07 Oct Guía de las constelaciones de otoño
En otoño las temperaturas nocturnas empiezan a bajar considerablemente. También anochece antes y las noches se vuelven más largas y oscuras, por lo que podemos aprovechar para disfrutar más tiempo de nuestra afición. Hoy te guío en la observación de las constelaciones de otoño.
El otoño es una estación muy especial. Por primera vez desde marzo tenemos más horas de oscuridad que de luz, hasta marzo del año que viene, momento en el que se vuelven a equilibrar las horas de oscuridad y de luz.
Así podremos adelantar y extender nuestro tiempo de observación, comenzando a observar tan pronto como la última hora de la tarde. Por eso los aficionados a la astronomía decimos que en otoño hay dos tiempos de observación: Antes de cenar y después de cenar.
Constelaciones de otoño: El equinocio de otoño
El otoño astronómico comienza en el equinoccio de otoño. Este periodo va del 21 al 24 de septiembre en el hemisferio norte y del 19 al 21 de marzo en el hemisferio sur. El comienzo del otoño en el hemisferio norte coincide con el comienzo de la primavera en el hemisferio sur.
Equinoccio (del latín, «equi-noctium») significa literalmente “noche igual”, ya que la duración de la noche y el día coinciden. Es decir, que tenemos las mismas horas de luz que de oscuridad.
Esto es debido a que el sol se encuentra en el ecuador celeste. Desde esta posición el sol ilumina la Tierra de tal manera, que el área de la zona sombría es aproximadamente igual al de la iluminada.
Constelaciones de otoño: El ascenso de Capella y Fomalhaut
En otoño todavía podemos ver sobre nuestras cabezas el famoso asterismo del «Triángulo de Verano», compuesto por tres estrellas de primera magnitud: Vega, Altair y Deneb.
Poco a poco, según avanzan los meses de otoño, vemos cómo el triángulo del verano se va ocultando. Al mismo tiempo, Capella en Auriga va ascendiendo majestuosa con su color áureo, anunciando el ya próximo invierno.
Con un precioso blanco plateado, bajo Acuario aparece Fomalhaut (en árabe, la boca del pez), en una enorme porción del cielo nocturno llamada “Mar Celeste”.
Esta estrella puede ver al sureste, en el Pez Austral, justo al inicio de las noches de otoño.
Constelaciones de otoño: El «Mar Celeste»
El «Mar Celeste» contiene muchas constelaciones relacionadas con el agua desde los tiempos más remotos, como Capricornio, Acuario, Piscis, Erídano, Pez Austral y Cetus (La Ballena).
Esta vasta región del cielo nocturno está aparentemente vacía, ya que no abundan las estrellas brillantes, salvo por Fomalhaut. Esta es la única estrella de primera magnitud de todo el «Mar Celeste».
De ahí que a Fomalhaut se le llame también “La estrella solitaria” o “La estrella del otoño”.
Constelaciones de otoño: El hexágono del invierno
En el otoño tardío ya empieza a destacar el “Hexágono del invierno”. Este asterismo está formado por 6 de las estrellas más brillantes del invierno: Capella en Auriga, Pólux en Géminis, Procyon en Can menor, Sirio en Can Mayor, Rigel en Orión y Aldebarán en Tauro.
Y aunque Orión o Tauro son constelaciones más típicamente invernales, somos muchos los aficionados que aprovechamos las noches más templadas del otoño para observar muchas de las maravillas que contienen.
Entre ellas, La Nebulosa de Orión, la Nebulosa «Cabeza de Caballo» o el cúmulo de las Pléyades, son seguramente las más conocidas por los aficionados.
Constelaciones de otoño: Temporada de galaxias
El otoño, como la primavera, es también una temporada propicia para los cazadores de galaxias. Por un lado, estos son objetos muy tenues y en otoño volvemos a contar con cielos más oscuros.
Por otro, es ahora cuando el cielo nocturno no está tan dominado por las regiones ricas de la Vía Láctea. Estas regiones ocultan las galaxias tras sus nubes de gas y polvo.
En esta época podemos ver mejor las galaxias de nuestro grupo local. Andrómeda (M31) y Triángulo (M33) y otras muy conocidas como «El Ojo Negro» (M64) o «El Molinillo» (M51).
Constelaciones de otoño: Lluvias de estrellas
También el otoño es tiempo de lluvias de estrellas, entre las que destacan:
- Las Oriónidas, originadas por el cometa 1P/Halley, con el máximo el 21 y 22 octubre.
- Las Leónidas, originadas por el cometa Tempel-Tuttle, con el máximo el 17 y 18 de noviembre y con un pico de actividad cada 33 años (el último fue en 2002).
- Las Gemínidas, originadas por el asteroide Faetón, con el máximo el 14 y 15 de diciembre.
En el hemisferio norte, en verano, vamos dejando atrás constelaciones como Capricornio, El Cisne, Lira, El Águila, La Zorrilla, Sagitario, Ofiuco, Escorpio, Hércules y Libra para dar la bienvenida a constelaciones de otoño como: Acuario, Andrómeda, Aries, Ballena, Pegaso, Perseo, Piscis y Triángulo.
Constelación de Acuario (Aquarius)
La constelación de Acuario (Aquarius) está situada entre Pisces y Cetus al este y Capricornio y Aquila al oeste. Fue descrita por Ptolomeo en el siglo II D.C y es la décima más extensa, ocupando más del 2 % del cielo nocturno.
Acuario simboliza un hombre joven que vierte agua de una jarra en la boca del Pez Austral. o Piscis Austrinus. Éste alberga en su interior a Fomalhaut, una de las estrellas más brillantes del cielo del otoño.
Se encuentra ubicada en el «mar celeste», una zona del cielo nocturno asociada al agua, la lluvia y las inundaciones desde la antigüedad más remota.
A su alrededor se encuentran «constelaciones acuáticas», como Pisces (Peces), Cetus (Ballena), Piscis Austrinus (Pez Austral), Capricornio (Cabra marina) y Erídano (El Río).
Mitología
Según la mitología griega, Acuario (Aquarius) simboliza a Ganímedes, el hijo de la ninfa Calírroe y de Tros, rey de Troya.
El rapto de Ganímedes
En la antigua ciudad de Troya vivía un joven príncipe de extraordinaria belleza llamado Ganímedes. Su aspecto era encantador y sus virtudes tan notables que no solo los humanos quedaban fascinados, sino también los mismos dioses del Olimpo.
Entre todos ellos, fue Zeus, el rey de los dioses, quien se sintió especialmente cautivado por el joven. Al observarlo desde las alturas del Monte Olimpo, Zeus quedó prendado por la belleza de Ganímedes.
Un día, mientras Ganímedes pastoreaba los rebaños de su familia en las colinas cercanas, Zeus decidió raptarlo. Transformado en un majestuoso águila, Zeus descendió del cielo, llevándose a Ganímedes entre sus garras.
Copero de dioses
Una vez en el Monte Olimpo, Zeus le encargó la tarea de ser el copero de los dioses. En su nuevo rol, Ganímedes se encargaba de servir néctar y ambrosía a los dioses, las bebidas divinas que otorgaban la inmortalidad.
El joven príncipe pronto se convirtió en un símbolo de pureza y juventud, y su presencia trajo una renovada vitalidad al Olimpo. Los dioses lo apreciaban tanto por su gracia como por su dedicación al servicio divino.
Para apaciguar cualquier resentimiento, Zeus quiso compensar a la familia de Ganímedes por su pérdida. Así, como muestra de gratitud, envió a los padres de Ganímedes un par de caballos inmortales de espléndido porte y fortaleza.
Finalmente, Zeus concedió a Ganímedes la inmortalidad y lo elevó a las estrellas, donde fue transformado en la constelación de Acuario (Aquarius), el «aguador celestial».
Estrellas principales
Sadalsuud y Sadalmelik son la primera y segunda estrellas más brillantes de la constelación de Acuario (Aquarius), respectivamente. Representan los hombros de la figura de Ganímedes.
Sadalmelik, la estrella Alfa, se sitúa inmediatamente a la derecha del asterismo «Jarra de Agua». Más abajo y a su derecha, se encuentra Sadalsuud, la estrella beta de la constelación.
Hydor (Lambda) es la estrella más brillante hacia abajo y a la izquierda de la «Jarra de Agua». Theta es la más brillante de las dos estrellas ubicadas debajo y un poco a la derecha de la «Jarra de Agua».
Tau se ubica directamente debajo de Hydor, mientras que Skat (Delta), la tercera estrella más brillante de la constelación de Acuario (Aquarius), se encuentra hacia abajo y a la izquierda de Tau.
Sadalsuud (β Aqr, Beta Aquarii)
Sadalsuud (β Aqr), con magnitud 2.91, es la estrella más brillante de la constelación de Acuario (Aquarius). Su nombre en árabe significa «la más afortunada de las afortunadas» y se encuentra a una distancia de 600 años luz de la Tierra.
Forma parte, junto con Sadalmelik (α Aqr) y Enif (ε Peg), de un trío de estrellas relacionadas entre sí. Curiosamente, Sadalsuud y Sadalmelik, además de tener casi el mismo brillo aparente, comparten la misma raíz «Sa‘d (سعد)», que en árabe significa «suerte» o «fortuna».
Sadalsuud es una supergigante de clase G (G0) con una temperatura de 5.600 K, casi igual a la del Sol. Tiene un brillo 2.200 veces superior al del Sol, con un tamaño 50 veces el del Sol y una masa seis veces mayor.
Un trío relacionado
Estas tres estrellas parecen haber nacido juntas como estrellas de tipo B, calientes y masivas, con características similares a las de las Pléyades en Tauro, aunque formadas en una estructura menos compacta.
En lugar de agruparse en un cúmulo cerrado, nacieron en una asociación estelar más dispersa, como ocurre con las estrellas que hoy componen gran parte de la constelación de Orión.
Con el paso de millones de años, sus movimientos han causado cierta separación entre ellas, aunque siguen siendo visibles en el mismo campo estelar.
Las tres también parecen moverse más o menos perpendicularmente al plano de nuestra Galaxia, un desplazamiento peculiar que sugiere que fueron expulsadas de su lugar de nacimiento.
Con masas y edades similares, es probable que todas ellas se encuentren en la fase de fusión de helio en carbono. De esta manera, se encaminan hacia el final de su vida, en el que colapsarán para formar enanas blancas masivas.
Sadalmelik (α Aqr, Alfa Aquarii)
Sadalmelik (α Aqr), con magnitud 2.96, es la segunda estrella más brillante de la constelación de Acuario (Aquarius). Su nombre en árabe significa «la afortunada del rey» y se encuentra a una distancia de 760 años luz de la Tierra.
Sadalmelik se clasifica como una supergigante amarilla de tipo G (G2), con una temperatura superficial inferior a los 6 mil K. Tiene una luminosidad 3 mil veces la del Sol y un diámetro unas 60 veces mayor que el solar, por lo que es una estrella grande.
Una estrella singular
Estas supergigantes amarillas son relativamente raras, ya que la mayoría de las supergigantes son o bien calientes y azules o más frías y rojizas. Su estatus de supergigante indica que es una estrella moribunda altamente evolucionada.
Las supergigantes amarillas, debido a su brillo muy variable, suelen pertenecer a un grupo de estrellas llamadas Cefeidas. Curiosamente, sin embargo, Sadalmelik no es una Cefeida. Aun no se sabe por qué algunas estrellas como esta son Cefeidas y otras no.
Sadalmelik es también una rara “estrella híbrida.” Las estrellas menos luminosas con temperaturas similares a la del Sol tienden a tener campos magnéticos que producen coronas calientes a su alrededor, como la del Sol.
Sin embargo, las estrellas mucho más luminosas no tienen estas coronas, sino que poseen vientos mucho más fríos. Sadalmelik se sitúa en un punto intermedio, con ambas características.
Skat (δ Aqr, Delta Aquarii)
Skat (δ Aqr), con magnitud 3.27, es la tercera estrella más brillante de la constelación de Acuario (Aquarius). Su nombre en árabe significa «la espinilla», ocupando precisamente este lugar en la figura de Acuario. Se encuentra a una distancia de 161 años luz de la Tierra.
Es una estrella blanca enana de clase A (A3) en la secuencia principal (fusión de hidrógeno), con una temperatura superficial de 8.525 K. Su luminosidad es 95 veces la del Sol, tiene un radio 4,5 veces el solar y una masa entre 2,5 y 2,7 veces la solar.
Con una edad estimada entre 500 y 600 millones de años, Skat está al borde de detener la fusión de hidrógeno en su núcleo, si no lo ha hecho ya.
Skat no parece tener compañeras y tampoco hay evidencias de un disco circundante, como ocurre en muchas estrellas de clase A. Esto último sugiere que no tiene un sistema planetario.
La ausencia de un sistema planetario podría explicarse por su bajo contenido en elementos pesados (70% del hierro solar y 40% del oxígeno solar). En efecto, las estrellas con planetas alrededor suelen tener un mayor contenido de elementos pesados.
Asterismos
En la constelación de Acuario (Aquarius) se encuentran dos asterismos: la «Jarra de Agua» y Messier 73 (NGC 6994).
La «Jarra de Agua»
El destacado asterismo en forma de «Y» llamado la «Jarra de Agua» de Acuario, el Portador de Agua, se encuentra en la parte superior central de la imagen, con la estrella Sadaltager (Zeta) en el centro.
La más tenue de las estrellas en este asterismo es Seat (Pi), ubicada en la esquina superior derecha de la «Y», mientras que Eta Aquarii está a la izquierda y Sadachbia (Gamma) se encuentra en la esquina inferior derecha.
Messier 73 (NGC 6994)
El M73 es una agrupación de 4 estrellas en forma de «Y» descubierta por Charles Messier en 1780. Este lo describió como un cúmulo de cuatro estrellas con «algo de nebulosidad».
Sin embargo, en observaciones posteriores, John Herschel no detectó ninguna nebulosidad. Se encuentra a unos 4 grados al sureste de Albali (ε Aqr) y a solo unos 1,5 grados al este de M72.
Además, Herschel sugirió que la clasificación de M73 como cúmulo era dudosa. A pesar de esto, Herschel incluyó a M73 en su catálogo general de cúmulos, nebulosas y galaxias, y John Dreyer lo incorporó al «Nuevo Catálogo General» (NGC).
Durante un tiempo, se consideró que M73 podría ser un cúmulo abierto pobre, con pocas estrellas. A principios de este siglo, hubo un debate sobre si sus estrellas formaban un asterismo o un cúmulo abierto.
Finalmente, en 2002, M. Odenkirchen y C. Soubiran resolvieron la controversia. En su estudio, «NGC 6994 – clearly not a physical stellar ensemble», demostraron que las distancias de las estrellas de M73 eran muy dispares y que se movían en diferentes direcciones.
Desde entonces, M73 se considera un asterismo y por eso se menciona en este apartado y no en el siguiente.
Objetos más interesantes
La constelación de Acuario (Aquarius) se encuentra lejos del plano galáctico (plano que contiene el disco de la Vía Láctea) y por ello es rica en galaxias y cúmulos globulares.
Contiene tres objetos del catálogo Messier: dos son cúmulos globulares y uno un asterismo. También contiene dos conocidas nebulosas planetarias.
- M2 (NGC 7089), cúmulo globular.
- M72 (NGC 6981), cúmulo globular.
- NGC 7492, cúmulo globular.
- NGC 7184, galaxia.
- NGC 7252, galaxia «Átomos para la Paz».
- NGC 7606, galaxia.
- NGC 7723, galaxia.
- NGC 7727 (Arp 222), galaxia.
- NGC 7009 (Caldwell 55), nebulosa planetaria de «Saturno».
- NGC 7293 (Caldwell 63), nebulosa planetaria «Hélice».
Cúmulo M2 (NGC 7089)
M2, o NGC 7089, fue el primer cúmulo globular que se incluyó en el catálogo Messier. Con un diámetro de más de 150 años luz, es uno de los cúmulos más grandes de su tipo y se encuentra a unos 37 mil años luz de la Tierra.
Fue descubierto en 1746 por el astrónomo francés Jean-Dominique Maraldi mientras observaba un cometa. Sin embargo, William Herschel fue el primero en resolver sus estrellas individuales en 1783.
M2 se sitúa a unos 5 grados al noreste de Sadalsuud (β Aqr) y a unos 8 grados al oeste de Sadalmelik (α Aqr). M2 forma con ellas un gran triángulo, casi rectángulo, en el cielo nocturno.
Observación
Con una magnitud de 6,3, M2 se sitúa justo en el límite de visibilidad a simple vista, aunque requiere condiciones óptimas, con cielos despejados y sin contaminación lumínica.
Puede observarse con prismáticos y telescopios pequeños, aunque para resolver sus estrellas se necesita un telescopio de al menos 6 pulgadas.
Debido a la distancia y a la avanzada edad de sus estrellas, solo es posible observar unas pocas estrellas similares al Sol y algunas “rezagadas azules”. Estas últimas son estrellas de la secuencia principal más azules y luminosas de lo esperado.
Propiedades
Messier 2 es uno de los cúmulos globulares más antiguos de la Vía Láctea, con una edad estimada de 13 mil millones de años. El Universo tiene una edad estimada de 13.800 millones de años, por lo que M2 se formó cuando el Universo apenas tenía el 6 % de su edad actual.
Este cúmulo se mueve hacia nosotros a unos 5,3 km/s y orbita en el halo de la Vía Láctea, albergando algunas de las estrellas más antiguas de la galaxia. Estas estrellas, por su antigüedad, contienen pocos elementos pesados, lo que hace improbable la existencia de planetas similares a la Tierra en este cúmulo.
El alcance gravitatorio de M2, o su “influencia de marea”, se extiende hasta unos 233 años luz. Esta es la distancia a partir de la cual las estrellas miembros pueden escapar del cúmulo debido a las fuerzas de marea de la Vía Láctea.
M2 es denso y compacto, con aproximadamente 150 mil estrellas en un diámetro de 150 años luz, y una región central que abarca solo 3,7 años luz. Este núcleo denso clasifica a M2 en la clase II de densidad, donde I representa los núcleos más compactos.
Las estrellas más brillantes en M2 tienen magnitud 13.1 y son en su mayoría gigantes rojas y amarillas. El cúmulo tiene una forma elíptica y alberga 21 estrellas variables conocidas. Estas son sobre todo del tipo RR Lyrae de clase A o F, utilizadas como “candelas estándar” para medir distancias galácticas.
También se han identificado tres variables Cefeidas, que oscilan en tamaño y luminosidad, y sirven como referencia de escalas de distancia galáctica. Una de las estrellas variables de M2 es del tipo RV Tauri, con un ciclo de brillo de 69,09 días.
Cúmulo M72 (NGC 6981)
M72, o NGC 6981, es un cúmulo globular descubierto por Pierre Méchain en 1780, mientras colaboraba con Charles Messier. Se encuentra a unos 50 mil años luz de la Tierra, y es uno de los cúmulos más remotos del catálogo Messier.
Messier observó tambien ese mismo año el cercano asterismo M73, situado a solo 1,5 grados al este de M72, añadiendo ambos a su catálogo. Messier catalogó a M73 como «cúmulo estelar pobre». Ahora sabemos que en realidad es un asterismo.
M72 se encuentra prolongando hacia Dabih (β Cap), en Capricornio, la distancia entre Sadalsuud (β Aqr) y Sadalmelik (α Aqr). También puede ubicarse unos 3,5 grados al sur de Albali (ε Aqr).
Observación
M72 tiene una magnitud aparente de 9.4, por lo que se ve como una débil mancha de luz en telescopios pequeños. Telescopios más grandes muestran un diámetro aparente de 2,5 minutos de arco, para un cúmulo con un diámetro de 6,6 minutos de arco, equivalente a unos 106 años luz.
Con telescopios de 12 pulgadas o más, es posible resolver la región central del cúmulo, que ocupa 1,25 minutos de arco.
Propiedades
Este cúmulo tiene una masa estimada de 168 mil masas solares y una antigüedad de unos 9.500 millones de años. Alberga 43 estrellas variables conocidas, la mayoría de ellas del tipo RR Lyrae.
M72 es uno de los cúmulos más pequeños, tenues y remotos del catálogo Messier, situado a casi el doble de distancia que el centro galáctico. No obstante, es uno de los cúmulos Messier intrínsecamente más luminosos y se aproxima a nosotros a 255 km/s.
Con una clasificación de densidad IX, M72 no tiene una alta concentración central. La estrella más brillante de M72 tiene una magnitud visual de 14,2, mientras que la magnitud promedio de las 25 estrellas más brillantes es 15.86.
Cúmulo NGC 7492
NGC 7492 es un cúmulo globular descubierto por William Herschel en 1786. Está situado en las afueras de la Vía Láctea, a unos 80 mil años luz de distancia, más del doble de la distancia entre el Sol y el centro galáctico.
Se encuentra a unos 3,5 grados al este de Skat (δ Aqr), en la espinilla de Acuario.
Observación
NGC 7492 es un cúmulo globular distante y tenue, con una magnitud aparente de 11.2, lo que lo hace difícil de observar. Requiere cielos oscuros y telescopios grandes para una mejor visualización.
Tiene una antigüedad estimada de más de 12 mil millones de años y está compuesto principalmente por estrellas de baja metalicidad, lo que sugiere que se formó en las primeras etapas de la historia de la galaxia.
Su apariencia aplanada o extendida en lugar de esférica, como otros cúmulos globulares, se debe a la baja densidad de sus estrellas y a probables interacciones dinámicas con la Vía Láctea.
Propiedades
Aunque no es un objeto de estudio frecuente debido a su dificultad de observación, NGC 7492 sigue siendo de interés para los astrónomos que investigan la formación y evolución del halo galáctico.
NGC 7492 es un miembro representativo del halo galáctico externo y está sumergido en la «Corriente de Sagitario», aunque no pertenece cinemáticamente a ella. Su posición en el halo y sus características sugieren que pudo haber sido atraído a nuestra galaxia desde una galaxia enana cercana.
Este cúmulo presenta una cola de marea de 3,5 grados de longitud, incrustada en una sobreabundancia de estrellas que podrían ser los restos de una galaxia enana perturbada gravitatoriamente.
Galaxia NGC 7184
NGC 7184 es una galaxia espiral barrada situada a aproximadamente 100 millones de años luz de la Tierra. Fue descubierta por el astrónomo William Herschel el 28 de octubre de 1783.
Se encuentra a unos 6 grados al sur-sureste de Deneb Algedi (δ Cap), en la contigua constelación de Capricornio.
Observación
Debido a su magnitud visual de 11.2, para ver NGC 7184 se necesita un telescopio de al menos 6 pulgadas de apertura.
NGC 7184 presenta un pequeño y brillante núcleo, así como un abultamiento elíptico cuya dirección principal está alineada con el eje mayor del disco. Hay una barra a lo largo del eje menor, pero la alta inclinación de la galaxia dificulta su identificación.
