Las estrellas

La diferencia básica entre una estrella y un planeta, es que una estrella emite luz producida en su interior por combustión nuclear, mientras que un planeta sólo brilla por la luz que pueda reflejar. El Sol es nuestra propia estrella especial pero, entre las estrellas, es una estrella muy común. Hay estrellas mucho más brillantes, o más tenues, más calientes, o más frías que el Sol. Básicamente, sin embargo, todas las estrellas que podemos ver en el cielo son objetos similares al Sol.

El Sol (y cualquier otra estrella) es una gran bola de gases compactada por su propia gravedad. La fuerza de la gravedad está continuamente tratando de compactar al Sol hacia su centro, y si no hubiese otra fuerza contrarrestándola, como la energía generada por la combustión nuclear, el Sol colapsaría. Las estrellas se clasifican por su tipo espectral y por su luminosidad, de acuerdo a las siguientes tablas:

Clasificación por tipos espectrales
Clasificación	Color	Temperatura en grados Cº	Estrella ejemplo	Comentario
Clasificación común
O	azul-violeta	40.000-25.000	Zeta Puppis	Son estrellas muy calientes y luminosas destacando en brillantes colores azules. Naos (en la constelación de Puppis) brilla con una potencia cercana a un millón de veces superior a la del Sol. Emiten la mayor parte de su radiación en el ultravioleta.
B	azul	25.000-11.000	Rigel	Extremadamente luminosas, como Rigel en Orión, una supergigante azul. Como las estrellas O y B tienen tanta masa consumen su energía mucho más deprisa que otras estrellas más pequeñas liberando cantidades inmensas de energía y viviendo durante un corto periodo de tiempo de unos millones de años. En este tiempo no pueden alejarse demasiado de las regiones de formación estelar en las que nacen por lo que suelen presentarse en grupos de varias estrellas en lo que se conoce como asociaciones OB1, formadas en el interior de nubes moleculares gigantes. La asociación OB1 de Orión es el ejemplo más cercano.
A	azul-blanco	11.000-7.500	Sirio	Son las estrellas más comunes que observamos a simple vista. Deneb en el Cisne es una estrella de gran brillo mientras que Sirio, la estrella más brillante desde la Tierra es también una estrella de tipo A muy cercana pero no tan grande como Deneb.
F	blanco	7.500-6.000	Procyon	Siguen siendo estrellas de gran masa y muy brillantes pero pertenecen ya a la secuencia principal. Como ejemplo podemos considerar Fomalhaut en Piscis Australis. Son de color blanco con un ligero componente amarillo.
G	blanco-amarillo	6.000-5.000	Sol	Son las mejor conocidas ya que nuestro Sol pertenece a esta clase siendo una estrella de tipo G2.
K	naranja	5.000-3.500	Arcturus	Estrellas naranja algo más frías que el Sol. Algunas de ellas son gigantes e incluso supergigantes como Antares, mientras que otras estrellas K como Alpha Centauri B pertenecen a la secuencia principal.
M	rojo	3.500-3.000	Betelgeuse	Es la más común de todas por el número de estrellas. Todas las enanas rojas pertenecen a esta clase y más del 90% de todas las estrellas son de este tipo como Próxima Centauri. La clase M también corresponde a la mayoría de las gigantes y a algunas supergigantes como Arcturus y Betelgeuse, así como a las variables Mira.

Estrellas infrarrojas
L	rojo-marrón	1.500-2.000	2MASS	Estrellas con masa insuficiente para desarrollar reacciones nucleares. Son enanas marrones , estrellas de poca masa incapaces de producir reacciones termonucleares de hidrógeno y que conservan intacto el litio que es destruido por reacciones termonucleares en estrellas mayores (L proviene de hecho del litio presente en estas estrellas). Estas estrellas son tan frías que emiten en el infrarrojo cercano.
T	infrarrojo	<1 .500="" div="">	Gliese 229B	Se trata de estrellas T Tauri, muy jóvenes y de baja masa, algunas a temperaturas tan frías como 600 K. Se trata muy probablemente de estrellas de baja masa en proceso de formación y suelen estar rodeadas de discos de acreción .
Otros tipos
D	blanco	-	Sirio B	Enanas blancas , por ejemplo Sirio B . La mayoría de las estrellas terminan sus vidas perteneciendo a este tipo.
C	rojo intenso (estrellas de carbono)	5.500-3.000	BL Orionis	Estrellas de carbono. Se subdividen en los siguientes tipos: R, N y S. Se trata de gigantes rojas en el final de sus vidas.
S	rojo (gigantes)	3.000	U Cassiopeiae
W	Ultracalientes compuestas de Helio	hasta 70.000	V1042 Cygni	Estrellas de Wolf-Rayet . Estas estrellas superluminosas son muy distintas a otros tipos estelares por mostrar grandes cantidades de helio. Se considera que son grandes supergigantes en el final de sus vidas con su capa de hidrógeno exterior expulsada por el fuerte viento estelar causado a tan altas temperaturas. Por este motivo dejan expuesto su núcleo rico en helio.

