Para outras páxinas con títulos homónimos véxase: Estrela.
Unha rexión de formación estelar na Gran Nube de Magallanes.
Imaxe do Sol en falsa cor, unha estrela de tipo-G da secuencia principal, a máis próxima á Terra.
Unha **estrela** (do latín: *stella*) é un esferoide luminoso que mantén a súa forma debido á súa propia gravidade. A estrela máis próxima á Terra é o Sol. Outras estrelas son visibles a simple vista desde a Terra durante a noite, aparecendo como unha diversidade de puntos luminosos aparentemente fixos no ceo debido á súa inmensa distancia da mesma. Historicamente as estrelas máis prominentes foron agrupadas en constelacións e asterismos, e as máis brillantes foron denominadas con nomes propios. Os astrónomos recompilaron un extenso catálogo de estrelas que identifican as estrelas coñecidas e proporcionan designacións estelares estandarizadas. O universo observable contén unha estimación de 1022 a 1024 estrelas. Con todo a maioría das estrelas do Universo, incluíndo todas as que están fóra de nosa galaxia, a Vía Láctea, son invisibles a primeira ollada desde a Terra. De feito, a maioría son invisibles desde o noso planeta mesmo a través dos telescopios de gran potencia. 

Durante polo menos unha parte da súa vida, unha estrela brilla debido á fusión termonuclear do hidróxeno en helio no seu núcleo, que libera enerxía, a cal atravesa o interior da estrela e, despois, se irradia cara ao espazo exterior. Case todos os elementos naturais máis pesados que o helio se crean por nucleosíntese estelar durante a vida dunha estrela e, nalgunhas delas, por nucleosíntese de supernova cando explotan. Preto do final da súa vida unha estrela tamén pode conter materia dexenerada. Os astrónomos poden determinar a masa, idade, metalicidade (composición química) e moitas outras propiedades das estrelas mediante a observación do seu movemento a través do espazo, a súa luminosidade e o seu espectro. A masa total dunha estrela é o principal determinante da súa evolución e destino final. Outras características das estrelas, como o diámetro e a temperatura, cambian ao longo da súa vida, mentres que a contorna dunha estrela afecta á súa rotación e movemento. Unha gráfica de dispersión de moitas estrelas que fai referencia á súa luminosidade, magnitude absoluta, temperatura superficial e tipo espectral, coñecido como o diagrama de Hertzsprung-Russell (Diagrama H-R), permite determinar a idade e o estado evolutivo dunha estrela.

A vida dunha estrela comeza co colapso gravitacional dunha nebulosa gasosa de material composto principalmente de hidróxeno, xunto con helio e trazas de elementos máis pesados. Cando o núcleo estelar é o suficientemente denso, o hidróxeno comeza a converterse en helio a través da fusión nuclear, liberando enerxía durante o proceso. Os restos do interior da estrela portan a enerxía fose do núcleo a través dunha combinación de procesos de transmisión de calor por radiación e convección. A presión interna da estrela evita que se colapse aínda máis baixo a súa propia gravidade. Cando se esgota o combustible de hidróxeno no núcleo, unha estrela con polo menos 0,4 veces a masa do Sol expandirase ata converterse nunha xigante vermella, nalgúns casos fusionando elementos máis pesados no núcleo ou nas súas capas ao redor do núcleo (como o carbono ou o osíxeno). Entón a estrela evoluciona ata unha forma dexenerada, expulsando unha porción da súa materia no medio interestelar, onde contribuirá á formación dunha nova xeración de estrelas. Mentres tanto, o núcleo convértese nun remanente estelar: unha anana branca, unha estrela de neutróns, ou (se é o suficientemente masiva) un burato negro.

Os sistema binarios e multiestelares constan de dúas ou máis estrelas que están unidas gravitacionalmente entre si, e polo xeral móvense ao redor doutra en órbitas estables. Cando dúas estrelas posúen unha órbita relativamente próxima, a súa interacción gravitatoria pode ter un impacto significativo na súa evolución. As estrelas unidas gravitacionalmente entre si poden formar parte de estruturas moito máis grandes, como cúmulos estelares ou galaxias. 

Unha estrela é un corpo celeste esférico e astrogravitante, que xera enerxía no seu núcleo mediante reaccións termonucleares. A enerxía xerada emítese ó espazo en forma de radiación electromagnética, vento estelar, e unhas partículas subatómicas que se supón que posúen masa, pero nunha cantidade ínfima: os neutrinos.

As estrelas obsérvanse no ceo nocturno como puntos luminosos, titilantes debido ás distorsións ópticas que produce a turbulencia e as diferenzas de densidade da atmosfera terrestre. O Sol, ao estar tan preto, obsérvase non como un punto, senón como un disco luminoso cuxa presenza ou ausencia no ceo terrestre provoca o día ou a noite respectivamente.

As estrelas son obxectos de masa e diámetro variable pero sempre moi masivos.

Etimoloxía
----------

A palabra "estrela" deriva en última instancia da raíz protoindoeuropea "h₂stḗr" que tamén significa estrela, pero analizábel aínda máis como h₂eh₁s- ("queimar", tamén a fonte da palabra "ash") + - tēr (sufixo axente). Compara latín stella, grego aster, alemá Stern. Algúns estudosos cren que a palabra é un préstamo do acadio "istar" (venus), porén algúns dubidan desta suxestión. A estrela é afín (comparte a mesma raíz) coas seguintes palabras: asterisco, asteroide, astral, constelación, Esther.