Desde la barra surgen dos brazos espirales simétricos y ceñidos, que forman un anillo interno brillante. El diámetro del anillo en su eje mayor es de 1,71 minutos de arco.
Propiedades
Dadas sus dimensiones aparentes, se estima que NGC 7184 tiene un diámetro de unos 175 mil años luz.
Los brazos de NGC 7184 presentan regiones HII de formación estelar. A medida que emergen del anillo, estos brazos se vuelven floculentos y comienzan a dividirse nuevamente en la parte exterior de la galaxia. Además, se observan bandas de polvo en la parte interna del disco.
Cerca de NGC 7184 se ha descubierto una región HII externa, ubicada en el eje mayor del disco óptico, en el borde noreste, que se aleja. Esta región podría ser una extensión aislada de uno de los brazos espirales.
Galaxia «Átomos para la Paz» (NGC 7252)
La galaxia NGC 7252, conocida popularmente como «Átomos para la Paz», es una peculiar galaxia lenticular tipo S0 de magnitud 12, ubicada a unos 220 millones de años luz de la Tierra.
Está ubicada al sur de Acuario, en el borde con la constelación de Piscis Austrinus. Se encuentra a unos 11,5 grados al sur-sureste de Deneb Algedi (δ Cap), en la contigua constelación de Capricornio.
Observación
NGC 7252 tiene un tamaño aparente en el cielo de solo 1,9 x 1,7 minutos de arco, equivalente a unos 120 mil años luz de diámetro. Debido a su pequeño tamaño relativo, su observación requiere telescopios grandes.
NGC 7252 tiene un aspecto que recuerda vagamente al núcleo de un átomo rodeado de órbitas electrónicas, lo que le valió el apodo informal de la galaxia «Átomos para la Paz».
Estas órbitas son claramente visibles en esta imagen de campo amplio:
Propiedades
«Átomos para la Paz» fue el título de un discurso pronunciado por Eisenhower en 1953, en un intento por redefinir la energía nuclear como una herramienta para promover la paz mundial. El apodo de esta galaxia fue tomado de este discurso, de gran importancia para la comunidad científica.
Este apodo es irónico, sin embargo, ya que el pasado de la galaxia fue cualquier cosa menos pacífico. Su apariencia peculiar es el resultado de una colisión entre dos galaxias ocurrida hace aproximadamente mil millones de años, un evento que desgarró ambas galaxias.
Las estructuras exteriores, compuestas de polvo y estrellas lanzadas probablemente hacia el exterior durante el choque, recuerdan a electrones orbitando un núcleo y son en parte responsables de su nombre.
En esta imagen de detalle del Telescopio Espacial Hubble se muestra el núcleo de NGC 7252. En él se observa un disco en forma de espiral que rota en dirección opuesta al resto de la galaxia.
Este disco, que se asemeja a una galaxia espiral como la Vía Láctea, tiene un diámetro de aproximadamente 10 mil años luz, alrededor de una décima parte del tamaño de nuestra galaxia.
Se cree que esta estructura en espiral es un remanente de la colisión galáctica y probablemente desaparecerá en unos pocos miles de millones de años, cuando NGC 7252 haya completado su proceso de fusión.
Galaxia NGC 7606
NGC 7606 es una galaxia espiral ubicada a unos 100 millones de años luz de la Tierra. Fue descubierta por William Herschel en 1785 e incluida en el Catálogo Herschel 400.
Se encuentra aproximadamente a 1 minuto de arco al noreste de ψ1 Aqr. Es visible con un telescopio de 4 pulgadas, aunque su observación puede ser difícil en áreas con contaminación lumínica.
Propiedades
NGC 7606 es una galaxia espiral inclinada según nuestra perspectiva. Presenta un núcleo brillante y un bulbo prominente, que aparece elíptico debido a su orientación. Su diámetro aproximado es de 165 mil años luz.
No se ha detectado una barra central, pero presenta un anillo en la región central con un diámetro de 0,85 minutos de arco. La galaxia posee dos brazos principales que se extienden casi 360°, junto con fragmentos adicionales.
Estos brazos son lisos y relativamente ceñidos, con pocas áreas brillantes.
Agujero Negro y Supernovas
NGC 7606 es una galaxia aislada, sin galaxias compañeras cercanas conocidas. En su núcleo alberga un agujero negro supermasivo, con una masa estimada entre 15 y 22 millones de masas solares.
Se han observado dos supernovas en NGC 7606: SN 1965M, con una magnitud de 16, y SN 1987N, de tipo Ia y con una magnitud de 13.8.
Galaxia NGC 7723
NGC 7723 es una galaxia espiral barrada situada a una distancia aproximada de 90 millones de años luz de la Tierra. Fue descubierta por William Herschel en 1785 y está incluida en el Catálogo Herschel 400.
Se encuentra a unos 7 grados al sureste de ψ1 Aqr, y es visible con telescopios de 4 pulgadas en cielos oscuros.
Propiedades
NGC 7723 tiene un diámetro estimado de 95 mil años luz y presenta un núcleo brillante y un bulbo de forma cuadrada. En su centro se encuentra un agujero negro supermasivo de entre 5 y 15 masas solares.
La barra central de la galaxia se extiende desde lados opuestos del bulbo galáctico, alcanzando una longitud aparente de 64 segundos de arco. A lo largo de esta barra se pueden observar carriles de polvo, uno de ellos es liso, mientras que el otro parece fragmentado.
En los extremos de la barra, los brazos espirales forman un seudo- anillo de 71 segundos de arco de diámetro, donde se ha detectado formación estelar activa en observaciones de ultravioleta lejano y líneas de emisión Hα.
En NGC 7723 se ha registrado una supernova, denominada SN 1975N, de tipo Ia, que alcanzó una magnitud máxima de 13.8.
Galaxia NGC 7727 (Arp 222)
NGC 7727 es una galaxia situada a 89 millones de años luz. Su aspecto peculiar justifica su inclusión en el «Atlas de Galaxias Peculiares» de Halton C. Arp con el número 222. Se clasifica como una galaxia con «brazos espirales amorfos».
Se encuentra a solo 40 minutos de arco de NGC 7723 y a unos 7 grados al sureste de ψ1 Aqr.
NGC 7727 nació de la fusión de dos galaxias, un evento que comenzó hace alrededor de mil millones de años. En su centro se encuentra el par de agujeros negros supermasivos más cercano que se haya encontrado hasta ahora.
El núcleo de NGC 7727 contiene dos puntos brillantes, que son los dos núcleos galácticos originales. Cada uno de ellos alberga un agujero negro supermasivo.
Estos agujeros negros están separados por una distancia de solo 1.600 años luz, por lo que se espera que se fusionen en un plazo de 250 millones de años. Cuando los dos agujeros negros se fusionen, crearán un agujero negro aún más masivo.
Nebulosa de «Saturno» (NGC 7009) (Caldwell 55)
NGC 7009 o Caldwell 55, también conocida como la nebulosa de «Saturno», es una nebulosa planetaria a aproximadamente 1.400 años luz de la Tierra. Fue descubierta por William Herschel en 1782.
Se encuentra a unos 4,5 grados al este-sureste de Albali (ε Aqr).
Observación
Con una magnitud 8, NGC 7009 aparece como una pequeña estrella en telescopios pequeños. Telescopios más grandes muestran dos lóbulos extendidos a cada lado de la nebulosa que se asemejan a los anillos de Saturno, lo que le da su apodo.
Propiedades
Aunque se llaman «planetarias», estas nebulosas no tienen nada que ver con los planetas. La nebulosa de «Saturno» era originalmente una estrella de baja masa, que al final de su vida se expandió como gigante roja y comenzó a desprender sus capas exteriores.
Este material fue expulsado por fuertes vientos estelares y energizado por la radiación ultravioleta del núcleo estelar caliente que quedó. De este modo se terminó formando alrededor de la estrella una nebulosa de gas caliente y polvo de colores brillantes.
En el corazón de la nebulosa de «Saturno» se encuentra la estrella moribunda, visible en esta imagen, que está en proceso de convertirse en una enana blanca.
Estudiar las nebulosas planetarias es particularmente interesante, ya que nuestro Sol experimentará un destino similar dentro de unos cinco mil millones de años.
Nebulosa «Hélice» (NGC 7293) (Caldwell 63)
NGC 7293 o Caldwell 63, también conocida como la nebulosa «Hélice», es una nebulosa planetaria a aproximadamente 700 años luz de la Tierra. Fue descubierta por el astrónomo alemán Karl Ludwig Harding en 1823.
Esta nebulosa planetaria es una de las más cercanas a la Tierra, y es por ello un ejemplo bien estudiado de la fase final de la evolución estelar. Se encuentra a unos 8 grados al suroeste de Skat (δ Aqr).
Observación
Con una magnitud de 7.3, puede observarse con telescopios pequeños, o incluso con prismáticos bajo cielos oscuros. Se recomienda usar un filtro OIII para aumentar el contraste y apreciar mejor la nebulosidad.
Propiedades
Esta imagen es resultado de combinar datos de banda estrecha de hidrógeno alfa, en tonos rojos, y átomos de oxígeno, en tonos azules. Su brillante región interior abarca unos 3 años luz de ancho.
En el centro puede verse la estrella caliente y moribunda que ha producido esta nebulosa planetaria. Aunque a primera vista parece una nebulosa sencilla, «Hélice» es un objeto de una geometría sorprendentemente compleja.
En efecto, «Hélice» no tiene forma de rosquilla, como parece, sino que consiste en dos discos casi perpendiculares entre sí. La parte interna, la región azul, está «inclinada» en relación con el anillo externo.
La imagen de detalle que se muestra a continuación es el resultado de combinar imágenes del Hubble y del telescopio de 0.9 metros de la Fundación Nacional para la Ciencia, en el Observatorio Nacional de Kitt Peak.
La imagen muestra una fina red de filamentos, similares a cometas y en forma de “radios de bicicleta”. Estos filamentos probablemente sean el resultado de una colisión entre gases.
La estrella moribunda central expulsa gas caliente desde su superficie, que termina chocando contra el gas más frío que había expulsado 10 mil años antes. Con el tiempo, estas estructuras similares a cometas se terminarán disipando.
Constelación de Andrómeda
La constelación de Andrómeda está situada entre Piscis al sur y Casiopea al norte. Está unida a Pegaso por la estrella Alpheratz, la más brillante de la constelación y la que marca la posición de su cabeza. A sus pies se encuentra la constelación de Perseo.
Esta constelación alberga la famosa «Galaxia de Andrómeda» (M31), la galaxia más cercana a la Vía Láctea y visible a simple vista como una mancha difusa en el cielo nocturno.
Mitología
Andrómeda está relacionada con el mito de Perseo, una de las leyendas más famosas de la mitología griega, protagonizada por el héroe Perseo, hijo de Zeus y Dánae.
La furia de Poseidón
Cefeo y Casiopea eran los reyes de Etiopía y Casiopea presumía de que su belleza, y la de su hija Andrómeda, superaba a la de las Nereidas.
Esto provocó la furia de Poseidón, protector de las Nereidas, que decidió inundar la tierra y enviar a un monstruo marino, Ceto o la ballena, para que acabase con los hombres y su ganado.
Cefeo sabía por el oráculo de Amón que la única solución para salvar su reino consistía en entregar a su hija Andrómeda al monstruo Ceto.
Así, se vio obligado a encadenarla desnuda a una roca a orillas del mar, como ofrenda al monstruo.
Perseo a lomos de Pegaso
Perseo la vio encadenada mientras volaba a lomos de Pegaso y se enamoró de ella, pidiendo a Cefeo y Casiopea la mano de la joven a cambio de acabar con el monstruo.
Los reyes, a regañadientes, aceptaron y Perseo, usando la cabeza de Medusa, acabó con el monstruo, convirtiéndolo en piedra.
Cefeo y Casiopea, agradecidos, cumplen su promesa y aprueban la boda entre Perseo y Andrómeda. Sin embargo, no todos están contentos con esta unión.
Fineo, tío de Andrómeda, quien estaba comprometido previamente con ella, se siente traicionado y organiza un ataque contra Perseo en su banquete de bodas. Perseo, sin embargo, utiliza de nuevo la cabeza de Medusa, convertiendo a Fineo y a sus seguidores en piedra.
Regreso a Grecia
Andrómeda y Perseo regresan a Grecia, donde tienen varios hijos y fundan importantes linajes como los Heráclidas, la estirpe de Heracles (Hércules). Tras su muerte, ambos son catasterizados (inmortalizados entre las estrellas) como las constelaciones de Andrómeda y Perseo.
En el cielo nocturno, las constelaciones de Andrómeda, Perseo, Cefeo y Casiopea aparecen todas juntas, formando un recordatorio eterno de la leyenda.
Estrellas principales
Dado que sus tres estrellas principales tienen un brillo casi idéntico, Bayer las nombró con las letras griegas Alfa, Beta y Gamma. Las dos primeras empatan en magnitud aparente, quedando gamma ligeramente atrás.
La estrella más brillante de Andrómeda es Alpheratz, una subgigante de clase B8 en la cabeza de Andrómeda. Esta estrella para los árabes formaba parte de Pegaso.
Mirach, con la misma magnitud que Alpheratz, es una gigante roja de clase M situada en la cintura de Andrómeda.
Almach, situada en una de las piernas de Andrómeda, es una gigante de clase K y uno de los sistemas dobles más impresionantes, con una estrella de color dorado y su compañera de color azulado.
Alpheratz (α And, Alfa Andromedae)
Con magnitud 2.06, Alpheratz (α And) es la estrella más brillante de la constelación de Andrómeda. Conecta a Andrómeda con Pegaso y se encuentra a una distancia de 97 años luz de la Tierra.
El nombre «Alpheratz» proviene del árabe y significa «el caballo». En efecto, esta estrella pertenecía originalmente a Pegaso, y por eso se llama también Delta Pegasi, aunque ahora se encuentre dentro de los límites de Andrómeda.
Características
Alpheratz es una subgigante fría tipo B8, con una temperatura de unos 13 mil K y unas 200 veces más luminosa que el Sol. Es una «binaria espectroscópica», una doble cercana que solo puede resolverse a través del examen de su espectro.
Alpheratz, el miembro más brillante del par, es químicamente peculiar, y es la estrella más brillante de la extraña clase de estrellas de «mercurio-manganeso».
Mirach (β And, Beta Andromedae)
Con magnitud 2.06, Mirach (β And) es la segunda estrella más brillante de la constelación de Andrómeda y se encuentra a una distancia de 200 años luz de la Tierra.
Mirach tenía que llamarse «Mizar», que significa «lomo» en árabe, pero debido a una serie de errores ortográficos, el nombre adoptó su forma actual. Mizar ocupa el «lomo o ingle» de la Osa Mayor, del mismo modo que Mirach ocupa el «lomo o ingle» de Andrómeda.
Características
Es una gigante roja y fría de clase M (M0) con una temperatura de 3.800 K y brilla 1.900 veces más que el Sol. Tiene una masa de 3-4 veces la del Sol y un diámetro de 0,8 UA, aproximadamente el tamaño de la órbita de Mercurio.
No se sabe exactamente si Mirach tiene un núcleo de helio o de carbono, pero en todo caso morirá como enana blanca. Como muchas gigantes frías de clase M, Mirach es ligeramente variable, aunque estas variaciones no están bien documentadas.
Mirach tiene una compañera de muy baja masa que, como el Sol, fusiona hidrógeno. Tiene una magnitud de 14, equivalente a un brillo 60 mil veces inferior al de Mirach. Ambas están separadas por un mínimo de 1.700 UA, más de 40 veces la distancia media entre Plutón y el Sol.
Almach (γ And, Gamma Andromedae)
Con magnitud 2.26, Almach (γ And) es la tercera estrella más brillante de la constelación de Andrómeda y se encuentra a una distancia de 355 años luz de la Tierra.
El nombre «Almach» proviene del árabe al-‘anâq al-‘ard, que significa «gato salvaje del desierto» o «gato árabe». Sin embargo, este nombre no tiene relación directa con la constelación de Andrómeda.
Como Cástor en invierno, Mizar y Alcor en primavera y Albireo en verano, Almach es la mejor estrella doble del otoño. Y es también una de las más espectaculares del cielo nocturno.
Sistema cuádruple
Incluso con un pequeño telescopio se distingue una impresionante pareja de estrellas, separadas unos 10 segundos de arco, una de color amarillo dorado y la otra azul.
Gamma-1, con una magnitud de 2.26, es una gigante de clase K (K3) en su fase final de evolución. Tiene una temperatura de 4.500 K, una luminosidad unas 2 mil veces la del Sol y un radio 80 veces mayor, equivalente a la órbita de Venus.
Gamma-2, la componente azul más tenue, también es un sistema doble, aunque mucho más difícil de detectar. Está formado por dos estrellas blancas de hidrógeno de quinta (5.1) y sexta (6.3) magnitud, con temperaturas respectivas de 12 mil y 10 mil K.
Estas estrellas orbitan entre sí con un período de 63,7 años y están separadas en promedio por solo 0,3 segundos de arco, equivalente a 33 UA. Su órbita tiene una alta excentricidad, lo que las lleva a acercarse hasta 13 UA y alejarse hasta 52 UA.
El componente más brillante de estas dos estrellas también es doble, aunque solo se detecta con espectroscopía. Esto convierte a Gamma-2 en un sistema triple y a Almach en un sistema cuádruple.
Asterismos
No hay asterismos conocidos en la constelación de Andrómeda.
Objetos más interesantes
Andrómeda alberga innumerables galaxias, debido a su posición alejada del plano de la Vía Láctea. Entre ellas la majestuosa «Galaxia de Andrómeda», la galaxia más lejana visible a simple vista.
También contiene algunos cúmulos abiertos y una conocida nebulosa planetaria.
- NGC 752 (Caldwell 28), cúmulo abierto.
- NGC 7686, cúmulo abierto.
- M31 (NGC 224), galaxia de Andrómeda y galaxias satélites M32 (NGC 221) y M110 (NGC 205).
- NGC 404, galaxia «Fantasma de Mirach».
- NGC 891 (Caldwell 23), galaxia «Esquirla de Plata».
- NGC 7640, galaxia.
- NGC 7662 (Caldwell 22), nebulosa planetaria «Bola de Nieve Azul».
Cúmulo (NGC 752) (Caldwell 28)
NGC 752, también conocido como Caldwell 28, es un cúmulo abierto descubierto por Caroline Herschel en 1783 y catalogado por su hermano William Herschel en 1786. Se encuentra a 1.400 años luz de la Tierra y puede localizarse a unos 4 grados al suroeste de Almach (γ And).
Con una magnitud de 5.70, es fácilmente visible con prismáticos, aunque en condiciones de observación favorables puede verse a simple vista. Con telescopio pueden verse en su interior unas 60 estrellas no más brillantes que la novena magnitud.
Se han catalogado en total unas 302 estrellas como miembros de NGC 752. Dado que es un cúmulo muy joven de solo 1,34 millones de años, sus estrellas son principalmente de baja masa. Estas se encuentran o bien en la secuencia principal o en fase de gigantes rojas.
También hay una estrella «blue straggler» (estrella errante azul) en el interior de este cúmulo, junto con algunas binarias espectroscópicas y estrellas variables. El sistema binario eclipsante DS Andromedae es un miembro de este cúmulo.
Cúmulo (NGC 7686)
NGC 7686 es un cúmulo abierto de tamaño moderado que contiene unas 80 estrellas. Con una magnitud de 5.6, es un objetivo fácil de observar con prismáticos y pequeños telescopios. Se encuentra a 5 mil anos luz de la Tierra y puede localizarse a unos 3 grados al noroeste de λ And.
¿Cúmulo estelar o agrupación casual ?
A pesar de su clasificación como cúmulo abierto, NGC 7686 no muestra las características típicas de una aglomeración estelar densa y estructurada.
Según estudios como el de Johnson et al. (1961), el cúmulo presenta un diagrama de color-magnitud que revela una dispersión uniforme de estrellas, sin un patrón claro que indique una determinada secuencia, como se observa en otros cúmulos.
Un cúmulo estelar típico tiene una distribución de estrellas que sigue una secuencia bien definida en el diagrama de Hertzsprung-Russell. Sin embargo, NGC 7686 carece de esta distribución, lo que ha llevado a algunos astrónomos a cuestionar su clasificación.
Por tanto, la conclusión de Johnson et al. (1961) es que NGC 7686 no es un cúmulo estelar verdadero, sino más bien una agrupación casual de estrellas que pueden no estar físicamente asociadas entre sí.
Galaxia de Andrómeda (M31) (NGC 224) y galaxias satélites M32 (NGC 221) y M110 (NGC 205)
La galaxia de Andrómeda, o M31, es la galaxia más cercana a la nuestra y la más grande del Grupo Local. Este también incluye a la galaxia del Triángulo (M33) y a nuestra propia galaxia, la Vía Láctea.
M31 se encuentra a una distancia de 2,5 millones de años luz de la Tierra, tiene un diámetro aproximado de 200 mil años luz y alberga unos 400 mil millones de estrellas.
Es visible a simple vista, por lo que es imposible atribuir su descubrimiento a una sola persona. Sin embargo, la primera referencia documentada proviene del astrónomo persa Abd al Rahman al Sufi, quien la mencionó en el año 964 en su obra «El Libro de las Estrellas Fijas».
Posteriormente, en 1764, Charles Messier la incluyó en su catálogo como M31, sin tener ningún conocimiento previo de la obra de Al Sufi.
Localización
Para localizarla, se toma como referencia el gran cuadrado de Pegaso y la estrella Alpheratz, que marca la cabeza de la constelación de Andrómeda.
Desde Alpheratz, se avanza dos saltos de estrellas hacia el este en dirección a Mirach. Desde ahí otros dos saltos hacia el norte hasta Nu And, una estrella de magnitud 4.5. M31 se encuentra aproximadamente a un grado al oeste de Nu And.
Observación
Con una magnitud aparente de 3.1, M31 es visible a simple vista como una débil nebulosidad. Es uno de los objetos extragalácticos más lejanos que pueden observarse sin ayuda de instrumentación.
Tanto los prismáticos como los telescopios pequeños permiten ver únicamente el núcleo brillante de la galaxia. Sin embargo, instrumentos más grandes revelan su tamaño completo, que es seis veces mayor que el diámetro aparente de la Luna llena.
En el núcleo de Andrómeda predominan estrellas amarillas, más antiguas y frías, mientras que sus brazos espirales presentan numerosos grupos de estrellas azules jóvenes y calientes, ubicadas en regiones HII donde hay formación estelar activa.
Andrómeda cuenta además con dos galaxias satélite, M32 y M110, que también pueden observarse con prismáticos.
La «Gran Nebulosa»
Durante siglos, se creyó que M31 era una nebulosa dentro de nuestra galaxia, la Vía Láctea, y por ello era conocida como la «Gran Nebulosa de Andrómeda».
Esta creencia comenzó a cuestionarse en 1917, cuando el astrónomo estadounidense Heber Curtis observó una nova en la región y, tras revisar registros fotográficos, halló once más.
