31 Oct Constelación de Casiopea (Cassiopeia): Mitología e historia
La constelación de Casiopea (Cassiopeia) es una de las constelaciones circumpolares del hemisferio norte. Está situada entre Andrómeda y Cefeo y recibe su nombre de la antigua reina de Etiopía, esposa de Cefeo y madre de Andrómeda.
Constelación de Casiopea (Cassiopeia): Historia y ubicación
Según la mitología griega, Casiopea es la madre de Andrómeda y esposa de Cefeo, antiguo rey de Etiopía. Es circumpolar desde gran parte del hemisferio norte.
Las cuatro estrellas más orientales de la “W” de la constelación de Casiopea (Cassiopeia) tienen un brillo similar y eran conocidas en árabe como “la mano teñida”. Con el paso del tiempo, la versión abreviada de esta denominación, «Caph», acabó asignándose a Beta Cas, la estrella más oriental.
Su característica forma en «W» la hace fácil de localizar y se ve más alta en el horizonte a finales del verano y comienzos del otoño.
Constelación de Casiopea (Cassiopeia): Mitología
La constelación de Casiopea (Cassiopeia) está asociada al mito griego de Perseo, que engloba a las constelaciones de Casiopea, Cefeo, Andrómeda, Perseo, Pegaso y Cetus (La Ballena).
El mito de Perseo es una historia en la que Perseo, a lomos de Pegaso, rescata a Andrómeda, hija de Casiopea y Cefeo, de las fauces del monstruo marino Cetus (La Ballena).
Casiopea, la más hermosa
Casiopea, esposa del rey Cefeo de Etiopía y madre de la princesa Andrómeda, era famosa por su extraordinaria belleza. Un día, dejándose llevar por la vanidad, afirmó ser más hermosa que las Nereidas, las ninfas del mar.
Su arrogancia enfureció a Poseidón, el dios del océano, quien decidió castigarla enviando a su monstruoso hijo, Cetus, a arrasar la costa de su reino.
Desesperados, Casiopea y Cefeo consultaron el oráculo, que les dio un cruel consejo: la única manera de aplacar la ira del dios era sacrificar a su hija Andrómeda, encadenándola a una roca junto al mar como ofrenda al monstruo.
Así lo hicieron, y la joven Andrómeda, inocente y aterrorizada, ya solo aguardaba su horrible destino mientras las olas del mar se estrellaban a sus pies. Pero en ese momento apareció Perseo a lomos de Pegaso, recién victorioso tras derrotar a la gorgona Medusa.
Perseo rescata a Andrómeda
Al ver a Andrómeda desde el cielo encadenada a una roca, Perseo no dudó en bajar y enfrentarse a Cetus. Usando la cabeza de Medusa, convirtió a Cetus en piedra, liberando así a Andrómeda de un destino cruel.
Casiopea y Cefeo, llenos de gratitud, vieron cómo su hija era salvada por Perseo y comprendieron el precio de la soberbia. Como recordatorio de su vanidad, los dioses colocaron a Casiopea entre las estrellas.
Allí permanece sentada en su trono, pero no siempre con dignidad: en ciertas épocas del año, su constelación aparece invertida, recordando a todos que incluso la belleza y el poder no eximen de la humillación ante los dioses.
Constelación de Casiopea (Cassiopeia): Estrellas principales
De arriba a abajo se distinguen Caph (Beta Cas), Shedar (Alfa Cas), Navi (Gamma Cas), Ksora (Delta Cas) y Segin (Épsilon Cas), las 5 estrellas que forman la conocida «W» de Casiopea.
A su derecha se observa Archid (eta Cas) y más a la derecha el par conocido como Marfak, formado por Mu Cas y Theta Cas. Fulu (Zeta Cas) es la estrella más brillante justo sobre Shedar.
Shedar (α Cas, Alfa Casiopea)
Shedar (α Cas), con magnitud 2.23, es la estrella más brillante de la constelación de Casiopea (Cassiopeia), aunque no siempre. A veces (como en la actualidad) es superada en brillo por la estrella variable Navi (γ Cas), y es apenas más brillante que Caph (β Cas).
Su nombre en árabe significa “pecho”, reflejando su posición en el corazón de la antigua reina. Se encuentra a una distancia de 230 años luz de la Tierra.
Propiedades
Shedar es una gigante naranja de tipo espectral K0, tiene un brillo 855 veces el del Sol, una temperatura de 4.530 K, es unas 42 veces más grande que el Sol y tiene una masa entre cuatro y cinco veces la del Sol.
La composición química de Shedar es muy similar a la del Sol, aunque presenta deficiencias notables en algunos elementos como circonio y europio. Ya no fusiona hidrógeno en su núcleo y le quedan apenas entre 100 y 200 millones de años de vida.
A pesar de su apariencia común, Shedar tiene una historia curiosa. Los astrónomos del siglo XIX aseguraban que podía disminuir su brillo hasta la magnitud 3, lo que llevó a catalogarla como variable.
Sin embargo, con los registros fotográficos y electrónicos de los que se tiene constancia, se ha comprobado que brilla de manera constante.
Caph (β Cas, Beta Casiopea)
Con una magnitud media de 2.27, Caph (β Cas) es apenas la segunda estrella más brillante de la constelación de Casiopea (Cassiopeia), solo un poco menos luminosa que Shedar (α Cas). Se encuentra a una distancia de 54 años luz de la Tierra.
Su nombre procede del término árabe “la mano teñida”, en referencia al uso antiguo de la henna. Esta denominación se aplicaba originalmente al conjunto completo de estrellas que forman la característica “W” de la constelación.