Observación histórica
---------------------

As persoas viron patróns nas estrelas desde tempos antigos. Esta representación da constelación de Leo, o león, en 1690, é de Johannes Hevelius.
A constelación de Leo como se pode ver a primeira ollada. Engadíronse liñas.
Imaxe infravermella do Telescopio Espacial Spitzer da NASA que mostra centos de miles de estrelas na galaxia da Vía Láctea
Historicamente as estrelas foron importantes para as civilizacións en todo o mundo, foron parte das prácticas relixiosas e utilizáronse para a navegación celeste e a orientación. Moitos astrónomos antigos crían que as estrelas estaban fixadas permanentemente a unha esfera celeste e eran inmutables. Por convención os astrónomos agrupaban as estrelas en constelacións e usábanas para rastrexar os movementos dos planetas e a posición inferida do Sol. O movemento do Sol contra as estrelas de fondo (e o horizonte) foi utilizado para crear calendarios, que poderían ser utilizados para regular as prácticas agrícolas. O calendario gregoriano, utilizado actualmente case en todo o mundo, é un calendario solar baseado no ángulo do eixo de rotación da Terra con respecto á súa estrela local, o Sol.

A carta estelar máis antiga con data precisa foi un logro da antiga astronomía exipcia no 1534 a. C. Os primeiros catálogos de estrelas coñecidos foron compilados polos antigos astrónomos babilónicos de Mesopotamia a finais do segundo milenio a. C. durante o período casita (*ca*. 1531-1155 a. C.).

O primeiro catálogo de estrelas da astronomía grega foi creado por Aristilo aproximadamente no 300 a. C. coa axuda de Timocharis. O catálogo de estrelas de Hiparco, século II a. C. incluía 1020 estrelas, e utilizouse para ensamblar o catálogo de estrelas de Tolomeo. Hiparco é coñecido polo descubrimento da primeira *nova* (nova estrela) rexistrada. Moitas das constelacións e nomes de estrelas en uso hoxe en día derivan da astronomía grega.

A pesar da aparente inmutabilidade dos ceos, os astrónomos chineses foron conscientes de que poderían aparecer novas estrelas. No 185 d. C. foron os primeiros en observar e escribir sobre unha supernova, agora coñecida como SN 185. O evento estelar máis brillante rexistrado da historia foi a supernova SN 1006, que foi observada en 1006 e descrita polo astrónomo exipcio Ali ibn Ridwan e varios astrónomos chineses. A supernova SN 1054, que deu orixe á Nebulosa do Cangrexo, tamén foi observada por astrónomos chineses e islámicos.

Os astrónomos islámicos medievais deron nomes árabes a moitas estrelas que aínda se usan hoxe e inventaron numerosos instrumentos astronómicos cos que poder calcular as posicións das estrelas. Tamén construíron os primeiros grandes institutos de investigación e observatorios, principalmente co propósito de producir catálogos *Zij* de estrelas. Entre eles o astrónomo persa Abd al-Rahman al-Sufi, que escribiu o *Libro das estrelas fixas* (964), observou varias estrelas, conglomerados de estrelas (incluídas os Ómicron Velorum e os cúmulos de Brocchi) e galaxias (incluída a Galaxia de Andrómeda). Segundo A. Zahoor, no século XI, o erudito polímata persa Abu Rayhan Biruni describiu a galaxia da Vía Láctea como unha multitude de fragmentos que tiñan as propiedades de estrelas nebulosas e en 1019 tamén deu as latitudes de varias estrelas durante un eclipse lunar.

Segundo Josep Puig, o astrónomo andalusí Ibn Bajjah propuxo que a Vía Láctea estaba formada por moitas estrelas que case se tocaban entre si e parecían ser unha imaxe continua debido o efecto da refracción do material sublunar, citando a súa observación da conxunción de Xúpiter e Marte no 500 AH (1106/1107 d. C.) como evidencia. 
Os primeiros astrónomos europeos, como Tycho Brahe, identificaron novas estrelas no ceo nocturno (máis adiante denominadas *novas*), suxerindo que os ceos non eran inmutables. En 1584, Giordano Bruno suxeriu que as estrelas eran como o Sol e poderían ter outros planetas, posiblemente parecidos á Terra, en órbita ao redor delas, unha idea que xa fora suxerida anteriormente polos antigos filósofos gregos, Demócrito e Epicuro, e por cosmólogos islámicos medievais  como Fakhr al-Din al-Razi. No século seguinte a idea de que as estrelas eran iguais ao Sol estaba a chegar a un consenso entre os astrónomos. Para explicar por que estas estrelas non exercían ningunha forza gravitatoria neta sobre o sistema solar, Isaac Newton suxeriu que as estrelas estaban igualmente distribuídas en todas as direccións, unha idea impulsada polo teólogo Richard Bentley.

En 1667 o astrónomo italiano Geminiano Montanari rexistrou variacións observadas na luminosidade da estrela Algol. Edmond Halley publicou as primeiras medicións do movemento propio dun par de estrelas "fixas" próximas, demostrando que estas cambiaran as súas posicións desde o tempo dos antigos astrónomos gregos Tolomeo e Hiparco.

