![\"http:\/\/upload.wikimedia.org\/wikipedia\/commons\/0\/07\/Eclipsing_binary_star_animation_2.gif\"](\"http:\/\/upload.wikimedia.org\/wikipedia\/commons\/0\/07\/Eclipsing_binary_star_animation_2.gif\")
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Esquema de estrellas binarias eclipsantes mostrando la curva de luz observada.<\/p>\n
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Estrella binaria<\/span>:<\/p>\n \n Ejemplo de una estrella binaria, donde dos cuerpos con masa similar orbitan alrededor de un centro de masa en \u00f3rbitas el\u00edpticas.<\/p>\n<\/div>\n Par de estrellas unidas por su atracci\u00f3n gravitatoria mutua y orbitando en torno a su centro de masas com\u00fan, en contraposici\u00f3n a una doble \u00f3ptica, que no esta ligada gravitatoriamente. Una binaria visual es aquella que se puede resolver visual o fotogr\u00e1ficamente, mientras que una binaria astron\u00f3mica es detectable \u00fanicamente por las irregularidades en el movimiento propio de alguna de las estrellas visibles. En las binarias eclipsantes son los eclipses los que aportan evidencias directas de la existencia de un compa\u00f1ero, mientras que en las binarias espectrosc\u00f3picas son los desplazamientos Doppler de las l\u00edneas espectrales.<\/p>\n \n \n \n En otros art\u00edculos hablab\u00e1mos de la posible estrella de Quark, una rareza y, aqu\u00ed podemos ver un Sistema de estrellas binarias m\u00faltiples Los per\u00edodos orbitales de las binarias var\u00edan entre minutos y cientos de a\u00f1os. Las binarias con componentes muy pr\u00f3ximos entre s\u00ed se subdividen de acuerdo a cu\u00e1nto llena cada componente su l\u00f3bulo de Roche, dando lugar a binarias separadas, semiseparadas y de contacto. Las \u00faltimas dos categor\u00edas incluyen a las binarias en interacci\u00f3n, en las que existe una transferencia de masa. Muchas binarias son tambi\u00e9n estrellas variables, siendo las m\u00e1s importantes las distintas formas de binarias catacl\u00edsmicas, las supernovas de tipo I y ciertas fuentes variables de rayos X<\/a>.<\/p>\n \n \n \u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0 En ocasiones, las binarias llegan a estar tan cerca que, finalmente, se produce el contacto<\/p>\n <\/p>\n Estrella “capullo”:<\/p>\n <\/p>\n Estrella Capullo (arriba la podemos contemplar) aparece rodeada por una densa nube de gas y polvo que absorbe parte de la energ\u00eda radiante de la estrella y la reemite en longitudes de onda infrarrojas. En casos extremos la estrella puede estar completamente oscurecida \u00f3pticamente, siendo s\u00f3lo una fuente infrarroja. Las fuentes OH-IR son ejemplos de estrellas “capullo “.<\/p>\n Estrella con baja velocidad<\/span>:<\/p>\n \n Estrella cuya velocidad relativa a las estrellas de la vecindad solar es peque\u00f1a, y que, por tanto, se haya en una \u00f3rbita similar a la de estas alrededor del centro gal\u00e1ctico.<\/p>\n \n Estrellas Binarias de baja velocidad<\/p>\n Estrella con envoltura<\/span>:<\/p>\n \n Eta Carinae es una estrella con envoltura de muchas masas solares a punto de…dar un susto<\/p>\n \n Estrella cuyo espectro (normalmente de tipo B) contiene prominentes l\u00edneas de absorci\u00f3n que se originan en una capa de material que rodea a la estrella. Si es variable, la estrella se clasifica como una estrella Gamma Cassiopeiae , en la que la eyecci\u00f3n de una envoltura est\u00e1 acompa\u00f1ada por una disminuci\u00f3n del brillo temporal.<\/p>\n \n \n Estrella con exceso de ultravioleta<\/span>:<\/p>\n \n Estrella que presenta un exceso de radiaci\u00f3n ultravioleta en comparaci\u00f3n con las estrellas normales. Un exceso de ultravioleta puede ser utilizado para identificar estrellas O y B calientes, enanas blancas y objetos rodeados por un disco de acreci\u00f3n, como estrellas de neutrones<\/a> y agujeros negros<\/a>.