catalogo Henry Draper, o ^HD^, es mas comúnmente usado para estrellas. Este incluye el color y las posiciones de la mayoría de las estrellas hasta la magnitud 8. Este fue compilado a principios del siglo 20, y no tiene mucha precisión en las posiciones, pero si es una muy buena fuente de información de los colores.

HIP

Los datos del Hipparcos (HIP) son una colección de datos de la misión europea del satélite Hipparcos. Contiene las mas precisas mediciones de posiciones, distancias, movimientos propios, y magnitudes jamás hecho, mucho mejor que los otros catálogos. Desafortunadamente solo tiene datos muy precisos de 118.218 estrellas; así, para estrellas mas débiles, otras fuentes deben ser usadas. Contiene muchas estrellas de magnitud menor a 8, con muestras de estrellas mas débiles. Estas últimas son mayoritariamente estrellas elegidas por ser inusuales o tener propiedades interesantes; variables, estrellas dobles, estrellas cercanas, etc.

TYC

El Tycho es el catalogo con datos que fueron juntados como parte de la Misión del satélite europeo Hipparcos; representa el catalogo de posiciones, distancias, y magnitudes de mas de 1.000.000 de estrellas. En la mayoría de los casos tiene más precisión que los otros catálogos.

CONSTELACION:

Las antiguas civilizaciones dividieron las estrellas en grupos denominados constelaciones . Les dieron nombres que, en un menor grado, recordaba la forma del grupo de estrellas. Así pues, Orión se parecía un poco a un humano llevando la piel de un animal y vistiendo un cinturón, mientras que Scorpius se parecía un poco a las pinzas y el aguijón de un escorpión. Naturalmente, las diferentes culturas trajeron diferentes grupos de constelaciones.

En interés de estandarizar las cosas, hay ahora 88 constelaciones oficialmente reconocidas. Cada una tiene unos límites definidos con precisión por lo que se puede determinar en que constelación se encuentra una estrella, y cada una tiene un nombre y una abreviatura de 3 letras. Por ejemplo, Orión se abrevia Ori; Cassiopeia, Cas; Taurus, Tau.

Todas estas constelaciones fueron definidas oficialmente en el año 1930 por la International Astronomical Union (IAU) quien definió oficialmente 88 constelaciones y les dio sus límites.
Estos límites van exactamente de Norte/Sur o Este/Oeste. Los límites de constelación van a lo largo de las líneas de declinación y ascensión recta . (Al menos, lo hacían en 1875. Desde entonces, la precesión ha añadido una pequeña rotación a esto.)

CONSTELACIONES ZODICALES:

El zodíaco representa las doce constelaciones sobre las que el Sol transcurre durante el año: son en orden, Aries, Taurus, Gemini, Cáncer, Leo, Virgo, Libra, Scorpius, Sagittarius, Capricornus, Aquarius, y Piscis. (En realidad, el Sol también pasa por la constelación de Ophiuchus, pero esto aun no existía como tal cuando el zodíaco fue creado).
Observarás que estas son las mismas constelaciones usadas por los astrólogos.

Las fechas usadas en los periódicos representan los días durante los cuales el Sol esta en esa constelación. Los días usados por los astrólogos están basados en cálculos hechos hace 4000 años, y están ahora casi a un mes de diferencia del real.

ASCENCIÓN RECTA Y DECLINACION:

La ascensión recta (AR) y la declinación son las medidas utilizadas por los astrónomos para especificar lugares en el cielo. Son muy similares a la latitud y la longitud en la Tierra. La declinación de un punto en el cielo, como la latitud en la Tierra , es un número entre -90 y +90 grados. La AR (o ascensión recta ) de un punto del cielo es muy similar a la longitud, salvo que en vez de estar expresada en grados, se expresa en horas, minutos y segundos, y puede ir desde 0h 0m 0s hasta 24h 0m 0s. Dando una AR y una declinación, cualquier punto del cielo puede ser especificado con precisión. Por ejemplo, Sirio, la estrella más brillante del cielo, tiene una AR 6h45m08.9s , y una dec. de -16.716 grados.