William Herschel foi o primeiro astrónomo que tentou determinar a distribución das estrelas no ceo. Durante a década de 1780 estableceu unha serie de indicadores en 600 direccións e contou as estrelas observadas ao longo de cada liña de visión. A partir diso deduciu que o número de estrelas aumentaba constantemente cara a un lado do ceo, en dirección ao núcleo da Vía Láctea. O seu fillo John Herschel repetiu este estudo no hemisferio sur e atopou o correspondente aumento na mesma dirección. Ademais dos seus outros logros, William Herschel destaca polo seu descubrimento de que algunhas estrelas non só se atopan na mesma liña de visión, senón que son compañeiros físicos que forman sistemas estelares binarios.

A ciencia da espectroscopia astronómica foi iniciada por Joseph von Fraunhofer e Angelo Secchi. Comparando os espectros de estrelas como Sirius co Sol, atoparon diferenzas na forza e o número das súas liñas de absorción —as liñas escuras nun espectro estelar causadas pola absorción da atmosfera de frecuencias específicas—. En 1865 Secchi comezou a clasificar as estrelas por tipos espectrais. Con todo a versión moderna do esquema de clasificación estelar foi desenvolto por Annie J. Cannon durante a década de 1900.

Alpha Centauri A e B sobre o horizonte de Saturno
A primeira medición directa da distancia a unha estrela (61 Cygni a 11,4 anos luz) foi realizada en 1838 por Friedrich Bessel usando a técnica da paralaxe. As medicións da paralaxe demostraron a gran separación das estrelas nos ceos. A observación das estrelas dobres gañou importancia crecente durante o século XIX. En 1834 Friedrich Bessel observou cambios no movemento propio da estrela Sirius e deduciu un compañeiro oculto. En 1899, Edward Pickering descubriu a primeira binaria espectroscópica cando observou a división periódica das liñas espectrais da estrela Mizar nun período de 104 días. Astrónomos como Friedrich Georg, Wilhelm von Struve e S. W. Burnham, recolleron observacións detalladas de moitos sistemas estelares binarios, o que permitiu determinar as masas das estrelas a partir do cálculo dos elementos orbitais. A primeira solución ao problema de derivar unha órbita de estrelas binarias a partir das observacións telescópicas foi feita por Felix Savary en 1827.

O sécuo XX viu avances cada vez máis rápidos no estudo científico das estrelas. A fotografía converteuse nunha valiosa ferramenta astronómica. Karl Schwarzschild descubriu que a cor dunha estrela, e polo tanto a súa temperatura, podía determinarse comparando a magnitude visual coa magnitude fotográfica. O desenvolvemento do fotómetro fotoeléctrico permitiu medicións precisas da magnitude en múltiples intervalos de lonxitude de onda. En 1921 Albert A. Michelson fixo as primeiras medicións dun diámetro estelar utilizando un interferómetro no telescopio Hooker do Observatorio do Monte Wilson.

Durante as primeiras décadas do século XX producíronse importantes traballos teóricos sobre a estrutura física das estrelas. En 1913 desenvolveuse o diagrama de Hertzsprung-Russell, que impulsou o estudo astrofísico das estrelas. Desenvolvéronse modelos exitosos para explicar os interiores das estrelas e a evolución estelar. En 1925 Cecilia Payne-Gaposchkin propuxo por primeira vez na súa tese doutoral que as estrelas están feitas principalmente de hidróxeno e helio. Os espectros das estrelas foron entendidos máis a fondo a través dos avances na física cuántica. Isto permitiu determinar a composición química da atmosfera estelar.

Coa excepción de eventos raros como supernovas e impostores de supernovas, as estrelas individuais foron observadas principalmente no Grupo Local, e especialmente na parte visible da Vía Láctea (como o demostran os detallados catálogos de estrelas dispoñibles para a nosa galaxia), e os seus satélites. Observáronse estrelas individuais como variables cefeidas nas galaxias M87 e M100 do cúmulo de Virgo, a uns 100 millóns de anos luz da Terra, así como estrelas luminosas nalgunhas outras galaxias relativamente próximas. Coa axuda da lente gravitacional, unha única estrela (chamada Ícaro) observouse a 9.000 millóns de anos luz de distancia.

No Supercúmulo Local é posible ver cúmulos de estrelas e os telescopios actuais poderían, en principio, observar estrelas individuais débiles no Grupo Local (ver Cefeidas). Con todo fora do Supercúmulo local de galaxias non se observaron nin estrelas nin cúmulos de estrelas. A única excepción é unha débil imaxe dun gran cúmulo estelar que contén centos de miles de estrelas situado a unha distancia de mil millós de anos luz, dez veces máis lonxe do grupo de estrelas máis distante observado anteriormente.

Designacións
------------

Esta vista contén as estrelas azuis coñecidas como «atrasadas azuis», para a súa localización aparente no diagrama de Hertzsprung-Russell
O concepto de constelación xa era coñecido durante o período babilónico. Os antigos observadores do ceo imaxinaron que a disposición das estrelas destacadas formaba debuxos e asociáronos con aspectos particulares da natureza ou dos seus mitos. Doce destas formacións estaban situadas ao longo do plano da eclíptica e convertéronse na base da astroloxía. Moitas das estrelas individuais máis prominentes tamén recibiron nomes, particularmente con designacións árabes ou latinas.