Curtis notó que las novas en M31 eran aproximadamente 10 magnitudes más débiles que otras en el cielo, lo cual le llevó a estimar que el objeto estaba a unos 500 mil años luz de distancia.
Este hallazgo lo llevó a defender la idea de que M31 era una galaxia independiente de la Vía Láctea.
El «Gran debate»
A partir de esta observación, Curtis se convirtió en un importante defensor de la teoría de los “universos isla”, una hipótesis planteada inicialmente por el filósofo alemán Immanuel Kant, que proponía que las nebulosas espirales eran en realidad galaxias.
Esta postura chocó con la de Harlow Shapley, quien sostenía que las nebulosas espirales, incluida M31, eran parte de la Vía Láctea.
Esta discrepancia en la comprensión del Universo llevó al «Gran Debate», celebrado el 26 de abril de 1920 en la Academia Nacional de Ciencias, en Washington D.C.
Cefeidas
La controversia se resolvió finalmente en 1925, cuando Edwin Hubble, utilizando un telescopio más potente, identificó en M31 un tipo de estrellas variables conocidas como «cefeidas».
Estas estrellas permiten calcular distancias astronómicas, ya que existe una relación predecible entre sus períodos de pulsación y su luminosidad absoluta.
Al medir el brillo de las cefeidas en M31, Hubble pudo confirmar que Andrómeda estaba mucho más allá de los límites de la Vía Láctea, estableciendo así definitivamente su naturaleza extragaláctica.
La galaxia de Andrómeda
Hoy sabemos que la galaxia de Andrómeda tiene un sistema de 14 galaxias satélites, entre las que destacan Messier 32 y Messier 110, que son las más grandes y fáciles de observar.
M32 tuvo un encuentro cercano con Andrómeda en el pasado, perdiendo su disco estelar y experimentando un aumento notable en la formación estelar en su núcleo, un fenómeno que finalizó hace poco en términos astronómicos.
Galaxia «Fantasma de Mirach» (NGC 404)
La galaxia elíptica NGC 404, también llamada «El Fantasma de Mirach», fue descubierta por William Herschel en 1784. Se encuentra a 10 millones de años luz de la Tierra, justo fuera del Grupo Local de galaxias, y no hay evidencias de que interactúe gravitacionalmente con él.
Su apodo se debe a su proximidad a la estrella Mirach (Beta And), de segunda magnitud, situada a tan solo 6.8 minutos de arco. Esta cercanía facilita su localización pero, al ser una galaxia de magnitud 10, su observación se dificulta debido al intenso resplandor de la estrella.
Con un diámetro de 6.1 minutos de arco, NGC 404 es visible a través de telescopios pequeños.
Características
Es una galaxia lenticular enana aislada, clasificada como tipo S0, lo cual indica que presenta la forma de disco de una galaxia espiral, pero sin los brazos espirales.
A diferencia de muchas galaxias de tipo temprano, NGC 404 contiene grandes cantidades de hidrógeno neutro concentrado en un par de anillos, así como un bajo nivel de formación estelar en su núcleo y en sus regiones más externas.
Se cree que estos rasgos fueron el resultado de una o varias fusiones con galaxias menores hace unos mil millones de años. Este evento probablemente transformó una antigua galaxia espiral en la galaxia lenticular que observamos en la actualidad.
Galaxia «Esquirla de Plata» (NGC 891) (Caldwell 23)
NGC 891, también catalogada como Caldwell 23, es una galaxia espiral ubicada a unos 35 millones de años luz de la Tierra. Fue descubierta por William Herschel en 1784. La galaxia tiene una magnitud 10, por lo que es necesario telescopio para verla.
Se encuentra a unos 3,5 grados al noreste de Almach (γ And).
Características
NGC 891 muestra delicados filamentos de polvo y gas que se extienden desde el plano de la galaxia hacia el halo. Los astrónomos creen que estas estructuras se formaron cuando el material fue expulsado hacia el exterior por la acción de supernovas, o por actividad intensa de formación estelar.
Cuando las estrellas masivas brillan al nacer o explotan al morir, producen poderosos vientos estelares que pueden soplar polvo y gas a lo largo de cientos de años luz de distancia.
El Halo
El halo que rodea la galaxia contiene principalmente estrellas viejas, algunas de las cuales están concentradas en grandes agrupaciones esféricas llamadas cúmulos globulares.
Gracias a observaciones del Hubble, los cientificos descubrieron que el halo de NGC 891 tiene una composición similar a la de otro material en la galaxia, lo que sugiere que el material del halo fue expulsado desde el interior de la galaxia.
Galaxia NGC 7640
NGC 7640 es una galaxia espiral barrada, ubicada a unos 30 millones de años luz de la Tierra. Fue descubierta en 1786 por William Herschel. La galaxia tiene una magnitud 11, por lo que se necesita telescopio para observarla.
Se encuentra a unos 4 grados al sureste de Omicron And y a casi 4 grados al oeste-noroeste de Iota And.
NGC 7640 es una galaxia espiral, aunque no tenga ese aspecto. Esto se debe a la orientación de perfil de la galaxia con respecto a un observador en la Tierra. Existen evidencias de que esta galaxia ha experimentado una interacción con otra galaxia en el reciente pasado, en términos astronómicos.
Nebulosa «Bola de Nieve Azul» (NGC 7662) (Caldwell 22)
NGC 7662, también llamada «Bola de Nieve Azul», es una nebulosa planetaria de magnitud 9 ubicada a una distancia de unos 3.600 años luz de la Tierra. Fue descubierta por William Herschel en 1784 y es fácilmente visible, incluso en pequeños telescopios.
Se puede encontrar a 2,5 grados al oeste de la estrella Iota And, en la extinta constelación de Honores Friderici. Esta constelación fue creada por Johann Bode en 1787 para honrar al rey de Prusia Federico el Grande, pero actualmente ya no está en uso.
Nebulosas planetarias
Nebulosas como esta representan una etapa que atraviesan estrellas como nuestro Sol en su evolución, cuando se quedan sin combustible. Las estrellas son hornos nucleares que pasan la mayor parte de sus vidas fusionando hidrógeno en helio.
Las estrellas masivas tienen destinos ardientes y explosivos, terminando como supernovas. Sin embargo, las estrellas de masa media como el Sol se expanden hasta convertirse en gigantes rojas, al agotar su combustible.
Este proceso comienza cuando, después de miles de millones de años de fusión nuclear, la estrella comienza a apagarse. La gravedad, ya no equilibrada por la presión externa creada por la fusión nuclear, comprime el núcleo estelar.
Las capas exteriores de gas de la estrella se dispersan en el espacio, creando una nebulosa planetaria, llamada así porque estos objetos suelen asemejarse a orbes planetarios al observarse con telescopios pequeños.
En el centro quedan los restos comprimidos del núcleo original de la estrella, una pequeña enana blanca. Un día, el Sol sufrirá un destino similar, aunque cuenta con suficiente combustible para durar aproximadamente otros 6 mil millones de años.
Constelación de Aries
La constelación de Aries, el Carnero en latín, se encuentra entre Tauro al este y Pisces al Oeste. Perseo y Triángulo se encuentran al norte y Ballena al sur.
Aries fue muy importante en la historia de la Astronomía clásica porque en tiempos antiguos contenía el «punto vernal», que marca el equinoccio de primavera. De ahí que se llamase «Punto de Aries».
Este punto ahora se encuentra en la constelación de Pisces debido a la precesión de los Equinoccios, pero sigue llamándose «punto de Aries» por razones históricas. Por tanto, en puridad debería llamarse «punto de Pisces».
El astrónomo griego Hiparco (s. II a.C.) fue el primero en establecer formalmente el «punto de Aries» como origen de la «ascensión recta» del actual sistema de coordenadas ecuatorial. Su relación con el punto vernal convirtió a Aries en la primera constelación del Zodiaco.
Precesión de los Equinoccios y punto de Aries
El punto de Aries, o punto vernal, es el punto donde la eclíptica (trayectoria solar) cruza el ecuador celeste, debido al movimiento de traslación de la Tierra alrededor del Sol. Marca el equinoccio de primavera, cuando la duración de noche y día se igualan.
Alrededor del 1865 a.C. el punto de Aries empezó a entrar en la constelación de Aries desde la de Tauro. Sin embargo, en la actualidad está en Piscis, bajo el «Gran Cuadrado» de Pegaso.
Este desplazamiento se denomina «Precesión de los Equinoccios». Es debido al movimiento de precesión del eje de la Tierra, un lento bamboleo que tiene un ciclo de duración de unos 26 mil años.
Cuando Homero escribió La Ilíada y La Odisea (s.VIII-VII a.C aprox.), el punto de Aries estaba situado a unos 10 grados al sur de Hamal (Alfa Ari). Sin embargo, en el 130 a.C. ya se había desplazado al sur de Mesarthim (Gamma Ari).
Alrededor del 70 a.C. el punto de Aries estaba ya a punto de entrar en la constelación de Pisces, donde se encuentra actualmente. Poco antes del año 2600 empezará a entrar en la constelación de Acuario.
Mitología
En la mitología griega, la constelación de Aries está vinculada a una historia de sacrificio, salvación y agradecimiento a los dioses. Su relato tiene sus raíces en el mito de Frixo y Hele, hijos de Atamante, rey de Beocia, y su primera esposa, Néfele, una ninfa de las nubes.
Néfele y la madrastra
Tras separarse de Néfele, Atamante contrajo matrimonio con Ino, hija de Cadmo. Ino, celosa de los hijos de Néfele, ideó un plan malicioso para deshacerse de ellos.
Saboteó la cosecha de los campos de Beocia y, cuando el pueblo acudió al oráculo en busca de consejo, manipuló el mensaje para que se creyera que la única forma de restaurar la fertilidad de la tierra era sacrificando a Frixo, el hijo mayor de Atamante.
Néfele, preocupada por sus hijos, suplicó la intervención de los dioses. Entonces Hermes respondió enviando un carnero mágico con lana de oro, un regalo de Poseidón.
Este carnero, dotado de la capacidad de volar, llegó justo a tiempo para salvar a Frixo y Hele del sacrificio. Los niños subieron al lomo del carnero, que los llevó por los cielos, lejos del peligro.
Durante su vuelo, el carnero cruzó un estrecho cuerpo de agua entre Europa y Asia. En este punto, Hele, incapaz de mantener el equilibrio, cayó al mar y se ahogó. En su memoria, ese lugar pasó a conocerse como el Helesponto, el actual estrecho de los Dardanelos.
El sacrificio de Frixo y el vellocino de oro
Frixo llegó sano y salvo a la región de Cólquida, gobernada por el rey Eetes. En señal de gratitud a los dioses por su rescate, Frixo sacrificó el carnero dorado a Zeus.
El vellocino de oro, símbolo de riqueza y poder, fue entregado a Eetes, quien lo colocó en un árbol sagrado custodiado por un dragón que nunca dormía. Este vellocino de oro fue más tarde el objetivo de la famosa expedición de Jasón y sus Argonautas.
Zeus coloca a Aries en el firmamento
Para honrar al noble carnero que salvó a Frixo y Hele, Zeus colocó su figura en el firmamento como la constelación de Aries. Esta representa asi no solo el sacrificio del animal, sino también la esperanza y la intervención divina en tiempos de peligro.
Estrellas principales
Aries forma un reconocible patrón de tres estrellas, que dibuja un triángulo achatado en el firmamento y representa la cornamenta del Carnero. De izquierda a derecha, las estrellas son Hamal (Alfa Ari), Sheratan (Beta Ari) y Mesarthim (Gamma Ari).
Bharani (41 Ari), la tercera estrella más brillante, se encuentra abajo y hacia la izquierda. Delta, Épsilon y Zeta Ari se encuentran en las extremidades posteriores del Carnero, y Lambda Ari justo arriba y a la derecha de Hamal.
En el pasado, Aries formó parte de la ahora obsoleta constelación moderna Musca Borealis, la Mosca Boreal. Esta constelación estaba formada por cuatro estrellas: 33 Ari, 35 Ari, 39 Ari y Bharani (41 Ari).
Hamal (α Ari, Alfa Arietis)
Hamal (α Ari) con magnitud 2.00, es la estrella más brillante de la constelación de Aries. Su nombre en árabe significa «El Cordero» y se encuentra a una distancia de 66 años luz de la Tierra.
Es una estrella gigante naranja de tipo espectral K algo cálida, con una temperatura de 4.590 K. Es 90 veces más brillante que el Sol, tiene 15 veces el diámetro del Sol y aproximadamente el doble de la masa solar.
Esta estrella se caracteriza principalmente por ser una gigante moribunda muy normal. Muy poco de ella es inusual, excepto por una leve deficiencia de metales en comparación con el Sol.
Hamal es la estrella en la que se ha realizado la medición más precisa del diámetro angular hasta la fecha: 6,8 milisegundos de arco. Gracias a esta medición, Hamal es una de las pocas estrellas solitarias en las que se ha observado el oscurecimiento del limbo.
El oscurecimiento del limbo se refiere a que, como esferas gaseosas, las estrellas son ligeramente más oscuras en el limbo (borde) que en el centro. Esto es debido a que la luz proveniente del limbo solar tiene que atravesar menos gas para llegar a nosotros.
Sheratan (β Ari, Beta Arietis)
Sheratan (β Ari) con magnitud 2.64, es la segunda estrella más brillante de la constelación de Aries. Su nombre en árabe significa «los dos marcadores» y se encuentra a una distancia de 60 años luz de la Tierra.
El nombre hacía referencia en la antigüedad tanto a Sheratan como a Mesarthim (gamma Ari), evocando «dos marcadores» que indicaban el inicio del equinoccio de primavera. Actualmente, sin embargo, este nombre se aplica únicamente a Beta Ari.
Sheratan es una enana blanca de tipo A(A5) que se encuentra en la secuencia principal fusionando hidrógeno en helio. Tiene una temperatura de 8.200 K, brilla 22 veces más que el Sol y tiene dos veces la masa solar.
Binaria espectroscópica
Sheratan tiene una compañera que se conoce desde hace algo más de un siglo y que solo es visible mediante movimientos Doppler en su espectro. Esta compañera destaca por la altísima excentricidad de su órbita (0,88).
Las dos estrellas están tan cerca que no pueden resolverse (separarse) directamente con un telescopio, por lo que se ha tenido que recurrir a la interferometría.
Efectivamente, observaciones realizadas con un interferómetro, un dispositivo que utiliza las propiedades de interferencia de la luz para resolver detalles ultrafinos, han permitido separar el par.
Las estrellas están, en promedio, a 0,64 UA de distancia (89% de la distancia de Venus al Sol). Mientras Sheratan tiene una masa de dos soles, su compañera, de tipo G, tiene una masa similar al Sol (1,02 masas solares).
Sheratan será la primera en morir. En unos pocos miles de millones de años, la estrella tipo G de menor masa será la dominante del par, mientras que la actual luminaria se reducirá a una tenue enana blanca.
Bharani (41 Ari)
Bharani (41 Ari) con magnitud 3.63, es la tercera estrella más brillante de la constelación de Aries. Su nombre proviene del hindú, designando al segundo «Nakshatra», o «Mansión lunar». Se encuentra a una distancia de 160 años luz de la Tierra.
La estrella sin nombre
A pesar de ser la tercera estrella más brillante de la constelación, no solo carecía hasta hace muy pocos años de nombre propio, sino que tampoco tenía una letra griega de Bayer, llevando únicamente el número «41» de Flamsteed.
Hubo que esperar hasta el año 2016 para que fuese designada como «Bharani» por la Unión Astronómica Internacional (IAU), en un intento de simplificar y organizar la nomenclatura estelar.
La razón más probable de su falta de nombre propio es su posición inusual en la constelación, ya que se encuentra muy al este del pequeño triángulo achatado que representa los cuernos del Carnero.
Características físicas
Bharani es una estrella enana de tipo B (B8) blanco-azulada, con una temperatura superficial de unos 12 mil K. Es 126 veces más brillante que el Sol, tiene un radio 2,6 veces el solar y aproximadamente 3,2 veces la masa solar.
41 Ari se encuentra en su secuencia principal fusionando hidrógeno en helio en algún punto intermedio de su vida, estimada en un total de unos 300 millones de años.
Alrededor de Bharani se encuentra un grupo de estrellas más débiles, haciéndola parecer un sistema múltiple. Sin embargo, todas menos una son coincidencias de línea de visión.
Efectivamente, Bharani tiene solo una compañera real, detectada tanto por espectroscopia como por interferometría. Se encuentra a solo 0,2 segundos de arco de ella, orbita a 15 UA de distancia y tarda unos 30 años en completar una órbita.
Asterismos
«Musca Borealis«, la «Mosca Boreal», es una constelación moderna ya obsoleta, llamada así por Hevelius en su catálogo de 1690. La mosca se posaba convenientemente sobre la espalda del Carnero, como se aprecia en la ilustración.
Estaba formada por cuatro estrellas y fue descartada a principios del siglo XX, cuando se adoptaron formalmente las actuales 88 constelaciones.
Actualmente se considera un asterismo débil, ya que, con la excepción de Bahrani (41 Ari) de magnitud 3.6, las otras tres estrellas que lo conforman (33, 35 y 39 Ari) son del órden de magnitud 5 o cercano a él.
Objetos más interesantes
La constelación de Aries no contiene ningún objeto Messier y alberga fundamentalmente galaxias débiles, cuya observación requiere cielos oscuros y telescopios de gran apertura.
- NGC 678 y NGC 680, galaxias.
- NGC 691 e IC 167, galaxias.
- NGC 697 (NGC 674), galaxia.
- NGC 772 (Arp 78), galaxia «Voluta» y NGC 770, galaxia.
- NGC 870, 871, 876 y 877, galaxias.
- NGC 918, galaxia.
- NGC 935 y IC 1801 (Arp 276), galaxias.
- NGC 972, galaxia.
- NGC 1156, galaxia.
Galaxias NGC 678 y NGC 680
NGC 678 y NGC 680 forman parte del grupo NGC 691, compuesto también por NGC 691, NGC 694, NGC 695, NGC 697, IC 167 e IC 1730.
Ambas galaxias se encuentran a unos 20 minutos de la estrella 1 Ari, en la cornamenta del Carnero, y a menos de dos grados al noroeste de Sheratan (β Ari).
Este grupo abarca una amplia región del cielo, con una extensión angular de casi un grado entre NGC 691 y NGC 695, y su núcleo se centra en NGC 691, NGC 678, NGC 680 y NGC 694. La distancia promedio del grupo es de 122 millones de años luz.
NGC 680
NGC 680 es una galaxia elíptica de magnitud 11, situada a una distancia de unos 120 millones de años luz de la Tierra. Con un diámetro estimado de 100 mil años luz, fue descubierta por William Herschel el 15 de septiembre de 1784.
La galaxia presenta una morfología asimétrica, probablemente causada por interacciones gravitacionales con otras galaxias. Estas fuerzas de marea han deformado su estructura, generando arcos, envolturas y una distribución irregular de polvo.
Además, se observan dos grandes penachos estelares de hidrógeno que podrían ser colas de marea. Estas se extienden hacia el sureste y el noroeste, con longitudes proyectadas de 75 y 60 kiloparsecs, respectivamente.
Cabe destacar que, a diferencia de la mayoría de las galaxias del grupo NGC 691, que son espirales o lenticulares, NGC 680 es la única galaxia elíptica confirmada y muestra signos claros de fusiones recientes.
Efectivamente, NGC 680 se formó a partir de la fusión de dos galaxias, probablemente galaxias espirales ricas en gas, hace entre 1 y 2 mil millones de años.
La remanente de la fusión, clasificada como un «rotador rápido», conserva el momento angular de las galaxias originales o lo adquirió durante el proceso de colisión.
NGC 678
NGC 678 es una galaxia espiral barrada de magnitud 12 vista de canto. Fue también descubierta por Herschel en 1784 y parece interactuar con NGC 680. Se encuentra a una distancia de unos 123 millones de años luz de la Tierra.
Galaxias NGC 691 e IC 167
Estas galaxias, aunque aparecen en el mismo campo de visión, no interactúan gravitatoriamente entre ellas, ya que se encuentran muy separadas entre sí.
Ambas galaxias se encuentran a unos 30 minutos de la estrella 1 Ari, en la cornamenta del Carnero, y a menos de dos grados al noroeste de Sheratan (β Ari).
NGC 691
NGC 691 es una galaxia espiral sin barra de magnitud 11, situada a una distancia de unos 121 millones de años luz de la Tierra. Fue descubierta por William Herschel el 13 de noviembre de 1786.
Con un diámetro de 130 mil años luz, NGC 691 da nombre al grupo NGC 691, un conjunto de galaxias gravitacionalmente ligadas que se encuentran a unos 120 millones de años luz de la Tierra.
IC 167
IC 167 es una galaxia espiral barrada de magnitud 13, situada a unos 64 millones de años luz de la Tierra. Fue reportada por primera vez por Bigourdan en 1891 y posteriormente incluida en el catálogo IC de Dreyer.
Es miembro del grupo NGC 697 y existe evidencia de que está interactuando con la cercana galaxia NGC 694, ya que parecen compartir regiones de hidrógeno neutro (HI).
Galaxia NGC 697 (NGC 674)
NGC 697 (NGC 674) es una galaxia espiral barrada de magnitud 11, miembro del grupo de galaxias NGC 691. Se encuentra a 143 millones de años luz de la Tierra y tiene un diámetro de unos 165 mil años luz.
Se encuentran a unos 15 minutos de la estrella 1 Ari, en la cornamenta del Carnero, y a menos de dos grados al noroeste de Sheratan (β Ari).
Fue descubierta el 15 de septiembre de 1784 por William Herschel y catalogada como NGC 697. Sin embargo, la posición registrada por Herschel para esta galaxia contenía un error significativo.
Debido a este error de posición, el 2 de diciembre de 1861 el astrónomo germano-danés Heinrich d’Arrest catalogó la misma galaxia como NGC 674, al creer que estaba observando un objeto nuevo.
Pero d’Arrest estaba observando la misma galaxia que ya Herschel había identificado. Esta es la razón por la cual esta galaxia conserva ambos números de catálogo, aunque la primera denominación es la correcta.
Galaxias «Voluta» (NGC 772) (Arp 78) y NGC 770
NGC 772, también conocida como «Voluta», es una galaxia espiral de magnitud 10.3, ubicada a unos 130 millones de años luz de la Tierra. Su tamaño es aproximadamente el doble que el de nuestra galaxia, la Vía Láctea.
Se encuentra a menos de grado y medio al este de Mesarthim (Gamma Ari). Esta galaxia se caracteriza por su brazo espiral inusualmente desarrollado, que se extiende hacia el borde izquierdo de la imagen.
Este brazo extra largo es el resultado de interacciones de marea con la galaxia elíptica enana NGC 770, que lo han distorsionado y alargado, otorgándole una apariencia asimétrica.