Con el tiempo, este nombre acabó quedando asociado únicamente a Caph, dejando a Gamma Cassiopeiae, una estrella también muy brillante, sin denominación propia.
Si trazamos una línea imaginaria entre Caph y Alpheratz (α And), esta apunta casi exactamente al equinoccio de primavera, el lugar del cielo por donde pasa el Sol el primer día de esa estación.
Propiedades
Caph es una estrella gigante o subgigante de tipo F2, con una temperatura de unos 6.700 K y una luminosidad equivalente a 28 soles. Su diámetro es unas cuatro veces mayor que el del Sol y su masa es el doble de la solar.
Posee una pequeña estrella compañera, poco conocida, que orbita a su alrededor cada 27 días y ha dejado de fusionar hidrógeno en su núcleo. Se encuentra, por tanto, en proceso de expansión y enfriamiento.
Caph es la más brillante del grupo de estrellas variables Delta Scuti. Presenta ligeras oscilaciones periódicas de brillo, variando su luminosidad alrededor de un 6 % en ciclos de apenas 2 horas y media.
Navi (γ Cas, Gamma Casiopea)
Con una magnitud de 2.1, Navi (γ Cas) es la tercera estrella más brillante de la constelación de Casiopea (Cassiopeia), aunque en la actualidad es la más brillante. Es una estrella de brillo variable a una distancia de 549 años luz de la Tierra.
Navi es una subgigante en el extremo más caliente de la clase B (B0, casi O) y su temperatura ronda los 30.000 K.. Su brillo equivale a 5.000 soles, tiene una masa unas 20 veces la solar y su radio es 9,4 veces el solar.
Navi rota a una velocidad de casi 400 km/s, unas 200 veces la del Sol. Como resultado, es notablemente oblata, y por ello, más caliente en los polos que en el ecuador.
La estrella ha agotado la mitad de su vida útil de fusión de hidrógeno, estimada en unos 8 millones de años, y acabará explotando como supernova.
Variable e impredecible
En 1937 Navi alcanzó casi la primera magnitud y ha llegado a caer hasta la tercera. Actualmente, su brillo ronda 2.15, siendo la estrella más brillante de la constelación, pese a su letra griega.
Navi tiene una estrella acompañante, Gamma Cas A, de menor masa, detectada por espectroscopia, con un período orbital de 203,5 días y una separación de 1,8 UA.
Otra posible compañera, Gamma Cas B, enana F6 de magnitud 11, se encuentra a más de 370 UA, con un período superior a 1.500 años. Una tercera estrella, Gamma Cas C, de magnitud 13 a 54 segundos de separación, parece una coincidencia visual.
Constelación de Casiopea (Cassiopeia): Asterismos
El principal asterismo de Casiopea es su característica forma en «W», formada por 5 estrellas: Caph (Beta Cas), Shedar (Alfa Cas), Navi (Gamma Cas), Ksora (Delta Cas) y Segin (Épsilon Cas).
El asterismo en «W» de la constelación de Casiopea (Cassiopeia) es muy útil para encontrar otros objetos celestes:
- Imaginémonos dos flechas, una en la que la punta esté formada por Beta, Alfa y Gamma y otra por Gamma, Delta y Épsilon. La estrella más brillante cercana al punto en el que convergen las líneas que forman las flechas es la estrella Polar.
- La punta de flecha formada por las estrellas Beta, Alfa y Gamma apunta aproximadamente en la dirección de la galaxia de Andrómeda.
- Si prolongamos 2 veces la distancia entre Gamma y Delta desde esta última, llegamos al doble cúmulo de Perseo.
Constelación de Casiopea (Cassiopeia): Objetos más interesantes
Casiopea contiene multitud de objetos celestes de todo tipo, sobre todo nebulosas y especialmente cúmulos abiertos. De hecho, contiene tantos cúmulos abiertos que esta constelación podría ostentar el título de “hogar de los cúmulos abiertos”.
- Messier 52 (NGC 7654), cúmulo «Escorpión» y NGC 7635, nebulosa «Burbuja».
- Messier 103 (NGC 581), cúmulo.
- NGC 457 (Caldwell 13), cúmulo «E.T.» o «Búho» o «Libélula».
- NGC 7789, cúmulo «Rosa Blanca» o «Rosa de Caroline».
- NGC 225, cúmulo «Velero».
- NGC 654, «Mariposa»; NGC 663 (Caldwell 10), «Cortacésped»; NGC 659, «Yin-Yang» e IC 166, cúmulos.
- NGC 7790, «Tela de Viuda Negra» y NGC 7788, cúmulos.
- NGC 559 (Caldwell 8), cúmulo «Cáliz Fantasmal».
- NGC 281, nebulosa «Pacman».
- IC 1805 (Sharpless 2-190), nebulosa «Corazón» y IC 1848 (Sharpless 2-199), nebulosa «Alma».
- IC 1795, nebulosa «Cabeza de Pez».
- Sh2-157, nebulosa «Pinza de Langosta».
- IC 63 e IC 59, nebulosa «Fantasma de Casiopea».
- IC 289, nebulosa planetaria.
- Cassiopeia A, remanente de supernova.
- NGC 147 (Caldwell 17) y NGC 185 (Caldwell 18), galaxias.
- IC 10, galaxia.
Cúmulo «Escorpión» (M52) (NGC 7654) y Nebulosa «Burbuja» (NGC 7635)
La Nebulosa de la Burbuja y el complejo de nubes asociado se encuentran a unos 7.100 años luz, mientras que el cúmulo estelar M52 se encuentra a casi 5.000 años luz. Ambos objetos celestes se encuentran a más de 6 grados al oeste de Caph (β Cas).