Así como certas constelacións e o Sol mesmo, as estrelas individuais teñen os seus propios mitos. Para os antigos gregos, algunhas «estrelas», coñecidas como planetas (grego πλανήτης (planētēs, que significa «vagabundo»), representaban varias deidades importantes, das cales se tomaron os nomes dos planetas Mercurio, Venus, Marte, Xúpiter e Saturno. Urano e Neptuno tamén eran deuses gregos e romanos, pero ningún dos dous foi coñecido na antigüidade debido ao seu baixo brillo e os seus nomes foron asignados por astrónomos posteriores.

Cara ao 1600 os nomes das constelacións usáronse para nomear as estrelas nas rexións correspondentes do ceo. O astrónomo alemán Johann Bayer creou unha serie de mapas estelares e aplicou letras gregas como designacións das estrelas en cada constelación. Máis tarde foi inventado un sistema de numeración baseado na ascensión recta da estrela e agregouse ao catálogo de estrelas de John Flamsteed no seu libro *Historia coelestis Britannica* (na edición de 1712), polo que este sistema de numeración chegou a chamarse *denominación de Flamsteed* ou *numeración de Flamsteed*.

A única autoridade internacionalmente recoñecida para designar os corpos celestes é a Unión Astronómica Internacional (IAU). Esta asociación mantén o Grupo de Traballo sobre Nomes de Estrelas (WGSN) que cataloga e normaliza os nomes propios das estrelas. Diversas compañías privadas venden nomes de estrelas, no que a Biblioteca Británica chama unha empresa comercial non regulada. A AIU desvinculouse desta práctica comercial e estes nomes non son recoñecidos nin pola IAU, nin polos astrónomos profesionais nin pola comunidade de astrónomos afeccionados. Unha desas firmas é *International Star Registry* (ISR) (Rexistro Internacional de Estrelas), que durante a década de 1980 foi acusada de prácticas enganosas por dar a entender que o nome asignado era oficial. Esta práctica de ISR, agora interrompida, foi informalmente etiquetada como unha estafa e unha fraude, e o Departamento de Asuntos do Consumidor da Cidade de Nova York emitiu unha advertencia contra ISR por involucrarse nunha práctica comercial enganosa.

Unidades de medida
------------------

Aínda que os parámetros estelares poidan expresarse en unidades SI ou unidades CGS, moitas veces é máis conveniente expresar a masa, a luminosidade e o raio en unidades solares, sobre a base das características do Sol. No ano 2015 a UAI definiu un conxunto de valores nominais solares (definidos como constantes SI, sen incertezas) que poden ser utilizados para citar parámetros estelares:

|  |  |
| --- | --- |
| luminosidade solar nominal: | *L*⊙ = 3.828 × 1026 W |
| raio solar nominal | *R*⊙ = 6.957 × 108 m |

Formación e evolución das estrelas
----------------------------------

Elementos químicos producidos por unha supernova.
As estrelas créanse nas rexións máis densas das nubes moleculares como consecuencia das inestabilidades gravitatorias causadas, principalmente por supernovas ou colisións galácticas. O proceso acelérase unha vez que estas nubes de hidróxeno molecular (H2) empezan a caer sobre si mesmas, alimentado pola cada vez máis intensa atracción gravitatoria. A súa densidade aumenta progresivamente, sendo máis rápido o proceso no centro que na periferia. Non tarda moito en formarse un núcleo en contracción moi quente chamado protoestrela. O colapso neste núcleo é, finalmente, detido cando comezan as reaccións nucleares que elevan a presión e temperatura da protoestrela. Unha vez estabilizada a fusión do hidróxeno, considérase que a estrela está na chamada secuencia principal, fase que ocupa aproximadamente un 90% da súa vida. Cando se esgota o hidróxeno do núcleo da estrela, a súa evolución dependerá da masa e pode converterse nunha anana branca ou estoupar como supernova, deixando tamén un remanente estelar que pode ser unha estrela de neutróns ou un burato negro.

Así pois, a vida dunha estrela caracterízase por longas fases de estabilidade rexidas pola escala de tempo nuclear separadas por breves etapas de transición dominadas pola escala de tempo dinámico.

Unha estrela típica como o Sol terá simetría esférica e perderá ao longo da súa vida unha cantidade de masa desprezable con respecto ao total. No Sistema Solar uns 1.020 gramos de materia estelar son expulsados polo vento solar cada ano. As perdas de masa só serán significativas nas estrelas de máis de 10 masas solares, que son moito máis escasas.

Nas fases finais do ciclo, xa sexa mediante supernovas ou pola acción de intensísimos ventos estelares, a estrela expulsa parte do material que a forma ao espazo interestelar. Isto inclúe elementos pesados producidos na estrela que máis tarde formarán novas estrelas e planetas, aumentando así a metalicidade do Universo.

Agrupacións e distribución estelar
----------------------------------

### Estrelas ligadas

As estrelas están normalmente ligadas gravitacionalmente uns con outras formando sistemas binarios, ternarios ou agrupacións maiores. A maioría das estrelas forman parte de sistemas binarios; outras agrúpanse en grandes concentracións que van dende as decenas ata os centenares de miles ou incluso millóns de estrelas, formando os denominados cúmulos estelares. Estes cúmulos son froito de gromos de formación estelar e crese que todas as estrelas fórmanse en grupo. Na Vía Láctea distínguense dous tipos: os cúmulos globulares que atópanse no halo e conteñen entre 10.000 e 1 000 000 de estrelas, e os cúmulos abertos que están no disco e son de formación recente, algúns con abundantes estrelas azuis. Estes últimos son notablemente máis pequenos e irregulares que os primeiros e teñen un intervalo de idades entre os seus membros máis amplo.

