Te sentis insignificante? Te demuestro que todos lo somos.

Como me imagino que sabran, el sol no es la unica super estrella gigante y caliente, hay otra super estrellas que pueden ser mas grandes incluso y tambien pueden ser extremadamente mas frias, incluso mas que Neptuno o Urano que son los planetas mas alejados del sol(No me confundi, sigo hablando de estrellas no de planetas )

Eso a modo de introduccion... ahora pasamos de la sarten directamente al fuego !

1) Sirius

Sirio (del griego seirios, "cruel") es la estrella más brillante del cielo, con una luminosidad de -1,47m. Es una estrella relativamente cercana al Sol (se encuentra a 8,7 años luz), aproximadamente una vez y media más grande que él y de color blanco.

Posee una pequeña compañera, llamada Sirio B, una estrella enana blanca que gira a su alrededor cada 50 años, pero que no es visible a simple vista porque tiene una luminosidad de 8,4m.



2) Pollux

Estrella perteneciente a la constelación de Géminis, situada a 35 años luz, con una magnitud de 1,2 y una luminosidad unas 34 veces mayor que la del Sol.



3) Arcturus

Arturo está a treinta y siete años luz de la Tierra y es uno de los astros brillantes más cercanos
y la cuarta más brillante de nuestro firmamento. La aparición de Arturo al atardecer
significa el comienzo de la Primavera y su desaparición el comienzo del Otoño.
(un año luz son unos 10 TRILLONES(usa) de kilómetros. Nuestra galaxia, la Vía Láctea,
con una anchura de 150.000 años luz, contiene 100.000 millones de estrellas y unos 200.000 soles.
Nuestro Sol se encuentra a unos 33.000 años luz del centro de la galaxia en su tercer brazo, llamado Orión)



4) Rigel y Aldebaran

Rigel
La principal componente del sistema es una supergigante blanco-azulada de tipo espectral B8Iab1 y con una temperatura superficial de 11.500 K. Estrella muy masiva —tiene una masa de 18 masas solares—, brilla con una luminosidad en el espectro visible 50.000 veces superior a la del Sol; si se considera la luz ultravioleta, su luminosidad aumenta hasta 85.000 veces la emitida por el Sol. Su radio es igual a 73 veces el radio solar —equivalente a 0,34 unidades astronómicas—, por lo que si estuviese en el lugar del Sol, se extendería casi hasta la órbita de Mercurio. Muy avanzada en su evolución, lo más probable es que en su interior exista un núcleo inerte de helio, si bien también podría estar fusionando helio en carbono y oxígeno después de haber pasado por la fase de gigante roja.5 Estrellas de esta masa finalizan sus vidas en una explosión de supernova.

Aldebaran
Dentro de sólo unos pocos millones de años, la estrella alcanzará una luminosidad 800 veces mayor que la del Sol, momento en el que comenzará la quema del helio y se frenará la contracción del núcleo, lo que conllevará una disminución en su brillo. Aldebarán está catalogada como una variable pulsante irregular, con una fluctuación del brillo de 0,2 magnitudes.
Aldebarán es un sistema binario: la estrella gigante tiene una compañera lejana y pequeña, Aldebarán B, de magnitud +13,50. Es una enana roja de tipo espectral M2V, cuya masa puede ser tan sólo el 15% de la masa solar y su radio el 36% del radio solar. Su separación actual de Aldebarán A es de 609 unidades astronomicas.
En la actualidad la sonda Pioneer 10 se dirige hacia Aldebarán, a donde llegará dentro de 1.690.000 años.



5) Eta Carinae y su extraña nebulosa

Eta Carinae es una estrella muy joven, con una edad entre los 2 y los 3 millones de años, y se encuentra situada en NGC 3372, también llamada la Gran Nebulosa de Carina o simplemente Nebulosa de Carina. Dicha nebulosa contiene varias estrellas supermasivas, incluyendo, además de Eta Carinae, la estrella HD 93129A.

La estrella está rodeada por una nebulosa conocida como la Nebulosa del Homúnculo. Dada su gran masa, Eta Carinae es altamente inestable y propensa a violentas eyecciones de materia. Según las teorías actuales de la estructura y de la evolución estelares, esta inestabilidad es causada por luminosidad extrema y una temperatura superficial no excesivamente caliente, lo que la sitúa dentro del diagrama Hertzsprung-Russell en una región afectada por el límite de Eddington. En dichas circunstancias, la elevadísima presión de la radiación en la "superficie" de la estrella hace que ésta expulse grandes cantidades de materia de sus capas exteriores al espacio

Esta es de la nebulosa... ideal para wallpaper




6) Betelgeuse
El estado evolutivo de la estrella es avanzado: ha pasado ya la etapa más importante de su vida, la secuencia principal, agotado ya el combustible en su núcleo que le proporcionaba energía (por fusión del hidrógeno), después de lo cual aumentó su tamaño hasta las enormes dimensiones actuales. Sus variaciones de luminosidad son propias de su presente como estrella gigante.