Una galaxia peculiar
Su apariencia peculiar le ha valido ser catalogada como Arp 78 en el «Atlas de Galaxias Peculiares» de Halton Arp. Este catálogo reúne galaxias con estructuras extrañas, como colas de marea, anillos, chorros y segmentos desconectados.
NGC 772 también carece de una barra central, a diferencia de otras galaxias espirales como la de Andrómeda o la Vía Láctea, que presentan estructuras lineales de gas, polvo y estrellas en su núcleo.
En efecto, los brazos espirales de NGC 772 se extienden directamente desde su centro. Se cree que las barras en otras galaxias ayudan a transportar material hacia el núcleo galáctico, lo que puede impulsar la formación estelar.
A pesar de estas diferencias, NGC 772 tiene similitudes con la Vía Láctea, como la presencia de galaxias satélites que orbitan a su alrededor y están gravitacionalmente ligadas a ella.
Galaxias NGC 870, 871, 876 y 877
Estas cuatro galaxias pueden observarse en el mismo campo visual, pero mientras que NGC 871, 876, 877 forman parte de un grupo de galaxias conocido como el «grupo NGC 877», NGC 870 se encuentra mucho más lejos.
Estas galaxias se encuentran aproximadamente a un grado y veinte minutos al este-sureste de la estrella 19 Ari, y a unos 7,5 grados al este-sureste de Mesarthim (Gamma Ari).
Las estrellas brillantes que figuran en la parte inferior de la imagen son, de izquierda a derecha, HIP10727 (HD 14192) e HIP10669 (HD 14108).
NGC 876 y NGC 877
Son dos galaxias espirales situadas a unos 160 millones de años luz de la Tierra. Ambas muestran el mismo corrimiento al rojo, lo que sugiere que están interactuando gravitacionalmente.
NGC 876 es una galaxia espiral de magnitud 15 vista de canto, descubierta por R. J. Mitchell en 1854. Por otro lado, NGC 877 es una galaxia espiral de magnitud 12, descubierta por William Herschel en 1784.
NGC 877 tiene una estructura de dos brazos espirales y una morfología algo alterada, debido a su interacción con NGC 876. Sus brazos alargados son un indicio de esta influencia gravitacional.
Estas dos galaxias espirales están separadas por entre 150- 200 mil años luz, una distancia comparable a la que separa a la Vía Láctea de las Nubes de Magallanes.
Cuando se observa en H-alfa, los brazos de NGC 877 muestran numerosos nudos brillantes. En ondas de radio, presenta una barra, y su núcleo tiene actividad similar a una región HII.
NGC 871 y NGC 870
NGC 871 es una galaxia espiral barrada de magnitud 13, ubicada a unos 160 millones de años luz. Fue descubierta por William Herschel el 14 de octubre de 1784 y registrada en su «Catálogo de Nebulosas y Cúmulos de Estrellas» en 1786.
NGC 870 es una galaxia lenticular compacta de magnitud 16, ubicada a unos 809 millones de años luz. Fue descubierta por el astrónomo irlandés R. J. Mitchell en 1854.
Galaxia NGC 918
NGC 918 es una galaxia espiral barrada de magnitud 12, ubicada a unos 67 millones de años luz de la Tierra. Tiene un diámetro de unos 50 mil años luz y fue descubierta por John Herschel en 1831.
Se encuentra a unos 6,5 grados al este-sureste de Hamal (α Ari), inmersa en densas nubes de cirros galácticos. Estas nubes son estructuras de la Vía Láctea que se sitúan cientos de años luz por encima del plano galáctico y reflejan débilmente la luz estelar.
NGC 918 es una galaxia de campo, lo que significa que no pertenece a un cúmulo o grupo y está gravitacionalmente aislada. Presenta un núcleo activo (AGN) y una clase de brillo III, además de una ancha línea de emisión de hidrógeno neutro.
En 2009 se detectó la supernova SN2009js cerca del núcleo galáctico de NGC 918.
Galaxias NGC 935 y IC 1801 (Arp 276)
NGC 935 e IC 1801 (Arp 276) son un par de galaxias en interacción de magnitud 13, ubicadas a unos 189 millones de años luz de la Tierra. Fueron descubiertas el 18 de septiembre de 1885 por Lewis Swift.
Se encuentran a aproximadamente un grado de NGC 918 y a menos de un grado de la estrella 26 Ari. Tomando como referencia Hamal (α Ari), este grupo se encuentra a unos 6 grados al este-sureste de esta estrella.
NGC 935 es el miembro norte del par (a la izquierda en la imagen), mientras que IC 1801 es el miembro sur. Juntas, están catalogadas como Arp 276 en el «Atlas de Galaxias Peculiares» de Halton Arp, como ejemplo de galaxias en interacción.
El 24 de octubre de 1976 Miklós Lovas detectó la supernova SN 1976H en IC 1801. Por otro lado, el 11 de enero de 2006 Mirko Villi detectó la supernova SN 2006F en NGC 935.
Galaxia NGC 972
NGC 972 es una galaxia espiral polvorienta de magnitud 11, ubicada a una distancia de unos 50 millones de años luz de la Tierra. Fue descubierta en 1784 por William Herschel.
Se encuentra a unos 4 grados al oeste de Bharani (41 Ari).
Las características de la galaxia sugieren que podría haber experimentado una fusión con un compañero rico en gas, lo que le ha proporcionado brazos asimétricos, actividad estelar en el núcleo y un anillo nuclear fuera del plano galáctico.
El 16 de octubre de 2008, se observó un posible evento de supernova. El grupo de galaxias alrededor de NGC 972 a veces se denomina el «grupo de NGC 972», que incluye las galaxias NGC 1012, NGC 1056, UGC 1958, UGC 2017, UGC 2053 y UGC 2221.
Galaxia NGC 1156
NGC 1156 es una galaxia enana irregular de magnitud 11.74, ubicada a unos 25 millones de años luz de la Tierra. Se encuentra a unos 3 grados al este-sureste de Bharani (41 Ari).
Presenta un núcleo más grande de lo habitual, compuesto por estrellas más antiguas y rojizas que le otorgan un brillo difuso similar al de una galaxia elíptica. Este núcleo alberga regiones HII, donde se produce una intensa actividad de formación estelar.
Esta galaxia destaca por sus brillantes «flores rojas», que son en realidad viveros estelares donde nacen nuevas estrellas. La luz energética de estas estrellas jóvenes ilumina el gas de hidrógeno cercano, generando un característico resplandor rosado.
Algunas zonas de gas dentro de NGC 1156 giran en dirección contraria al resto de la galaxia, lo que sugiere que en el pasado tuvo una interacción gravitacional con otra galaxia rica en gas.
Este encuentro pudo haber desordenado la rotación original del material de la galaxia, generando el comportamiento peculiar que observamos en la actualidad.
Aislada de otras galaxias cercanas, NGC 1156 continúa formando estrellas, ahora ya sin la influencia gravitacional de otros compañeros galácticos.
Constelación de Cetus (La Ballena)
La constelación de Cetus (La Ballena) fue descrita por Ptolomeo en el siglo II d.C. y está situada en el “Mar celeste”, al sur de Piscis y al este de Acuario. Es la cuarta más grande del cielo nocturno y representa al Monstruo Marino «Cetus» de la mitología griega.
Cetus parece moverse hacia atrás a través del cielo, con su cola iluminada por Deneb Kaitos saliendo primero y Menkar, en su cabeza, apareciendo al final.
Mitología
En la mitología griega, la constelación de Cetus (La Ballena) representa al monstruo marino que asolaba las costas del reino de Etiopía. Su historia está vinculada a la leyenda de Perseo y Andrómeda, un relato de arrogancia, sacrificio y redención.
El Castigo de Poseidón
Casiopea, reina de Etiopía, era conocida tanto por su belleza como por su orgullo. En un acto de vanidad, declaró que ella o su hija, Andrómeda, superaban en hermosura a las Nereidas, ninfas del mar y favoritas de Poseidón.
Estas, ultrajadas por la comparación, recurrieron al dios de los océanos, quien respondió con furia.
Como castigo, Poseidón envió a Cetus, un ser colosal surgido de las profundidades, para devastar las costas del reino. La criatura no solo destruía barcos y asentamientos, sino que su presencia sembraba el pánico entre la población.
Buscando una solución, el rey Cefeo consultó el oráculo de Amón, quien le dictó un destino implacable: la única forma de apaciguar la ira de Poseidón era entregar a Andrómeda en sacrificio al monstruo.
El Encuentro con Perseo
La joven fue encadenada a una roca junto al mar, expuesta a su destino mientras el oleaje anunciaba la llegada de Cetus. Sin embargo, el curso de los acontecimientos cambió con la aparición de Perseo, el héroe que, tras haber derrotado a Medusa, regresaba triunfante.
Al ver a Andrómeda y conocer su historia, Perseo propuso un pacto a Cefeo: si lograba vencer al monstruo, la tomaría como esposa. Con el consentimiento del rey, se preparó para el enfrentamiento.
La Batalla y la Caída de Cetus
Cetus emergió de las aguas con un rugido que resonó por la costa. Perseo, armado con su espada y las sandalias aladas de Hermes, se lanzó al combate, esquivando los embates de la bestia. Sus ataques eran certeros, pero la piel del monstruo resultaba impenetrable.
Ante la dificultad, Perseo recurrió a su arma más letal: la cabeza de Medusa. Al sacarla de su alforja y exponerla ante Cetus, el poder petrificante de la gorgona surtió efecto. La criatura quedó inmóvil, convertida en piedra, y su cuerpo se hundió en el mar, sellando así su destino.
Cetus en el Firmamento
Como testimonio de estos eventos, los dioses colocaron a Cetus entre las estrellas, no como un vencedor, sino como un símbolo de su derrota. Asi la constelación de Cetus (La Ballena) se encuentra en el cielo próxima a las constelaciones de Andrómeda, Perseo, Casiopea y Cefeo.
Estrellas principales
Pocas estrellas de la constelación de Cetus (La Ballena), son prominentes. Tan sólo Deneb Kaitos (Beta Ceti) llega a la segunda magnitud, estando las demás por debajo en brillo.
Cetus alberga estrellas de gran interés, como Mira (Omicron Ceti), una de las primeras estrellas variables descubiertas, y sistemas estelares con exoplanetas. Mira se encuentra en el centro-izquierda de la constelación.
A la izquierda de Mira se encuentra Menkar (Alfa Ceti), la estrella inferior de un círculo irregular que marca la cabeza de Cetus, La Ballena. Kaffaljidhma (Gamma Ceti) está justo arriba y a la derecha de Menkar y Delta Ceti está entre Menkar y Mira.
Xi-2 Ceti, que también forma parte de la cabeza, está directamente encima de Delta, mientras que Xi-1 Ceti está arriba y a la derecha de Xi-2. Mu Ceti, a la izquierda de Xi-2, es la estrella más septentrional de la constelación.
A la derecha de Mira está Deneb Kaitos (Beta Ceti), que marca la cola de la ballena. Tau Ceti está hacia abajo y a laizquierda, con Upsilon Ceti directamente debajo de ella. Dheneb (Eta Ceti) se encuentra arriba y a la derecha de ellas.
Diphda/Deneb Kaitos (β Cet, Beta Ceti)
Deneb Kaitos (Beta Ceti), a pesar de tener la segunda letra de Bayer, es la estrella más brillante de la constelación de Cetus (La Ballena). Tiene una magnitud 2.04 y se encuentra a una distancia de 96 años luz de la Tierra.
Su nombre significa «cola de la ballena» en árabe, aunque tambien es conocida como «Diphda», también de origen árabe, que hace referencia a la «primera rana», mientras que Fomalhaut era la «segunda rana».
Deneb Kaitos es una gigante de clase K (K0) en proceso de envejecimiento con una temperatura de 4.800 K. Es 145 veces más brillante que el Sol, tiene un radio 17 veces mayor que el solar y una masa tres veces la del Sol.
Deneb Kaitos es una de las estrellas más brillantes en rayos X del vecindario solar, con una corona magnéticamente calentada a varios millones de grados Kelvin, similar a la del Sol.
Esta intensa emisión de rayos X indica que ha comenzado a envejecer recientemente y aún conserva características de su fase en la secuencia principal, cuando fusionaba hidrógeno en helio.
Menkar (α Cet, Alfa Ceti)
Menkar (Alfa Ceti), a pesar de tener la primera letra de Bayer, es la segunda estrella más brillante de la constelación de Cetus (La Ballena). Tiene una magnitud 2.53 y se encuentra a una distancia de 220 años luz de la Tierra.
Su nombre en árabe significa «la nariz» o «las fosas nasales», aunque representa las mandíbulas del Monstruo Marino.
Menkar es una gigante roja fría de clase M (M1.5), con una temperatura de solo 3.700 K. Su brillo es 1.800 veces el del Sol y tiene un radio 84 veces mayor que el solar.
Es una variable irregular ligera, con fluctuaciones erráticas de brillo de aproximadamente un 6%. Además, Menkar es notablemente deficiente en carbono, conteniendo menos del 20% de la cantidad presente en el Sol.
Esta estrella ha sido detectada como fuente de ondas de radio, originadas por un viento estelar frío que fluye desde su superficie.
Aunque su estado evolutivo exacto es incierto, Menkar ya ha pasado la fase de fusión de helio en carbono y ahora está entrando en la etapa en la que su núcleo de carbono comienza a contraerse.
Menkar está, por tanto, en camino de convertirse en otra gran variable inestable como Mira, su compañera de constelación. Su destino final es perder su envoltura externa de hidrógeno y transformarse en una enana blanca relativamente masiva.
Dheneb/Deneb Algenubi (η Cet, Eta Ceti)
Dheneb (Eta Ceti) es la tercera estrella más brillante de la constelación de Cetus (La Ballena). Tiene una magnitud 3.45 y se encuentra a una distancia de 124 años luz de la Tierra.
Su nombre proviene del árabe y significa «cola» y desde luego no es la única estrella llamada así. El ejemplo más conocido es Deneb, de primera magnitud en la cola de Cygnus (el Cisne).
Pero le siguen también Deneb Kaitos de segunda magnitud, en la cola de Cetus y Deneb Algedi, de tercera magnitud, en la cola de Capricornio. Así, en la constelación de Cetus tenemos dos «Denebs» marcando su cola: Dheneb (Eta Ceti) y Deneb Kaitos (Beta Ceti).
Eta Ceti es una gigante naranja de clase K (K1.5), una estrella evolucionada con un núcleo estable de fusión de helio y una temperatura de 4.610 K. Su luminosidad es 78 veces la del Sol, tiene un radio 13,8 veces el del Sol y unas 2,4 masas solares
Tiene una mayor abundancia de carbono y nitrógeno y la cantidad de hierro en relación con el hidrógeno es un 30% mayor que la del Sol. Se mueve tres veces más rápido que el promedio de las estrellas locales, lo que sugiere que podría ser una visitante procedente del interior de la galaxia.
Esta estrella probablemente terminará expulsando su envoltura exterior para formar una nebulosa planetaria y convertirse en una enana blanca con 0,6 masas solares.
Mira (ο Cet, Omicron Ceti)
Mira (Omicron Ceti) es una estrella variable conocida por ser el prototipo de las estrellas variables de largo período, llamadas «Variables Mira». Su nombre significa «maravillosa» en latín, un reflejo de su comportamiento inusual y llamativo.
Es la única estrella del firmamento con nombre propio cuyo brillo es tan débil en ocasiones que no puede verse a simple vista.
Es una gigante roja de clase M7 situada a 420 años luz de distancia y la más brillante y cercana de las variables de largo período de tipo M. Tiene unos 500 radios solares, una temperatura de unos 3 mil K y una luminosidad de unos 8.500 Soles.
El brillo de Mira varía de manera periódica, con un ciclo de unos 332 días. Su magnitud aparente oscila entre 2.0 y 10.1, lo que significa que en su máximo es visible a simple vista, pero en su mínimo solo puede verse con telescopios.
La clase espectral de Mira también cambia, oscilando entre M5 y M9, siendo más fría cuando es más tenue.
Evolución
Mira está en las últimas etapas de su vida. Hace mucho tiempo que agotó el hidrógeno en su núcleo, luego fusionó el helio en carbono y oxígeno, y ahora también ha agotado el helio de su núcleo.
Como resultado, Mira se ha convertido en una estrella muy expandida y luminosa. Sus variaciones de brillo se deben a pulsaciones, cambios en su tamaño que afectan su temperatura y luminosidad.
Su gran tamaño e inestabilidad generan un viento estelar cargado de polvo, que expulsa material al exterior. Pronto perderá su envoltura exterior, colapsará en una enana blanca y formará una nebulosa planetaria.
Las variables de largo período como Mira contribuyen a enriquecer el gas interestelar con polvo y elementos químicos forjados en su interior. De hecho, la mayor parte del carbono del Universo parece provenir de estrellas como esta.
Sistema Binario
Mira tiene una compañera enana blanca que orbita a unos 65 UA de distancia. A medida que se mueve a través del medio interestelar, Mira deja tras de sí una estela de gas de más de 15 años luz de extensión.
Asterismos
El asterismo “Cabeza de Ballena” es un pentágono irregular formado por 5 estrellas en cada punta, siendo Menkar (α Ceti), ubicada en el hocico de La Ballena, la mas importante de ellas. Las otras cuatro son, en sentido horario: Lambda, Mu, Xi-2 y Gamma Ceti.
«Cabeza de Ballena» está orientado de tal manera, que parece como si la «Ballena» quisiera morderles los tobillos a Tauro y Aries, las dos constelaciones al este.
Objetos más interesantes
Cetus (La Ballena) contiene fundamentalmente galaxias, destacando entre ellas M77, galaxia de referencia que da nombre al «Grupo M77» de galaxias y es el único objeto Messier de la constelación.
- Messier 77 (NGC 1068), galaxia «Cetus A».
- NGC 247 (Caldwell 62), galaxia «de la Aguja».
- NGC 1055, galaxia.
- NGC 1073, galaxia.
- NGC 1087, galaxia.
- IC 1613 (Caldwell 51), galaxia «Sistema de Cetus».
- NGC 246 (Caldwell 56), nebulosa planetaria «de la Calavera».
Galaxia «Cetus A» (M77) (NGC 1068)
M77, también conocida como NGC 1068, es una galaxia espiral barrada ubicada a unos 45 millones de años luz de la Tierra. Identificada como una nebulosa por Pierre Méchain en 1780, M77 fue también erróneamente clasificada como un cúmulo estelar en el Catálogo Messier.
Se encuentra a unos 50 minutos al sureste de Delta Ceti.
Propiedades
Las franjas de color rojo y azul que se observan en las imágenes de M77 resaltan las regiones de formación estelar en sus brazos en espiral. Los cúmulos de gas caliente e ionizado, donde nacen nuevas estrellas, emiten un resplandor rojizo.
En contraste, las bandas oscuras de polvo que envuelven el núcleo estelar de la galaxia contribuyen a oscurecer su centro, un fenómeno típico de las galaxias Seyfert, un tipo de galaxias cuya característica principal es que tienen un núcleo extremadamente activo.
Un núcleo activo
Aunque sus brazos en espiral muestran también regiones brillantes, el núcleo de M77 es, sin duda, la fuente de la mayor parte de la energía que emite, siendo una de las galaxias más estudiadas debido a su naturaleza única y a la abundancia de información disponible sobre ella.
M77 es así un ejemplo típico de galaxia Seyfert, cuyo núcleo brillante y activo parece estar alimentado por un agujero negro supermasivo.
Este agujero negro tiene una masa estimada de aproximadamente 15 millones de veces la masa del Sol, y su intensa radiación es responsable de la luminosidad que caracteriza a M77, que es miles de veces más brillante que una galaxia promedio.
Galaxia «de la Aguja» (NGC 247) (Caldwell 62)
NGC 247, también conocida como Caldwell 62, es una galaxia espiral enana ubicada a unos 11 millones de años luz de la Tierra, en el «Grupo Escultor», el grupo de galaxias más cercano al Grupo Local. Fue descubierta por William Herschel en 1784.
Se encuentra a casi tres grados al sur de Beta Ceti. Su peculiar forma de «ojo de aguja» y sus características únicas hacen de NGC 247 un objeto interesante, aunque su magnitud 9.2 hace que sea difícil de observar en telescopios de aficionado.
El «Ojo de Aguja»
A pesar de su tamaño relativamente pequeño, NGC 247 presenta características fascinantes, entre las que destaca un misterioso vacío en su parte norte, conocido como el «Ojo de Aguja» de la galaxia.
Este vacío se debe a la escasez de gas en esa área, lo que impide la formación de nuevas estrellas. En su lugar, la zona está poblada por estrellas viejas, débiles y rojizas, que no han formado nuevas estrellas en más de mil millones de años.
Aunque los astrónomos aún no están seguros de cómo se formó este vacío, algunas investigaciones sugieren que podría ser el resultado de interacciones gravitacionales con otra galaxia.
Propiedades
El núcleo de la galaxia es visible como una mancha brillante y blanquecina, rodeada de estrellas, gas y polvo.
Las regiones de gas se encuentran principalmente en los brazos espirales de la galaxia, mientras que el polvo forma filamentos oscuros que se perfilan sobre el fondo de estrellas.
Gracias a observaciones realizadas con el Telescopio Espacial Hubble en visual, y el observatorio Chandra en rayos X, se ha descubierto una fuente ultraluminosa de rayos X en el centro de la galaxia.
Se cree que esta fuente proviene de un agujero negro de masa intermedia.
Esto ha suscitado un intenso debate sobre la naturaleza de estos agujeros negros, ya que son más grandes que los de masa estelar pero más pequeños que los gigantes que residen en los núcleos de las galaxias más grandes.
Galaxia NGC 1055
NGC 1055 es una galaxia espiral ubicada a unos 55 millones de años luz de la Tierra descubierta por William Herschel en 1783. Es una galaxia de gran interés debido a su estructura única y su proximidad a otras galaxias como NGC 1073 y NGC 1032.
Además, la presencia de Delta Ceti, una brillante estrella visible a simple vista, en la misma área del cielo, agrega un atractivo adicional a la observación de esta galaxia.
Se encuentra a solo 0,5 grados al nor-noreste de Messier 77, o a algo más de medio grado al este-noreste de Delta Ceti, formando parte de un pequeño grupo de galaxias.
Propiedades
Con un diámetro de aproximadamente 115.800 años luz, NGC 1055 es hasta un 15 % más grande que nuestra propia Vía Láctea, lo que la convierte en una de las galaxias más destacadas de su grupo.
A pesar de su estructura en espiral, NGC 1055 se muestra de canto, lo que le da un aspecto plano sin los característicos brazos en espiral que suelen ser visibles en otras galaxias.
Su núcleo prominente está cruzado por un ancho y oscuro filamento de polvo y gas, mientras que la estructura de los brazos espirales parece elevarse por encima del plano de la galaxia, ocultando la mitad superior del bulbo central.