<\/p>\n \n Estrella de alta velocidad<\/span>:<\/p>\n \n Estrella que se mueve a m\u00e1s de 65 km\/s en relaci\u00f3n al movimiento promedio de otras estrellas en la vecindad del sol (el est\u00e1ndar local de reposo). Las estrellas de alta velocidad son miembros del halo gal\u00e1ctico, movi\u00e9ndose en \u00f3rbitas altamente el\u00edpticas alrededor del centro gal\u00e1ctico.<\/p>\n Sus altas velocidades relativas tienen su origen en el hecho de que est\u00e1n atravesando el disco gal\u00e1ctico y no comparten la rotaci\u00f3n del sol y de sus otras estrellas vecinas alrededor del centro gal\u00e1ctico. Dichas estrellas pudieron haberse formado en las etapas tempranas de la historia de la Galaxia, o pueden ser los restos de galaxias menores que se han fusionado a la nuestra.<\/p>\n \n Estrella de baja luminosidad<\/span>:<\/p>\n \n T\u00e9rmino vago que puede comprender a las enanas rojas, las subenanas, las enanas blancas y las enanas marrones. La dificultad en detectar estrellas de baja luminosidad hace que el n\u00famero total de ellas sea incierto. No obstante, pueden constituir una fracci\u00f3n significativa de la masa total de la Galaxia.<\/p>\n \n Estrella de baja masa<\/span>:<\/p>\n \n T\u00e9rmino vago, que en algunas ocasiones incluye a las estrellas con masas ligeramente mayores que la del Sol, y en otras es utilizado s\u00f3lo para las estrellas de menos de unas pocas d\u00e9cimas de masas solares, aunque todav\u00eda con suficiente masa como para quemar hidr\u00f3geno en sus n\u00facleos (es decir, al menos 0,08 masas solares). La primera definici\u00f3n distingue a las estrellas con n\u00facleos radiactivos de las estrellas de masas mayores con n\u00facleos convectivos; la segunda restringe el t\u00e9rmino a las enanas rojas.<\/p>\n \n Estrella de bario<\/span>:<\/p>\n \n Estrella gigante roja de tipo espectral G o K en la que aparecen en el espectro elementos m\u00e1s pesados como el bario con una abundancia inusualmente alta; conocida tambi\u00e9n como estrella B ll o estrella de metales pesados. El helio que se quema en una capa alrededor del n\u00facleo produce los elementos m\u00e1s pesados. Las estrellas de bario son similares a las *estrellas CH, si bien son m\u00e1s ricas en metales y no tienen suficiente carbono como para ser consideradas * estrellas de carbono.<\/p>\n \n Estrella de bariones<\/a><\/span>:<\/p>\n \n Estrella compuesta principalmente por bariones<\/a>. En la pr\u00e1ctica el t\u00e9rmino es un sin\u00f3nimo de estrella de neutrones<\/a>, ya que la repulsi\u00f3n el\u00e9ctrica de los protones<\/a> romper\u00eda una estrella de protones<\/a> pura.<\/p>\n \n Estrella de campo<\/span>:<\/p>\n \n Estrella que es visible en el mismo campo de visi\u00f3n que un c\u00famulo de estrellas, aunque no pertenece al mismo, estando o bien m\u00e1s pr\u00f3xima a nosotros o m\u00e1s distante. An\u00e1logamente, una galaxia de campo se encuentra en la misma l\u00ednea de visi\u00f3n que un grupo de galaxias aunque no es un miembro del mismo.<\/p>\n \n Estrella de carbono<\/span>:<\/p>\n \n Estrella gigante roja fr\u00eda en una etapa avanzada de su evoluci\u00f3n, mostrando intensos rasgos caracter\u00edsticos del carbono en forma de bandas de CN, CH y C2 en su espectro; tambi\u00e9n conocida como estrella de tipo espectral C. En las estrellas de carbono, la abundancia de carbono es mayor que la de ox\u00edgeno. La presencia adicional de litio indica que estos elementos han sido producidos mediante reacciones nucleares en el n\u00facleo de la estrella y que est\u00e1n siendo ahora transportados por convecci\u00f3n hacia su superficie.