### Estrelas illadas

Non todas manteñen lazos gravitatorios, outras, coma o Sol, viaxan solitarias, separándose hai moito da agrupación estelar na que se formaron. Estas estrelas illadas obedecen, tan só, ao campo gravitatorio global constituído pola superposición dos campos do total de obxectos da galaxia: buratos negros, estrelas, obxectos compactos e gas interestelar.

### Distribución estelar

As estrelas non están distribuídas uniformemente no Universo, a pesar de que poida parecer a simple vista, senón agrupadas en galaxias. Unha galaxia espiral típica (como a Vía Láctea) contén centos de miles de millóns de estrelas agrupadas, a maioría, no estreito plano galáctico. O ceo nocturno terrestre aparece homoxéneo a simple vista porque só é posible observar unha rexión moi localizada do plano galáctico. Extrapolando do observado na veciñanza do Sistema Solar, pódese dicir que a maior parte de estrelas concéntranse no disco galáctico e dentro deste nunha rexión central, o bulbo galáctico, que se sitúa na constelación de Saxitario.

Estrutura estelar
-----------------

Unha estrela típica divídese en núcleo, manto e atmosfera. No núcleo é onde se producen as reaccións nucleares que xeran a súa enerxía. O manto transporta dita enerxía cara á superficie e segundo como a transporte, por convección ou por radiación, dividirase en dúas zonas: radiante e convectiva. Finalmente, a atmosfera é a parte máis superficial das estrelas e a única que é visible. Divídese en cromosfera, fotosfera e coroa solar. A atmosfera estelar é a zona máis fría das estrelas e nelas prodúcense os fenómenos de exección de materia. Pero, a coroa supón unha excepción ao dito xa que a temperatura volta a aumentar ata chegar ao millón de graos polo menos. Pero é unha temperatura enganosa. En realidade esta capa é moi pouco densa e está formada por partículas ionizadas altamente aceleradas polo campo magnético da estrela. As súas grandes velocidades danlles a esas partículas altas temperaturas.

Ao longo do seu ciclo as estrelas experimentan cambios no tamaño das capas, e incluso na orde na que se dispoñen. Nalgunhas a zona radiante situarase antes que a convectiva e noutras ao revés, dependendo tanto da masa como da fase de fusión na que se atope. Así mesmo, o núcleo tamén pode modificar as súas características e o seu tamaño ao longo da evolución da estrela.

Xeración de enerxía nas estrelas
--------------------------------

Elementos químicos producidos no interior dunha estrela.
A principios do século XX a ciencia preguntábase cal era a fonte da incrible enerxía que alimentaba as estrelas. Ningunha das solucións coñecidas na época resultaba viable. Ningunha reacción química alcanzaba o rendemento necesario para manter a luminosidade que despedía o Sol. Así mesmo, a contracción gravitatoria, se ben resultaba unha fonte enerxética máis, non podía explicar a achega de calor ao longo de miles de millóns de anos. Cando se descubriu a interacción forte apareceron dous novos candidatos: a fisión e a fusión nuclear. A fisión quedou rapidamente descartada, xa que nas estrelas apenas se detectaba presenza algunha de elementos máis pesados que o ferro. Enseguida quedou claro que só a fusión nuclear podía prover as estrelas desas inxentes cantidades de enerxía que precisaban para manter a súa estabilidade.

Aínda así, resultou que as temperaturas que se alcanzan nos núcleos das estrelas son demasiado baixas como para fusionar os ións. Ocorre que o efecto túnel permite que dúas partículas con enerxías insuficientes para traspasar a barreira de potencial que as separa teñan unha probabilidade de saltar esa barreira e poderse unir. Ao haber tantas colisións, estatisticamente danse suficientes reaccións de fusión como para que se sosteña a estrela pero non tantas reaccións como para facela estoupar. Existe un óptimo de enerxía para o cal se dan a maioría de reaccións que resulta do cruzamento da probabilidade de que dúas partículas teñan unha enerxía determinada *E* a unha temperatura *T* e da probabilidade de que esas partículas se salten a barreira por efecto túnel. É o chamado pico de Gamow.

Unha gran variedade de reaccións diferentes de fusión teñen lugar dentro dos núcleos das estrelas, as cales dependen da masa e a composición.

Normalmente as estrelas inician a súa combustión nuclear cun 75% de hidróxeno e un 25% de helio xunto con pequenas trazas doutros elementos.