Betelgeuse fue la primera estrella cuyo diámetro pudo ser medido con exactitud utilizando técnicas interferométricas oscilando entre unos 850 o 905 millones de kilómetros. En su tamaño máximo la estrella se extendería hasta más allá de la órbita de Marte. Su masa es 20 veces la masa del Sol y su tamaño es 600 veces mayor. Los astrofísicos predicen que Betelgeuse explotará como supernova de tipo II al final de su vida. Algunos de ellos afirman, basándose en la variabilidad mostrada por la estrella, que tal explosión podría producirse en un plazo de tiempo muy cercano (en los próximos miles de años)



7) Antares

Antares es una supergigante roja de clase M1.5Iab situada aproximadamente a 550 años luz del Sistema Solar. Se acerca a nosotros a la velocidad de 3,4 km/s: este valor se debe tanto a su movimiento propio como al movimiento del Sol alrededor del centro de la Vía Láctea. Su luminosidad en el espectro visible es 10.000 veces mayor que la del Sol. Tiene una temperatura superficial de «sólo» 3600 K, por lo que emite una considerable fracción de su luminosidad en el infrarrojo, siendo su luminosidad bolométrica 60.000 veces superior a la luminosidad solar



8) V382 Carinae

Sus propiedades están por encima del nivel de una supergigante típica, aunque V382 Carinae no brille tanto como Rho Cassiopeiae o V509 Cassiopeiae, es una hipergigante con temperatura superficial cumbre. Es como el Sol de la clase espectral G, pero con un G0 en un subtipo anterior. La masa de V382 Carinae se estima en 50 veces la del Sol, su diámetro es probablemente de cerca de mil millones de millas.

No es de telescopio ni nada la imagen pero es mas o menos como para darse una idea del tamaño




9)V838 Monocerotis (una de las mas lindas junto a Eta Carinae)


La violenta explosión de la estrella ha provocado un flash cuyo la energía luminosa ha de repente iluminado el nube de polvo mientras que el telescopio Hubble estaba observando.
Este fenómeno luminoso se parece a la explosión de una nova cuando al final de la vida, falta de combustible, las reacciones nucleares no pueden contener la fuerza de la gravedad, entonces la estrella expulsa su envoltura gaseosa para liberar el estrés gravitacional .


Pero lo más sorprendente es que la estrella V838 Monocerotis no expulsó sus capas externas. Pero, ha crecido enormemente en tamaño. Su temperatura de la superficie se redujo a temperaturas ridículamente bajas. Este comportamiento es muy inusual y completamente diferente de una simple explosión nova.





10) v509 Cassiopeiae

Probablemente en la superficie de V509 Cassiopeiae se producen pulsaciones no radiales. La estrella parece volverse más azul con el transcurso del tiempo, implicando un aumento en la temperatura de 800 K durante la década de 1980.2 Al igual que IRC+10420, se ha deducido que la estrella está en evolución desde la fase de supergigante roja hacia la fase de variable luminosa azul; su elevada masa —en su nacimiento 40 masas solares— es un indicativo de que acabará su vida explosionando como una supernova.



11) Mu Cephei

La luminosidad de Mu Cephei equivale a 350.000 veces la del Sol —para una distancia de 2.400 años luz—, pero si se considera la distancia mayor de 2.800 años luz, su luminosidad asciende a 475.000 soles.3 Su temperatura superficial es de 3700 K.1 Presenta un contenido en metales ligeramente superior al solar

Mu Cephei está rodeada por lo que parece un gran disco de polvo y agua cuyo radio interno y externo equivale, respectivamente, a dos y cuatro veces el radio de la estrella. Asimismo, en torno a Mu Cephei se ha detectado una nebulosa circunestelar, sólo visible en el infrarrojo, de forma esférica —excepto en su interior, donde tiene una pronunciada morfología asimétrica—, cuyo radio es de al menos 6 segundos de arco.



La estrella de color rojo anaranjado brillante en la parte superior de la nebulosa de emisión IC 1396 es Mu Cephei, una de las estrellas más luminosas y más grandes de la galaxia.



12) Ky Cygni

KY Cygni (KY Cyg / N 339.1929 / RAFGL 2575) es una estrella de la constelación del Cisne,distante aproximadamente 5200 años luz del Sistema Solar. Es una supergigante roja de tipo espectral M3, pero de un tamaño colosal. Su hallazgo se llevó a cabo tras estudiar una muestra de 74 supergigantes rojas en la Vía Láctea y fue presentado en el encuentro de la Sociedad Astronómica Americana en 2005. Es miembro de la Asociación estelar Cygns OB1.