<\/p>\n \n \n \n \n R Leporis<\/strong> es una estrella variable, de Carbono. Descubierta en 1.845 por el astr\u00f3nomo ingl\u00e9s John Russell Hind<\/em>, va oscilando desde la magnitud 5.5 hasta 11.7, en periodos constantes de 427.07 d\u00edas, o sea, unos 14 meses. Se trata de una estrella de carbono, tipo espectral C6II<\/strong>, de un marcado color rojo conocida como la estrella carmes\u00ed de Hind<\/strong>, en honor a su descubridor, quien al observarla desde elocular de su telescopio, la compar\u00f3 a una gota de sangre.<\/strong><\/p>\n \n Dado que el carbono s\u00f3lo puede ser producido por el proceso triple-alfa a temperaturas muy altas, estas estrellas deben de estar muy evolucionadas. Estos raros pero luminosos objetos incluyen a las antiguas tipos R (gigantes de tipo K con temperaturas de 4000-5000 K) y N (gigantes de tipo M aunque m\u00e1s fr\u00edas, con unos 3000K), que fueron introducidos en la clasificaci\u00f3n de Harvard. Las estrellas de carbono de tipo N pueden ser hasta 10 veces m\u00e1s luminosas que las de tipo R.<\/p>\n \n Estrella de circonio<\/span>: V. estrella S.<\/p>\n \n Proto estrella:<\/p>\n Este tipo de expulsiones han sido observadas antes en otras estrellas en formaci\u00f3n, lo que hace pensar a los astr\u00f3nomos que todas las estrellas pasan por este proceso.\u00a0Los lanzamientos de hidr\u00f3geno y ox\u00edgeno en la estrella provocan grandes ondas alrededor de la misma, y el fen\u00f3meno podr\u00eda ser el responsable de la existencia de agua en el universo<\/p>\n Estrella de estroncio<\/span>:<\/p>\n \n Forma de estrella Ap con l\u00edneas de estroncio m\u00e1s intensas de lo habitual en su espectro. Estrellas viejas con niveles extra\u00f1amente altos de elementos raros como el estroncio y el itrio. <\/strong><\/p>\n \n Estrella de helio<\/span>:<\/p>\n \n N\u00facleo de una estrella que fue masiva (con m\u00e1s de 12 masas solares originalmente) y que ha evolucionado y perdido su envoltura rica en hidr\u00f3geno. La p\u00e9rdida del hidr\u00f3geno puede ocurrir bien por medio de un intenso viento estelar, como en las estrellas Wolf-Rayet, o bien por transferencia de masa a un compa\u00f1ero, siempre que este se encuentre cerca de la primaria.<\/p>\n Se espera que las estrellas de helio evolucionen de la misma manera que los n\u00facleos de las estrellas masivas, produciendo un n\u00facleo de hierro que colapsa para generar una explosi\u00f3n de supernova de tipo Ib o Ic, dependiendo de la masa de la estrella.” Estrella de helio “es tambi\u00e9n un t\u00e9rmino obsoleto para referirse a una estrella d tipo B normal.<\/p>\n \n Estrella de la poblaci\u00f3n I extrema<\/span>:<\/p>\n \n Estrella que pertenece a la poblaci\u00f3n estelar m\u00e1s joven. Como una estrella T Tauri, una estrella reci\u00e9n llegada a la secuencia principal de edad cero, o una estrella OB masiva con su regi\u00f3n H II asociada. Dichas estrellas tienen altas abundancias de metales (similares a las del Sol o mayores).<\/p>\n \n Se encuentran en regiones localizadas del disco gal\u00e1ctico, notablemente en los brazos espirales, donde la formaci\u00f3n de estrellas ha tenido lugar muy recientemente.<\/p>\n \n Estrella de la poblaci\u00f3n intermedia<\/span>:<\/p>\n \n Estrella con propiedades intermedias entre las viejas de la Poblaci\u00f3n II del halo gal\u00e1ctico y las j\u00f3venes de la Poblaci\u00f3n I del disco gal\u00e1ctico. Su abundancia en metales pesados es intermedia entre la de las dos poblaciones, y se encuentran distribuidas en un grueso disco que se extiende por encima y por debajo de un fino disco en el que se encuentran las estrellas de la poblaci\u00f3n del disco.<\/p>\n \n <\/p>\n Una estrella que tenga una masa cercana a las 100 masas solares est\u00e1 en peligro y le puede ocurrir como a la que, arriba en la imagen podemos ver, ser\u00e1 destruida por su propia radiaci\u00f3n y, ni la fuerza de Gravedad puede mantenerla estable.