Dos estrellas en el cielo
Antares
Esto se debe a que la pareja forma una estrella binaria (es decir, un sistema binario de estrellas en órbita mutua, unidas gravitatoriamente entre sí) o es una doble óptica, una alineación fortuita en la línea de visión de dos estrellas a diferentes distancias del observador[1][2] Las estrellas binarias son importantes para los astrónomos estelares, ya que el conocimiento de sus movimientos permite calcular directamente la masa estelar y otros parámetros estelares. El único caso (posible) de “estrella binaria” cuyos dos componentes son visibles por separado a simple vista es el caso de Mizar y Alcor (aunque en realidad se trata de un sistema estelar múltiple), pero no se sabe con certeza si Mizar y Alcor están ligadas gravitatoriamente[3].
Desde principios de la década de 1780, los observadores de estrellas dobles, tanto profesionales como aficionados, han medido telescópicamente las distancias y los ángulos entre las estrellas dobles para determinar los movimientos relativos de los pares[4] Si el movimiento relativo de un par determina un arco curvo de una órbita, o si el movimiento relativo es pequeño en comparación con el movimiento propio común de ambas estrellas, se puede concluir que el par está en órbita mutua como estrella binaria. En caso contrario, el par es óptico[2] Las estrellas múltiples también se estudian de este modo, aunque la dinámica de los sistemas estelares múltiples es más compleja que la de las estrellas binarias.
Luna
Esta es una lista de estrellas ordenadas por su magnitud aparente, es decir, su brillo observado desde la Tierra. Incluye todas las estrellas más brillantes que la magnitud +2,50 en luz visible, medida con un filtro de banda V en el sistema fotométrico UBV. En el caso de las estrellas variables, el listado se realiza por su brillo máximo. Las estrellas en sistemas binarios (u otros múltiples) se enumeran por su brillo total o combinado si aparecen como una sola estrella a simple vista, o se enumeran por separado si no lo hacen. Como en todos los sistemas de magnitudes en astronomía, la escala es logarítmica e invertida, es decir, los números más bajos/más negativos son más brillantes.
La mayoría de las estrellas de esta lista aparecen brillantes desde la Tierra porque están cerca, no porque sean intrínsecamente luminosas. Para una lista que compensa las distancias, convirtiendo la magnitud aparente en magnitud absoluta, véase la lista de estrellas más luminosas.
El Sol es la estrella más brillante vista desde la Tierra, con -26,74 mag. La segunda más brillante es Sirio, con -1,46 mag. A modo de comparación, los objetos no estelares más brillantes del Sistema Solar tienen brillos máximos de: la Luna -12,7 mag, Venus -4,89 mag, Júpiter -2,94 mag, Marte -2,91 mag, Mercurio -2,45 mag y Saturno -0,49 mag.[cita requerida].
Castor
Esto ocurre porque la pareja o bien forma una estrella binaria (es decir, un sistema binario de estrellas en órbita mutua, ligadas gravitatoriamente entre sí) o bien es una doble óptica, una alineación fortuita en la línea de visión de dos estrellas a diferentes distancias del observador[1][2] Las estrellas binarias son importantes para los astrónomos estelares, ya que el conocimiento de sus movimientos permite calcular directamente la masa estelar y otros parámetros estelares. El único caso (posible) de “estrella binaria” cuyos dos componentes son visibles por separado a simple vista es el caso de Mizar y Alcor (aunque en realidad se trata de un sistema estelar múltiple), pero no se sabe con certeza si Mizar y Alcor están ligadas gravitatoriamente[3].
Desde principios de la década de 1780, los observadores de estrellas dobles, tanto profesionales como aficionados, han medido telescópicamente las distancias y los ángulos entre las estrellas dobles para determinar los movimientos relativos de los pares[4] Si el movimiento relativo de un par determina un arco curvo de una órbita, o si el movimiento relativo es pequeño en comparación con el movimiento propio común de ambas estrellas, se puede concluir que el par está en órbita mutua como estrella binaria. En caso contrario, el par es óptico[2] Las estrellas múltiples también se estudian de este modo, aunque la dinámica de los sistemas estelares múltiples es más compleja que la de las estrellas binarias.
Epsilon lyrae
R: Es raro, pero las estrellas chocan en las partes más densas de nuestra galaxia: cerca del centro y en los cúmulos estelares masivos. El resultado de la colisión depende de la velocidad a la que se mueven las estrellas entre sí, como en un accidente de coche. En los cúmulos estelares, las estrellas se mueven con relativa lentitud, por lo que el “choque” hace que las dos estrellas se fusionen en una nueva y más masiva que llamamos estrella azul rezagada. Podemos identificar estas estrellas con bastante facilidad, ya que son más calientes y brillantes que las demás estrellas del cúmulo.
El centro de la galaxia es más parecido a la interestatal, y las estrellas se mueven muy rápidamente. Una colisión allí es mucho más destructiva, y a menudo las consecuencias son sólo “trozos de estrella” (es decir, principalmente gas de hidrógeno) esparcidos por todo el espacio interestelar. Las colisiones más emocionantes se producen cuando una estrella choca con el agujero negro central de nuestra galaxia. La estrella no sobrevive, por supuesto, pero se apaga en un resplandor de gloria llamado evento de disrupción de marea. Parte del material de la estrella se desprende, pero el resto cae en el agujero negro y forma un disco caliente de gas antes de ser consumido.