Es una supergigante roja de tipo espectral M3, pero de un tamaño colosal.


13) V354 Cephei

V354 Cephei es una estrella hipergigante roja localizada en la Vía Láctea. Está localizada a aproximadamente 9,000 años luz de nuestro Sol y es considerada actualmente la cuarta estrella más grande conocida, con un diámetro 1520 veces el del Sol. Si estuviese colocada en el centro de nuestro Sistema Solar, se extendería tanto que su superficie estaría entre las órbitas de Júpiter y Saturno.





14) Binary Star vv Cephei
VV Cephei A es una hipergigante roja luminosa de tipo espectral M2Iape, siendo una de las estrellas más grandes conocidas con un radio comprendido entre 1000 y 2200 veces el radio solar. Traducido a unidades astronómicas (UA), tiene un radio entre 4,7 y 10,4 UA, lo que implica que si se encontrase en el lugar del Sol —considerando el valor máximo—, su superficie se extendería más allá de la órbita de Saturno. Su temperatura superficial no bien conocida, cifrándose en el rango de 3300 - 3650 K. Al estar muy alejada de la Tierra, la distancia a la que se encuentra es incierta, por lo que su luminosidad puede estar comprendida entre 163.000 y 535.000 veces la del Sol. Su masa se estima entre 25 y 40 masas solares.

VV Cephei B es mucho menos conocida que su enorme compañera. Catalogada como una estrella B8Ve, su masa puede ser varias veces mayor que la masa solar. La transferencia de masa entre las dos estrellas probablemente produce súbitos cambios en el período orbital del sistema. Actualmente VV Cephei B se mueve en una órbita excéntrica a una distancia de VV Cephei A comprendida entre 17 y 34 UA, siendo el período orbital de 20,4 años. Cuando VV Cephei A pasa por delante de VV Cephei B se produce un eclipse de 250 días de duración que hace que su brillo disminuya en un 20%.





15) R136A1

R136a1 es una estrella de Wolf-Rayet con una temperatura superficial de más de 50 000 K. Al igual que otras estrellas que se ubican cerca del límite de Eddington, R136a1 ha desprendido gran parte de su propia masa en estallidos violentos. Se estima que, en su nacimiento, la estrella pudo haber tenido unas 320 masas solares y ha estado perdiendo 50 masas solares periódicamente cada cierta cantidad de decenas a centenas de miles de años, en erupciones semejantes a las variables luminosas azules. Aunque es la estrella más masiva, no es una estrella excepcionalmente grande en lo que a volumen se refiere (tiene 35.4 radios solares, y es superada en tamaño por estrellas mucho menos masivas como Aldebarán, Albireo o Rigel).
Estrellas que han alcanzado entre 8 y 150 masas solares explotan al final de sus vidas como supernovas, dejando atrás a estrellas de neutrones o agujeros negros. Consolidada ya la hipótesis de la existencia de estrellas con una masa comprendida entre 150 y 300 masas solares, los astrónomos sospechan que esa enorme estrella podría explotar como supernova (o incluso hipernova) antes de tiempo, mucho antes del colapso de su núcleo de la forma habitual. La fusión de núcleos de hidrógeno debería crear un gran número de pares electrones-positrones, lo cual hace caer la presión termal dentro de la estrella, con el consiguiente colapso parcial. Si R136a1 sufriera tal explosión, conocidas como supernovas de "inestabilidad de pares", esto debería generar un agujero negro y un remanente de supernova de pocas masas solares





16) Pistol Star

Con una masa en torno a 150 masas solares, la estrella Pistola está catalogada como una variable luminosa azul, al igual que Eta Carinae. Brilla con una luminosidad equivalente a 10 millones de soles, siendo una de las estrellas más luminosas del Grupo Local, del que forma parte nuestra galaxia. El hecho de que esté cerca del centro galáctico parece no ser casual, ya que allí se favorece la creación de objetos supermasivos.

A lo largo de su existencia ha ido perdiendo masa estelar, estimándose su masa inicial entre las 200 y las 250 masas solares. Se piensa que la estrella ha expulsado 10 veces la masa del Sol en forma de material arrojado durante dos gigantescos estallidos hace 4000 y 6000 años. Su viento estelar es 10 000 millones de veces mayor que el solar. Su tiempo de vida es muy corto, aproximadamente unos 3 millones de años y, aunque no se sabe su edad con certeza, ésta puede cifrarse entre 1,7 y 2,1 millones de años. Probablemente explotará como una brillante supernova o hipernova dentro de 1 a 3 millones de años.