Crédito: Wikipedia

Clases de luminosidad
Clase	Descripción	Estrella ejemplo
0	Hiper-supergigantes	S Doradus
Ia	Supergigantes luminosas	Rigel
Ib	Supergigantes	Canopus
II	Gigantes luminosas	BL Orionis
III	Gigantes	Arcturus
IV	Sub-gigantes	Eta Bootis
V	Enanas (Secuencia principal)	Sol
VI	Sub-enanas	Estrella de Barnard
VII	Enanas blancas	ZZ Ceti

La vida de una estrella

No se conoce la forma exacta del mecanismo de la formación de una estrella, pero de alguna manera el gas se empieza a aglutinar en diferentes puntos bajo el efecto de su propia gravedad, formando nubes cada vez más densas. Un núcleo denso, que podría ser unas 60 veces mayor que el sol, la protoestrella, empieza a formase rodeado por un halo de gas. Debido al aumento de presión, cada vez mayor, y tras unos 50.000 años, el centro de la protoestrella se vuelve tan caliente que da principio la combustión nuclear y se inicia la transformación de átomos de hidrógeno en átomos de helio. Ha nacido una estrella.

La fuerza de expansión de la energía liberada en esta transformación contrarresta la fuerza de la gravedad de la estrella, lo que impide que se colapse totalmente y se estabilice. Al cabo de unos 10 millones de años se acaba el hidrógeno del núcleo. Al no existir una fuerza que contrarreste a la gravedad, éste se contrae y calienta aún más. Al mismo tiempo, el hidrógeno restante, en una corteza exterior, continúa fusionándose y se convierte en helio; la estrella se expande hasta llegar a ser una gigante roja. El núcleo se calienta al grado de poder convertir, por fusión, el helio en carbono. En fusiones sucesivas, el carbono da origen a elementos mas pesados, hasta llegar al hierro. Al llegar a éste ya no se genera más energía por fusión nuclear, y la parte media de la estrella se desintegra en forma catastrófica por efecto de su propia gravedad. El colapso libera energía hacia las partes exteriores y origina la explosión mas violenta que se conoce en el universo: la supernova.

Después de la explosión, la supernova despide ondas de choque y nubes de gas. A partir de este gas se forma una nueva generación de estrellas, enriquecidas con elementos creados en las fusiones de la vieja estrella y elementos mas pesados creados en la tremenda explosión, y en el caso el Sol, de planetas en los que puede evolucionar la vida. Así, cada átomo de nuestro mundo se fusionó en el núcleo incandescente de una estrella gigante, que al explotar esparció los elementos necesarios para la formación de estrellas y planetas. Fue la primera generación de estrellas, estrellas gigantes, las cuales han desaparecido casi en su totalidad, y vivimos gracias a su legado. No todas las estrellas de la primera generación fueron así, pero estas son las que hicieron posible la creación de los planetas y de nosotros mismos.

De la supernova solo sobrevive el núcleo, de una extraordinaria densidad y de pocos kilómetros de diámetro. La enorme presión generada logra triturar absolutamente todo hasta convertirlo en neutrones, los que se concentran y compactan. Ha nacido una estrella de neutrones, la cual gira hasta 30 veces por segundo y emite señales de radio que se concentran en los polos magnéticos. Al barrer el espacio como el haz de la luz de un faro, los radioastrónomos captan esas señales en forma de pulsaciones, por ello, en su descubrimiento se los llamó púlsares.

Si la masa inicial es de 50 veces la del Sol, en vez de convertirse en una supernova, la inmensa fuerza de la gravedad hará que la estrella implosione sin remedio hasta convertirla en un agujero negro, donde ni siquiera la luz es capaz de escapar al intenso campo gravitatorio y donde el espacio y el tiempo se funden y contraen.

