13 Mar Constelación de La Jirafa (Camelopardalis): Mitología e historia
La constelación de La Jirafa (Camelopardalis), es una extensa pero tenue región del cielo boreal situada en las inmediaciones del Polo Norte Celeste. Creada en el siglo XVII, carece de mitología clásica y no contiene estrellas especialmente brillantes.
Constelación de La Jirafa (Camelopardalis): Historia y ubicación
La Jirafa es una constelación discreta a simple vista. Sin embargo, alberga interesantes objetos estelares y regiones de formación estelar que la hacen relevante desde el punto de vista astrofísico.
Es una constelación bastante tenue, representada únicamente por unas pocas estrellas discretas cerca de su extremo oriental. Se encuentra al norte de la constelación de Auriga, entre Perseo y Osa Mayor.
Constelación de La Jirafa (Camelopardalis): Mitología
Los griegos no identificaron estrellas en Camelopardalis y consideraban esta región del cielo como carente de figuras destacables. Por lo tanto, La Jirafa no posee una mitología clásica en el sentido grecorromano, a diferencia de la mayoría de constelaciones tradicionales.
Fue introducida a comienzos del siglo XVII por el astrónomo y cartógrafo Petrus Plancius y difundida posteriormente por Jakob Bartsch en 1624.
Representa a la jirafa, animal exótico para Europa en esa época, y su nombre latino Camelopardalis proviene de la creencia antigua de que la jirafa era una mezcla de camello (camelus) y leopardo (pardalis).
La justificación simbólica más aceptada es bíblica, no mitológica en sentido estricto. De este modo, La jirafa habría sido uno de los animales observados por el profeta Isaías o, en interpretaciones más extendidas, uno de los animales presentes en el Arca de Noé.
Sin embargo, estas asociaciones nunca fueron desarrolladas en relatos narrativos estructurados, sino que funcionaron como explicaciones culturales para legitimar su inclusión en los atlas celestes.
Constelación de La Jirafa (Camelopardalis): Estrellas principales
Sus estrellas más brillantes apenas alcanzan la cuarta magnitud, y ninguna posee nombre propio. Solo tres tienen designación con letra griega: Alfa Cam, Beta Cam y Gamma Cam.
Las tres estrellas principales de La Jirafa son, en orden de brillo: Beta Cam (mag. 4,03), CS Cam (mag. 4,21) y Alfa Cam (mag. 4,29).
Alpha Cam se encuentra aproximadamente en el centro de la imagen, en la parte superior de las patas delanteras de la jirafa, el animal que representa la constelación.
Respecto de Alpha, CS Cam se sitúa arriba a la derecha y, cerrando el triángulo, Gamma Cam aparece encima. Beta Cam, la estrella más brillante de la constelación, aparece abajo y a la derecha.
β Cam (Beta Camelopardalis)
β Cam, con magnitud 4,03, es la estrella más brillante de la constelación de La Jirafa (Camolopardalis). Se encuentra a una distancia de unos 1.000 años luz de la Tierra y tiene una edad de apenas 40 millones de años.
Sistema Triple
Es una supergigante blanco-amarilla de clase G (G0) con una temperatura superficial de unos 5.500 kelvin, solo ligeramente más fría que el Sol. Brilla con una luminosidad unas 3.300 veces superior a la del Sol y tiene una masa unas siete veces la del Sol.
A poco más de un minuto de arco se encuentra una estrella compañera que, a su vez, es doble. La componente más brillante de esta estrella binaria es de clase A y la más débil de clase F.
Separada al menos por 25.000 UA, esta pequeña binaria tarda como mínimo un millón de años en orbitar a la supergigante.
Estrella enigmática
Beta Cam se encuentra en transición desde una estrella enana que fusiona hidrógeno hacia una gigante roja que fusiona helio. Esta es una zona de temperatura y luminosidad en la que las estrellas suelen volverse inestables y pulsar como variables cefeidas.
Sin embargo, su brillo no varía, aunque presenta múltiples pulsaciones con periodos de decenas de días. Nadie sabe aun por qué Beta Cam es una estrella tan estable.
CS Cam (CS Camelopardalis) (HR 1035) (HD 21291)
CS Cam (HR 1035), con magnitud 4,21, es la segunda estrella más brillante de la constelación de La Jirafa (Camolopardalis). Se encuentra a una distancia estimada de 1.940 años luz de la Tierra y tiene una edad de apenas 15 millones de años.
Aun siendo la segunda estrella más brillante de La Jirafa, ni siquiera posee letra griega o número de Flamsteed.
Es una supergigante brillante blanca de clase B (B9) y la estrella más luminosa de la asociación Cam OB1 de estrellas calientes, ligeramente más brillante que su compañera de constelación y vecina cercana, HR 1040 Cam.
Es 29.900 veces más luminosa que el Sol, tiene un radio 48 veces mayor que el solar y 12 masas solares. CS Cam podría estar en transición hacia una supergigante roja, con un núcleo inerte de helio.