Esta estructura podría haber sido influenciada por interacciones gravitacionales con una galaxia vecina, lo que ha causado torsiones en su forma.
En el centro de NGC 1055 se encuentra una fuente activa de radio, especialmente en las longitudes de onda del monóxido de carbono caliente, lo que sugiere una intensa formación estelar en la galaxia.
Aunque se considera que NGC 1055 tiene un núcleo transicional, existe la posibilidad de que sea un LINER (núcleo de emisión débil de radio), aunque esta hipótesis aún está siendo estudiada.
Grupo M77
La galaxia forma parte de un sistema binario con Messier 77 (NGC 1068), la otra galaxia dominante en el grupo. Juntas, estas dos galaxias son las más grandes del grupo y están separadas por unos 7 millones de años luz.
Además, la galaxia NGC 1055 se encuentra en una región rica en otras galaxias y es un objeto notable tanto para la observación visual como para el estudio a través de diferentes longitudes de onda, incluidas las observaciones en infrarrojo y rayos X.
Galaxia NGC 1073
NGC 1073 es una galaxia espiral barrada situada a unos 55 millones de años luz de la Tierra. Con un diámetro de unos 80 mil años luz, NGC 1073 presenta una barra central prominente y brazos espirales, aunque menos definidos que los de la Vía Láctea, que también es una espiral barrada.
Se encuentra a aproximadamente grado y medio al nor-noreste de Delta Ceti.
En las imágenes detalladas se pueden observar carriles oscuros de polvo, cúmulos jóvenes de estrellas azules brillantes, nebulosas de emisión rojizas formadas por hidrógeno ionizado y un núcleo brillante que probablemente alberge un agujero negro supermasivo.
Galaxia NGC 1087
NGC 1087 es una galaxia espiral ubicada a unos 80 millones de años luz de distancia. Fue observada como parte del programa «Physics at High Angular resolution in Nearby GalaxieS» (PHANGS).
NGC 1087 se encuentra a casi dos grados al este-sureste de Delta Ceti.
PHANGS
PHANGS es un proyecto que recoge observaciones de varios telescopios espaciales y terrestres, para estudiar todas las fases del ciclo de formación estelar.
Este ciclo comprende desde la creación de estrellas en nubes de gas polvoriento hasta la liberación de energía en el proceso que genera las complejas estructuras que se observan en esta galaxia.
Los resplandores rojizos corresponden principalmente a nubes de gas ionizado, como hidrógeno, oxígeno y azufre, lo que indica la presencia de estrellas recién nacidas. Por otro lado, las regiones azuladas en el fondo revelan la distribución de estrellas un poco más antiguas.
Galaxia «Sistema de Cetus» (IC 1613) (Caldwell 51)
IC 1613, también conocida como Caldwell 51, es una galaxia irregular enana miembro del Grupo Local de galaxias que se encuentra a solo 2,3 millones de años luz de la Tierra. Fue descubierta en 1906 por el astrofotógrafo alemán Max Wolf.
Se encuentra a más de 12 grados al norte-noroeste de Eta Ceti, muy cerca del borde septentrional con la constelación de Pisces.
Con una magnitud aparente de 9.9 y a pesar de su proximidad relativa, IC 1613 es uno de los objetos más difíciles de observar del catálogo Caldwell. Aparece como una mancha tenue y difusa en el cielo, incluso cuando se observa a través de telescopios de tamaño moderado.
Variables RR Lyrae
Una de las características más destacadas de IC 1613 es su contribución a la mejora de las mediciones de distancias a objetos más remotos.
A diferencia de muchas galaxias, IC 1613 está en su mayor parte libre de polvo, lo que permite una visión relativamente clara de las estrellas variables RR Lyrae que alberga, permitiendo a los astrónomos hacer mediciones de distancia precisas.
Las estrellas variables RR Lyrae son pulsantes, y sus periodos de pulsación están directamente relacionados con su luminosidad. La velocidad de sus pulsaciones permite a los astrónomos calcular su brillo intrínseco y, a su vez, estimar la distancia a la que se encuentran.
Las variables RR Lyrae funcionan así como «velas estándar» para determinar las distancias a objetos dentro del Grupo Local de galaxias.
Nebulosa planetaria «de la Calavera» (NGC 246) (Caldwell 56)
NGC 246, también conocida como Caldwell 56, es una nebulosa planetaria situada aproximadamente a 1.600 años luz de distancia. Fue descubierta por el astrónomo inglés William Herschel en 1785.
Se encuentra a unos 5 grados y medio al oeste sur-oeste de Eta Ceti, o a unos 6 grados al norte de Beta Ceti, cerca del centro del triángulo formado por Eta, Beta y Iota Ceti en la cola de La Ballena.
Con una magnitud aparente de 8, NGC 246 aparece como un tenue resplandor circular a través de telescopios de tamaño moderado. Unas pocas estrellas parecen estar superpuestas a la nebulosa.
Nebulosas planetarias
Su nombre proviene de su apariencia similar a un planeta cuando fue observada por primera vez a través de telescopios rudimentarios. Sin embargo, una nebulosa planetaria no es un planeta, sino la última etapa en la evolución de una estrella similar al Sol.
A medida que la estrella llega al final de su vida, pulsaciones y vientos estelares fuertes expulsan sus envolturas de gas.
El núcleo caliente y compacto de la estrella emite una intensa radiación, causando que el gas brille durante unos pocos decenas de miles de años antes de que la nebulosa se disuelva, dejando atrás una enana blanca como la que se encuentra en el centro de NGC 246.
Constelación de Pegaso (Pegasus)
La constelación de Pegaso (Pegasus) fue catalogada por primera vez por el astrónomo griego Ptolomeo en el siglo II. Limita con Acuario al sur, Pisces al este, Andrómeda al Norte y Cisne al Oeste.
Es fácilmente reconocible en el cielo por las cuatro estrellas que forman el famoso asterismo del «Gran Cuadrado»: Markab (Alfa), Scheat (Beta), Algenib (Gamma) y Alpheratz (Alfa Andromedae).
Mitología
Según la mitología griega, Pegaso era el caballo alado de Belerofonte, nacido de la sangre de Medusa. También Perseo, a lomos de Pegaso, rescató a Andrómeda de las fauces de Cetus, el monstruo marino.
El Exilio de Belerofonte
Belerofonte, príncipe de Corinto, vivió un destino trágico. Después de matar accidentalmente a su hermano Deliades, fue condenado al exilio, una carga que lo llevaría a recorrer tierras lejanas.
Durante uno de esos viajes, fue recibido como huésped por Preto, rey de Tirinto, sin saber que este encuentro cambiaría su vida para siempre.
Antea, la esposa de Preto, se prendó de la belleza y el valor de Belerofonte. Intentó seducirlo, pero él, fiel a su honor, la rechazó.
Herida en su orgullo, Antea lo acusó de haber intentado abusar de ella, sembrando en Preto una desconfianza mortal hacia su invitado.
Para no ensuciar sus manos, Preto envió a Belerofonte a la corte de Lobates, rey de Licia, con una carta que, en lugar de contener palabras de recomendación, pedía su ejecución.
Pero Lobates, sorprendido por el mensaje, no quiso asesinarlo directamente.
En lugar de ello, le asignó una misión imposible: debía enfrentarse a la Quimera, una bestia monstruosa con cabeza de león, cuerpo de cabra y cola de serpiente, que arrasaba los campos y devoraba al ganado, escupiendo fuego desde sus fauces.
La Quimera
Belerofonte acudió al templo de Atenea, donde rogó por la ayuda de la diosa. Sabía que la única manera de enfrentarse a la Quimera era capturar a Pegaso, el caballo alado nacido de la sangre de Medusa, cuando Perseo logró decapitarla.
Pegaso, una criatura salvaje y libre, solo podía ser domado con la intervención divina. Atenea entonces, apiadándose de su devoción, le entregó unas bridas de oro, y así, Belerofonte consiguió domar a Pegaso mientras este bebía de la fuente Pirene, en la Acrópolis de Corinto.
Montado sobre su nuevo compañero alado, Belerofonte voló hacia Licia, listo para hacerle frente a la temida Quimera.
Desde el cielo, Belerofonte lanzó una lanza con punta de plomo directamente en la boca de la bestia. Al entrar en contacto con el aliento ardiente de la Quimera, el plomo se derritió y descendió por su garganta, destruyendo sus entrañas y acabando con su vida.
Volando al Monte Olimpo
El éxito en esta y muchas otras hazañas llenó de orgullo a Belerofonte. Ya no se conformaba con ser un simple mortal; su ambición creció hasta desear un lugar entre los dioses.
Creyéndose digno de la inmortalidad, decidió volar al Monte Olimpo a lomos de Pegaso, esperando ser recibido como un igual por los inmortales. Sin embargo, Zeus, el rey de los dioses, observaba su soberbia con desagrado.
En un arrebato de furia, Zeus envió un tábano que picó a Pegaso, haciendo que el noble caballo se encabritara. Incapaz de controlar a su montura, Belerofonte perdió el equilibrio y cayó desde lo alto de los cielos.
Aunque sobrevivió a la caída, el héroe no salió ileso. La tragedia lo dejó cojo y ciego, y fue condenado a vagar por la llanura Aleya, sumido en la soledad y el arrepentimiento, lejos de la gloria que había soñado.
Relámpagos y truenos
Pegaso, en cambio, siguió ascendiendo, libre de su jinete. Zeus, en honor a su lealtad, lo inmortalizó en los cielos, convirtiéndolo en el portador de sus relámpagos y otorgándole un lugar en la constelación que lleva su nombre.
Desde entonces, cuando los cascos del portador de los relámpagos golpean el firmamento, se escucha el retumbar de los truenos. Y así es como los antiguos griegos explicaban que relámpagos y truenos siempre vayan juntos en las tormentas.
Estrellas principales
El patrón más reconocible de la constelación de Pegaso (Pegasus) es el asterismo del «Gran Cuadrado». Alpheratz (Alfa And), está en la esquina superior izquierda del «Gran Cuadrado», conectándolo con la constelación de Andrómeda.
Scheat (Beta Peg), está en la esquina superior derecha, con Matar (Eta Peg) justo encima y Sadalbari (Mu Peg) y Sadalnazi (Lambda Peg) justo abajo a su derecha.
Algenib (Gamma Peg) se encuentra en la esquina inferior izquierda y Markab (Alfa Peg), sen la esquina inferior derecha. A su derecha están Homam (Zeta Peg) y Biham (Theta Peg), terminando la constelación en Enif (Epsilon Peg), el hocico de Pegaso.
Enif (ε Peg, Epsilon Pegasi)
Enif, con una magnitud de 2.39, es la estrella más brillante de la constelación de Pegaso (Pegasus). Supera por poco a Markab (Alfa) y Scheat (Beta), ambas en el asterismo del «Gran Cuadrado». Se encuentra a una distancia de 670 años luz de la Tierra.
Aunque Enif es la estrella más brillante de la constelación de Pegaso (Pegasus), en el «Gran Cuadrado» es claramente superada por Alpheratz (2.06). Esta estrella pertenece en la actualidad a la constelación de Andrómeda, donde es más conocida como Alfa Andromedae.
«Enif» significa «la nariz» en árabe, en referencia al hocico del caballo alado de Perseo, con el que rescató a Andrómeda.
Características físicas
Enif es una supergigante de clase K (K2) naranja, con una temperatura de 4.460 K, una luminosidad 6.700 veces mayor que la del Sol y un diámetro 150 veces mayor que el solar, equivalente a la mitad de la órbita del planeta Venus.
Enif tiene una masa de unas 10 veces la del Sol y está fusionando helio en carbono y oxígeno, o está a punto de empezar a hacerlo. Al igual que Betelgeuse, podría explotar como supernova o convertirse en una rara y densa enana blanca de oxígeno y neón.
Enif parece formar parte de una familia de tres supergigantes muy similares, junto con las estrellas Sadalmelik (Alfa) y Sadalsuud (Beta), en la constelación de Acuario.
Los trillizos, tienen todos una luminosidad y distancia a la Tierra similares, por lo que podrían haber nacido juntos en el mismo grupo y separarse más de 100 años luz en los últimos 15 millones de años.
Scheat (β Peg, Beta Pegasi)
Con una magnitud de 2.42, Scheat es la segunda estrella más brillante de la constelación de Pegaso (Pegasus). Está situada en la esquina noroeste del famoso «Gran Cuadrado» y se encuentra a una distancia de 200 años luz de la Tierra.
«Scheat» significa «la espinilla» en árabe, aunque no tiene relación con el caballo, ya que el nombre fue tomado de otra constelación, aunque a veces se traduce como «la pata delantera».
Características físicas
Scheat es una gigante roja de clase M (M2.5) con un color anaranjado bastante notable, especialmente si se observa a través de prismáticos o telescopios.
Tiene una temperatura superficial relativamente baja de unos 3.700 K, es 1.500 veces más luminosa que el Sol y tiene un radio 95 veces el del Sol, equivalente al 70% de la órbita de Venus.
Como muchas gigantes rojas de su clase, Scheat es una estrella variable irregular, que cambia lentamente su magnitud aparente de 2.31 a 2.74, con una variación de medio punto de magnitud fácilmente visible a simple vista.
Scheat está rodeada por una fina envoltura de gas, producida por su intenso viento estelar, en la que se ha detectado vapor de agua.
Markab (α Peg, Alfa Pegasi)
Con una magnitud aparente de 2.49, Markab es la tercera estrella más brillante de la constelación de Pegaso (Pegasus). Está situada en la esquina suroeste del famoso «Gran Cuadrado» y se encuentra a una distancia de 140 años luz de la Tierra.
«Markab» proviene de una frase árabe que significa «la silla de montar» o «el hombro del caballo», según distintas traducciones.
Características físicas
Markab es una enana de clase B (B9) relativamente caliente, con una luminosidad total 205 veces mayor que la del Sol, una temperatura de 10.500 K y un radio 4,3 veces mayor que el del Sol.
Con poco más de tres masas solares, Markab está a punto de cesar la fusión de hidrógeno en su núcleo. Entonces se expandirá rápidamente, convirtiéndose en una gigante naranja. Luego se iluminará varias veces antes de convertirse finalmente en una enana blanca masiva.
Hay alguna evidencia del movimiento de Markab que sugiere la presencia de un pequeño compañero estelar. Markab se caracteriza por su normalidad, proporcionando un estándar de referencia con el que comparar otras estrellas.
Asterismos
Cuatro estrellas forman el «Gran Cuadrado de Pegaso»: Markab (Alfa) en la esquina suroeste, Scheat (Beta) en la noroeste, Algenib (Gamma) en la sureste y Alpheratz (Alfa Andromedae) en la noreste, esta última uniendo al Caballo Alado con Andrómeda.
Es un asterismo prominente que representa el cuerpo principal de Pegaso. Está formado por tres brillantes estrellas pertenecientes a la constelación de Pegaso (Pegasus) y Alpheratz (Alfa And), estrella perteneciente a la contigua constelación de Andrómeda.
Antiguamente Alpheratz se consideraba parte tanto de Pegaso como de Andrómeda, y marcaba tanto el ombligo del caballo como la parte superior de la cabeza de Andrómeda.
En efecto, en el siglo XVII, Johann Bayer le dio a esta estrella una designación dual: Alfa Andromedae y Delta Pegasi. Sin embargo, el nombre Delta Pegasi fue retirado hace mucho tiempo, conociéndose actualmente como Alfa Andromedae o Alpheratz.
Objetos más interesantes
En la constelación de Pegaso (Pegasus) se encuentra el «Gran cúmulo de Pegaso» (M15), un conocido objeto Messier. También podemos encontrar innumerables galaxias y cúmulos galácticos, siendo el más importante de ellos el famoso «Quinteto de Stephan».
- M15 (NGC 7078), cúmulo estelar «Gran cúmulo de Pegaso».
- NGC 7317-18a-18b-19-20 (Arp 319), cúmulo galáctico «Quinteto de Stephan».
- NGC 7331 (Caldwell 30), galaxia.
- NGC 7479 (Caldwell 44), galaxia «Hélice».
- NGC 7742, galaxia «Huevo Frito».
- NGC 7814 (Caldwell 43), galaxia «Pequeño Sombrero».
Cúmulo estelar «Gran cúmulo de Pegaso» (M15) (NGC 7078)
M15 es un cúmulo globular descubierto en 1746 por el astrónomo italiano Jean-Dominique Maraldi. Se encuentra a una distancia de unos 34 mil años luz de la Tierra y a unos 4 grados al noroeste de Enif (ε Peg).
Tiene una edad estimada de 13.200 millones de años, lo que le convierte en uno de los cúmulos globulares más antiguos que se conocen. Con una magnitud aparente de 6.2, M15 es observable con prismáticos, siendo septiembre el mejor mes para su observación.
Este cúmulo es también uno de los más densos y compactos, debido al colapso gravitatorio de su núcleo. Se cree que alberga un agujero negro de masa intermedia, con una masa de 4 mil veces la del Sol.
Además, M15 es fuente de rayos X, lo que refuerza la hipótesis de la presencia de este agujero negro. Fue también el primer cúmulo globular en el que se detectó una nebulosa planetaria, Pease 1, descubierta en 1928 por Francis G. Pease.
Pease 1 es una de las cuatro nebulosas planetarias conocidas dentro de un cúmulo globular, y aparece como un objeto azul brillante cerca del centro del cúmulo.
Cúmulo galáctico «Quinteto de Stephan» (NGC 7317-18a-18b-19-20) (Arp 319)
El Quinteto de Stephan, descubierto en el s.XIX en el observatorio de Marsella, es un grupo de cinco galaxias que abarca en el cielo un área de tan solo 4 minutos de arco. Conocido también como el «Grupo Compacto de Hickson 92» (HCG 92), se encuentra a unos 4 grados al noroeste de Matar (Eta Peg).
Aunque se le llama «quinteto», solo cuatro galaxias (NGC 7317, NGC 7318A, NGC 7318B y NGC 7319) están cerca unas de otras, a unos 290 millones de años luz. La quinta galaxia, NGC 7320, se encuentra sin embargo unas 7 veces más cerca, a 40 millones de años luz.
NGC 7319 alberga un agujero negro supermasivo con una masa 24 millones de veces mayor que la del Sol. Este agujero negro acumula material activamente y emite energía equivalente a 40 mil millones de soles.
NGC 7319 es una espiral barrada, con brazos espirales distintivos, que alberga cúmulos estelares. Las galaxias NGC 7318A y NGC 7318B parecen tener dos núcleos, rodeados de cúmulos estelares jóvenes.
Por otra parte, NGC 7317 es una galaxia elíptica que parece menos afectada por las interacciones gravitatorias. En contraste con todas con ellas, NGC 7320 muestra estallidos de formación estelar, confirmando su mayor proximidad a la Tierra.
Este conjunto es un «laboratorio» para estudiar procesos fundamentales en la evolución de las galaxias. Los grupos compactos como este podrían haber sido más comunes en el Universo temprano, cuando los agujeros negros energéticos, como el de NGC 7319, alimentaban quásares.
Galaxia NGC 7331 (Caldwell 30)
NGC 7331 es una galaxia espiral sin barra a unos 45 millones de años luz, descubierta en 1784 por William Herschel. Se encuentra a tan solo medio grado al norte del Quinteto de Stephan y a unos 4,5 grados al noroeste de Matar (Eta Peg).
Un análogo cercano de la Vía Láctea
A pesar de no estar incluida en el catálogo Messier, NGC 7331 es uno de los análogos más cercanos a nuestra Vía Láctea, y su estudio nos ayuda a comprender mejor la evolución galáctica.
En efecto, NGC 7331 es una galaxia similar a la Vía Láctea en tamaño, forma y masa, con una tasa comparable de formación estelar, un número similar de estrellas y un agujero negro supermasivo en su centro.
Sin embargo, y a diferencia de la Vía Láctea, NGC 7331 carece de una «barra» de estrellas y su núcleo gira en dirección opuesta al disco galáctico.
El grupo «Deer Lick»
NGC 7331 es la galaxia más brillante del grupo «Deer Lick», que incluye otras galaxias como NGC 7335, NGC 7336, NGC 7337 y NGC 7340.
El astrónomo aficionado Tom Lorenzin nombró al grupo en honor a su lugar de observación favorito, el «Deer Lick Gap». Este lugar está ubicado en las Montañas Blue Ridge, en Carolina del Norte, Estados Unidos.
Estas galaxias de fondo parecen cercanas en el cielo, pero están a una distancia aproximadamente diez veces mayor que NGC 7331. Su alineación con la galaxia principal es una coincidencia visual.
NGC 7331 es conocida por su inclinación, lo que genera imágenes con una fuerte sensación de profundidad. En sus brazos espirales se encuentran cúmulos estelares y regiones activas de formación estelar, mientras que su centro alberga estrellas más antiguas.
Galaxia «Hélice» (NGC 7479) (Caldwell 44)
NGC 7479, o galaxia «Hélice», es una galaxia espiral barrada descubierta en 1784 por William Herschel. Se encuentra a una distancia de unos 105 millones de años luz, a casi 3 grados al sureste de Markab (α Peg).
Con una magnitud de 10.8, es visible solo con telescopios medianos o grandes, especialmente en el otoño del hemisferio norte o primavera del hemisferio sur.
NGC 7479 es una galaxia tipo SBb(s), caracterizada por una barra central prominente de la que parten sus brazos espirales en ángulos rectos. Estos brazos forman una «S» invertida que gira en sentido antihorario.
Curiosamente, la galaxia emite un chorro de radiación en longitudes de onda de radio que gira en dirección opuesta a sus brazos, lo que se cree es resultado de una fusión galáctica previa.
Dos recientes supernovas
En el núcleo de NGC 7479 hay un agujero negro supermasivo que se alimenta de grandes cantidades de gas, y la galaxia ha albergado dos supernovas recientes, una en 1990 y otra en 2009.
Estas explosiones han enriquecido el entorno galáctico con material estelar, que está siendo reciclado en una intensa actividad de formación estelar. Son así muchas las estrellas jóvenes y brillantes que surgen en sus brazos espirales y disco galáctico.
Galaxia «Huevo Frito» (NGC 7742)
La galaxia espiral NGC 7742, apodada como el «huevo frito» por su apariencia, es una pequeña galaxia a una distancia de 72 millones de años luz y a unos 8,5 grados al suroeste de Algenib (Gamma Peg).
NGC 7742 es un ejemplo de galaxia Seyfert, con un núcleo altamente energético que emite radiación comparable a la de los quásares. Este núcleo contiene un potente emisor de rayos X, posiblemente un agujero negro.
El núcleo de la galaxia, que aparece como una gran «yema» amarilla en el centro, está rodeado por un anillo grueso e irregular de intensa formación estelar. Este anillo se encuentra a unos 3 mil años luz de distancia del centro.
También se observan de manera tenue los brazos espirales de la galaxia y una banda difusa de material que rodea el anillo, posiblemente el remanente de una región que fue muy activa en la formación estelar.