Una de las caracteristicas de la estrella Pistola es su nebulosa, la Nebula Pistola


17)Naos

Aunque anteriormente se consideraba que Naos estaba situada a 1400 años luz del Sistema Solar, recientes estudios revisan esta distancia a 900 años luz.3 El análisis retrospectivo de la trayectoria de Naos muestra que fue expulsada del cúmulo estelar Trumpler 10 hace unos 2,5 millones de años. Actualmente se encuentra visualmente a 8,5º del mismo, equivalente a una separación real de ~ 400 años luz.

Su temperatura efectiva y gravedad superficial indican que Naos está fuera de la denominada: edad cero de la secuencia principal (ZAMS). Como otras estrellas de sus características, desde su superficie sopla un fuerte viento estelar de 2300 km/s, lo que hace que Naos pierda el equivalente a una millonésima de la masa solar cada año. Esta pérdida de masa es 10 millones de veces superior a la que experimenta el Sol por medio del viento solar. El estado evolutivo y el viento solar han alterado la composición química superficial de Naos; su contenido de helio es doble que el normal y probablemente también esté enriquecida en nitrógeno. Gira sobre sí misma a gran velocidad, siendo su velocidad de rotación de 220 km/s, 100 veces mayor que la del Sol. Una estrella de estas características, con una masa comprendida entre 22 y 40 masas solares, terminará su vida estallando como una espectacular supernova, dejando como remanente una estrella de neutrones o un agujero negro.



18) HD 140283

Es una estrella situada a unos 190,1 años luz de la Tierra. Se ha estimado que tiene 13,9 ± 0,8 miles de millones de años de edad, lo que la convierte en la estrella más vieja conocida del Universo. Su edad es similar a la edad actualmente estimada del Universo, 13,798 ± 0,037 miles de millones de años, por lo que se ha dicho que "debió formarse poco después del Big Bang".

Esta estrella está compuesta casi completamente de hidrógeno y helio, con muy pocos metales. El hecho de que su contenido en metales sea muy bajo pero no nulo indica sin embargo que debió existir al menos una generación de estrellas anterior a HD 140283.5



Y bueno... esto es mas o menos como para que se vea el increible tamaño del lugar en donde existimos y lo que aun falta por descubrir! obviamente aca no esta toda la info de todo el cosmo, es solo para generar interes.






Para que se entienda mejor lo que dice todo esto... aca un poco de info para no perderse papus.

Tipos espectrales: El tipo espectral estelar, conocido también como Clasificación espectral de Harvard, ya que lo comenzó a esbozar Edward Charles Pickering de la Universidad de Harvard en el año 1890, y que perfeccionó Annie Jump Cannon de la misma universidad en 1901, es la clasificación estelar más utilizada en astronomía. Las diferentes clases se enumeran de las más cálidas a frías.

Tipos espectrales clasicos:
Clase O: son estrellas muy calientes y luminosas destacando en brillantes colores azules

Clase B: extremadamente luminosas, como Rigel en Orión, una supergigante azul.

Clase A: 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

Clase F: siguen siendo estrellas de gran masa y muy brillantes pero pertenecen ya a la secuencia principal. Como ejemplo podemos considerar Fomalhaut en Piscis Australis.

Clase G: son las mejor conocidas ya que nuestro Sol pertenece a esta clase siendo una estrella de tipo G2 (de ahí que a las estrellas tipo G2 se denominen exosoles).

Clase K: estrellas naranja algo más frías que el Sol. Algunas de ellas son gigantes (como Arcturus o Aldebarán A) e incluso supergigantes como Ómicron1 Canis Majoris o Miram

Clase M: 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.

Tambien hay tipos espectrales MODERNOS

W: más de 70.000 K - Estrellas de Wolf-Rayet. Estas estrellas superluminosas son muy distintas a otros tipos estelares por mostrar grandes cantidades de helio.

L: 1.500 - 2.000 K - Estrellas con masa insuficiente para desarrollar reacciones nucleares.

T: 1.000 K - Se trata de estrellas T Tauri, muy jóvenes y de baja masa, algunas a temperaturas tan frías como 600 K.

C: estrellas de carbono. Se subdividen en los siguientes tipos: R, N y S. Se trata de gigantes rojas en el final de sus vidas.

D: enanas blancas, por ejemplo Sirio B. La mayoría de las estrellas terminan sus vidas perteneciendo a este tipo.

Finalmente, las dos últimas clases son para identificar objetos no estelares.
Clase Q: Clasificación espectral de las Novas.

Clase P: Clasificación espectral de las Nebulosas Planetarias.


Unidad Astronomica: La unidad astronómica (abreviada ua, au, UA o AU) es una unidad de longitud igual por definición a 149.597.870.700 metros