Notas
-----

1. ↑  "El Sol". www.astromia.com. Consultado o 23 de setembro do 2022.
2. ↑  "Las estrellas". www.agenciaelvigia.com.ar. Arquivado dende o orixinal o 12 de xuño de 2018. Consultado o 23 de setembro do 2022.
3. ↑  Bahcall, John N. (29 de xuño de 2000). "How the Sun Shines" (PDF) (en inglés). Nobel Foundation. Consultado o 23 de setembro do 2022.
4. ↑  Richmond, Michael. "Late stages of evolution for low-mass stars" (en inglés). Rochester Institute of Technology. Consultado o 23 de setembro do 2022.
5. ↑  "Stellar Evolution & Death" (en inglés). NASA Observatorium. Arquivado dende o orixinal o 10 de febreiro de 2008. Consultado o 23 de setembro do 2022.
6. ↑  Iben, Icko, Jr. (1991). "Single and binary star evolution". *Astrophysical Journal Supplement Series* (en inglés) **76**: 55–114. Bibcode:1991ApJS...76...55I. doi:10.1086/191565.
7. ↑  Harper, Douglas (2001–2022). "\*ster- (2)". *Online Etymology Dictionary*. Consultado o 23 de setembro do 2022.
8. 1 2  Forbes, George (1909). *History of Astronomy* (en inglés). Londres: Watts & Co. ISBN 1-153-62774-4.
9. ↑  Hevelius, Johannis (1690). *Firmamentum Sobiescianum, sive Uranographia* (en inglés). Gdansk.
10. ↑  Tøndering, Claus. "Other ancient calendars" (en inglés). WebExhibits. Arquivado dende o orixinal o 21 de novembro de 2019. Consultado o 23 de setembro do 2022.
11. ↑  von Spaeth, Ove (2000). "Dating the Oldest Egyptian Star Map". *Centaurus International Magazine of the History of Mathematics, Science and Technology* (en inglés) **42** (3): 159–179. Bibcode:2000Cent...42..159V. doi:10.1034/j.1600-0498.2000.420301.x. Consultado o 23 de setembro do 2022.
12. ↑  North, John (1995). *The Norton History of Astronomy and Cosmology* (en inglés). Nova York e Londres: W.W. Norton & Company. pp. 30-31. ISBN 0-393-03656-1.
13. ↑  Murdin, P. (novembro de 2000). "Aristillus (c. 200 BC)". *Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics* (en inglés). Bibcode:2000eaa..bookE3440.. ISBN 0-333-75088-8. doi:10.1888/0333750888/3440.
14. ↑  Grasshoff, Gerd (1990). *The history of Ptolemy's star catalogue* (en inglés). Springer. pp. 1-5. ISBN 0-387-97181-5.
15. ↑  Pinotsis, Antonios D. "Astronomy in Ancient Rhodes" (en inglés). Section of Astrophysics, Astronomy and Mechanics, Department of Physics, University of Athens. Consultado o 23 de setembro do 2022.
16. ↑  Clark, D. H.; Stephenson, F. R. (29 de xuño de 1981). "The Historical Supernovae". *Supernovae: A survey of current research; Proceedings of the Advanced Study Institute*. Cambridge, Inglaterra: Dordrecht, D. Reidel Publishing Co. pp. 355–370. Bibcode:1982sscr.conf..355C.
17. ↑  Zhao, Fu-Yuan; Strom, R. G.; Jiang, Shi-Yang (2006). "The Guest Star of AD185 Must Have Been a Supernova". *Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics* (en inglés) **6** (5): 635–640. Bibcode:2006ChJAA...6..635Z. doi:10.1088/1009-9271/6/5/17.
18. ↑  "Astronomers Peg Brightness of History's Brightest Star" (en inglés). NAOA News. 5 de marzo de 2003. Arquivado dende o orixinal o 18 de xuño de 2006. Consultado o 23 de setembro do 2022.
19. ↑  Frommert, Hartmut; Kronberg, Christine (30 de agosto de 2006). "Supernova 1054 – Creation of the Crab Nebula". *SEDS* (en inglés). Universidade de Arizona.
20. ↑  Duyvendak, J. J. L. (abril de 1942). "Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part I. The Ancient Oriental Chronicles". *Publications of the Astronomical Society of the Pacific* (en inglés) **54** (318): 91–94. Bibcode:1942PASP...54...91D. doi:10.1086/125409.   