<\/p>\n \u00a0\u00a0\u00a0\u00a0 Gigante roja como ser\u00e1 el Sol dentro de 4.000 M de a\u00f1os<\/p>\n Estrella de la rama gigante asint\u00f3tica<\/span>:<\/p>\n \n Estrella que ocupa una franja en el diagrama de Hertzsprung-Russell<\/a> que es casi paralela a, o justo por encima de, la rama de las gigantes. Las estrellas evolucionan desde la rama horizontal a la rama gigante asint\u00f3tica cuando han agotado el helio en su n\u00facleo y lo est\u00e1n quemando en una capa alrededor de este.<\/p>\n \n Los investigadores han observado un centenar de esos cuerpos celestes ricos en rubidio, conocidos como estrellas de la rama asint\u00f3tica\u00a0 gigantes<\/em>. La variedad de estrellas (en sus componentes)m existentes en el Universo es inmensa. Incluso las tenemos que son aut\u00e9nticas diamantes.<\/p>\n Estrella de litio<\/span>:<\/p>\n \n Estrella gigante inusual de tipo espectral G, K o M que presenta litio en su espectro. Las reacciones nucleares en o cerca del n\u00facleo de la estrella evolucionada producen berilio, que es transportado por convecci\u00f3n a las capas superiores, donde captura un electr\u00f3n<\/a> para convertise en litio.<\/p>\n \n El t\u00e9rmino es en ocasiones aplicado para referirse a las estrellas T Tauri (que son muy j\u00f3venes y todav\u00eda en formaci\u00f3n); en estos casos el litio es probable que se hallara en el gas del cual se form\u00f3 la estrella, y ser\u00e1 pronto destruido una vez que la estrella alcance la secuencia principal.<\/p>\n Estrella de manganeso<\/span>:<\/p>\n \n Estrella qu\u00edmicamente peculiar con una proporci\u00f3n inusualmente alta de manganeso con respecto de hierro y una temperatura correspondiente al tipo espectral B tard\u00edo. Son estrellas de la secuencia principal, similares a las estrellas Ap, aunque sin evidencias de campos magn\u00e9ticos intensos.<\/p>\n \n Estrellas m\u00faltiples:<\/span><\/p>\n \n \n \n Estrella de mercurio-manganeso<\/span>:<\/p>\n \n Forma de estrella de manganeso que tiene una l\u00ednea espectral a una longitud de onda de 398,4 nm, identificada como de hidr\u00f3geno ionizado; tambi\u00e9n conocida como estrella de manganeso-mercurio.<\/p>\n \n Estrella de metales pesados<\/span>:<\/p>\n \n \n Gigante con cantidades inusuales de elementos pesados en su espectro, como las estrellas de bario o las estrellas S.<\/p>\n \n Estrella de neutrones<\/a><\/span>:<\/p>\n \n Estrella masiva que al final de sus d\u00edas se contrae en estrella de neutrones<\/a>. Son objeto extremadamente peque\u00f1o y denso que se cree que se forma cuando una estrella masiva sufre una explosi\u00f3n de supernova de tipo II. Durante la explosi\u00f3n el n\u00facleo de la estrella masiva se colapsa bajo su propia gravedad hasta que, a una densidad de unos 10 con exponente 17 k\/m3, los electrones<\/a> y los protones<\/a> est\u00e1n tan juntos, que pueden combinarse para formar neutrones<\/a>.<\/p>\n \n El objeto resultante, consistente s\u00f3lo en neutrones<\/a>, se soporta frente a un mayor colapso gravitacional por la presi\u00f3n de degeneraci\u00f3n de los neutrones<\/a>, siempre que su masa no sea mayor que unas dos masas solares (l\u00edmite de Oppenheimer-Volkoff).<\/p>\n \n Si el objeto fuese m\u00e1s masivo colapsar\u00eda hasta formar un agujero negro<\/a>. Una t\u00edpica estrella de neutrones<\/a>, con una masa poco mayor que la del Sol, tendr\u00eda un di\u00e1metro de apenas 30 km, y una densidad mucho mayor que la que habr\u00eda en un terr\u00f3n de az\u00facar con una masa igual a la de toda la humanidad.