Galaxia «Pequeño Sombrero» (NGC 7814) (Caldwell 43)
NGC 7814 o «Pequeño Sombrero», es una galaxia espiral vista de canto desde la Tierra. Fue descubierta en 1784 por el astrónomo británico William Herschel y se encuentra a unos 2 grados al oeste de Algenib (Gamma Peg).
Se distingue por su brillante abultamiento central, un delgado disco de polvo, y un halo de gas y estrellas que se extiende hacia el espacio. Recibe el apodo de «Pequeño Sombrero» en referencia a la galaxia «Sombrero» (M104), descubierta por Pierre Méchain en 1781.
Aunque ambas galaxias tienen un tamaño similar, «Sombrero» parece más grande debido a que está más cerca, a 28 millones de años luz. «Pequeño Sombrero», sin embargo, se encuentra a 40 millones de años luz.
Con una magnitud de 10.5, «Pequeño Sombrero» es más difícil de localizar que M104. No obstante, su extensión de 80 mil años luz la convierte en una galaxia observable con un telescopio de al menos 7 pulgadas de diámetro.
Constelación de Perseo (Perseus)
La constelación de Perseo (Perseus) está situada al suroeste de la constelación de Casiopea o al sureste de Andrómeda. Prolongando en línea recta una vez la distancia entre Mirach y Almach, ambas en Andrómeda, llegamos a Mirfak, la estrella más brillante de Perseo.
Fue catalogada por Ptolomeo en el siglo II y es conocida desde la antigüedad por su asociación con la mitología griega, formando parte de un grupo de constelaciones relacionadas con la leyenda de Perseo y Andrómeda.
Mitología
La constelación de Perseo (Perseus) simboliza al héroe griego del mismo nombre. Este se representa armado con el casco de invisibilidad de Hades, la espada de Hefesto, la Égida de Atenea y sosteniendo la cabeza de Medusa en una mano.
El rey Acrisio
Acrisio, rey de Argos y abuelo de Perseo, escuchó del oráculo que un día su nieto lo mataría. Temeroso, encerró a su hija Dánae en una torre de bronce para evitar que tuviera descendencia.
Pero el poderoso Zeus, impresionado por la belleza de Dánae, se transformó en una lluvia dorada que atravesó las paredes de bronce y la dejó encinta de Perseo.
Cuando Acrisio descubrió al niño, lo arrojó al mar en un cofre junto a su madre, con la esperanza de deshacerse de ellos. Sin embargo, el destino los protegió. Las olas llevaron el cofre hasta la isla de Sérifos, donde el bondadoso pescador Dictis los rescató.
El rey Polidectes
Dictis los acogió como su familia, pero su hermano, el rey Polidectes, tenía otros planes. Enamorado de Dánae, quería deshacerse de Perseo para cortejarla sin obstáculos.
Un día, Polidectes fingió organizar su boda y pidió regalos a los hombres de la isla. Perseo, orgulloso y sin riquezas que ofrecer, prometió traerle un regalo único: la cabeza de Medusa, la temible Gorgona.
Medusa era un monstruo con cabellos de serpiente y una mirada que transformaba a cualquiera en piedra. Polidectes aceptó, pensando que Perseo jamás regresaría.
La gorgona Medusa
El joven héroe, sin embargo, recibió la ayuda de los dioses. Atenea, la diosa de la sabiduría, le dio la Égida, un escudo brillante como un espejo. Hermes, el mensajero de los dioses, le ofreció unas sandalias aladas para volar y una espada curvada de excepcional filo, forjada por Hefesto.
Hades, el señor del inframundo, le prestó un casco que lo hacía invisible. Además, las ninfas le dieron una bolsa mágica donde guardar la cabeza de Medusa.
Con estas herramientas, Perseo comenzó su travesía. Primero buscó a las Grayas, tres ancianas que compartían un solo ojo y un diente. Astuto, les arrebató el ojo y el diente, exigiendo información sobre el paradero de las Gorgonas.
Las Grayas, incapaces de ver ni comer, cedieron y lo guiaron al hogar de Medusa.
Al llegar, Perseo encontró a Medusa durmiendo, rodeada de sus hermanas inmortales. Usando la Égida como espejo para evitar su mirada mortal, se acercó con cuidado. En un movimiento rápido y certero, decapitó a Medusa con su espada.
De su cuello brotaron Pegaso, el caballo alado, y Crisaor, un gigante dorado. Con la cabeza de Medusa en la bolsa mágica, Perseo escapó, invisibilizándose con el casco cuando las hermanas de Medusa despertaron furiosas.
El rescate de Andrómeda
En su camino de regreso, Perseo vio a una joven encadenada a una roca junto al mar. Era Andrómeda, hija de Cefeo y Casiopea, reyes de Etiopía. Casiopea había ofendido a las Nereidas al presumir que su belleza superaba la de ellas.
Ofendidas, las ninfas pidieron a Poseidón que castigara al reino, y el dios envió a Ceto, un monstruo marino, para devastar la región. Para apaciguarlo, Cefeo y Casiopea ofrecieron a su hija como sacrificio.
Perseo, cautivado por la belleza de Andrómeda, prometió salvarla a cambio de su mano en matrimonio. Cuando el monstruo emergió de las aguas, Perseo lo enfrentó y, en el momento final, utilizó la cabeza de Medusa para convertirlo en piedra, salvando a Andrómeda.
Cefeo y Casiopea, agradecidos, cumplen su promesa y aprueban la boda entre Perseo y Andrómeda. Sin embargo, no todos están contentos con esta unión.
Fineo, tío de Andrómeda, quien estaba comprometido previamente con ella, se siente traicionado y organiza un ataque contra Perseo en su banquete de bodas. Perseo, sin embargo, utiliza de nuevo la cabeza de Medusa, convertiendo a Fineo y a sus seguidores en piedra.
Al regresar a Sérifos, Perseo encontró a su madre acosada por Polidectes. Sin dudar, entró en el palacio y mostró la cabeza de Medusa, petrificando al tirano y a sus seguidores.
Luego entregó el trono a Dictis y regresó a Argos con su madre y su esposa.
La profecía se cumple
Durante unos juegos deportivos en Larisa, Perseo lanzó un disco que, por accidente, golpeó y mató a su abuelo Acrisio, cumpliendo la antigua profecía.
La constelación de Perseo recuerda así sus hazañas. Allí, entre las estrellas, Perseo sostiene la cabeza de Medusa, simbolizada por Algol, cuyo brillo variable refleja la naturaleza inquietante de la mirada de Medusa.
Cerca de Perseo están las constelaciones de Andrómeda, Cefeo, Casiopea, Pegaso y Ballena (Ceto), como eterno testimonio de su legado.
Estrellas principales
A diferencia de la mayoría de las otras constelaciones, las estrellas de Perseo están ligadas gravitacionalmente, lo que crea una figura coherente en el firmamento.
Perseo es quizás más conocida por la binaria eclipsante Algol, pero también alberga otros objetos destacados, como agrupaciones de calientes estrellas azuladas conocidas como «asociaciones OB» por las clases estelares O y B que contienen.
A diferencia de los cúmulos gravitacionalmente unidos, estas asociaciones se desintegran rápidamente, ya que las estrellas se alejan unas de otras. Una de ellas es la «Asociación Alfa Persei», centrada en Mirfak, la estrella alfa de la constelación.
Otra más distante es la «Asociación OB2», en la que destaca tanto la estrella Zeta Persei que el grupo también es conocido como la «Asociación Zeta Per».
Miram, en la cabeza de Perseo, es un precioso sistema binario similar a Albireo en el Cisne, con una estrella de color amarillo dorado y otra azul. El sistema tiene una magnitud combinada de 3,76 y se encuentra a 1.300 años luz de la Tierra.
Mirfak (Algenib) (α Per, Alfa Persei)
Con una magnitud de 1.82, Mirfak es la estrella más brillante de la constelación de Perseo (Perseus). Se encuentra a una distancia de 590 años luz de la Tierra.
El nombre «Mirfak» no tiene relación con el héroe Perseo, sino que proviene de una larga frase árabe que significa «el codo de las Pléyades». Esta estrella tambien se llama «Algenib», que en árabe significa «costado».
Mirfak es una supergigante de clase F (F5) con una temperatura de 6.180 K. Tiene una luminosidad 5 mil veces mayor que la del Sol, un radio 62 veces más grande que el solar y unas 7-8 masas solares.
Mirfak es importante porque se encuentra justo en el límite de las estrellas conocidas como variables Cefeidas, estrellas pulsantes cuyos períodos están relacionados con sus luminosidades. Por ello, Mirfak es fundamental para definir la naturaleza de estas estrellas.
Algol (β Per, Beta Persei)
Con una magnitud de 2.05, Algol es la segunda estrella más brillante de la constelación de Perseo (Perseus). Se encuentra a una distancia de 90 años luz de la Tierra.
En la mitología griega, Algol representa la cabeza de Medusa, con la que Perseo convirtió a Cetus en piedra. Su nombre árabe es «al Ghul», que significa «el demonio» y durante siglos se consideró una estrella de mala suerte.
Algol es una estrella enana blanco-azulada de clase B (B8) en la secuencia principal, con una temperatura de 12.500 K. Es 95 veces más luminosa que el Sol y 3,5 veces más masiva.
Sistema Triple
Cada 2,8 días, el brillo de Algol cae en cuestión de solo unas pocas horas desde la magnitud 2.1 hasta la magnitud 3.4, apenas un 30 % de su brillo normal. La causa de esta caída repentina del brillo es un eclipse estelar.
Aunque esta súbita variación de brillo fue descubierta en 1667, probablemente era conocida mucho antes. Esto explicaría la mala reputación de Algol como la estrella del demonio, o estrella de la mala suerte.
Algol es en realidad un sistema triple, formado por β Per A, β Per B y β Per C.
La compañera β Per B de la estrella principal β Per A es una estrella gigante mucho más tenue, de clase K y color amarillo-anaranjado. Su temperatura superficial es de 4.500 K y tiene una luminosidad 4,5 veces la solar.
β Per A, con 2,9 radios solares, es más pequeña que la gigante K β Per B, con 3,5 radios solares. En cada órbita, cuando β Per B, más tenue y grande, pasa frente a β Per A, ocurre un eclipse profundo.
El eclipse es solo parcial, ya que parte de la luz de la estrella principal sigue brillando intensamente.
β Per C, el tercer miembro del sistema, es una estrella de clase A o F con 1,8 masas solares. Orbita a unas 3 UA de distancia alrededor del par β Per A y B, con un período de 1,86 años.
La paradoja de Algol
Algol es famosa como prototipo de la clase de estrellas dobles eclipsantes, de las cuales se conocen miles. Estas estrellas son de gran importancia, puesto que nos proporcionan información sobre masas y dimensiones estelares.
Pero Algol también es célebre por la llamada «paradoja de Algol». De acuerdo con los modelos de evolución estelar, las estrellas más masivas consumen su combustible nuclear más rápidamente y evolucionan más rápido que las menos masivas.
Esto implica que la estrella más masiva debería ser la primera en abandonar la secuencia principal y convertirse en una gigante. Sin embargo, en Algol, ocurre lo contrario: la estrella menos masiva, β Per B, es la más evolucionada.
En efecto, β Per B, la compañera de Algol, es una estrella gigante moribunda con solo 0,81 masas solares, siendo más evolucionada y menos masiva que β Per A, que tiene 3,5 masas solares y aún se encuentra en la secuencia principal.
El lóbulo de Roche
A medida que β Per B se convirtió en una gigante, su atmósfera exterior alcanzó el límite de su lóbulo de Roche (la región de influencia gravitatoria dominada por la estrella). Una vez que ocurrió esto, la materia comenzó a transferirse desde β Per B hacia β Per A, debido a las fuerzas gravitatorias.
La transferencia de masa hizo que β Per A ganara una cantidad significativa de materia, convirtiéndose en la estrella más masiva del sistema. Mientras tanto, β Per B perdió gran parte de su masa, convirtiéndose en una subgigante o gigante y deteniéndose su evolución.
En el presente, β Per A es más masiva, pero sigue en la secuencia principal porque ha ganado masa nueva que extiende su vida. Por otro lado, β Per B, aunque menos masiva, está más evolucionada debido a su historia previa como la estrella originalmente más masiva.
ζ Per (Zeta Persei)
Con una magnitud de 2.85, Zeta Persei es la tercera estrella más brillante de la constelación de Perseo (Perseus). Se encuentra a una distancia de 980 años luz de la Tierra y pertenece a la asociación OB2 de Perseo.
Zeta Persei es una supergigante azul ultraluminosa y caliente (23 mil K) de clase B (B1) que irradia 105 mil luminosidades solares desde una esfera 21 veces el diámetro del Sol y tiene una masa 19 veces la solar.
Con una edad de nueve millones de años, esta supergigante ha comenzado a morir, habiendo agotado el hidrógeno de su núcleo. Su destino es explotar como supernova.
Se trata de un sistema triple, con Zeta Per B y E como estrellas acompañantes de Zeta Per A. Sus otras «compañeras», C y D, no son físicas, sino simples coincidencias de línea de visión.
Su vecina real más brillante, Zeta Persei B, es una estrella de magnitud 9.16 de clase B (B8), clasificada como subgigante moribunda. Probablemente sea una enana que aún fusiona hidrógeno y que orbita a al menos 3.900UA, tardando al menos 50 mil años en completar una órbita.
La más tenue, Zeta Persei E, es una estrella de magnitud 9.90 de clase A (A2). Se encuentra a al menos 36 mil UA y tarda al menos 1,5 millones de años en completar su órbita.
Asterismos
El asterismo «Cabeza de la Gorgona» está formado por cuatro estrellas que representan la cabeza de la Gorgona: Gorgonea Prima o Algol (Beta Persei), Gorgonea Secunda (Pi Persei), Gorgonea Tertia (Rho Persei) y Gorgonea Quarta (Omega Persei).
Gorgonea Prima o Algol (Beta Persei), también conocida como la «Estrella del Demonio», marca junto con Gorgonea Tertia (Rho Persei) los ojos de la Gorgona. Gorgonea Secunda (Pi Persei) marca la frente y Gorgonea Quarta (Omega Persei) la nariz de la Gorgona.
Objetos más interesantes
La constelación de Perseo (Perseus) alberga la famosa estrella variable Algol, conocida como la «estrella del demonio», y el doble cúmulo de Perseo, posiblemente el más espectacular del cielo del hemisferio norte.
También alberga dos conocidos objetos del catálogo Messier: Un cúmulo abierto y una nebulosa planetaria.
- NGC 869 y NGC 884 (Caldwell 14), Pareja de cúmulos abiertos «Doble Cúmulo de Perseo».
- M34 (NGC 1039), cúmulo abierto.
- NGC 1245, cúmulo abierto «Patricio Estrella».
- NGC 1342, cúmulo abierto «Pequeño Escorpio».
- Melotte 20, cúmulo abierto «Alfa Persei».
- NGC 1333, nebulosa «Embrionaria» o «Tiara Fantasma».
- NGC 1491, nebulosa «Huella Fósil».
- NGC 1499, nebulosa «California».
- NGC 1579, nebulosa «Trífida del Norte».
- M76 (NGC 650/651), nebulosa planetaria «Pequeña Dumbbell».
- NGC 1023, galaxia.
- NGC 1275 (Caldwell 24), galaxia «Perseo A».
Pareja de cúmulos «Doble Cúmulo de Perseo» (NGC 869/NGC 884) (Caldwell 14)
NGC 869 y NGC 884, conocidos como h y χ Persei respectivamente, forman el impresionante doble cúmulo de Perseo. Es conocido desde tiempos prehistóricos, y fue catalogado por primera vez en el año 130 a.C. por el astrónomo griego Hiparco.
Situado a una distancia de unos 7 mil años luz de la Tierra, el doble cúmulo de Perseo tiene un diámetro de cerca de un grado en el cielo, con cada cúmulo ocupando aproximadamente medio grado. Se encuentra a unos 4,5 grados al noroeste de Miram (Eta Persei).
Con magnitudes aparentes de 5.3 (NGC 869) y 6.1 (NGC 884), este doble cúmulo es visible a simple vista en cielos oscuros. No obstante, la mejor forma de apreciarlo en su totalidad es mediante el uso de prismáticos o telescopios pequeños con oculares de bajo aumento.
Propiedades
NGC 869 (izquierda) es más compacto y contiene más de 200 estrellas, principalmente de color blanco y azul. NGC 884 (derecha), de menor densidad, tiene alrededor de 150 estrellas similares en color.
Las estrellas más brillantes del doble cúmulo de Perseo son de tipo espectral B0, lo que indica temperaturas muy altas y una juventud extrema. Efectivamente, NGC 869 tiene una edad estimada de solo 5,6 millones de años, mientras que NGC 884 tiene unos 3,2 millones de años.
Ambos cúmulos forman parte de la asociación Perseus OB1 y están separados por solo unos cientos de años luz, lo que sugiere un origen común en la misma región de formación estelar.
Cúmulo M34 (NGC 1039)
M34, también conocido como NGC 1039, es un cúmulo abierto ubicado a unos 1.500 años luz de la Tierra. Descubierto antes de 1654 por Giovanni Batista Hodierna, fue posteriormente incluido en el catálogo Messier en 1764.
Se encuentra al norte de la línea imaginaria que une Algol en Perseo y Almach en Andrómeda, un poco antes de la mitad de esa distancia. Puede localizarse también a unos 5 grados al noroeste de Algol (Beta Persei).
Con una magnitud aparente de 5.2, M34 puede observarse a simple vista bajo cielos oscuros como una ligera mancha luminosa.
Propiedades
M34 tiene un tamaño aparente de 35 minutos de arco en el cielo, similar al diámetro de la Luna llena. Este tamaño aparente corresponde a un diámetro real de unos 15 años luz.
Este cúmulo alberga entre 100 y 400 estrellas, todas formadas a partir de la misma nube de gas y polvo hace entre 200 y 250 millones de años.
Esto lo convierte en un cúmulo relativamente joven en términos astronómicos, especialmente si se compara con los cúmulos globulares, que suelen tener miles de millones de años.
Cúmulo «Patricio Estrella» (NGC 1245)
NGC 1245 es un cúmulo abierto situado a aproximadamente 9.780 años luz de la Tierra. Fue descubierto por William Herschel en 1786. Está situado a unos 3 grados al oeste de Mirfak (Alfa Persei), a mitad de la linea imaginaria que une esta con Kappa Persei.
Con una magnitud aparente de aproximadamente 8.4, NGC 1245 es demasiado tenue para poder verse a simple vista, pero es visible con prismáticos.
Propiedades
Contiene unas 200 estrellas en un diámetro de unos 27 años luz, las más brillantes de magnitud aparente 12. Estas estrellas se formaron juntas en la misma nube molecular, lo que confiere al cúmulo una homogeneidad en términos de edad y metalicidad.
NGC 1245 tiene una antigüedad estimada de mil millones de años, una edad avanzada para un cúmulo abierto.
Esto implica que muchas de sus estrellas más masivas han agotado su combustible nuclear y han evolucionado fuera de la secuencia principal, dejando tras de sí una población de estrellas gigantes y de tipo intermedio.
El cúmulo también muestra evidencias de segregación de masas, un fenómeno dinámico en el que las estrellas más masivas tienden a concentrarse en el núcleo del cúmulo, mientras que las estrellas de menor masa se distribuyen hacia las regiones exteriores, o incluso son expulsadas por interacciones gravitacionales.
Este proceso es común en cúmulos abiertos de edades avanzadas y sugiere que NGC 1245 podría haber perdido parte de sus estrellas menos masivas con el tiempo.
Cúmulo «Pequeño Escorpio» (NGC 1342)
NGC 1342, tambien conocido «Pequeño Escorpio» o «Mantarraya», es un cúmulo abierto ubicado a una distancia de entre 1.700-2.170 años luz de la Tierra. Fue descubierto por William Herschel en 1799.
Con una magnitud aparente de 6.7, es difícilmente visible a simple vista, aunque puede verse con prismáticos. Se encuentra a unos 6 grados al sureste de Algol (β Persei), casi a mitad de camino entre esta y ζ Per (Zeta Persei).
Propiedades
NGC 1342 contiene entre 50-100 estrellas, y tiene una edad estimada de entre 400-450 millones de años, por lo que es relativamente joven en términos astronómicos, aunque ya ha atravesado una parte significativa de su vida útil.
Su edad lo coloca en una etapa evolutiva en la que algunas de sus estrellas más masivas ya han comenzado a evolucionar fuera de la secuencia principal, lo que genera un espectro de estrellas de diferentes tipos.
Cúmulo «Alfa Persei» (Melotte 20)
El Cúmulo de Alfa Persei, también conocido como Melotte 20 o Collinder 39, es un cúmulo abierto a una distancia de entre 560-601 años luz de la Tierra. Fue inicialmente catalogado por Giovanni Batista Hodierna antes de 1654, e incluido en el catálogo Melotte en 1915.
Aunque en un principio se pensó que era una nebulosa, fue descrito en 1920 como un cúmulo estelar por Sir Arthur Eddington, un destacado astrónomo y físico británico, conocido principalmente por sus trabajos sobre la teoría de la relatividad.
Propiedades
Este cúmulo se distingue por la fuerte asociación física entre muchas de sus estrellas, lo que le otorga una prominencia notable en el cielo nocturno.
El miembro más brillante del cúmulo es Mirfak (α Persei), la estrella alfa de la constelación. A su alrededor se encuentran otras estrellas brillantes, como Delta Persei y Sigma Persei, todas de color azul debido a su tipo espectral B.
Estas estrellas de alta luminosidad contribuyen a la visibilidad del cúmulo, que con una magnitud relativa de 1.2 se puede observar fácilmente a simple vista, especialmente en cielos oscuros.
Con una edad de aproximadamente 50 millones de años, este cúmulo es relativamente joven, y contiene estrellas masivas y calientes de tipo espectral O y B, lo que lo clasifica como una Asociación OB.
Nebulosa «Embrionaria» o «Tiara Fantasma» (NGC 1333)
NGC 1333 es una nebulosa de reflexión situada en el borde occidental de la nube molecular de Perseo. Fue descubierta por el astrónomo alemán Eduard Schönfeld en 1855 y se encuentra a una distancia de unos 770 años luz.
Se encuentra a unos 3 grados y medio al oeste de Zeta Persei.
Formación estelar
Esta región se caracteriza por su intensa actividad de formación estelar, siendo una de las áreas mejor estudiadas de este tipo. La nebulosa está dominada por tonos azulados, típicos de la luz estelar reflejada en el polvo interestelar.
La estrella BD +30 549, de tipo espectral B8, ilumina la nebulosa y constituye un elemento clave en la región. NGC 1333 no solo incluye la nebulosa óptica, sino también la nube molecular y un cúmulo estelar joven asociado.
Este cúmulo contiene cientos de estrellas con menos de un millón de años de antigüedad, muchas de las cuales están ocultas a los telescopios ópticos debido al polvo interestelar.