Durante la formación de una estrella como el Sol, los fragmentos de una nube de gas llegan a tardar un millón de años en contraerse hasta el tamaño del sistema solar. A medida que la nube se compacta, la liberación de energía gravitacional calienta el núcleo, el cual comienza a resplandecer. Un millón de años después de la condensación de la nube original, el Sol medía la mitad de su diámetro actual y su brillantez era de una vez y media la de la actual. En su núcleo se inician las reacciones termonucleares. La rotación obtenida al contraerse, aplanó la nube original y la cambió a un disco plano. El polvo y el gas del disco se aglutinaron en la periferia hasta formar protoplanetas.

30 millones de años después, el Sol alcanzó un estado semejante al que tiene ahora. Se inicia la transformación de hidrógeno en helio. Los protoplanetas crecieron lo suficiente para lograr atraer casi todas las partículas circundantes y convertirse así en planetas. El sistema se estabiliza y transcurren unos 4.600 millones de años así.

El hidrógeno de nuestra estrella se consumirá en unos 4.000 millones de años más. En ese momento, la combustión del hidrógeno se extenderá a las capas exteriores, las cuales se expandirán, como una gigante roja, absorbiendo en ese proceso a todos los planetas interiores. El helio que quedaba en el núcleo también se agotará, haciendo que el núcleo se contraiga y se caliente más, aunque no lo suficiente como para quemar elementos mas pesados. Las capas superiores del hidrógeno sin quemar se expandirán y formarán una nebulosa planetaria, y las capas inferiores darán lugar a una estrella enana blanca. Con el tiempo, la enana blanca se enfriará hasta convertirse en una enana negra, fría y densa, que no irradiará energía y será invisible.

Podemos resumir que la vida y nacimiento de una estrella cuenta con las siguientes etapa principales en su evolución:

1.- Una estrella comienza a formarse cuando una nube de gas y polvo se colapsa gravitatoriamente, aumentando así, su densidad, dando como consecuencia un calentamiento de la materia e imprimiendo giro a la masa de gas. Esta masa de gas se aplana.

2.- Se incian diversas reacciones nucleares en el seno de esa masa de gas. En algunas ocasiones, estas reacciones, hacen que salga expulsada del núcleo de dicha masa cierta cantidad de polvo sobrante, que es lo que formarán los planetas:

3.- La estrella entra en la secuencia principal, el hidrógeno empieza a transformase en helio, presentando un brillo uniforme y estable, dependiendo su brillo, tamaño, color y tiempo de vida de su masa inicial.

4.- Una vez agotado el hidrógeno, la estrella se hincha y el helio empieza a transformarse en carbono. Como la temperatura de su superficie disminuye, las capas externas de la estrella aparecen rojizas e infladas, denominándolas "gigantes rojas".

5.- La estrella sigue creciendo engunllendo los planetas que la orbitan y el carbono que se encuentra en su inferior empieza a transformar en hierro. Se las llama "supergigantes rojas".

6.- En su muerte, la estrella expulsa su parte gaseosa más externa y que con su interior o núcleo al descubierto. La materia expulsada da lugar a las nebulosas planetarias y una enana blanca en el centro de la misma.

7.- Este núcleo seguirá evolucionando, pero su final dependerá de la masa inicial de la estrella:

7a.- Estrellas con masa inferior a 9 o 10 veces la del sol: a nebulosa planetaria permanece mientras la enana blanca está lo suficientemente caliente como para ionizar el hidrógeno que es su componente principal (este periodo dura unos 10.000 años). Las enanas blancas se enfrían rápidamente al principio pero la tasa se ralentiza después. Una enana blanca no tiene fuentes de energía propias, por lo que su luminosidad procede de su energía térmica almacenada. Así, poco a poco se irá apagando hasta llegar a convertirse en una enana negra. No obstante, el tiempo necesario para ello es tan largo que ninguna enana blanca, ni siquiera las formadas al principio de la historia del universo, ha llegado hasta esa fase.