La fotografía de gran campo abarca 1,5 grados en el cielo, es decir, unas tres veces el tamaño aparente de la Luna llena. En ella aparece la Nebulosa de la Burbuja, en la parte inferior derecha, junto con el cúmulo estelar abierto M52, en la parte superior izquierda.
Inmersa en un complejo de polvo y gas interestelar y esculpida por los vientos de una estrella masiva tipo O, la Nebulosa de la Burbuja tiene tan solo unos 7 años luz de diámetro.
Por otro lado, M52 es un rico cúmulo abierto, formado por cerca de un millar de estrellas y con una extensión de unos 25 años luz.
Ambos objetos se encuentran muy próximos a la contigua constelación de Cefeo y pueden capturarse en una fotografía de gran campo junto con otros objetos de esta constelación, como puede apreciarse en la imagen superior.
M52 (NGC 7654)
M52 (NGC 7654), también conocido como «Cúmulo del Escorpión», es un cúmulo abierto situado en el hemisferio norte con mejor visibilidad desde finales de otoño hasta el invierno.
Ubicado cerca del plano galáctico de la Vía Láctea, M52 se encuentra inmerso en un denso campo estelar, lo que complica su localización visual debido a la abundancia de estrellas de fondo.
Se trata de un cúmulo compacto, compuesto principalmente por estrellas débiles, aunque entre ellas destacan varias gigantes rojas.
Estas se encuentran en fases avanzadas de evolución estelar, tras haber agotado el hidrógeno en sus núcleos y expandirse considerablemente. Su tonalidad rojiza y su brillo las convierten en uno de los rasgos más distintivos y atractivos del cúmulo.
M52 fue descubierto a mediados del siglo XVII por el astrónomo italiano Giovanni Battista Hodierna y redescubierto de forma independiente en 1774 por Charles Messier, quien lo incorporó a su célebre catálogo de objetos difusos.
En cuanto a su riqueza estelar, M52 es, tras Messier 11 (el Cúmulo del Pato Salvaje) en la constelación del Escudo, uno de los cúmulos abiertos más densos y poblados del catálogo de Messier, con una población estimada de alrededor de 6.000 estrellas.
Durante el otoño, tanto M52 como el cercano cúmulo NGC 7789 se encuentran bien situados para la observación, ofreciendo un espectáculo notable en telescopios de apertura media o grande, donde se muestra con gran detalle.
NGC 7635
La Nebulosa de la Burbuja (NGC 7635) se encuentra a unos 7.100 años luz de la Tierra, y presenta un diámetro aproximado de 7 años luz, equivalente a una vez y media la distancia entre el Sol y Alfa Centauri.
Descubierta en 1787 por William Herschel, la Nebulosa de la Burbuja constituye un ejemplo paradigmático de la interacción entre los vientos estelares de una estrella masiva y el medio interestelar.
La estructura esculpida que observamos en la nebulosa se debe a la acción de una estrella masiva de tipo O, catalogada como BD +60°2522, cuya masa es unas 45 veces superior a la del Sol.
Con una edad estimada de unos 4 millones de años, esta estrella ha agotado ya gran parte de su hidrógeno, fusionando actualmente helio en elementos más pesados. Se espera que en unos 10-20 millones de años explote como supernova.
Su superficie alcanza temperaturas tan elevadas que el gas se expulsa al medio interestelar en forma de viento estelar a velocidades superiores a 6 millones de km/h.
Este flujo continuo de materia barre el gas interestelar frío circundante, acumulándolo en el borde externo de la burbuja, de un modo análogo a cómo una máquina quitanieves empuja y acumula la nieve hacia delante.
La expansión de la envoltura gaseosa no es simétrica: al colisionar con regiones más densas de gas frío en un lado de la nebulosa, la estrella aparece desplazada del centro geométrico de la burbuja, aproximadamente en la posición de las 10 en punto.
Pilares y emisiones espectrales
En su parte superior izquierda se observan pilares densos de hidrógeno frío entrelazados con polvo interestelar. Otras estructuras similares, “dedos” o columnas, se extienden en dirección casi frontal detrás de la burbuja translúcida.
Estas columnas recuerdan a los famosos “Pilares de la Creación” de la Nebulosa del Águila, y del mismo modo están siendo iluminados por la intensa radiación ultravioleta emitida por la estrella central.
Las diferencias de temperatura en los gases producen una variedad de emisiones espectrales: el oxígeno ionizado genera tonalidades azuladas en las zonas más calientes próximas a la estrella. Los pilares más fríos, donde dominan el hidrógeno y el nitrógeno, emiten una luz amarillenta.
Cúmulo M103 (NGC 581)
Messier 103 (M103 o NGC 581) es un cúmulo abierto caracterizado por su pequeño tamaño angular y la presencia de numerosas estrellas débiles. Se encuentra a unos 8.000-9.400 años luz y presenta un diámetro de unos 14 -15 años luz.
Fue descubierto el 27 de marzo de 1781 por Pierre Méchain y posteriormente añadido al catálogo de Charles Messier, siendo el último objeto incluido en su lista de cúmulos y nebulosas. Se encuentra aproximadamente a 1 grado al noreste de Ksora (δ Cas).
El cúmulo contiene aproximadamente 170 estrellas con una probabilidad superior al 50 % de estar gravitacionalmente ligadas. Su edad se estima en unos 12 -25 millones de años, según las fuentes.
Entre sus componentes más notables se encuentran dos estrellas destacadas, una de ellas de magnitud 10.5, y una gigante roja central de magnitud 10.8. En el campo visual también aparece la estrella doble «Struve 131«, la más brillante en el límite superior del cúmulo, pero no pertenece a él.