La mayoría de las estrellas en la región se encuentran en etapas pre-secuencia principal, aún inmersas en el gas y polvo de la nube que las formó.
Objetos Herbig-Haro
NGC 1333 es conocida por albergar numerosos objetos Herbig-Haro (HH), estructuras generadas por choques de gas emitido por estrellas jóvenes a lo largo de sus ejes de rotación.
Se han catalogado más de 25 de estos objetos en la región, lo que confirma su naturaleza como un entorno dinámico de formación estelar. Estos objetos son efímeros en términos astronómicos, con una vida de solo unos pocos miles de años.
Este entorno caótico se asemeja al que se cree que existió durante la formación de nuestro propio Sol hace más de 4.500 millones de años, convirtiendo a NGC 1333 en un valioso laboratorio para estudiar los procesos de formación estelar.
Nebulosa «Huella Fósil» (NGC 1491)
NGC 1491, también conocida como la Nebulosa de la Huella Fósil, es una región H II a una distancia de unos 10 mil años luz de la Tierra. Se encuentra a unos 5 grados al noreste de Delta Persei, o a 6 grados al este-noreste de Mirfak.
El nombre de «Huella Fósil» se debe a que en las imágenes astronómicas ciertas áreas de la nebulosa parecen recordar la marca de una huella en el espacio.
NGC 1491 es una nebulosa de emisión caracterizada por su intenso brillo rojizo, resultado de la ionización del hidrógeno presente en su composición.
Esta ionización es causada por la radiación ultravioleta emitida por una estrella central masiva de tipo espectral O, cuya elevada temperatura y luminosidad energizan el gas circundante.
Propiedades
La estructura de NGC 1491 es notablemente compleja. Los intensos vientos estelares generados por la estrella han esculpido cavidades en el gas y polvo interestelar, comprimiendo ciertas regiones y creando formas intrigantes.
Este fenómeno ha originado una cavidad alrededor de la estrella central, donde el material ha sido despejado, permitiendo que las emisiones de hidrógeno ionizado (Hα) dominen visualmente la nebulosa.
Estas estructuras, junto con su coloración rojiza y las interacciones dinámicas del gas y el polvo, hacen de NGC 1491 un objeto fascinante para el estudio y la observación astronómica.
Nebulosa «California» (NGC 1499)
NGC 1499, conocida como la nebulosa «California» porque su forma recuerda la silueta de dicho estado estadounidense. Es una nebulosa de emisión descubierta en 1885 por el astrónomo estadounidense Edward Emerson Barnard.
Se encuentra cerca de las Pléyades, a menos de un grado al nor- noreste de Menkib (Xi Persei). Por su bajo brillo superficial, es difícil de observar mediante telescopios convencionales.
Sin embargo, la nebulosa «California es un objeto popular en Astrofotografía, gracias a su gran tamaño (unos 2,5 grados de extensión equivalentes a 5 lunas llenas) y color distintivo.
Propiedades
La nebulosa «California» tiene una extensión de 100 años luz y encuentra a una distancia estimada de mil años luz de la Tierra, en el «Brazo de Orión» de la Vía Láctea, donde también se encuentra nuestro sistema solar.
El característico resplandor rojizo de la nebulosa se debe a la recombinación de los átomos de hidrógeno, previamente ionizados por la intensa radiación ultravioleta de estrellas cercanas.
La principal responsable de esta ionización es Menkib (Xi Persei), una gigante azul caliente de tipo espectral O situada al borde de la nebulosa. La luz de Xi Persei energiza el gas circundante, generando las emisiones de hidrógeno que dominan el espectro visible de NGC 1499.
Nebulosa «Trífida del Norte» (NGC 1579)
NGC 1579, también conocida como la «Trífida del Norte», es una gran región de gas y polvo ubicada a unos 2.100 años luz de distancia de la Tierra. A menudo se compara con la más famosa Nebulosa Trifida (Messier 20) debido a su apariencia similar.
Se encuentra a unos 6,5 grados al este de Menkib (Xi Persei), aproximadamente a la mitad de la distancia de la línea imaginaria que une esta última con Hassaleh (Iota Aurigae).
Propiedades
NGC 1579 es una región de formación estelar, con un diámetro de unos 3 años luz, rica en estrellas jóvenes y calientes responsables de su resplandor azul. Estas estrellas emiten una fuerte radiación que provoca que el gas circundante se ionice y brille intensamente.
La nebulosa está llena de densas bandas de polvo, especialmente visibles en las regiones centrales, donde el contraste entre las nebulosas de reflexión azules y el resplandor rojo del hidrógeno ionizado es llamativo.
Sin embargo, a diferencia de la Trífida que emite luz roja debido a la excitación del gas hidrógeno por radiación UV, el resplandor rojizo de NGC 1579 resulta de la dispersión de la luz por el polvo que rodea a las estrellas jóvenes y masivas.
Un sistema binario en particular, llamado EM* LkHA 101, es el responsable de ello. Este sistema binario es aproximadamente 5 mil veces más brillante que nuestro Sol y está rodeado por un cúmulo de estrellas más débiles.
Nebulosa «Pequeña Dumbbell» (M76) (NGC 650/651)
M76, también conocida como «Pequeña Dumbell (Haltera)» o NGC 650/651, es una nebulosa planetaria a una distancia entre 3-5 mil años luz de la Tierra descubierta en 1780 por Pierre Méchain.
M76 Se encuentra a menos de un grado al norte de φ Per y una magnitud aparente de 12, es uno de los objetos más débiles y difíciles de observar del catálogo Messier.
Debido a su débil brillo y pequeña extensión, se necesitan telescopios de al menos 8 pulgadas para observar su estructura. El uso de filtros OIII ayuda a mejorar la visibilidad de los detalles, como ocurre con otras nebulosas planetarias.
M76 es uno de los cuatro objetos de este tipo del catálogo Messier, junto a M27 (Nebulosa Dumbbell o Nebulosa de la Haltera), M57 (Nebulosa del Anillo) y M97 (Nebulosa de la Lechuza).
Durante muchos años se pensó que M76 eran en realidad dos nebulosas muy próximas, de ahi que conserve los números 650 y 651 del catálogo NGC.
Propiedades
La nebulosa planetaria M76 es una envoltura de gas expandido. con un diámetro superior a un año luz, que rodea a una estrella moribunda similar al Sol. Su forma de doble lóbulo le da el aspecto de una haltera, de ahí su nombre.
Esta estrella central moribunda puede identificarse en imágenes como una estrella azul en el centro del área más brillante de la nebulosa.
En realidad la nebulosa tiene una forma parecida a un donut, pero desde nuestra perspectiva la vemos casi de canto, lo que le da esa apariencia rectangular o forma de caja a su centro más brillante.
Los lóbulos, que constituyen las regiones más distantes de la nebulosa, están formados por material más tenue y difuso que se expande a mayor velocidad desde el agujero central.
Galaxia NGC 1023
NGC 1023 es una galaxia lenticular masiva ubicada a unos 36 millones de años luz de la Tierra. A casi 3 grados al suroeste de Gorgonea Tertia (Rho Per) se encuentra 16 Per. A partir de ella, NGC 1023 se halla a unos dos grados al oeste.
Ha sido clasificada como una galaxia lenticular barrada (SB0), ya que muestra un bulbo central prominente que se estrecha hacia los bordes, similar a las galaxias elípticas, pero con ciertos rasgos comunes a las espirales.
Galaxias lenticulares
Las galaxias lenticulares se encuentran entre las galaxias elípticas y espirales, y reciben su nombre debido a su apariencia desde el borde, similar a una lente.
Estas galaxias tienen un gran bulbo central y un disco plano, como las espirales, pero carecen de brazos espirales. Además, como las galaxias elípticas, las lenticulares tienen pocas cantidades de gas y polvo y están dominadas por estrellas viejas.
Propiedades
La imagen muestra también NGC 1023A, una galaxia satélite irregular que acompaña a NGC 1023 (a la izquierda, en color azulado).
Se han encontrado 81 cúmulos estelares abiertos longevos en el disco de NGC 1023, así como 27 cúmulos de estrellas azules jóvenes, la mitad de los cuales están asociados a la galaxia satélite.
También hay un agujero negro supermasivo en el centro de NGC 1023, con una masa entre 40 y 60 millones de veces la de nuestro Sol.
Galaxia «Perseo A» (NGC 1275) (Caldwell 24)
NGC 1275, o Caldwell 24, también conocida como «Perseo A», es una de las galaxias elípticas gigantes más cercanas a la Tierra. Fue descubierta por William Herschel en 1786 y se encuentra a unos 230 millones de años luz.
«Perseo A» es pequeña y tenue, con una magnitud aparente de 11.9, por lo que se necesita un telescopio grande para verla adecuadamente.
Galaxia Activa
Los científicos creen que la mayoría de las grandes galaxias tienen agujeros negros supermasivos en sus centros, con masas millones o miles de millones de veces mayores que la del Sol.
A medida que el gas cae hacia el agujero negro, se agrupa en un disco de acreción, se comprime y calienta, emitiendo finalmente rayos X.
Caldwell 24 es conocida como una «galaxia activa», ya que su agujero negro central genera emisiones inusualmente poderosas de rayos X y ondas de radio.
Enormes y tenues filamentos
El Telescopio Espacial Hubble fue el primero en resolver en 2006 los enormes filamentos de gas de «Perseo A», moldeados por los poderosos campos magnéticos que la rodean.
Estas tenues estructuras abarcan una extensión de unos 20 mil años luz, unas 5 mil veces la distancia entre el Sol y Próxima Centauri, nuestra estrella vecina más cercana. Un filamento promedio contiene un millón de veces la masa de nuestro Sol.
Los filamentos se forman cuando el gas frío del núcleo de la galaxia es arrastrado por las «burbujas» ascendentes generadas por el agujero negro. Estas finas hebras han logrado resistir el hostil entorno de alta energía del cúmulo de galaxias durante más de 100 millones de años.
Los astrónomos creen que los fuertes campos magnéticos de «Perseo A» son los responsables de mantener cohesionado el gas cargado en forma de filamentos, al contrarrestar su tendencia a dispersarse y evaporarse o colapsar para formar nuevas estrellas.
Constelación de Piscis (Pisces)
La constelación de Piscis (Pisces) representa a dos peces unidos por una cuerda. Es también la constelación zodiacal más tenue, justo antes de Cáncer y Capricornio. Está situada entre Andrómeda al norte y Acuario al Sur, con Pegaso al oeste y Ballena al este.
Curiosamente, a pesar de su tamaño y antiguedad, Piscis (Pisces) casi no tiene estrellas con nombres propios. Solo Alrescha, Kullat Nunu y Fum-Al-Samakah los tienen.
El equinoccio de primavera (el punto donde el Sol cruza el ecuador celeste alrededor del 20 de marzo) se encuentra en Piscis (Pisces), justo debajo del famoso asterismo del «Anillo», en el pez más occidental de la pareja mitológica.
Mitología
La constelación de Piscis (Pisces) está asociada con la leyenda griega en la que Afrodita (la diosa del amor y la belleza) y su hijo Eros (dios del deseo y el amor romántico) saltaron al río Éufrates para escapar del monstruo Tifón, transformándose en peces.
Según la variante romana, Venus y Cupido, equivalentes romanos de Afrodita y Eros, fueron puestos a salvo del peligro por dos peces, que les llevaron por un río sobre sus dorsos.
Tifón
Durante el periodo de guerras entre Dioses y Titanes, Gaia, la diosa primordial de la Tierra, envió a su hijo Tifón a luchar contra los Dioses. Este era un monstruo gigante, con cien cabezas de dragón, dedos de serpiente, alas y mirada ígnea, que todo lo abrasaba.
Tifón llegó entonces al Monte Olimpo, sembrando el pánico entre los dioses. Al ver al monstruo, los dioses olímpicos, a pesar de su poder, quedaron aterrorizados. Muchos de ellos decidieron huir de inmediato para evitar el enfrentamiento directo con el monstruo.
La Huida
Afrodita y su hijo Eros decidieron lanzarse al agua y transformarse en peces, buscando refugio en el río Éufrates. Para no separarse, se ataron con una cuerda, y así nadaron juntos, escapando del temible Tifón.
Zeus, impresionado por la valentía y la astucia de Afrodita y Eros, decidió honrarlos creando la constelación de Piscis (Pisces), representada como dos peces nadando en direcciones opuestas, conectados por una cuerda.
Estrellas principales
Aunque Piscis (Pisces) es una constelación grande, solo contiene tres estrellas de magnitud inferior a 4: Alrescha (Alfa Piscium), Gamma Piscium y Kullat Nunu (Eta Piscium), también llamada Alpherg.
El pez más oriental contiene a Kullat Nunu (Eta Piscium), la estrella más brillante de la constelación. El pez más oriental contiene a γ Psc (Gamma Piscium), la segunda estrella más brillante y parte del famoso asterismo del «Anillo».
Alrescha (Alfa Piscium), la estrella más cercana al horizonte y la tercera más brillante, se encuentra justo en el nudo central de la cuerda que une ambos peces.
Kullat Nunu (Alpherg) (η Psc, Eta Piscium)
Kullat Nunu (η Psc), con magnitud 3.62, es la estrella más brillante de la constelación de Piscis (Pisces). Su nombre proviene del babilónico y se refiere a la cuerda que conecta los peces de Piscis (Pisces) entre sí. Se encuentra a una distancia de 294 años luz de la Tierra.
Aún siendo Kullat Nunu la estrella más brillante de Piscis (Pisces), es Alrescha la estrella Alfa de la constelación. Esto se debe a que aunque Alrescha es menos brillante, es quizás la estrella más conocida de Pisces por su ubicación en el nudo central de la cuerda.
Propiedades
Kullat Nunu es una gigante de clase G (G7) con una temperatura superficial de 4.930 K. Es 26 veces más grande que el Sol, su luminosidad es la de 316 soles y tiene una masa entre 3,5 y 4 veces la del Sol.
Kullat Nunu era una estrella de clase B caliente y azul hace solo unos 250 millones de años. Sin embargo, es probable que haya empezado ya a fusionar helio en su núcleo, iniciándose asi su proceso de conversión en una enana blanca masiva.
Es posible que cuente con una compañera relativamente tenue, sobre la cual nada se sabe. Podría ser una enana blanco-amarillenta de clase F y magnitud 8, o bien una enana naranja de clase K y magnitud 11.
γ Psc (Gamma Piscium)
Gamma Psc, con magnitud 3.70, es la segunda estrella más brillante de la constelación de Piscis (Pisces). Se encuentra a una distancia de 130 años luz de la Tierra.
Propiedades
Se trata de una gigante amarillo-anaranjada en el extremo cálido de la clase K (K0), o el extremo frío de la clase G (G9). Tiene una temperatura de 4.833 K, una luminosidad de 61 Soles y un radio de solo 11 veces el solar.
Con una edad estimada de 1,4 mil millones de años y dos veces la masa solar, Gamma Psc está apenas en el comienzo de su etapa de estrella gigante, fusionando la última parte de su núcleo de helio en carbono.
Una vez agotado el helio en su núcleo, Gamma Psc alcanzará una mayor luminosidad y tamaño, expulsando su envoltura exterior y convertiéndose en una enana blanca.
De paso por nuestro vecindario
Gamma Psc se desplaza hacia el este a más de tres cuartos de segundo de arco por año. A su distancia, esto equivale a 145 kilómetros por segundo, más de 7 veces más rápido que la mayoría de las estrellas locales.
Esta velocidad revela que Gamma Psc es una visitante de otra parte de la galaxia, proveniente de fuera del disco delgado de estrellas que compone la Vía Láctea y que incluye al Sol.
Estas estrellas suelen tener un contenido bajo en metales, ya que se formaron en una región donde las explosiones de supernovas no tuvieron tiempo suficiente para acumular las cantidades de hierro y otros elementos que vemos en el disco galáctico.
En efecto, Gamma Psc tiene un bajo contenido metálico, solo la cuarta parte del del Sol. Esto es consistente con su clase espectral débil en cianógeno (CN), que revela un bajo contenido en carbono (C) y nitrógeno (N).
Alrescha (α Psc, Alfa Piscium)
Alrescha, con magnitud 3.82, es la tercera estrella más brillante de la constelación de Piscis (Pisces). Su nombre en árabe hace referencia a «la cuerda» que conecta los peces de Piscis entre sí. Se encuentra a una distancia de 139 años luz de la Tierra.
Fue elegida por Bayer como la estrella Alfa de Pisces por su posición nodal, entre las dos hileras de estrellas que representan la cuerda que une a los dos peces celestiales.
Propiedades
Alrescha es una doble cercana formada por un par de estrellas blancas de clase A, con un período de rotación de 720 años. Su separación promedio es de 120 UA (tres veces la distancia entre el Sol y Plutón), variando entre 50 y 190 UA a lo largo de dicho período.
El componente más brillante al este, Alrescha-A (magnitud 4.3 y clase A0), es la más caliente, con una temperatura de aproximadamente 9.500 K. Su compañera de quinta magnitud, Alrescha-B (magnitud 5.23 y clase A3), es unos 900 K más fría.
Ambas son estrellas enanas que fusionan hidrógeno en sus núcleos, con luminosidades respectivas de 31 y 12 veces la del Sol y masas de 2,3 y 1,8 veces la masa solar, respectivamente.
Dos estrellas químicamente peculiares
Ninguna de las estrellas que constituyen esta doble cercana rota especialmente deprisa (unos 70 kilómetros por segundo en el ecuador) y, como resultado de ello, ambas son químicamente peculiares.
Alrescha-A es una estrella con un campo magnético unas mil veces más fuerte que el de la Tierra, que oscila con un período de 1,5 días debido a la rotación de la estrella.
Presenta una abundancia de silicio, estroncio y cromo, producida por la separación de átomos en su atmósfera relativamente tranquila, en combinación con el magnetismo estelar.
Alrescha-B, similarmente, es una estrella con un espectro de líneas metálicas, con abundancias típicas de elementos como cobre, zinc, estroncio, zirconio y bario.
Asterismos
En la constelación de Piscis (Pisces) se encuentra el asterismo «Anillo», que representa la cabeza del pez más occidental.
Está formado por siete estrellas que forman un «anillo» o «círculo» entre sí: Gamma, Kappa, Lambda, 19 (TX), Iota, Theta y b (7) Piscium. Algunas versiones del «Anillo» no incluyen a esta última estrella.
La estrella más brillante del «Anillo», es Gamma Piscium (mag 3.70), que es la segunda estrella más brillante de la constelación. Abajo y a su izquierda, se halla una de las estrellas más famosas de la constelación: la rojiza estrella de carbono 19 (TX) Piscium.
Objetos más interesantes
Piscis (Pieces) es una constelación ubicada lejos del plano de la Vía Láctea, que es la región más densa de nuestra galaxia y donde se concentran la mayoría de las estrellas brillantes, cúmulos y nebulosas.
Por eso, al observar en dirección a Piscis (Pisces), miramos hacia un área del cielo donde hay menos estrellas y polvo interestelar, lo que permite que podamos ver más galaxias.
- M74 (NGC 628), galaxia «Fantasma».
- NGC 7541 y NGC 7537, galaxias.
- Arp 284 (NGC 7714 y NGC 7715), galaxias.
- NGC 470 y NGC 474, galaxias.
- NGC 488, galaxia «Trompo».
- NGC 520 (Arp 157), galaxia.
- NGC 660, galaxia.
Galaxia «Fantasma» (M74) (NGC 628)
Messier 74, también llamada NGC 628, es una galaxia espiral vista de frente. Fue descubierta por Pierre Méchain en 1780 y añadida por Charles Messier a su catálogo semanas después. Se encuentra a unos 32 millones de años luz de la Tierra.
Se encuentra a aproximadamente 1,5 grados al este-noreste de Kullat Nunu (Alpherg) (η Psc), en la cola del pez más oriental de la pareja.
M74 es el principal miembro de un pequeño grupo de aproximadamente media docena de galaxias llamado «Grupo M74». Con alrededor de 100 mil millones de estrellas, M74 es ligeramente más pequeña que nuestra galaxia, la Vía Láctea.
Observación
Con un brillo superficial bajo y una magnitud aparente de solo 10, M74 aparece como una débil mancha de luz a través de pequeños telescopios. Es uno de los objetos Messier más difíciles de observar y por eso recibe el apodo de «Fantasma».
Espiral de «Gran Diseño»
La M74 es un ejemplo perfecto de una galaxia espiral de «Gran Diseño». Sus brazos espirales son prominentes y bien definidos, a diferencia de la estructura irregular y fragmentada que se observa en algunas galaxias espirales.
Sus brazos espirales simétricos emergen del núcleo central y están salpicados de cúmulos de estrellas jóvenes y azules, junto con brillantes regiones rosadas HII. En ellas, la luz ultravioleta de las estrellas jóvenes ioniza el hidrógeno, haciendo que resplandezcan.
Estas regiones HII son zonas de formación estelar que muestran un exceso de luz ultravioleta. A lo largo de los brazos espirales también se encuentran sinuosas bandas de polvo que comienzan muy cerca del núcleo de la galaxia y se extienden a lo largo de sus brazos.
Galaxias NGC 7541 y NGC 7537
NGC 7541 y NGC 7537 forman un par de galaxias espirales, vistas casi de perfil. Fueron descubiertas por William Herschel en 1785 y están situadas a unos 110 millones de años luz de la Tierra.
Se encuentran a aproximadamente 1,5 grados al nor-noroeste de γ Psc (Gamma Piscium), muy cerca del asterismo «Anillo».
Es probable que ambas formen un par verdadero de galaxias, aunque no es seguro. Mientras NGC 7537 está clasificada como Sbc, NGC 7541 es una espiral barrada, clasificada como SBc.
NGC 7537 tiene unos 94 mil años luz de diámetro y NGC 7541 unos 145 mil, lo que las hace comparables en tamaño a nuestra galaxia. NGC 7541 fue el lugar de origen de la supernova tipo Ia «1998dh» y NGC 7537 el de la supernova tipo II-p «SN 2002gd».
Espiral barrada
Una galaxia espiral barrada tiene brazos espirales y un núcleo brillante atravesado por una barra de gas y estrellas. Esta barra cruza la región central de la galaxia, alimentando numerosos procesos de formación estelar y creación de núcleos galácticos activos.
Se cree que hasta dos tercios de todas las galaxias espirales, incluida la Vía Láctea, son espirales barradas.
NGC 7541 tiene una tasa de formación estelar superior a la habitual, lo que refuerza la teoría de que las barras actúan como viveros estelares, reuniendo y canalizando hacia el interior el material y el combustible necesarios para crear nuevas estrellas.
Galaxias Arp 284 (NGC 7714 y NGC 7715)
NGC 7714 y NGC 7715 son un par de galaxias en interacción, situadas a aproximadamente 100 millones de años luz de la Tierra. Se encuentran a aproximadamente 1,5 grados al oeste de λ Psc (Lambda Piscium), en el interior del asterismo «Anillo».