Una diferencia entre AR/dec y latitud/longitud es que en el cielo los equivalentes de los polos, ecuador y el primer Meridiano, varían con el tiempo, así que al dar una AR/dec, se debe normalmente también especificar su época, el tiempo para el cual son válidas. En el pasado, era común el uso de épocas para los años 1900 y 1950; ahora, la mayoría de la gente ha cambiado al 2000, también mostrado como J2000. La latitud y la longitud en la Tierra se miden desde el Ecuador y el Primer Meridiano. La AR y la declinación se miden desde el equinoccio de primavera y del ecuador celeste.

CUMULOS DE ESTRELLAS:

Se dividen en cúmulo abiertos y cúmulos globulares. Los primeros son agrupaciones de estrellas no presenta una estructura, mas allá de una acumulación de estrellas. Pueden ser una docena hasta varios miles, y siempre son jóvenes, en el plano de las galaxias. Las Pléyades son un ejemplo de cúmulo abierto, uno muy cercano por lo que sus estrellas se ven muy brillantes. Los cúmulos abiertos están asociados muchas veces a nebulosas.

Diferente de los cúmulos globulares , suelen estar cerca. Las Pléyades están a solo 300 años-luz de nosotros. Los cúmulos abiertos tienen número de catálogo Messier, NGC, o IC. Algunos cúmulos débiles tienen catálogos como el Stock o el Collinder u otros. Están esparcidos en tamaños del orden de la docena de años luz, y lentamente se van dispersando por el efecto de marea producidos por el centro de la Vía Láctea.

Un cúmulo globular es un grupo de forma esférica compuesto por estrellas viejas, perteneciente al halo galáctico. Pueden estar compuestos por decenas de miles hasta millones de estrellas , muchas de las cuales son variables, como la RR Lirae. Ejemplos típicos son M13, Omega Centauri (el más grande de la galaxia). Pueden tener varios cientos de años luz de diámetro. Sus estrellas en el centro están a fracciones de año luz. Los globulares pueden pertenecer a los catálogos Messier, NGC o IC. Los más débiles pueden llevar denominación Pal. (del catálogo Palomar).

ESTRELLA DOBLE:

Es común encontrar a las estrellas en pares o grupos algo más grandes. Las dobles son los únicos objetos que permiten si se conoce sus órbitas, las masas de las estrellas. A veces los pares son por coincidencia. Parecen cercanos en el cielo por que casualmente están alineados, pero una estrella esta mucho más lejos que la otra. Se las denomina dobles ópticas. Sin embargo, hay muchas estrellas que están físicamente relacionadas, unidas por la gravedad. Si tienen un período orbital que se puede medir (como Sirio, que tiene un periodo de 50 años) se la denomina doble orbital. Si todavía no ha podido medirse su período, pero se mueven juntas en el cielo, haciendo pensar que si están relacionadas, se las denomina dobles físicas. Las estrella dobles estas listadas en muchos catálogos, como el ADS o el catalogo Struve. Existen varios centenares de catálogos diferentes.

LAS ESTRELLAS MAS BRILLANTES DEL CIELO NOCTURNO:

La primera clasificación estelar fue realizada por Hiparco de Nicea y preservada en la Cultura Occidental a través de Ptolomeo, en una obra llamada Almagesto. Este sistema clasificaba las estrellas por la intensidad de su brillo aparente visto desde la Tierra. Hiparco definió una escala decreciente de magnitudes, donde las estrellas más brillantes son de primera magnitud y las menos brillantes, casi invisibles con el ojo desnudo, son de sexta magnitud. Aunque ya no se emplea, constituyó la base para la clasificación actual.
La clasificación moderna se realiza a través del tipo espectral. Existen dos tipos de clasificación, basados en dos catálogos diferentes: el catálogo de Henry Draper (HD) realizado en Harvard a principios del siglo XX, el cual determina lo que se denomina Tipo espectral, y el catálogo del Observatorio Yerkes, realizado en 1943, el cual determina lo que se denomina Clase de luminosidad.


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Sirio (Alpha Canis Majoris)

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La estrella más brillante de todo el cielo nocturno. Situada más al Sur del Ecuador celeste, a -16.7º, es visible prácticamente desde todo el planeta. Blanca, con una magnitud de -1.5 y a una distancia de unos 8 años-luz, es la principal estrella de la constelación de Canis Major (El Perro Mayor), por lo que también es conocida como La Estrella Perro. Importante desde muy antiguo, en el antiguo Egipto marcaba el inicio de las inundaciones del Nilo, fundamental para la pervivencia agrícola de esta conocida civilización.