M103 es considerado uno de los cúmulos abiertos más distantes observables con pequeños telescopios, y constituye un ejemplo típico de cúmulo joven con presencia de estrellas azules calientes y algunas gigantes rojas en evolución.
Cúmulo «E.T.» o «Búho» o «Libélula» (NGC 457) (Caldwell 13)
NGC 457 es un cúmulo abierto descubierto en 1787 por William Herschel. Tiene una edad estimada de unos 21 millones de años y está situado a una distancia de unos 7.900 años luz de la Tierra. Se encuentra en φ Cas, a más de 2 grados al sur de Ksora (δ Cas).
Es uno de los cúmulos más conocidos entre los astrónomos aficionados debido a su forma característica, que recuerda a un búho, a una libélula o a la figura del personaje cinematográfico E.T. el extraterrestre, de ahí sus nombres.
NGC 457 se distingue por un campo estelar rico, con alrededor de 150 estrellas de magnitudes comprendidas entre 9 y 13, de las cuales unas 60 se consideran miembros reales del cúmulo.
Las dos estrellas más brillantes, φ Cas (de magnitud 5 y tipo espectral F0) y HD 7902 (de magnitud 7), forman los característicos “ojos” del cúmulo. No obstante, la pertenencia de φ Cas al grupo aún no está confirmada.
Si realmente formara parte de él, sería una de las estrellas más luminosas conocidas, superando en brillo incluso a Rigel. A igual distancia, el Sol tendría una magnitud visual de apenas 17.3.
Entre las componentes destacadas de NGC 457 también figura la supergigante roja variable V466 Cassiopeiae, que contribuye al contraste cromático del conjunto.
El resto de estrellas delinean los “brazos” y “piernas” de la figura de E.T. visible en telescopios de pequeña apertura, lo que hace de NGC 457 un clásico de observación en Casiopea.
Cúmulo «Rosa Blanca» o «Rosa de Caroline» (NGC 7789)
NGC 7789 es un cúmulo abierto conocido también como «La Rosa de Caroline» o «La Rosa Blanca». Se encuentra a una distancia de unos 8.000 años luz y posee un diámetro aparente de unos 20 minutos de arco.
Fue descubierto en 1783 por Caroline Herschel, quien le dio nombre por el característico aspecto en espiral de sus bucles estelares y bandas oscuras, que recuerdan los pétalos de una rosa vistos desde arriba.
Se encuentra a unos 3 grados al suroeste de Caph (β Cas) y brilla con una magnitud de 6,7, siendo visible incluso con prismáticos de 10×50 como una nebulosidad gris difusa enmarcada entre ρ Cas (Rho Cassiopeiae) y σ Cas (Sigma Cassiopeiae).
En telescopios pequeños pueden resolverse entre 40 y 50 estrellas, mientras que con instrumentos mayores se distinguen hasta unas 150 estrellas distribuidas de manera irregular, formando el característico patrón en forma de pétalos.
A diferencia de los cúmulos globulares, mucho más antiguos y densamente poblados, NGC 7789 es un cúmulo abierto evolucionado, con una edad de unos 1.600 millones de años, lo que lo convierte en uno de los cúmulos abiertos más antiguos conocidos.
Está formado por centenares de estrellas ligadas gravitacionalmente, que constituyen un valioso laboratorio para el estudio de la evolución estelar en sistemas intermedios entre jóvenes cúmulos abiertos y cúmulos globulares envejecidos.
Cúmulo «Velero» (NGC 225)
NGC 225 es un cúmulo abierto asociado a una pequeña nebulosa de reflexión catalogada como van den Bergh 4 (vdB 4) o LBN 604. fue descubierto el 27 de septiembre de 1783 por Caroline Herschel.
Esta lo describió como «un pequeño cúmulo de estrellas, con apariencia de estar mezclado con nebulosidad, situado a unos 2 grados de Gamma Cassiopeiae».
Posteriormente, William Herschel lo observó el 12 de marzo de 1784, lo registró y describió como «un cúmulo de unas 15 o 20 estrellas grandes y dispersas», atribuyendo su descubrimiento a su hermana Caroline.
Esta nebulosa azulada está iluminada por la estrella variable V594 Cassiopeiae y se considera probablemente un remanente del material interestelar a partir del cual se formó el propio cúmulo.
NGC 225 constituye un cúmulo abierto joven inmerso en un entorno rico en gas y polvo interestelar, lo que permite estudiar la interacción entre las estrellas recién formadas y los restos del medio interestelar original.
Cúmulos «Mariposa» (NGC 654), «Cortacésped» (NGC 663) (Caldwell 10), «Yin-Yang» (NGC 659) e IC 166
Se trata de un conjunto de cuatro cúmulos abiertos abarcables en un mismo campo de visión. Pueden fotografiarse juntos en una misma imagen con telescopios de focales por debajo de unos 500 mm.
Se encuentran:
- NGC 654: a unos 2 grados al sur de Seguin (ε Cas).
- NGC 663: a unos 2,5 grados al sureste de Seguin (ε Cas).
- NGC 659: a más de 2 grados al noreste de Kasora (δ Cas).
- IC 166: a menos de 2 grados al sureste de Seguin (ε Cas).
Compartiendo todos ellos el mismo campo visual en la misma región estelar del brazo espiral de Perseo.
NGC 654
NGC 654 es un cúmulo abierto descubierto por William Herschel en 1787 a unos 7.800 años luz de la Tierra. Con una magnitud aparente de 6,5, puede observarse fácilmente con prismáticos o pequeños telescopios.