7b.- Estrellas con masas superiores a 9 o 10 masas solares: evolucionan a través de todas las fases de combustión hasta llegar al pico del hierro para agotar así toda la energía potencial nuclear de que disponen. Las últimas fases de quemado transcurren cada una más rápidamente que la anterior hasta llegar al quemado del silicio en hierro, el cuál tiene lugar en escalas de días. El núcleo incapaz de generar más energía no puede aguantar su propio peso ni el de la masa que tiene por encima de él por lo que se hunde sobre sí mismo. Durante la contracción gravitatoria final se producen una serie de reacciones que fabrican multitud de átomos más pesados que el hierro mediante procesos de captura de neutrones y de protones. Dependiendo de la masa de ese núcleo inerte el remanente que quedará será una estrella de neutrones o un agujero negro (cuando la masa supera las 30 masas solares). Cuando el remanente inicial sea una estrella de neutrones, una onda de choque se propagará por las capas exteriores, las cuales saldrán rebotadas hacia fuera. Dichas capas reciben además un excedente de energía de las reacciones nucleares producidas en el último estertor de la estrella, buena parte de él en forma de neutrinos. La conjunción de esos dos efectos da lugar a una supernova de colapso gravitatorio.

Tipos de sistemas

Aunque no se trate de algo que sea perceptible a simple vista, la mayoría de las estrellas forman parte de sistemas compuestos por dos o más elementos que se mantienen unidos entre sí gracias a una mutua acción gravitatoria. En este sentido el Sol, que no tiene compañera, es un tipo de estrella poco común. Sin embargo, no todas las estrellas que a simple vista o a través de un telescopio se ven muy próxima son binarias, así por ejemplo, las estrellas denominadas dobles ópticas se ven juntas y, sin embargo, no tienen nada que ver la una con la otra, una puede estar muy cerca de nuestro sistema y la otra muy alejada.

Sistemas aislados: No todas las estrellas mantienen lazos gravitatorios estables; la mayoría, lo mismo que el Sol, viajan solitarias, separándose mucho de la agrupación estelar en la que se formaron (hasta donde se sabe, nuestro sol podría haberse formado a media galaxia de distancia). 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.

Sistemas binarios: Un sistema estelar de dos estrellas es conocido como estrella binaria, o estrella doble. Si no hay fuerzas de marea, ni perturbaciones producidas por otras fuerzas, ni transferencias de masa de una estrella a la otra, se trata de un sistema estable, y las dos estrellas trazan una órbita elíptica en torno al centro de masa del sistema de forma indefinida. Si el plano de órbita de estas estrella está alineado con nuestro sistema se convierten en binarias eclipsantes. Cuando una estrella pasa por delante de la otra, desde la Tierra, se observa una disminución de brillo de la estrella primaria (si es la compañera débil la que eclipsa a la brillante), o se observa un aumento de luminosidad si es a la inversa. Cuando las órbitas son estables, estos cambios de brillo se producen a intervalos regulares.

Sistema múltiples: Un sistema estelar con tres estrellas es una estrella triple, y existen sistemas más numerosos. Los sistemas con tres o más estrellas pueden ser inestables, y uno de los acontecimientos finales puede ser la expulsión de una o más estrellas del sistema. Los científicos encuentran mucha dificultad en modelizar tales sistemas, porque sus órbitas son a menudo caóticas. Una de las formas en las que los sistemas múltiples estelares pueden sobrevivir durante un largo plazo es cuando estrellas binarias forman a su vez sistemas binarios cuyos miembros se encuentran a mucha proximidad. En este caso, las dos estrellas cercanas se comportan como una única estrella en los extremos gravitacionales, y el sistema es estable. Cástor es un ejemplo de estrella de este tipo: dos binarias moviéndose estrechamente en órbita alrededor una alrededor de la otra, conformando un sistema cuádruple; otra binaria orbita alrededor de las primeras cuatro, llevando el total a seis. Tales sistemas estelares son algo comunes.

Estrellas variables

Las estrellas variables son estrellas que experimentan una variación en su brillo en el transcurso del tiempo. Algunas son muy conocidas y son el "prototipo" de una clase de variables, como Algol (Beta Persei), algólidas, Mira (Tau Ceti), tipo Mira, Delta Cephei , cefeidas...

Las estrellas variables de una constelación se denominan por el orden de descubrimiento si no tienen nombre propio. Si no es así se nombrarán con el alfabeto desde la R a Z, y si hay más se colocará doble letra: RR, RS, RT... ZZ. Si estas resultaran cortas, se haría el procedimiento de doble letra desde a la A a P, eliminando J. Esto hace un total de 334 estrellas, si hubiera más, se llamaría V, seguido del número de descubrimiento y el genitivo de la constelación.