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Antares (α Scorpii)

Las Estrellas más brillantes del Universo conocido

La más brillante de la constelación de Escorpio con magnitud aparente +1,09 y la decimosexta más brillante del cielo nocturno. Junto con Aldebarán (α Tauri), Espiga (α Virginis) y Regulus (α Leonis) está entre las cuatro estrellas más brillantes cerca de la eclíptica.

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Arturo (Alpha Bootis)

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La cuarta estrella en el orden de brillo es la principal integrante de la constelación de Bootes (el Boyero), visible en latitudes hasta 50º S, y es la más brillante del Hemisferio Norte celeste, presentando una magnitud de -0.04. Se trata de una gigante naranja distante unos 37 años luz, y que es la más destacada en el cielo de primavera. Fue conocida en la Grecia clásica como El guardián del Oso, de donde deriva su nombre, y que es una referencia a su proximidad a las constelaciones de la Osa Mayor y Osa Menor.

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Rigel (Beta Orionis)

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La séptima estrella más brillante de todo el Cielo nocturno es un sistema estelar situado en la constelación de Orión: Rígel (en la fotografía junto a la Nebulosa Cabeza de Bruja, de la constelación del río Eridano). Tiene una magnitud visual de +0.18 y la encontramos a unos 860 años-luz del Sistema Solar. La componente principal es una gigante blanco-azulada, que se identifica con el pie izquierdo de Orión,

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Aldebarán (Alfa Tauri)

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Es la estrella más brillante de la constelación de Tauro («El Toro») y la decimotercera más brillante del cielo nocturno. De magnitud aparente +0,85, es de color rojo anaranjado. Aunque visualmente parece ser el miembro más brillante del cúmulo abierto de la Híades, en realidad no forma parte del mismo y simplemente está en la misma línea de visión. Junto a Sirio (α Canis Majoris) y Arturo (α Bootis), permitió a Edmund Halley descubrir el movimiento propio de las estrellas mediante la comparación de sus posiciones de entonces con las que figuraban en los catálogos antiguos.

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Rigil Kentaurus (Alpha Centauri)

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La tercera estrella más brillante es un sistema que consta de tres componentes, la principal de las cuales es una amarilla de magnitud -0.01, aunque considerando que el sistema no puede resolverse a simple vista, su magnitud conjunta de -0.29 la hacen ocupar este lugar. La encontramos en la constelación de Centaurus, a sólo 4.36 años-luz del Sistema Solar, constituyendo el sistema más cercano. Una de sus componentes, Próxima Centauri, es la estrella que está más cerca de nosotros, a 4.23 años-luz. Es una estrella roja muy pequeña, sólo visible con telescopios potentes. El sistema no es visible en latitudes más altas de 20º N. Centauro es uno de los mitos clásicos más conocidos; se trata de Quirón, una criatura con cuerpo y patas de caballo, y torso y brazos de hombre.

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Espiga o Spica (Alpha Virginis)

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Es la estrella más brillante de la constelación de Virgo y la decimoquinta más brillante del cielo nocturno. De magnitud aparente +1,04, se encuentra a 260 años luz del Sistema Solar. Se piensa que Hiparco de Nicea descubrió la precesión de los equinoccios a partir de los datos obtenidos de Espiga.

Espiga forma un sistema binario cuyas componentes, de tipo espectral B, están muy próximas entre sí. La separación entre ambas es de apenas 0,12 unidades astronómicas (ua) y su período orbital es de 4,0145 días. Es una intensa fuente de rayos X que parecen generarse en la colisión de los fuertes vientos estelares emitidos por ambas estrellas.


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Betelgeuse (Alpha Orionis)

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La décima más brillante,, es la estrella Betelgeuse, una preciosa supergigante roja, que en su tamaño máximo alcanzaría más allá de la órbita de Marte, si la situáramos en el lugar del Sol. Se identifica con el hombro derecho de Orión, Se calcula que está a una distancia en torno a los 640 años-luz del Sistema Solar.