Alberga cerca de 80 estrellas y entre sus miembros destacan tres estrellas Be y varias estrellas brillantes, como HD 10494 y una supergigante amarillenta de tipo F5, que probablemente forme parte del conjunto.
Tiene una edad de entre 15 y 40 millones de años, lo que apunta a un intervalo de formación estelar prolongado, de al menos unos 20 millones de años.
La región central presenta menor enrojecimiento interestelar que las zonas periféricas, posiblemente debido a la existencia de dos capas de polvo entre la Tierra y el cúmulo, además de una capa adicional detrás del cúmulo.
NGC 654 forma parte de la asociación estelar Cassiopeia OB8, junto con los cúmulos M103, NGC 663 y NGC 659, además de varias supergigantes aisladas. Todos estos objetos presentan edades y distancias similares, configurando una región activa de formación estelar dentro del brazo de Perseo de la Vía Láctea.
NGC 663 (Caldwell 10)
NGC 663 (o Caldwell 10) es un cúmulo abierto joven situado a unos 6.850 años luz de la Tierra. Con una magnitud visual de 7,1 y un diámetro aparente de unos 15 minutos de arco, puede verse a simple vista en cielos oscuros.
Contiene alrededor de 400 estrellas y tiene una edad estimada de 20-25 millones de años. Esto indica que las estrellas de tipo espectral B2 y más masivas están alcanzando el final de su permanencia en la secuencia principal.
Su posición en el cielo coincide con la proyección de una nube molecular situada a unos 1.000 años luz de distancia, aunque no existe relación física entre ambos objetos. Esta nube oscurece parcialmente las estrellas de fondo, contribuyendo al enrojecimiento interestelar.
Uno de los rasgos más notables de NGC 663 es su alta población de estrellas Be, con unas 24 identificadas, la mayoría comprendidas entre los tipos espectrales B0 y B3.
Estas estrellas muestran líneas de emisión de hidrógeno en su espectro, asociadas a la presencia de discos circunestelares gaseosos. Entre ellas destaca LS I +61° 235, una estrella Be binaria de rayos X con un período orbital de unos tres años.
NGC 663 forma parte de la asociación estelar Cassiopeia OB8, en el brazo de Perseo de la Vía Láctea, junto con los cúmulos M103, NGC 654 y NGC 659, además de varias supergigantes dispersas.
Todos estos objetos comparten edades, distancias y características evolutivas, constituyendo un importante laboratorio para el estudio de la evolución estelar temprana y la dinámica de asociaciones OB.
NGC 659
NGC 659, o Cúmulo Yin-Yang, es un cúmulo abierto situado a unos 8.200 años luz de la Tierra. Fue descubierto por Caroline Herschel en 1783.
Posteriormente, William Herschel lo describió como “Un hermoso cúmulo de estrellas bastante grandes, de unos 15′ de diámetro, considerablemente rico”. Se encuentra en el cielo junto a NGC 663.
IC 166
IC 166 es un cúmulo abierto con una magnitud aparente de 11,7 situado a unos 14.000 años luz de la tierra. Fue descubierto en 1890 por el astrónomo británico William Frederick Denning.
Con una edad de 1.320 millones de años, es bastante antiguo para ser un cúmulo estelar abierto.
Cúmulos «Tela de Viuda Negra» (NGC 7790) y NGC 7788
NGC 7790 y NGC 7788 son dos cúmulos abiertos que se encuentran visualmente próximos. Probablemente se originaron en la misma región de formación estelar, aunque están a diferentes distancias de la Tierra y tienen edades distintas.
Ambos se encuentran en el mismo campo visual, a unos 2,5 grados al noroeste de Caph (β Cas).
NGC 7790
NGC 7790 es un cúmulo abierto joven situado a unos 10.800 años luz de la Tierra. Fue descubierto por William Herschel el 16 de diciembre de 1788. Más tarde, John Dreyer lo incorporó al New General Catalogue bajo la designación NGC 7790.
El cúmulo presenta una clasificación Trumpler II2m, que indica una concentración moderada y una riqueza estelar media. Su edad es de 60-80 millones de años, y su luz está afectada por una extinción interestelar de 0,51 magnitudes causada por el polvo y gas interestelar en la línea de visión.
Contiene tres cefeidas, CEa Cas, CEb Cas y CF Cas, lo que lo convierte en un cúmulo de gran importancia para la calibración de la relación periodo-luminosidad de este tipo de variables.
NGC 7788
NGC 7788 es un cúmulo abierto situado a unos 7.750 años luz de la Tierra y a solo 17 minutos de arco al noroeste de NGC 7790. Clasificado como Trumpler I2p, NGC 7788 es un cúmulo joven, con una edad de 20-40 millones de años.
Fue descubierto el 5 de octubre de 1829 por John Herschel ya que su padre, William Herschel, lo había pasado por alto. Más tarde, John Dreyer lo incorporó al New General Catalogue con la designación NGC 7788.
Presenta un halo estelar que se extiende hasta un radio de unos 11 años luz, probablemente originado por procesos tempranos de eyección de masa en sus primeras etapas evolutivas.
Cúmulo «Cáliz Fantasmal» (NGC 559) (Caldwell 8)
NGC 559 (Caldwell 8) es un cúmulo abierto descubierto por William Herschel en 1787 y situado a unos 4.100 años luz de la Tierra. Con una magnitud de 9,5 y un diámetro de unos 10 años luz.
Se encuentra a unos 2 grados al suroeste de Seguin (ε Cas), o a unos 3 grados al noreste de Kasora (δ Cas) y próximo a los cúmulos abiertos NGC 609 y NGC 637.