Mayall, N. U.; Oort, Jan Hendrik (abril de 1942). "Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part II. The Astronomical Aspects". *Publications of the Astronomical Society of the Pacific* (en inglés) **54** (318): 95–104. Bibcode:1942PASP...54...95M. doi:10.1086/125410.
21. ↑  Brecher, K.; et al. (1983). "Ancient records and the Crab Nebula supernova". *The Observatory* (en inglés) **103**: 106–113. Bibcode:1983Obs...103..106B.
22. ↑  Kennedy, Edward S. (1962). "Review: *The Observatory in Islam and Its Place in the General History of the Observatory* by Aydin Sayili" (en inglés) **53** (2). Isis: 237–239. doi:10.1086/349558.
23. ↑  Jones, Kenneth Glyn (1991). *Messier's nebulae and star clusters* (en inglés). Cambridge University Press. p. 1. ISBN 0-521-37079-5.
24. ↑  Zahoor, A. (1997). "Al-Biruni" (en inglés). Hasanuddin University. Arquivado dende o orixinal o 26 de xuño de 2008. Consultado o 23 de setembro do 2022.
25. ↑  Montada, Josep Puig (28 de setembro de 2007). "Ibn Bajja" (en inglés). Stanford Encyclopedia of Philosophy. Consultado o 23 de setembro do 2022.
26. 1 2 3  Drake, Stephen A. (17 de agosto de 2006). "A Brief History of High-Energy (X-ray & Gamma-Ray) Astronomy" (en inglés). NASA HEASARC. Consultado o 23 de setembro do 2022.
27. ↑  Greskovic, Peter; Rudy, Peter (24 de xullo de 2006). "Exoplanets" (en inglés). ESO. Arquivado dende o orixinal o 10 de outubro de 2008. Consultado o 23 de setembro do 2022.
28. ↑  Ahmad, I. A. (1995). "The impact of the Qur'anic conception of astronomical phenomena on Islamic civilization". *Vistas in Astronomy* (en inglés) **39** (4): 395-403 [402]. Bibcode:1995VA.....39..395A. doi:10.1016/0083-6656(95)00033-X.
29. ↑  Setia, Adi (2004). "Fakhr Al-Din Al-Razi on Physics and the Nature of the Physical World: A Preliminary Survey". *Islam & Science* (en inglés) **2** (2) – vía Questia Online Library.
30. ↑  Hoskin, Michael (1998). "The Value of Archives in Writing the History of Astronomy" (en inglés). Space Telescope Science Institute. Consultado o 24 de agosto de 2006.
31. ↑  Proctor, Richard A. (1870). "Are any of the nebulæ star-systems?". *Nature* (en inglés) **1** (13): 331–333. Bibcode:1870Natur...1..331P. doi:10.1038/001331a0.
32. ↑  Frank Northen Magill (1992). *Magill's Survey of Science: A-Cherenkov detectors*. Salem Press. p. 219. ISBN 978-0-89356-619-7.
33. ↑  MacDonnell, Joseph. "Angelo Secchi, S.J. (1818–1878) the Father of Astrophysics" (en inglés). Universidade de Fairfield. Arquivado dende o orixinal o 21 de xullo de 2011. Consultado o 24 de setembro do 2022.
34. ↑  Aitken, Robert G. (1964). *The Binary Stars* (en inglés). Nova York: Dover Publications Inc. p. 66. ISBN 0-486-61102-7.
35. ↑  Michelson, A. A.; Pease, F. G. (1921). "Measurement of the diameter of Alpha Orionis with the interferometer". *Astrophysical Journal* (en inglés) **53**: 249–259. Bibcode:1921ApJ....53..249M. doi:10.1086/142603.
36. ↑  "" Payne-Gaposchkin, Cecilia Helena." CWP" (en inglés). Universidade de California. Arquivado dende o orixinal o 12 de octubre de 2012. Consultado o 24 de setembro do 2022.
37. ↑  Unsöld, Albrecht (2001). *The New Cosmos* (en inglés) (5ta ed.). Nova York: Springer. pp. 180–185, 215–216. ISBN 3-540-67877-8.
38. ↑  p. ej. Battinelli, Paolo; Demers, Serge; Letarte, Bruno (2003). "Carbon Star Survey in the Local Group. V. The Outer Disk of M31". *The Astronomical Journal* (en inglés) **125** (3): 1298–1308. Bibcode:2003AJ....125.1298B. doi:10.1086/346274.
39. ↑  "Millennium Star Atlas marks the completion of ESA's Hipparcos Mission" (en inglés). ESA. 8 de decembro de 1997. Consultado o 26 de setembro do 2022.
40. ↑  De Grijs, Richard; Bono, Giuseppe (2020). "Clustering of Local Group Distances: Publication Bias or Correlated Measurements? VI. Extending to Virgo Cluster Distances". *The Astrophysical Journal Supplement Series* **246** (1). p. 3. Bibcode:2020ApJS..246....3D. arXiv:1911.04312. doi:10.3847/1538-4365/ab5711.
41. ↑  Villard, Ray; Freedman, Wendy L. (1994-10-26). "Hubble Space Telescope Measures Precise Distance to the Most Remote Galaxy Yet". Hubble Site. Consultado o 26 de setembro do 2022.
42. ↑  Solovyeva, Y.; Vinokurov, A.; Sarkisyan, A.; Atapin, K.; Fabrika, S.; Valeev, A. F.; Kniazev, A.; Sholukhova, O.; Maslennikova, O. (2020). "New luminous blue variable candidates in the NGC 247 galaxy". *Monthly Notices of the Royal Astronomical Society* **497** (4). p. 4834. Bibcode:2020MNRAS.497.4834S. arXiv:2008.06215. doi:10.1093/mnras/staa2117.
43. ↑  Kelly, Patrick L.; et al. (2018-04-02). "Extreme magnification of an individual star at redshift 1.5 by a galaxy-cluster lens". *Nature* **2** (4). pp. 334–342. Bibcode:2018NatAs...2..334K. arXiv:1706.10279. doi:10.1038/s41550-018-0430-3.
44. ↑  Howell, Elizabeth (2018-04-02). "Rare Cosmic Alignment Reveals Most Distant Star Ever Seen". *Space.com*. Consultado o 2018-04-02.
45. ↑  "Hubble Completes Eight-Year Effort to Measure Expanding Universe" (en inglés). Hubble Site. 25 de maio de 1999. Consultado o 2 de agosto de 2007.
46. ↑  "UBC Prof. alumnus discover most distant star clusters: a billion light-years away." (en inglés). UBC Public Affairs. 8 de xaneiro de 2007. Consultado o 28 de junio de 2015.
47. ↑  Koch-Westenholz, Ulla; Koch, Ulla Susanne (1995). *Mesopotamian astrology: an introduction to Babylonian and Assyrian celestial divination*. Carsten Niebuhr Institute Publications (en inglés) **19**. Museum Tusculanum Press. p. 163. ISBN 87-7289-287-0.
48. 1 2  Coleman, Leslie S. "Myths, Legends and Lore" (en inglés). Frosty Drew Observatory. Consultado o 28 de decembro do 2022.
49. ↑  "Naming Astronomical Objects". Unión Astronómica Internacional (IAU). Consultado o 13 de decembro do 2023.
50. ↑  "Naming Stars" (en inglés). Students for the Exploration and Development of Space (SEDS). Consultado o 13 de decembro do 2023.
51. ↑  Lyall, Francis; Larsen, Paul B. (2009). "Chapter 7: The Moon and Other Celestial Bodies". *Space Law: A Treatise* (en inglés). Ashgate Publishing, Ltd. p. 176. ISBN 0-7546-4390-5.
52. ↑  "IAU Working Group on Star Names (WGSN)" (en inglés). Consultado o 29 de febreiro do 2024.
53. ↑  "Star naming" (en inglés). Scientia Astrophysical Organization. 2005. Arquivado dende o orixinal o 17 de xuño de 2010. Consultado o 29 de febreiro do 2024.
54. ↑  "Disclaimer: Name a star, name a rose and other, similar enterprises". *British Library* (en inglés). The British Library Board. Arquivado dende o orixinal o 19 de xaneiro de 2010. Consultado o 29 de febreiro do 2024.
55. ↑  Andersen, Johannes. "Buying Stars and Star Names" (en inglés). International Astronomical Union. Consultado o 29 de febreiro do 2024.
56. ↑  Pliat, Phil (setembro-outubro de 2006). "Name Dropping: Want to Be a Star?" (en inglés) **30.5**. Skeptical Inquirer. Arquivado dende o orixinal o 20 de xullo de 2010. Consultado o 29 de febreiro do 2024.
57. ↑  Adams, Cecil (1 de abril de 1998). "Can you pay $35 to get a star named after you?" (en inglés). The Straight Dope. Consultado o 29 de febreiro do 2024.
58. ↑  Golden, Frederick; Faflick, Philip (11 de xaneiro de 1982). "Science: Stellar Idea or Cosmic Scam?". *Time* (en inglés) (Time Inc.). Arquivado dende o orixinal o 25 de agosto de 2013. Consultado o 29 de febreiro do 2024.
59. ↑  Di Justo, Patrick (26 de decembro de 2001). "Buy a Star, But It's Not Yours". *Wired* (en inglés) (Condé Nast Digital). Consultado o 29 de febreiro do 2024.
60. ↑  Plait, Philip C. (2002). *Bad astronomy: misconceptions and misuses revealed, from astrology to the moon landing "hoax"* (en inglés). John Wiley and Sons. pp. 237-240. ISBN 0-471-40976-6.
61. ↑  Sclafani, Tom (8 de maio de 1998). "Consumer Affairs Commissioner Polonetsky Warns Consumers: "Buying A Star Won't Make You One"" (en inglés). National Astronomy and Ionosphere Center, Aricebo Observatory. Arquivado dende o orixinal o 11 de xaneiro de 2006. Consultado o 29 de febreiro do 2024.
62. 1 2  Prsa, A.; Harmanec, P.; Torres, G.; Mamajek, E.; et al. (2016). "Nominal values for selected solar and planetary quantities: IAU 2015 Resolution B3". *Astronomical Journal* (en inglés) **152** (2): 41. Bibcode:2016AJ....152...41P. arXiv:1605.09788. doi:10.3847/0004-6256/152/2/41.