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Vega (Alpha Lyrae)

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Quinta estrella más brillante. Es la principal componente de Lyra, constelación del verano boreal, visible hasta 40º S. Es una estrella blanca de la secuencia principal, lo que significa que aún está transformando su hidrógeno en helio como consecuencia de la combustión.Junto con Altair (Alpha Aquilae) y Deneb (Alpha Cygni), forma el llamado Triángulo de Verano, importante referencia de orientación estelar en el cielo de dicha estación boreal. También existe un Triángulo de Invierno, formado por Betelgeuse, Sirio y Procyon, del que hablamos en el artículo sobre Orión.
En la mitología clásica helenística, se trata de la lira de las Musas, inventada por Hermes, quien la regaló a Apolo en desagravio por un robo que cometió contra éste. Apolo a su vez la cedió a Orfeo, y al morir éste, Zeus convirtió a la Lira en constelación.


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Cástor (α Geminorum)

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Es la segunda estrella más brillante de la constelación de Géminis después de Pólux (β Geminorum). Junto con ésta representa los dos gemelos celestiales que dan a la constelación de Géminis su nombre (Gemini en latín significa «los gemelos»). En 1678 se descubrió que Cástor es una binaria visual cuyas componentes, separadas unos 6 segundos de arco, tienen magnitudes aparentes de +2,91 y +1,96.
El nombre de Cástor, usado durante siglos para designar a α Geminorum, hace referencia al hermano mortal de los Dioscuros, gemelo de Pólux. Sin embargo, en la antigua Grecia esta estrella era conocida como Apollo (Ἀπόλλων), nombre que parece haber perdurado hasta los tiempos de John Flamsteed.


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Hadar o Agena

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Situada a una distancia entre 350 y 392 años luz , Hadar figura clasificada en los catálogos como una gigante blanco-azulada de magnitud absoluta -5,42,3 intrínsecamente mucho más luminosa que Alfa Centauri pero 90 veces más alejada que ésta. Hadar es una estrella doble. La estrella más tenue del par, Hadar B, tiene tipo espectral B8 y magnitud 4, estando separada de la estrella primaria al menos 120 unidades astronómicas (ua). Su período orbital es igual o superior a 225 años.
La estrella principal, Hadar A, es, a su vez una binaria espectroscópica, siendo ambas componentes casi idénticas . Con un período orbital de 357 días, la órbita es muy excéntrica, haciendo que la separación entre ambas varíe entre 0,53 y 5,5 ua; la mínima separación tuvo lugar en febrero de 2000.


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Pólux (β Geminorum)

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Es la estrella más brillante de la constelación de Géminis y la decimoséptima más brillante del cielo nocturno. De magnitud aparente +1,15, es de color rojo anaranjado. Junto a Cástor (α Geminorum) representa los dos gemelos celestiales que dan nombre a la constelación (gemini en latín significa «los gemelos»). En 2006 se anunció el descubrimiento de un planeta en órbita alrededor de Pólux.

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Shaula (Lambda Scorpii)

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Es una estrella situada en la constelación de Escorpio («El Escorpión»). A pesar de su designación Bayer «Lambda» (sexta letra del alfabeto griego) es, tras Antares (α Scorpii), el segundo punto más brillante de la constelación. Su nombre proviene del árabe الشولاء aš-šawlā´, «el aguijón».
Shaula aparece visualmente como una estrella múltiple con tres componentes: λ Scorpii A, de magnitud aparente +1,62, λ Scorpii B a una distancia de 42 segundos de arco, y λ Scorpii C, a una distancia de 95 segundos de arco de A. Se desconoce si las componentes B y C están físicamente asociadas a A.


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Altair (Alfa Aquilae)

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Es la estrella más brillante de la constelación de Aquila («El Águila»). Los árabes, que también veían en esta constelación una gran águila volando, la llamaron elnars-el-tair, de donde derivó el nombre de Altair.
Ocupa el duodécimo lugar en orden de brillo entre todas las estrellas del cielo. Su magnitud en banda B (filtro azul) es 0.99, su magnitud en banda V (filtro verde) es 0.77. Está a 16 años luz del Sistema Solar, acercándose a razón de 26.100 m/s.
Es un astro magnífico, unas cuatro veces más voluminoso que nuestro Sol, de tipo espectral A (color blanco, igual que Sirio) y muchísimo más joven, con sólo 630 millones de años de edad. La temperatura superficial de este tipo espectral oscila entre 7500 y 11000 K, y el espectro presenta líneas intensas del hidrógeno, el calcio ionizado y otros metales ionizados, además de líneas débiles del helio.
Esta estrella, junto con Vega (α Lyrae) y Deneb (α Cygni), configuran en el cielo del Hemisferio Norte lo que se conoce como el triángulo de verano, cuyo centro es la estrella Albireo (β Cygni).