También se le conoce como “Cáliz Fantasmal”, nombre acuñado por el astrónomo Stephen J. O’Meara por la apariencia del cúmulo, que recuerda a una copa enjoyada que parece desvanecerse como un fantasma.
Este efecto se debe a la baja luminosidad de muchas de sus estrellas centrales, de magnitud 12, y a su avanzada edad, estimada en 1.800 millones de años.
NGC 559 es un cúmulo relativamente compacto y rico, con bordes irregulares, que contiene alrededor de 150 estrellas, de las cuales unas cuarenta tienen magnitud 12. Las estrellas más masivas tienden a concentrarse hacia el centro, lo que indica segregación de masa.
El cúmulo se localiza en una región rica en polvo interestelar, lo que produce un fondo estelar ligeramente grisáceo. Hacia el oeste de NGC 559 pueden observarse las nebulosas oscuras LDN 1325 y LDN 1326.
Nebulosa «Pacman» (NGC 281)
NGC 281, conocida popularmente como la Nebulosa Pacman por su parecido con el personaje del videojuego clásico, es una región de formación estelar situada a unos 9.500 años luz de la Tierra.
Se encuentra a unos 1,5 grados al noreste de Shedar (α Cas).
La nebulosa tiene una extensión de más de 80 años luz y alberga en su interior el cúmulo estelar IC 1590, formado por estrellas jóvenes y masivas que iluminan y moldean la nube de gas y polvo que las rodea.
Las formas oscuras y caprichosas que se observan en las imágenes de NGC 281 son glóbulos de Bok y columnas de polvo erosionadas por la intensa radiación ultravioleta y los vientos estelares procedentes de las estrellas calientes del cúmulo.
Estas estructuras, si logran sobrevivir al proceso de erosión, podrían convertirse en el futuro en nuevos núcleos de formación estelar.
NGC 281 es especialmente interesante porque se encuentra casi 1.000 años luz por encima del plano galáctico, lo que ofrece una visión excepcionalmente despejada de los procesos de formación estelar masiva, habitualmente ocultos por el polvo interestelar.
Formación estelar y dinámica
Las estrellas más masivas del cúmulo desempeñan un papel crucial en la dinámica galáctica: sus vientos estelares y radiación ionizante moldean el entorno, y sus futuras explosiones como supernovas enriquecerán el medio interestelar con nuevos elementos.
La nebulosa está compuesta principalmente por hidrógeno y oxígeno ionizados, cuya emisión combinada produce los característicos colores rojizos y azulados en imágenes tomadas con filtros de banda estrecha.
En luz óptica, la “boca” de Pacman aparece oscura debido al polvo que bloquea la luz visible. Sin embargo, en el infrarrojo, ese polvo emite un brillo intenso.
NGC 281 se divide en dos subregiones principales: una zona superior rodeada de gas extremadamente caliente, a unos 10 millones de grados, y una región más joven en la parte inferior, donde existe evidencia de formación estelar inducida por una generación previa de estrellas masivas.
Además, se han identificado zonas de formación estelar aisladas, lo que sugiere que un evento externo, posiblemente una onda de choque o una supernova cercana, pudo haber desencadenado un “boom” de nacimiento de estrellas en esta nebulosa.
Nebulosas «Corazón» (IC 1805) (Sharpless 2-190) y «Alma» (IC 1848) (Sharpless 2-199)
Las nebulosas «Corazón» (IC 1805) y «Alma» (IC 1848) forman un vasto complejo de formación estelar situado a unos 6.000 años luz de la Tierra, dentro del brazo espiral de Perseo de la Vía Láctea, un brazo exterior respecto al que ocupa el Sol.
IC 1805 e IC 1848 se encuentran a unos 5 y 7,5 grados al noreste de Seguin (ε Cas), respectivamente.
Este conjunto, también conocido como el complejo del «Corazón y Alma«, se extiende a lo largo de unos 580 años luz, ocupando una pequeña fracción del diámetro total de nuestra galaxia (aproximadamente 100.000 años luz).
La Nebulosa del Corazón recibe su nombre por su parecido con la forma de un corazón humano, mientras que la Nebulosa del Alma, situada a su izquierda, también se llama «Nebulosa del Embrión» por la forma de sus estructuras internas.
Ambas regiones son enormes fábricas estelares, donde la intensa radiación ultravioleta y los vientos estelares procedentes de estrellas masivas han esculpido grandes burbujas de gas ionizado en el material circundante.
Nebulosa «Corazón» (IC 1805) (Sharpless 2-190)
La Nebulosa del Corazón (IC 1805), también catalogada como Sharpless 2–190, es una extensa región de formación estelar donde el hidrógeno y otros gases interestelares están dando origen a una nueva generación de estrellas.
Situada a unos 7.500 años luz de la Tierra, la nebulosa presenta un diámetro físico superior a los 300 años luz, abarcando en el cielo más de dos grados.
Aunque su brillo superficial es bajo, resulta un objeto accesible para la astrofotografía de larga exposición, mientras que su observación visual requiere cielos muy oscuros y telescopios de mediana o gran apertura (>200 mm).
El cúmulo Melotte 15
En su interior se encuentra el cúmulo Melotte 15, formado por estrellas jóvenes que energizan el entorno con su radiación ultravioleta y sus intensos vientos estelares. Alberga varias estrellas con masas cercanas a 50 veces la del Sol, junto con numerosas estrellas de baja masa.
El característico resplandor rojizo de la Nebulosa del Corazón procede de la emisión del hidrógeno ionizado, excitado por las radiaciones de las estrellas masivas de este cúmulo central.