<\/p>\n \n Cuanto mayor es la masa de una estrella de neutrones<\/a>, menor es su di\u00e1metro. Se cree que las estrellas de neutrones<\/a> tienen un interior de neutrones<\/a> superfluitos (es decir, neutrones<\/a> que se comportan como un fluido de viscosidad cero), rodeados por una corteza s\u00f3lida de m\u00e1s o menos un kil\u00f3metro de grosor compuesta de elementos como el hierro.<\/p>\n Los pulsares son estrellas de neutrones<\/a> magnetizadas en rotaci\u00f3n. Las binarias de rayos X<\/a> masivas tambi\u00e9n se piensa que contienen estrellas de neutrones<\/a>.<\/p>\n \n Estrella de quarks<\/a><\/span>:<\/p>\n \n Estrella hipot\u00e9tica con una densidad intermedia entre la de una estrella de neutrones<\/a> y la de un agujero negro<\/a>. Dichas estrellas estar\u00edan constituidas por quarks<\/a> libres. Las fuerzas entre los quarks<\/a> compensan las fuerzas gravitacionales. Es improbable que las estrellas de quarks<\/a> existan en la naturaleza, pero algunos modelos de n\u00facleos de estrellas de neutrones<\/a> sugieren que los neutrones<\/a> (y los protones<\/a>) dejan de ser estados ligados para formar un caldo de quarks<\/a>.<\/p>\n \n Estrella de referencia<\/span>:<\/p>\n \n Estrella cuya posici\u00f3n y -o movimiento propio son conocidos, de manera que puede ser utilizada para definir un sistema de referencia local para las posiciones relativas o los movimientos propios de otras estrellas situadas en la misma \u00e1rea del cielo.<\/p>\n \n Estrella de silicio<\/span>: Tipo de estrella Ap en la que hay una abundancia de silicio mayor de la normal.<\/p>\n \n Estrella Supermasiva:<\/p>\n \n Un peculiar Horizonte de Sucesos en el Centro de una Galaxia<\/p>\n La estrella supermasiva cuando se convierte en un agujero negro<\/a> se contrae tanto que, realmente desaparece de la vista, de ah\u00ed su nombre de “agujeros negros<\/a>”.\u00a0 Su enorme densidad genera una fuerza gravitatoria tan descomunal que la velocidad de escape<\/a> supera a la de la luz, por tal motivo, ni la luz puede escapar de \u00e9l.\u00a0 En la singularidad<\/a>, dejan de existir el tiempo y el espacio, podr\u00edamos decir que el agujero negro<\/a> est\u00e1 fuera, apartado de nuestro Universo, pero en realidad, deja sentir sus efectos, ya que, como antes dije, se pueden detectar las radiaciones de rayos X<\/a> que emite cuando engulle materia de cualquier objeto estelar que se le aproxime m\u00e1s all\u00e1 del punto l\u00edmite que se conoce como Horizonte de Sucesos.<\/p>\n Estrella de tecnecio<\/span>:<\/p>\n \n Estrella M o estrella de carbono que contiene is\u00f3topos de tecnecio. Dado que el is\u00f3topo de tecnecio de m\u00e1s larga vivaque puede ser creado por la nucleos\u00edntesis<\/a> estelar tiene una vida media de 210.000 a\u00f1os, este material debi\u00f3 de haberse creado recientemente en el interior de la estrella y m\u00e1s tarde llevado hacia su superficie.<\/p>\n \n Estrella de tipo intermedio<\/span>: T\u00e9rmino empleado en ocasiones para referirse a las estrellas con tipos espectrales F o G.<\/p>\n \n Estrella de tipo tard\u00edo<\/span>:<\/p>\n \n Estrella con una temperatura superficial m\u00e1s fr\u00eda que la del Sol, con un tipo espectral K, M, C o S; a menudo, tambi\u00e9n se incluyen las estrellas G en esta categor\u00eda. Las estrellas de tipo tard\u00edo pueden ser o bien de baja masa, si son de la secuencia principal, o m\u00e1s masivas que el Sol, si son gigantes o supergigantes. La designaci\u00f3n “tard\u00edo “proviene de la \u00e9poca en la que se pensaba incorrectamente que las estrellas con espectros K o M eran viejas y evolucionadas.<\/p>\n \n Estrella de tipo temprano<\/span>:<\/p>\n \n Cualquier estrella masiva y caliente de tipo espectral O, B o A. La designaci\u00f3n “temprano” deriva de una antigua idea err\u00f3nea de que las estrellas evolucionaban desde un estado caliente y joven a un estado fr\u00edo y viejo. El t\u00e9rmino tambi\u00e9n se utiliza para referirse al tipo m\u00e1s caliente de cada clase espectral; por ejemplo, una estrella K1 es m\u00e1s temprana que una estrella K5.