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Fomalhaut (Alpha Piscis Austrini)

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Es una estrella de magnitud aparente +1,16, la más brillante de la constelación Piscis Austrinus («El Pez Austral») y una de las estrellas más brillantes en el cielo nocturno.

Fomalhaut es una estrella blanca de la secuencia principal de tipo espectral A4V que se encuentra a aproximadamente 25 años luz —7,7 pársecs— de la Tierra. Se piensa que es una estrella joven, de sólo unos 200 millones de años de edad. Su temperatura superficial es de 8750 K. Comparada con la del Sol, su masa es de 2,3 mayor, y su diámetro es alrededor de 1,7 veces más grande. Brilla con una luminosidad 17,7 veces mayor que la luminosidad solar.


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Regulus o Régulo (α Leonis)

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Es la estrella más brillante de la constelación de Leo. Es una de las cuatro «estrellas reales» mesopotámicas, junto a Aldebarán (α Tauri), Antares (α Scorpii) y Fomalhaut (α Piscis Austrini). Visualmente es de color azul y tiene una magnitud aparente de +1,35. Se encuentra casi sobre la eclíptica.
Regulus es un sistema estelar cuádruple que dista 77 años luz de la Tierra. El sistema está compuesto por la estrella principal, Regulus A, una estrella blanco-azulada de tipo espectral B7V, y una compañera tenue de magnitud +8,13, localizada visualmente a 175 segundos de arco. Esta última, separada al menos 4.200 UA de Regulus A


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Capella (Alpha Aurigae)

Las Estrellas más brillantes del Universo conocido

Es la estrella más importante de la constelación del Auriga (El Cochero) y, con magnitud +0.08, la sexta más brillante de todo el cielo. Se trata se la estrella de primera magnitud más cercana al Polo Norte Celeste, por lo que resulta imposible observarla desde latitudes inferiores a 40º S. Está situada a unos 42 años-luz de nosotros, y es un sistema estelar múltiple, compuesto por dos binarias amarillas.
Hay muchas versiones del mito del Auriga; la que más ha perdurado es la de una figura humana con una cabra en los brazos.


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Deneb (Alpha Cygni)

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La más brillante de la constelación de Cygnus («El Cisne») y una de las más brillantes del cielo nocturno, con una magnitud aparente en banda B (filtro azul) igual a 1,34 y en banda V (filtro verde) igual a 1,25. Junto con Vega (α Lyrae) y Altair (α Aquilae) forman el asterismo del «triángulo de verano» para los observadores del Hemisferio Norte.
El nombre de Deneb deriva del árabe dhaneb, «cola», entendida como «la cola del ave» (dhanab ad-dajājah), en clara alusión a su posición dentro de la alineación de estrellas que conforman la figura del Cisne.


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Adhara (Épsilon Canis Majoris)

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Es una estrella en la constelación Canis Major de magnitud aparente +1,51.1 Posee la designación Bayer «Épsilon», quinta letra del alfabeto griego, a pesar de ser la segunda más brillante en su constelación y una de las más brillantes del cielo nocturno.
Adhara es una estrella binaria distante 405 años luz del Sol. La estrella principal es una supergigante azul o gigante luminosa de tipo espectral B2Iab.Tiene una temperatura superficial de 21.900 K y posee una luminosidad (radiación total) equivalente a 22.300 veces la del Sol. Si estuviera a la misma distancia que Sirio (α Canis Majoris) tendría una magnitud aparente de -7 y se vería 7 veces más brillante que el planeta Venus. Esta estrella es también uno de los emisores conocidos de rayos ultravioleta más brillantes del cielo. La medida de su diámetro angular conduce a un radio de 10,4 veces el radio solar. Sus parámetros de luminosidad y temperatura permiten estimar su masa entre 11 y 12 veces la masa del Sol, lo que probablemente sea suficiente para que en el futuro explote como supernova