La intensa radiación y los vientos de estas estrellas están moldeando las columnas de polvo visibles en la nebulosa, al tiempo que dispersan el gas circundante.
Estudios dinámicos sugieren que un antiguo microcuásar fue expulsado del cúmulo hace varios millones de años, testimonio de la compleja evolución estelar que tiene lugar en esta región.
Nebulosa «Alma» (IC 1848) (Sharpless 2-199)
La Nebulosa del Alma (IC 1848), también catalogada como Sharpless 2–199, es una extensa región de formación estelar que alberga varios cúmulos abiertos jóvenes. Está situada a unos 6.500 años luz de la Tierra y tiene una extensión de unos 100 años luz.
Esta nebulosa también alberga un potente complejo de emisión de radio designado W5 y amplias cavidades de gas evacuadas por la acción de los vientos estelares de estrellas masivas recién formadas.
En fotografía de gran campo puede verse junto a su vecina occidental, la Nebulosa del Corazón (IC 1805), formando el célebre conjunto conocido como las nebulosas del «Corazón y Alma».
El complejo W5–IC 1848 constituye un laboratorio natural para el estudio de la formación estelar. En él, los vientos y la radiación de las estrellas masivas comprimen el gas circundante, desencadenando la formación de nuevas generaciones de estrellas.
Cúmulos
En el interior de la Nebulosa del Alma se encuentran varios cúmulos estelares: CR 34, CR 632 y CR 634, ubicados en la parte superior o “cabeza”, y el cúmulo abierto IC 1848, que da nombre a la propia nebulosa y ocupa la región central.
También se identifican pequeñas nebulosas de emisión adyacentes, como IC 1871 (al norte), y Sh2-670 y Sh2-669 (al sur).
Galaxias cercanas
En las proximidades de la nebulosa se hallan las galaxias Maffei 1 y Maffei 2, difíciles de observar en luz óptica por la extinción interestelar debida al polvo de la Vía Láctea.
Fueron inicialmente consideradas parte del Grupo Local de galaxias. Sin embargo, hoy sabemos que pertenecen al Grupo IC 342/Maffei, situado más allá de nuestra galaxia.
Nebulosa «Cabeza de Pez» (IC 1795)
La nebulosa IC 1795, también conocida como la «Nebulosa Cabeza de Pez«, es una región activa de formación estelar. Está situada a unos 6.000 años luz de distancia de la Tierra y ocupa una extensión de unos 70 años luz.
Se encuentra a unos 4 grados al noreste de Seguin (ε Cas), próxima a la Nebulosa del Corazón y al Doble Cúmulo de Perseo, formando parte de un amplio complejo de nebulosas y nubes moleculares que se extienden a lo largo del brazo de Perseo.
En las imágenes de luz visible, gran parte de la región aparece oscurecida debido al polvo interestelar, que bloquea la radiación de las estrellas más jóvenes.
Sin embargo, en el infrarrojo emite con intensidad revelando la presencia de nacimientos estelares recientes, de apenas unos pocos millones de años de antigüedad.
Las imágenes de IC 1795 suelen presentarse en la paleta Hubble, que asigna los colores azul, verde y rojo a las emisiones del oxígeno, hidrógeno y azufre, respectivamente. Este mapeo resalta las estructuras de gas incandescente y nubes de polvo de la nebulosa.
IC 1795, junto con IC 1805 y otras regiones adyacentes, forma parte de un vasto complejo de nebulosas de emisión y nubes moleculares. En él, la radiación y los vientos de las estrellas masivas moldean el entorno y estimulan la formación de nuevas estrellas.
Nebulosa «Pinza de Langosta» (Sh2-157)
Sh2-157, conocida como la Nebulosa «Pinza de Langosta», es una nebulosa de emisión situada entre las constelaciones de Casiopea y Cefeo, a aproximadamente 8.000 años luz de distancia de la Tierra.
Se encuentra en el Brazo de Perseo de la Vía Láctea, a casi 7 grados al noroeste de Caph (β Cas) y a solo 1 grado de la Nebulosa «Burbuja» (NGC 7635). Este objeto está relacionado directamente con la gran asociación «Cassiopeia OB2».
En la parte superior izquierda de la imagen de Sh2-157 se muestra el cúmulo «Punta de Flecha» (NGC 7510), perteneciente a la contigua constelación de Cefeo (Cepheus).
Sh2-157 es visible en las longitudes de onda del hidrógeno ionizado (Hα), el oxígeno (OIII) y el azufre (SII) y destaca por sus dos arcos principales en anillo (en el centro de la imagen) en la parte norte, que se asemejan a las pinzas de una langosta.
Se cree que esta forma es el resultado de la acción de los vientos estelares de la estrella tipo Wolf-Rayet WR 157 perteneciente al cúmulo abierto Markarian 50.
Por su parte, el sector sur (a la derecha de la imagen) está iluminado y excitado por la radiación intensa de estrellas de clase espectral O. En el interior de la nebulosa se encuentra un cúmulo de estrellas muy jóvenes, que representa la generación más reciente en un continuo proceso de formación estelar.
Este proceso está vinculado tanto a la asociación «Cassiopeia OB2» como al cercano cúmulo abierto NGC 7510, lo que convierte a Sh2-157 en una región activa de nacimiento estelar.
Nebulosa «Fantasma de Casiopea» (IC 63 e IC 59)
IC 63 e IC 59 son dos pequeñas nebulosas de emisión y reflexión situadas a unos 550 años luz de la Tierra. Ambas están expuestas a la intensa radiación ultravioleta de Navi (γ Cas), una gigante azul extremadamente caliente y luminosa.