Estas estrellas han sido muy útiles a los astrónomos ya que les ha permitido establecer la distancia a la que se encuentran algunas estrellas lejanas.

El diagrama Hertzprung-Russell es una representación estadística en la cual se clasifican las estrellas de acuerdo a su temperatura y a su luminosidad, ubicando estas propiedades en un plano de coordenadas. La luminosidad se dispone en el eje vertical, y la temperatura superficial y tipo espectral (y por lo tanto, su color) se coloca en el eje horizontal, en sentido decreciente de izquierda a derecha. Se observa que la mayor parte de las estrellas ocupan una zona diagonal del diagrama, la secuencia principal. Desde el punto de vista evolutivo, es la zona en las estrellas pasan la mayor parte de su vida, y allí permanecen mientras en su núcleo continúe la fusión de hidrógeno en helio. Las estrellas azules, de gran masa y luminosidad, se encuentran arriba y a la izquierda. Las amarillas, con luminosidad y temperatura medias (como nuestro Sol) se ubican en el centro, y las más rojas y pequeñas se posicionan abajo y a la derecha.

Ver listado de estrellas con nombre alfabéticamente o por constelación.

Las estrellas mas brillantes son (un "*" en tipo espectral significa que se trata de una estrella doble, indicando en este caso el tipo de la estrella mas brillante):

Estrella	Nombre	Magnitud	Ascensión Recta	Declinación	Tipo espectral	Distancia en años luz	Radios solares
alpha Cma	Sirius	-1,46	06 45 8,9	-16 42 58	A1 V*	8,6	1,7
alpha Car	Canopus	-0,72	06 23 57,2	-52 41 44	F0II	74
alpha Cen	Rigil Kent	-0,01	14 39 36,2	-60 50 07	G2V+K1V	4,3	1,18
alpha Boo	Arcturus	-0,04	14 15 39,6	+19 10 57	K1IIIbCN-1	34	25,1
alpha Lyr	Vega	0,03	18 36 56,2	+38 47 01	A0V	25,3	2
alpha Aur	Capella	0,08	05 16 41,3	+45 59 53	G8	41	13
beta Ori	Rigel	0,12	05 14 32,2	-08 12 06	B8 I*	815	63
alpha Cmi	Procyon	0,38	07 39 18,1	+05 13 30	F5 IV	11,4	2
alpha Eri	Archenar	0,46	01 37 42,9	-57 14 12	B3Vpe	69	5,0
alpha Ori	Betelgeuse	0,50	05 55 10,3	+07 24 25	M2 I	650	226
beta Cen	Hadar	0,61	14 03 49,4	-60 22 22	B1III	320
alpha Aql	Altair	0,77	19 50 46,9	+08 52,6	A7V	16,8	1,6
alpha Tau	Aldebaran	0,85	04 35 55,2	+16 30 33	K5 III	60	46
alpha Vir	Spica	0,98	13 25 11,5	-11 09 41	B1 III + B2 V	220	6,6
alpha Sco	Antares	0,96	16 29 24,4	-26 25 25	M1,5I*	425	510
beta Gem	Pollux	1,14	07 45 18,9	+28 01 34	K0 III	40	10
alpha PsA	Fomalhaut	1,16	22 57 39,0	-29 37 20	A3Va	22	1,5
alpha Cyg	Deneb	1,25	20 41 25,8	+45 16 49	A2Iae	1630
beta Cru	Mimosa	1,25	12 47 43,3	-59 41 19	B0,5III	460
alpha Leo	Regulus	1,35	10 08 22,3	+11 58 02	B7V*	69	3,5
epsilon Cma	Adhara	1,50	06 58 37,5	-28 58 20	B2II	570
alpha Cru	Acrux	1,58	12 26 35,9	-63 05 56	B1*	510
alpha Gem	Castor	1,58	07 34 35,9	+31 53 18	A1V*	46	1,7
gamma Cru	Gacrux	1,63	12 31 09,9	-57 06 47	M3,5III	120
lambda Sco	Shaula	1,63	17 33 36,4	-37 06 13	B1,5IV	325	6,6
gamma Ori	Bellatrix	1,64	05 25 07,8	+06 20 59	B2III	303	8,1