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Gacrux (Gamma Crucis)

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Es la tercera estrella más brillante en la constelación de la Cruz del Sur (Crux Australis), detrás de Acrux (α Crucis) y Mimosa (β Crucis). Define el extremo superior de la «cruz», y con una magnitud aparente +1,63. Su nombre es un acrónimo de Gamma Crucis, probablemente dado por los navegantes de los mares del sur al referirse a esta estrella, pues sólo es visible al sur del Trópico de Cáncer y no fue bautizada por los antiguos

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Procyon (Alpha Canis Minoris)

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Esta estrella, la más importante de la constelacion de Canis Minor (El Perro Menor), ocupa el octavo . Es una binaria cuya componente principal es una subgigante de color blanco-amarillento. Se encuentra a una distancia aproximada de 11 años-luz de la Tierra. Forma, junto a Betelgeuse y Sirio el llamado Triángulo de Invierno
Junto a Sirio, la otra “estrella del perro”, ya era venerada por los antiguos egipcios, y aparece en textos babilónicos.


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Achernar (Alpha Eridani)

Las Estrellas más brillantes del Universo conocido

Es la novena estrella más brillante del Cielo nocturno. Se constituye como la principal luminaria de la constelación del río Eridano, con magnitud +0.45. Situada a 144 años-luz de distancia, es de color blanco-azulado, y no se observa desde latitudes superiores a los 30º N, pues es una estrella circumpolar sur.
La constelación de Eridanus representó a varios ríos, como el Nilo, el Eúfrates o el Po, debido a su forma alargada que le lleva desde Orión hasta casi el Polo Sur Celeste.


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Becrux o Mimosa ( Beta Crucis)

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La segunda más brillante en la constelación de la Cruz del Sur (Crux Australis) y la vigésima más brillante del cielo nocturno. El término «Becrux» no es más que una contracción de la letra griega Beta y la palabra Crux, mientras que el origen del nombre «Mimosa» puede estar relacionado con la flor del mismo nombre.
Becrux es una estrella subgigante de magnitud visual +1,30 de color azul y tipo espectral B0.5IV1 con una temperatura cercana a los 27.000 K. Su luminosidad, 2000 veces mayor que la del Sol en el espectro visible, asciende a 19.600 soles cuando se considera la radiación emitida en el ultravioleta, que en una estrella tan caliente supone una proporción importante. Su diámetro es aproximadamente 7 veces el del Sol, y su masa es 14 veces la solar. Es una estrella joven, con una edad estimada de 10 millones de años, cuyo contenido relativo de hierro es igual a 3/4 partes del encontrado en el Sol. Es una variable pulsante de tipo Beta Cephei, cuyo brillo varía entre magnitud +1,23 y +1,33 con períodos de 4,588, 4,028, 4,386, 6,805 y 8,618 horas.


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Ácrux (α Crucis)

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Ácrux (α Crucis) es la decimocuarta estrella más brillante del cielo con magnitud aparente +0,77. Se encuentra a 325 años luz del Sistema Solar en dirección de la constelación de la Cruz del Sur.
La alineación de las estrellas de la Cruz del Sur «γ-α» señala en dirección al Polo Sur Celeste; la traza imaginaria de una bisectriz de la línea que une α Centauri con Hadar (β Centauri) corta a la anterior línea aproximadamente sobre el polo sur. La Estrella Polar sur es σ Octantis, conocida también como Polaris Australis.


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Canopus (Alpha Carinae)

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La segunda estrella más brillante, tras Sirio, con magnitud visual de -0.72. Es la principal componente de Carina (La quilla), y en las obras de Homero representa a Canopo, el piloto de la embarcación del rey Menelao. Como es una estrella del Hemisferio Sur profundo, al Sur de Bahía Blanca (Argentina) o Valdivia (Chile), es circumpolar, lo que significa que nunca se pone bajo el horizonte. Sin embargo, no es visible desde ningún lugar de Europa, necesitándose latitudes a partir de 20º N para su contemplación. Es una gigante blanco-amarillenta.

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