Se encuentran a menos de 0,5 grados al noreste de Navi (γ Cas), cuya intensa radiación hace que IC 63 (a la derecha en la imagen) brille en tonos rojizos debido al hidrógeno ionizado. Los matices azulados proceden de la luz estelar reflejada en el polvo.
IC 59 (a la izquierda en la imagen), situada algo más lejos de γ Cas, muestra un predominio de la luz de reflexión azulada sobre la luz rojiza de emisión.
Ambas nebulosas forman parte de una región nebulosa más extensa que rodea a γ Cas y que se extiende unos dos grados en el cielo, equivalente a cuatro veces el diámetro aparente de la Luna llena.
La radiación y los vientos de γ Cas están erosionando progresivamente estas nubes de gas y polvo, que acabarán dispersándose en el medio interestelar en un futuro relativamente próximo.
Nebulosa IC 289
IC 289 es una nebulosa planetaria situada a unos 5.190 años luz de la Tierra. Fue descubierta el 2 de septiembre de 1888 por el astrónomo estadounidense Lewis Swift. Más tarde, en 1921, Edwin Hubble la identificó como una nebulosa planetaria.
Se encuentra próxima a la nebulosa del «Alma» (IC 1848), a unos 9 grados al noreste de Seguin (ε Cas).
Como todas las nebulosas de este tipo, IC 289 es el resultado de la fase final de una estrella similar al Sol, que al morir expulsa sus capas externas de gas ionizado, formando una envoltura luminosa alrededor de su núcleo remanente.
Visualmente, presenta un disco ovalado de unos 38 × 28 segundos de arco, rodeado por un halo más débil y casi circular de unos 42 segundos de arco de diámetro. Su eje principal está inclinado apenas unos 10° respecto a nuestra línea de visión.
En el centro se encuentra una débil estrella de tipo O, solo visible con telescopios grandes, que ilumina y da forma a las estructuras internas de la nebulosa.
Cassiopeia A
Cassiopeia A es el remanente de una estrella masiva que explotó hace aproximadamente 325 años como supernova . Se encuentra a unos 10.000 años luz de la Tierra.
Se encuentra cerca de la Nebulosa «Burbuja» (NGC 7635), a casi 6 grados al suroeste de Caph (β Cas).
El objeto está compuesto por un núcleo estelar colapsado (estrella de neutrones) y un remanente de material en expansión expulsado durante la explosión. La estrella de neutrones aparece como un punto brillante y compacto en el centro del remanente.
Galaxias NGC 147 (Caldwell 17) y NGC 185 (Caldwell 18)
Además de las galaxias satélite M32 y NGC 205, la Galaxia de Andrómeda (M31) posee varias otras más distantes. Entre ellas se encuentran NGC 185 y NGC 147, situadas entre M31 y la Vía Láctea a 2,07 y 2,36 millones de años luz, respectivamente.
NGC 185 (Caldwell 18) fue descubierta por William Herschel en noviembre de 1787, mientras que NGC 147 (Caldwell 17), más tenue, permaneció inadvertida hasta que su hijo John Herschel la detectó en septiembre de 1829.
Ambas son galaxias elípticas enanas situadas en el halo exterior de M31, a unos 8 grados al sureste de Shedar (α Cas) y a más de 7 grados al norte de M31.
Están separadas entre sí por apenas un grado en el cielo, estando más alejadas de M31 que sus galaxias satélite M32 y NGC 205.
NGC 185
Con una magnitud aparente de 9,2, NGC 185 es una galaxia enana más fácil de observar que su vecina NGC 147 debido a su núcleo más circular y compacto. Destaca por su núcleo galáctico activo, que emite radiación intensa en parte del espectro.
Algunos astrónomos la clasifican como una galaxia Seyfert tipo II, caracterizada por su brillo intenso en infrarrojo pese a su apariencia modesta en luz visible. De confirmarse, sería la única galaxia Seyfert conocida en el Grupo Local y la más cercana a la Tierra.
NGC 147
Al igual que su vecina NGC 185, NGC 147 es un satélite distante de Andrómeda, gravitacionalmente ligado a su galaxia anfitriona. Con una magnitud aparente de 9,5, requiere de cielos oscuros para ser detectada.
Se encuentra en el borde sur de la constelación de Casiopea, entre la “W” de la constelación y la Galaxia de Andrómeda.
Galaxia IC 10
IC 10 es una galaxia irregular perteneciente al Grupo Local situada a unos 2 millones de años luz de la Tierra. Fue descubierta por el astrónomo estadounidense Lewis Swift el 8 de octubre de 1887. Se encuentra a unos 1,5 grados al noreste de Caph (β Cas).
A diferencia de las galaxias espirales como Andrómeda (M31) o la Vía Láctea, su estructura carece de regularidad, mostrando filamentos irregulares de estrellas jóvenes y polvo.
IC10 es una galaxia satélite de Andrómeda (M31) y se distingue por ser la única galaxia del Grupo Local con formación estelar activa, con enormes nubes de hidrógeno que generan estrellas jóvenes y luminosas, responsables de los filamentos rojos brillantes visibles en las imágenes.
También alberga estrellas Wolf-Rayet, de temperaturas superficiales de hasta 200.000 K, y un agujero negro de masa estelar. Probablemente experimentó una colisión con otra galaxia del Grupo Local hace unos 10 millones de años.
Su estudio ha sido difícil debido a su posición cerca del borde de la Vía Láctea, donde la observación se ve dificultada por la densa banda de polvo y estrellas de nuestra galaxia, que aparecen en primer plano como puntos brillantes en las imágenes.
Sin comentarios