Véxase tamén
------------

|  |  |
| --- | --- |
|  | Wikimedia Commons ten máis contidos multimedia na categoría:  ***Estrelas*** |

### Bibliografía

* Pickover, Cliff (2001). *The Stars of Heaven*. Oxford University Press. ISBN 0-19-514874-6.
* Gribbin, John; Gribbin, Mary (2001). *Stardust: Supernovae and Life—The Cosmic Connection*. Yale University Press. ISBN 0-300-09097-8.
* Hawking, Stephen (1988). *A Brief History of Time*. Bantam Books. ISBN 0-553-17521-1.

### Ligazóns externas

* Kaler, James. "Portraits of Stars and their Constellations". University of Illinois.
* "Query star by identifier, coordinates or reference code". *SIMBAD*. Centre de Données astronomiques de Strasbourg.
* "How To Decipher Classification Codes". Astronomical Society of South Australia.

| * v
* c
* e
Glosario de astronomía |
| --- |
| 
* Acimut
* Afelio
* Albedo
* Bóveda celeste
* Burato negro
* Cénit
* Corpo celeste
* Clasificación estelar
* Diagrama de Hertzsprung-Russell
* Eclíptica
* Eclipse
* Efeméride
* Ecuador celeste
* Equinoccio
* Esfera celeste
* Estrela
* Fondo cósmico de microondas
* Gravidade
* Hemisferio celestial norte
* Hemisferio celestial sur
* Luminosidade
* Intensidade de radiación
* Magnitude absoluta
* Magnitude aparente
* Magnitude bolométrica
* Nadir
* Órbita
* Perihelio
* Planeta
* Precesión
* Solsticio
* Tránsito
* Trópico
* Universo
* Variacións orbitais
* Zodíaco

 |

|  |  |
| --- | --- |
| Control de autoridades | 
* Wd: Q523
* AAT: 300387654
* BNCF: 8582
* BNF: 11936921c
* BRE: 1990429
* EBID: ID
* GiantBomb: 3055-1818
* GND: 4057342-4
* JSTOR: stars
* LCCN: sh85127415
* NDL: 00566683
* NKC: ph114733
* PSH: 399
* Treccani: stella
* UAT: 1634

 |

|  |  |
| --- | --- |
| Identificadores | 
* MeSH: D055609
* UMLS: C0282064

 |