NGC 7714 tiene un aspecto similar a un «bucle de humo». La zona dorada del bucle está compuesta por estrellas similares al Sol que han sido arrastradas al espacio profundo, lejos del núcleo de la galaxia.
Este efecto de arrastre está producido por NGC 7715, su galaxia compañera. Esta se encuentra a su izquierda en la fotografía, formando una pequeña nube blanca al otro extremo de un puente muy tenue de estrellas que une a ambas.
El encuentro cercano entre ambas ha comprimido el gas interestelar, desencadenando explosiones de formación estelar visibles como arcos azules brillantes que rodean el núcleo de NGC 7714.
Las interacciones entre estas galaxias probablemente comenzaron hace unos 150 millones de años. Continuarán durante varios cientos de millones de años más, hasta formar una única galaxia.
Galaxias NGC 470 y NGC 474
La galaxia elíptica NGC 474 está a unos 100 millones de años luz de distancia. Tiene un diámetro de unos 250 mil años luz (2,5 veces el tamaño de la Vía Láctea) y se encuentra a casi 4 grados al sur-suroeste de μ Psc (Mu Piscium).
Estructuras inusuales
NGC 474 muestra una serie de complejas capas concéntricas alrededor de su núcleo esférico. Estas estructuras inusuales, conocidas como «colas de marea» y «conchas», están formadas por cientos de millones de estrellas.
El proceso que pudo originar estas capas sigue siendo objeto de debate. Los astrónomos sugieren que podrían ser el resultado de la absorción de una o más galaxias enanas cercanas durante los últimos mil millones de años.
Estas interacciones, similares a las ondas generadas por una piedra al caer en un estanque, producen patrones en forma de concha alrededor de la galaxia elíptica. Aproximadamente el 10% de las galaxias elípticas presentan estos patrones.
Sin embargo, y a diferencia de muchas otras galaxias que suelen encontrarse en cúmulos galácticos, las galaxias con estructuras en forma de concha, como NGC 474, se encuentran generalmente en zonas más aisladas.
Esto sugiere que pudieron «canibalizar» a sus vecinas, en lugar de experimentar interacciones dentro de un entorno de mayor densidad galáctica.
Una complejidad inesperada
La complejidad de estas capas de emisión en NGC 474 es inesperada, dado su aspecto simple en imágenes de poca profundidad de campo.
Esto refuerza la hipótesis de que algunas galaxias elípticas se formaron en tiempos relativamente recientes y que los halos exteriores de muchas galaxias grandes no son uniformes, sino que muestran complejidades inducidas por frecuentes interacciones con galaxias más pequeñas.
De hecho, el halo de nuestra propia galaxia, la Vía Láctea, también muestra este tipo de complejidades.
NGC 470
Otra posible explicación para estas estructuras en forma de concha es la interacción de NGC 474 con su vecina galaxia espiral NGC 470. Esta se encuentra a unos 91 millones de años luz de la Tierra y es visible en la imagen a la derecha de NGC 474.
Descubierta por William Herschel en 1784, NGC 470 podría haber generado ondas de densidad en NGC 474 al aproximarse, contribuyendo a la formación de sus conchas y colas de marea.
Galaxia «Trompo» (NGC 488)
NGC 488 es una galaxia espiral vista de frente, ubicada a una distancia de unos 90 millones de años luz de la Tierra. Fue descubierta por William Herschel en 1784 y su diámetro se estima en 171 mil años luz.
Se encuentra a casi 2 grados de NGC 474 y a algo más de 2 grados al suroeste de de μ Psc (Mu Piscium).
Características
NGC 488 posee un gran bulbo central y se considera el prototipo de las galaxias espirales con múltiples brazos muy enrollados. Se ha identificado actividad de formación estelar dentro de estos brazos.
El núcleo de NGC 488 está químicamente desacoplado, con una riqueza en metales dos veces mayor que la del bulbo central de la galaxia. Se trata de una galaxia aislada, si exceptuamos a sus pequeñas compañeras que conforman el «Grupo NGC 488».
Se han observado dos supernovas en NGC 488: «SN 1976G» (tipo desconocido, magnitud 15) y «SN 2010eb» (tipo Ia, magnitud 14.7).
Galaxia NGC 520 (Arp 157)
NGC 520, también conocida como Arp 157, está ubicada a unos 100 millones de años luz de distancia y abarca unos 100 mil años luz. Se encuentra a solo 1 grado de NGC 474 y a casi 3 grados al sur de μ Psc (Mu Piscium).
El revoltijo de estrellas, gas y polvo que conforma NGC 520 es producto de una colisión entre dos galaxias que comenzó hace unos 300 millones de años.
Aunque hoy se sabe que NGC 520 incorpora los restos de dos galaxias de disco separadas, esto ha sido fuente de debate a lo largo de los años. Así, Halton C. Arp la catalogó originalmente en su «Atlas de Galaxias Peculiares» como una sola galaxia.
Un componente distintivo de NGC 520 es su banda de polvo intrincadamente entrelazada, que recorre el eje de las galaxias en colisión.
Se espera que ocurra una colisión similar en unos pocos miles de millones de años, cuando nuestra galaxia, la Vía Láctea, colisione con nuestra vecina, la galaxia de Andrómeda (M31).
Galaxia NGC 660
NGC 660 es una galaxia ubicada a unos 45 millones de años luz de la Tierra y miembro del grupo de galaxias conocido como «Grupo M74». Se encuentra a unos 2,5 grados de M74 y a unos 3 grados al este de Kullat Nunu (Alpherg) (η Psc), en la cola del pez más oriental de la pareja.
NGC 660 está clasificada como una «galaxia con anillo polar», lo que significa que tiene un cinturón de gas y estrellas alrededor de su centro. Este cinturón proviene de una colisión con una galaxia vecina cercana, ocurrida hace unos mil millones de años.
La primera galaxia con anillo polar fue observada en 1978 y, desde entonces, solo se han descubierto unas doce más, lo que las convierte en una rareza cósmica.
El bulbo central de NGC 660 está extrañamente descentrado y se cree que esto es debido a que alberga cantidades excepcionalmente grandes de materia oscura.
A finales de 2012, los astrónomos observaron una gran explosión proveniente de NGC 660, diez veces más brillante que una supernova. Se cree que esta explosión fue causada por un jet masivo que surgió del agujero negro supermasivo del núcleo de esta galaxia.
Constelación de Triangulum (Triángulo)
Triangulum es una de las constelaciones más pequeñas y menos prominentes del cielo. Está ubicada entre las constelaciones de Andrómeda al noroeste, Perseo al noreste, Aries al sureste y Piscis al suroeste.
A pesar de su modesto tamaño y brillo, Triangulum alberga uno de los objetos más destacados del cielo profundo: la galaxia del Triángulo (M33), una galaxia espiral cercana visible a simple vista en condiciones ideales.
Mitología
La constelación del Triángulo (Triangulum) tiene pocas asociaciones mitológicas, y las que existen son más simbólicas que narrativas. Sin embargo, hay algunas conexiones menores que han sido registradas en la tradición clásica.
En algunos textos antiguos griegos y romanos, a la constelación de Triangulum (Triángulo) se le llamó Deltoton debido a su forma, que recuerda a un triángulo o al símbolo Δ (delta).
Este nombre aparece ocasionalmente en textos astronómicos antiguos, aunque no era de uso común y no se consolidó como nombre principal de la constelación. Por otro lado, Eratóstenes escribió que la constelación de Triangulum (Triángulo) representaba el delta del río Nilo.
Sicilia y Deméter
La forma triangular de la constelación también se relacionaba con la isla de Sicilia, que en la antigüedad era conocida como la Trinacria («tres puntas») debido a su forma aproximada de triángulo.
No existe un mito que relacione directamente a Deméter, la diosa de las cosechas, con la constelación del Triángulo (Triangulum). Sin embargo, existe una conexión a través de la isla de Sicilia, ya que era considerada un lugar sagrado para la diosa.
En la Isla de Sicilia se encontraba una de las regiones más fértiles del mundo antiguo, y su culto estaba muy arraigado en la cultura siciliana. De hecho, el escudo de sicilia es «La Trinacria» y en él pueden identificarse tres elementos:
- Las tres piernas, que representan los tres promontorios principales de la isla y que simbolizan la forma triangular de Sicilia.
- La cabeza de Medusa, que proviene de la mitología griega y simboliza protección y poder. La mirada de Medusa petrificaba a quienes la veían y se creía que tenía el poder de ahuyentar a los enemigos y proteger contra el mal de ojo.
- Las tres espigas de trigo rodeando la cabeza de Medusa, que representan la fertilidad de la isla y su importancia histórica como granero del Mediterráneo en la antigüedad.
Estrellas principales
La constelación de Triangulum (Triángulo) dibuja aproximadamente un triángulo isósceles en el firmamento, con sus tres estrellas principales, Alfa, Beta y Gamma Tri, ocupando los vértices.
Estas se sitúan en sentido antihorario a partir de Mothallah (Alfa Tri). Delta se encuentra justo arriba a la izquierda de Gamma Tri y 7 Tri justo a su derecha. Las tres forman un pequeño grupo de estrellas no ligadas gravitatoriamente.
Messier 33 (M33), una galaxia cercana a 2,7 millones de años luz, que en condiciones ideales puede observarse a simple vista, se encuentra arriba y a la derecha de Mothallah (Alfa Tri), aproximadamente a un tercio de la distancia entre ésta y Delta And.
Un trío de débiles estrellas bajo Triangulum, compuesto por 6, 10 y 12 Trianguli, representa a «Triangulum Minus», o «Triángulo Menor», una constelación moderna ya extinta (ver asterismos más abajo).
β Tri (Beta Trianguli)
Beta Tri, a pesar de carecer de nombre propio y tener la segunda letra de Bayer, es la estrella más brillante de la constelación de Triangulum (Triángulo). Tiene una magnitud 3.00 y se encuentra a una distancia de 124 años luz de la Tierra.
Es una estrella blanca cálida de tipo espectral A (A5) clasificada inicialmente como gigante, pero actualmente considerada subgigante. Esto significa que ha dejado, o está a punto de dejar, de fusionar hidrógeno en su núcleo para empezar a convertirse en una gigante roja.
Tiene una temperatura de 8020 K, es 71 veces más brillante que el Sol, tiene 4,4 veces el diámetro del Sol y aproximadamente 2,5 de la masa solar. Su edad aproximada es de solo 580 millones de años.
Sistema binario
Beta Tri es una estrella doble, con una compañera similar al Sol que la orbita cada 31,8 días a una distancia media de 0,3 UA, aproximadamente 3/4 de la distancia de Mercurio al Sol.
Esta compañera muestra una excentricidad orbital bastante alta, lo que la lleva a distancias entre 0,42 UA y 0,17 UA de Beta Tri.
Además, Beta Tri es una estrella tipo «Vega», rodeada por un disco de polvo frío con una fuerte emisión en el infrarrojo. Estos discos de polvo suelen indicar la presencia de planetas, aunque aun no se han encontrado.
Cuando Beta Tri, la estrella principal, evolucione y se expanda hasta convertirse en una gigante roja, su envoltura exterior se acercará, e incluso podría engullir, a su compañera.
Esto provocaría un intercambio de material, fluyendo de la estrella primaria hacia la secundaria, y una reducción de su separación orbital, lo que podría culminar en una futura fusión.
Mothallah (α Tri, Alfa Trianguli)
Mothallah, con una magnitud de 3.41, es la segunda estrella más brillante de la constelación de Triangulum (Triángulo). Se encuentra a una distancia de solo 64 años luz de la Tierra.
Es la única estrella con nombre propio de la constelación. Su nombre significa «el triángulo» en árabe, mientras que en latín se la conoce como «Caput Trianguli», o la «cabeza del triángulo», por su posición en el vértice más alargado del mismo.
Esta ubicación tan especial es probablemente la razón por la que Bayer le otorgó la designación Alfa, aun siendo un 50% más tenue que Beta Tri, ubicada en el vértice norte del triángulo.
Mothallah es una estrella blanco-amarillenta de tipo espectral F(F6) con una temperatura de 6.350 K, solo un 10% mayor que la del Sol. Es solo 13 veces más brillante que el Sol, tiene tres veces su diámetro y 1,5 veces su masa.
Mothallah es una subgigante, y por tanto más avanzada en su evolución que el Sol. Está a punto de cesar la fusión de hidrógeno en su núcleo, si no lo ha hecho ya, mientras se prepara para convertirse en una gigante roja.
Sin embargo, y debido a que las estrellas de mayor masa viven menos tiempo, Mothallah tiene solo unos 2,7 mil millones de años, en comparación con los 4,5 mil millones de años del Sol.
Sistema binario
Mothallah presenta un movimiento de vaivén, señal de que tiene una pequeña compañera. Su período orbital es peculiar por ser extremadamente corto, de apenas 1,74 días (incluso Mercurio tarda 88 días en orbitar el Sol).
Esto indica que separación entre ellas debe ser sumamente pequeña, alrededor de 0,04 veces la distancia entre la Tierra y el Sol. Dado el gran tamaño de Mothallah, su compañera debe encontrase a solo unos tres millones de kilómetros de su superficie.
γ Tri (Gamma Trianguli)
Gamma Tri, con una magnitud de 4.01, es la tercera estrella más brillante de la constelación de Triangulum (Triángulo). Se encuentra a una distancia de 118 años luz de la Tierra.
Junto con Delta y 7 Tri, Gamma Tri forma un trío visible a simple vista. Este trío, sin embargo, es una coincidencia de línea de visión, ya que mientras Gamma Tri está a 118 años luz, 7 y Delta Tri están a 293 y 35 años luz, respectivamente.
Gamma Tri es una estrella blanca de tipo espectral A (A1), una enana en la secuencia principal que fusiona hidrógeno en helio. Tiene una temperatura de unos 9.200 K, brilla 28 veces más que el Sol, tiene un radio 2,1 veces el solar y una masa 2,3 veces la del Sol.
Gamma Tri gira en el ecuador a una velocidad de al menos (no se conoce la inclinación de su eje) 208 km/s, es decir, 104 veces más rápido que el Sol. Esto hace que, al igual que Altair, esta estrella sea probablemente oblata en lugar de esférica.
Asterismos
«Triangulum Minus», o el Triángulo Menor en Latín, es una constelación moderna ya obsoleta, introducida en 1690 por el astrónomo polaco Johannes Hevelius, quien propuso varias constelaciones menores en su obra Firmamentum Sobiescianum.
Se ubicaba justo al sureste de la actual Triangulum, a la que Hevelius renombró como «Triangulum Majus» o Triángulo Mayor para diferenciarla y estaba compuesto por tres estrellas de quinta magnitud: 6 Tri (Iota Tri), 10 Tri y 12 Tri.
El par de constelaciones formado por Triangulum Majus y Minus llegó a llamarse «Triangula», o los Triángulos en Latín, pero Triangulum Minus nunca fue ampliamente aceptada ni adoptada oficialmente.
Fue descartada definitivamente como constelación independiente cuando la Unión Astronómica Internacional (UAI) realizó la estandarización de las constelaciones en 1922. Durante este proceso, se estableció la lista oficial de 88 constelaciones modernas.
Objetos más interesantes
La constelación de Triangulum (Triángulo) no contiene cúmulos estelares ni nebulosas significativas, pero contiene algunas galaxias. Entre ellas destaca la «Galaxia del Triángulo (M33)», la tercera más grande del Grupo Local después de Andrómeda (M31) y la Vía Láctea.
- M33 (NGC 598), galaxia del Triángulo y NGC 604, nebulosa.
- NGC 634, galaxia.
- NGC 672 e IC 1727, galaxias.
- NGC 925, galaxia.
Galaxia del Triángulo (M33) (NGC 598) y Nebulosa NGC 604
La galaxia M33, descubierta en 1654 por Giovanni Batista Hodierna y catalogada por Charles Messier en 1764, es la tercera más grande de nuestro Grupo Local de galaxias, después de Andrómeda (M31) y la Vía Láctea.
Se encuentra a unos 4 grados al oeste de Mothallah (Alfa Tri) y aproximadamente a un tercio de la distancia entre ésta y Delta And en la vecina constelación de Andrómeda.
Observación
Con una magnitud aparente de 5,7, M33 es uno de los objetos más distantes visibles a simple vista, pero solo en cielos muy oscuros, debido a su gran tamaño aparente, equivalente a 4 lunas. Esto hace que su brillo superficial sea tenue.
Aunque un telescopio puede revelar algunas de las formaciones en espiral de M33, es más fácil de examinar con prismáticos, ya que proporcionan una baja magnificación y un amplio campo de visión.
Propiedades
M33 se encuentra a 3 millones de años luz de la Tierra y tiene un diámetro angular de 50 mil años luz, lo que representa aproximadamente la mitad del tamaño de la Vía Láctea.
Se estima que contiene alrededor de 40 mil millones de estrellas, unas 10 veces menos que la Vía Láctea.
Las regiones azuladas dispersas son regiones de formación estelar activa, con una tasa de formación estelar diez veces superior al promedio encontrado en la galaxia de Andrómeda.
Una de las zonas más brillantes de M33, denominada NGC 604, es su región de formación estelar más grande y una de las más grandes del Grupo Local.
La estructura espiral de M33 es ordenada y muestra pocos signos de interacción con galaxias cercanas, aunque podría verse afectada en el futuro. M33 es una posible compañera gravitacional de Andrómeda, y ambas galaxias se acercan a nuestra Vía Láctea.
De este modo se prevé que en más de 4 mil millones de años M33 pueda formar parte de la colisión que ocurrirá entre Andrómeda y nuestra galaxia, la Vía Láctea.
NGC 604
Dentro de M33 se encuentra NGC 604, una nebulosa de magnitud 12 y 1.500 años luz de diámetro. Es la región HII de formación estelar más grande de M33 y una de las guarderías estelares más grandes de todo el Grupo Local de galaxias.
Edwin Hubble estudió en los años veinte del siglo pasado docenas de estrellas variables cefeidas en M33. Esto le ayudó a estimar su distancia a la tierra y demostrar en 1926, que M33 no es una nebulosa dentro de nuestra propia galaxia, como se creía hasta entonces, sino una galaxia más.
Los rasgos más notables de NGC 604 son los tentáculos y cúmulos de emisión de color rojo brillante, que se extienden desde zonas que parecen claros o grandes burbujas en la nebulosa.
Los vientos estelares de las estrellas jóvenes más brillantes y calientes son los responsables de esculpir estas cavidades, mientras que la radiación ultravioleta ioniza el gas circundante.
Este hidrógeno ionizado aparece como un resplandor de color blanco azulado. Las bandas de color naranja brillante indican la presencia de moléculas de carbono conocidas como hidrocarburos aromáticos policíclicos (HAP).
Este material desempeña un papel importante en el medio interestelar y en la formación de estrellas y planetas, pero su origen es un misterio. El color rojo más intenso representa el hidrógeno molecular.
Este gas más frío constituye un entorno privilegiado para la formación de estrellas.
Galaxia NGC 634
NGC 634 es una galaxia espiral ubicada a 217 millones de años luz de la Vía Láctea. Fue descubierta en 1876 por el astrónomo francés Édouard Jean-Marie Stephan y presenta una inclinación de 82,4 grados vista desde la Tierra, por lo que la vemos casi de perfil.
Forma con Mothallah (Alfa Tri) y Beta Tri aproximadamente un triágulo equilátero en el cielo, situándose en el vértice más cercano a la vecina constelación de Andrómeda.
Supernovas
NGC 634 se convirtió en un importante objeto de observación debido a la explosión de una supernova en su interior, la supernova SN 2008A, detectada cerca de la galaxia el 2 de enero de 2008.
Este tipo de supernova, conocido como tipo Ia, se origina cuando una enana blanca en un sistema binario acumula material de una estrella compañera.
Al superar una masa crítica de 1,38 veces la masa del Sol, la enana blanca experimenta reacciones nucleares que liberan enormes cantidades de energía, provocando la explosión.
Esta supernova alcanzó una magnitud máxima de 16,7 y rivalizó brevemente con el brillo total de la galaxia
Por otro lado, NGC 634 también fue testigo de la explosión de la supernova SN 2006Q, observada el 24 de enero de 2006. Esta supernova de tipo II alcanzó una magnitud de 18,74.
Galaxias NGC 672 e IC 1727
NGC 672 es una galaxia espiral barrada del tipo SBcd ubicada a unos 25 millones de años luz y tiene unos 50 mil años luz de diámetro. Fue descubierta el 26 de octubre de 1786 por el astrónomo germano-británico William Herschel.
C 1727 es una galaxia espiral barrada de tipo magallánico ubicada a unos 23 millones de años luz. Es una galaxia de baja luminosidad superficial (LSB) y fue descubierta por el ingeniero británico Isaac Roberts en 1896.
Ambas galaxias se encuentran a unos 2,5 grados al sur de Mothallah (Alfa Tri) .
NGC 672 (en la parte superior derecha) e IC 1727 (en la parte inferior izquierda), parecen estar tan cerca que casi parecen «empujarse». De hecho, estas galaxias están ligadas gravitacionamente y forman un par galáctico conocido como Holm 46.
Ambas galaxias se encuentran a unos 20 millones de años luz de la Tierra, y el espacio entre ellas abarca más de 80 mil años luz. Esta distancia, aparentemente enorme, en realidad es relativamente pequeña, ya que equivale al tamaño de las propias galaxias.
Galaxia NGC 925
NGC 925 es una galaxia espiral barrada del tipo SB(s)d ubicada a unos 30 millones de años luz. Fue descubierta por el astrónomo germano-británico William Herschel el 13 de septiembre de 1784.
NGC 925 es miembro del Grupo NGC 1023, un grupo cercano de galaxias ligadas gravitacionalmente. Sin embargo, el miembro más cercano del grupo se encuentra al menos a 650 mil años luz de NGC 925.
Se encuentra a unos 2 grados al este-noreste de Gamma Tri.
Propiedades
El brazo espiral del sur de NGC 925 es más prominente que el brazo del norte, que parece floculento y menos coherente. La barra está desplazada del centro de la galaxia y es un sitio de formación estelar a lo largo de toda su longitud.
Ambos rasgos morfológicos, un brazo espiral dominante y una barra desplazada, son típicos de una galaxia espiral de tipo magallánico. La galaxia está inclinada en un ángulo de 55 grados con respecto a nuestra línea de visión.
Existe una nube de hidrógeno neutro, con 10 millones de masas solares, conectada a NGC 925 mediante un filamento. No está claro si esta nube es una galaxia enana satélite, el remanente de una interacción gravitacional pasada o una nube de gas primordial.
Raquel
Publicado a las 23:28h, 08 octubreMuy interesante, me ha permitido conocer nebulosas planetarias que desconocía. Lo tendré en cuenta para mi próxima salida astronómica.
Fernando Neira Paz
Publicado a las 09:53h, 10 octubreMuchas gracias Raquel!👌