beta Tau	El Nath	1,65	05 26 17,5	+28 36 27	B7 III	130	5,2
beta Car	Miaplacidus	1,68	09 13 12,1	-69 43 02	A2IV		2,6
epsilon Ori	Alnilam	1,70	05 36 12,7	-01 12 07	B0Iae		31
alpha Gru	Al Na'ir	1,74	22 08 13,9	-46 57 40	B7IV	91	3,6
epsilon Uma	Alioth	1,77	12 54 01,7	+55 57 35	A0pCr	49	3
gamma Vel	Regor	1,78	08 09 31,9	-47 20 12	WC8+O7,5e		17
alpha Per	Algenib	1,79	03 24 19,3	+49 51 41	F5Ib	270	55
alpha Uma	Dubhe	1,79	11 03 43,6	+61 45 03	K0IIIa	105
delta Cma	Al Wazor	1,84	07 08 23,4	-26 23 35	F8Ia	650	300
epsilon Sgr	Kaus Australis	1,85	18 24 10,3	-34 23 05	B9,5III	160
epsilon Car	Avior	1,86	08 22 30,8	-59 30 34	K0II*	330	70
eta Uma	Alkaid	1,86	13 47 32,3	+49 18 48	B3V		3,9
theta Sco	Sargas	1,87	17 37 19,0	-42 59 52	F1II	140	40
beta Aur	Menkalinam	1,90	05 59 31,7	+44 56 51	A2IV	84	2,5
alpha Tra	Atria	1,92	16 48 39,9	-69 01 40	K2 II	130	37
gamma Gem	Alhena	1,93	06 37 42,7	+16 23 57	A0IV	78	3
alpha Pav	Peacock	1,94	20 25 38,8	-56 44 07	B2IV	160	5
delta Vel	Koo She	1,96	08 44 42,2	-54 42 30	A1 V	70	1,89
beta Cma	Murzim	1,98	06 22 41,9	-17 57 22	B1II-II	300	9
alpha Hya	Alphard	1,98	09 27 35,2	-08 39 31	K3III	200	37
alpha Ari	Hamal	2,00	02 07 10,3	+23 27 45	K2IIIabCa-I	74	21,4
alpha Umi	Polaris	2,02	02 31 50,5	+89 15 51	F7:Ib-IIv	470	19,5
sigma Sgr	Nunki	2,02	18 55 15,8	-26 17 48	B2,5V	160	4,5
beta Cet	Diphda	2,04	00 43 35,3	-17 59 12	K0III	57	14
zeta1 Ori	Alnitak	2,05	05 40 45,5	-01 56 34	O9,5Ibe*	400	20
alpha And	Sirrah	2,06	00 08 23,2	+29 05 26	B8IVpMnHg	120	3,6
beta And	Mirach	2,06	01 09 43,9	+35 37 14	M0IIIa	76	21,8
gamma1 And	Alamach	2,06	02 03 53,9	+42 19 47	K3-IIb*	400	83,2