<\/p>\n \n Estrella del polo<\/span>:<\/p>\n \n La estrella visible a simple vista m\u00e1s pr\u00f3xima a los polos celestes Norte y Sur. La estrella del polo norte es en la actualidad Polaris, y la estrella del polo Sur es Sigma Octantis. No obstante, la posici\u00f3n del polo celeste (y, por tanto, a estrella del polo) cambia con el tiempo debido al efecto de la precesi\u00f3n.<\/p>\n \n Estrella doble<\/span>:<\/p>\n \n Dos estrellas que aparecen pr\u00f3ximas entre s\u00ed en el cielo. Dichos pares pueden dividirse en dos clases:<\/p>\n \n Dobles \u00f3pticas, donde las componentes no est\u00e1n gravitacionalmente ligadas, y dobles f\u00edsicas, en las que las estrellas se hayan orbitando en torno a un baricentro com\u00fan. El t\u00e9rmino “estrella doble” est\u00e1 restringido frecuentemente al primer grupo, mientras que el t\u00e9rmino estrella binaria es empleado para el segundo. De hecho, las dobles \u00f3pticas son relativamente poco comunes, y la mayor\u00eda de las dobles son realmente aut\u00e9nticos sistemas binarios<\/p>\n \n Me gustaria haber hecho este viaje m\u00e1s completo y con m\u00e1s im\u00e1genes de estrellas que representaran a cada una de las clases que en las galaxias existen, sin embargo, diversas circuntancias me impiden llevarlo a la pr\u00e1ctica. De todas las maneras y, como una muestra de la riqueza que existe en la familia estelar, creo que est\u00e1 bien para comprender que, el inmenso Universo, siempre nos sorprender\u00e1 con su contenido y las maravillas que en \u00e9l est\u00e1n presentes.<\/p>\n \n emilio silvera.<\/p>\n\n![\"\"](\"http:\/\/es.wikipedia.org\/wiki\/Archivo:Orbit5.gif\")
<\/a><\/div>\n<\/div>\n\n<\/p>\n<\/p>\n<\/div>\nEn la Nebulosa del Capullo, no se observan proto estrellas, las existentes, j\u00f3venes, ya formadas se encuentran en desarrollo, ser\u00eda mas preciso decir en evoluci\u00f3n,produciendo agua en abundancia y soplando con fortaleza como para expandirla.\u00a0 Se puede observar transformada en nebulosa de reflexi\u00f3n rodeando la estrella azul en la parte superior de la imagen (deber\u00e1 ser ampliada),y en la parte inferior derecha, filtra el color de las estrellas como un halo. Abajo la imagen centrada en el Capullo propiamente dicho, vemos la estrella masiva central que sopla generando la apertura de la nebulosa.<\/div>\n<\/p>\n<\/div>\nLas estrellas de densas masas, a veces producen extra\u00f1os sucesos como el de formar burbujas mientras que ellas quedan presumidas y brillantes en su centro para lucir todo su poder\u00edo.<\/div>\n<\/div>\n<\/p>\n<\/div>\nUna proto-estrella (o sea, una estrella en fase beb\u00e9) que lanza grandes cantidades de hidr\u00f3geno y ox\u00edgeno desde sus polos fue descubierta por los astr\u00f3nomos recientemente. La estrella est\u00e1 a unos 750 a\u00f1os luz de la Tierra, y cada lanzamiento de estos gases, que son los que componen el agua, equivale a 100 millones de veces la que hay en el r\u00edo Amazonas.<\/div>\n<\/a><\/div>\nEstrellas ultra-r\u00e1pidas<\/div>\n<\/p>\n<\/a><\/p>\n<\/div>\nEstrella m\u00faltiple, grupo de m\u00e1s de dos estrellas unidas entre s\u00ed por gravitaci\u00f3n mutua de modo que cada una se mueve en una \u00f3rbita alrededor de la otra. Los sistemas de estrellas m\u00faltiples de tres o cuatro estrellas parecen ser tan comunes como los sistemas binarios de estrellas, que son los pares de estrellas forzados a girar uno alrededor del otro por gravitaci\u00f3n. Los astr\u00f3nomos estiman que m\u00e1s o menos la mitad de todas las estrellas del cielo pertenecen bien a un sistema binario, bien a uno m\u00faltiple.<\/div>\n<\/p>\n<\/p>\n<\/div>\n\r\n\t\t