theta Cen	Menkent	2,06	14 06 40,8	-36 22 12	K0IIIb	56	8,9
kappa Ori	Saiph	2,06	05 47 45,3	-09 40 11	B0,5Iav	550	38
alpha Oph	Ras Alhague	2,08	17 34 56,0	+12 33 36	A5III	67	3,15
beta Umi	Kochab	2,08	14 50 42,2	+74 09 20	K4 III	120	37
beta Gru	Al Dhanab	2,10	22 42 40,0	-46 53 05	M5III	270
beta Per	Algol	2,12	03 08 10,1	+40 57 21	B8V	100	3,16
beta Leo	Denebola	2,14	11 49 03,5	+14 34 19	A3V	42	1,8
gamma Cen	Koo Low	2,17	12 41 30,9	-48 57 34	A1IV	130
gamma Cyg	Sadr	2,20	20 22 13,6	+40 15 24	F8Ib	470	30,9
lambda Vel	Suhail	2,21	09 07 59,7	-43 25 12	K4 Ib-II	220
alpha Cas	Schedir	2,23	00 40 30,4	+56 32 15	K0IIIa	230	40,7
alpha Crb	Gemma	2,23	15 34 41,2	+26 42 53	A0V	67	2,7
gamma Dra	Etamin	2,23	17 56 36,3	+51 29 20	K5III	148	23,6
delta Ori	Mintaka	2,23	05 32 00,3	-00 17 57	B0*	600	16
beta Cas	Caph	2,25	00 09 10,6	+59 08 59	F2III	45	2,0
iota Car	Tureis Aspidiske	2,25	09 17 05,4	-59 16 31	A8Ib	???	192
zeta Pup	Naos	2,25	08 03 35,0	-40 00 11	O5Iaf	800	16
zeta Uma	Mizar	2,27	13 23 55,5	+54 55 31	A2VpSrSi*	190	1,6
epsilon Sco	Wei	2,29	16 50 09,7	-34 17 36	K2,5III	69	16
alpha Lup		2,30	14 41 55,7	-47 23 17	B1,5III	130
epsilon Cen		2,30	13 39 53,2	-53 27 59	B1III
eta Cen		2,31	14 35 30,3	-42 09 28	B1,5Vne
delta Sco	Dschubba	2,32	16 00 19,9	-22 37 18	B0,3IV
beta Uma	Merak	2,37	11 01 50,4	+56 22 56	A0V	76	2,5
alpha Phe	Ankaa	2,39	00 26 17,0	-42 18 22	K0III	76	10,2
epsilon Peg		2,39	21 44 11,1	+09 52 30	K2Ib		26,5
kappa Sco		2,41	17 42 29,1	-39 01 48	B1,5III		6,9
beta Peg	Scheat	2,42	23 03 46,4	+28 04 58	M2,5II-III		38,7
alpha Cep	Alderamin	2,44	21 18 34,7	62 35 08	A7V	49	2
gamma Uma	Phecda	2,44	11 53 49,8	+53 41 41	A0Ve	88	2,4
eta Cma	Aludra	2,45	07 24 5,6	-29 18 11	B5Ia	270	60
epsilon Cyg		2,46	20 46 12,6	+33 58 13	K0III		13,2
gamma Cas	Cih	var, (2,47)	00 56 42,4	+60 43 00	B0IVe	200	23
alpha Peg	Markab	2,49	23 04 45,6	+15 12 19	B9V		2
kappa Vel	Cih	2,50	09 22 06,8	+55 00 38	B2 IV		6,9

Los nombres de las estrellas proceden tanto de los griegos tales como Sirio, Procyon, Polux, Castor, Régulo, Polaris, Arturo, Canopo, las Pléyades, como de los árabes como los nombres de Alcor, Mizar, Vega, Aldebarán, Deneb, Rigel, Algol, Betelgeuse, y unos centenares de nombres más. Ante la imposibilidad de dar nombre a la enorme cantidad de estrellas se planteó la idea de dar otro sistema de nomenclatura que resultase más útil para los astrónomos. En 1603 el alemán Johannes Bayer publicó una obra denominada Uranometría, un atlas de mapas estelares en el que se indicaban las estrellas de cada constelación utilizando letras del alfabeto griego al que seguía el genitivo del nombre latino de la constelación a la que pertenece.

Bayer estableció un orden de brillo dentro de cada constelación, de modo que llamó a a la estrella más brillante, b a la que le seguía en brillo, g a la siguiente, y así sucesivamente. El inconveniente de esta nomenclatura es que el alfabeto griego só lo consta de 24 letras, mientras que, por término medio, hay unas 70 estrellas visibles por constelación. Cuando las letras del alfabeto griego resultaban insuficientes para una constelación Bayer recurrió al empleo de las letras minúsculas del alfabeto latino, complicando el método empleado.

Tras la aparición del telescopio se demostró la existencia de un número mayor de estrellas, y se planteó de nuevo el problema de su denominación. En 1712, el astrónomo inglés John Flamsteed, hizo el primer catálogo con la ayuda del telescopio, denominado Historia Coelestis Britannica, recurrió al empleo de los números en vez de letras, asignó un número a cada estrella según el orden en que llegaba al meridiano. Con el tiempo se perfeccionaron los telescopios, observándose ya millones de estrellas en cada constelación, a las estrellas se las distingue, no por su nombre, ni letras, ni números, sino por la posición que ocupan en la esfera celeste, esto es, por su ascensión recta y declinación. Aún así, es común ver en las cartas celestes y en los planisferios la denominación usando las letras griegas, por orden de brillo, aquí incluyo el alfabeto griego:

Fuentes: Cielo del mes