O bien podría haber pasado ya por la fase de supergigante roja y haber regresado a la fase de supergigante blanca o azul, para fusionar silenciosamente su helio interno en carbono y oxígeno. Sea como fuere, todo indica que explotará como supernova.
CS Cam varía unas pocas centésimas de magnitud, resultado de pulsaciones y pérdida de masa, un comportamiento típico de supergigantes luminosas similares a Deneb. Es por ello que se considera una estrella variable y de ahí su denominación CS.
Posible sistema binario
CS Cam posee una compañera de magnitud 7,8 que ha mantenido prácticamente la misma separación durante los últimos 180 años, por lo que es muy probable que ambas estén ligadas gravitatoriamente.
De ser así, esta estrella secundaria es también una estrella notable, ya que es una enana de tipo B5 con una masa cercana a cuatro veces la del Sol.
α Cam (Alfa Camelopardalis)
α Cam, con magnitud 4,29 es la tercera estrella más brillante de la constelación de La Jirafa (Camolopardalis). Se encuentra a una distancia de unos 3.200 años luz de la Tierra y tiene una edad estimada de unos 4–6 millones de años.
α Cam es una rara supergigante brillante blanco-azulada de clase O (O9.5), con una temperatura superficial de unos 30.000 kelvin. Brilla con una luminosidad de 530.000 soles y tiene una masa entre 25 y 30 veces la del Sol.
El destino final de α Cam es acabar sus días explotando como una brillante supernova, dentro de unos 6–8 millones de años.
Posible estrella «fugitiva»
Aunque aun no se ha probado con seguridad, posiblemente sea una estrella «fugitiva» (runaway), procedente de la asociación Cam OB1.
Habría sido expulsada del cúmulo NGC 1502, probablemente como consecuencia de interacciones con otras estrellas o de la explosión de una compañera masiva.
Este tipo de asociaciones estelares son enormes agrupaciones de estrellas jóvenes en dispersión, nacidas más o menos al mismo tiempo a partir de la misma nube progenitora.
Constelación de La Jirafa (Camelopardalis): Asterismos
El asterismo más conocido de La Jirafa es la «Cascada de Kemble», visible con prismáticos. Aunque no constituye en sí mismo un sistema físico real, su efecto visual la convierte en uno de los conjuntos más atractivos del cielo boreal.
Asterismo «Cascada de Kemble»
Se trata de una espectacular y colorida disposición de unas 20 estrellas de magnitudes entre 4 y 9 que ocupa una extensión equivalente a 5 lunas llenas (unos 3 grados). Vistas en vertical, sus estrellas parecen caer del cielo formando una cascada estelar.
Para encontrar este asterismo, prolongamos aproximadamente una vez y media la distancia entre Algol y Mirfak, ambas en la constelación de Perseo.
La cascada de Kemble se encuentra aproximadamente en la zona que ocuparía el vientre de la Jirafa. Culmina visualmente en el cúmulo abierto NGC 1502, que actúa como “remanso” al final de la cascada estelar.
Constelación de La Jirafa (Camelopardalis): Objetos más interesantes
Aunque tenue y poco conocida, La Jirafa alberga objetos de interés para la observación astronómica, la mayoría de ellos galaxias. Entre ellas destacan dos del catálogo Caldwell: IC 342 (Caldwell 5) y NGC 2403 (Caldwell 7).
IC 342 es una gran galaxia espiral cercana parcialmente oscurecida por el polvo de la Vía Láctea, lo que la hace difícil de estudiar pese a su tamaño. NGC 2403 es una brillante galaxia espiral del grupo de M81, visible con telescopios medianos y rica en regiones de formación estelar.
- NGC 1502, cúmulo «Arpa Dorada».
- vdB 14 y vdB 15, nebulosas.
- NGC 1501, nebulosa planetaria «Ostra» u «Ojo de Camello».
- NGC 1530, galaxia.
- NGC 1560 (IC 2062), galaxia.
- NGC 1569, galaxia.
- NGC 2146, galaxia «Mano de Polvo».
- NGC 2366 y NGC 2363, galaxias.
- NGC 2403 (Caldwell 7), galaxia.
- NGC 2655, NGC 2715 y UGC 4701, galaxias.
- IC 342 (Caldwell 5), galaxia «Oculta».
Cúmulo «Arpa Dorada» (NGC 1502)
NGC 1502 es un cúmulo abierto joven a unos 3.400–3.500 años luz de la Tierra. Fue descubierto por William Herschel en 1787, quien lo describió como un cúmulo estelar relativamente rico y notablemente denso, con una ligera forma alargada.
El cúmulo también es conocido como «Arpa Dorada» debido a la disposición de sus estrellas más brillantes. Se encuentra a unos 6,5 grados al este de Alpha Cam, al final del asterismo «Cascada de Kemble», un aparente «flujo» de estrellas que parece «desembocar» en NGC 1502.
Sin embargo, esta alineación de estrellas en el asterismo es solo un efecto de perspectiva, ya que sus estrellas no están físicamente relacionadas con el cúmulo.
Asociación estelar Cam OB1
Con una magnitud visual aproximada de 6,0, este cúmulo se encuentra cerca del límite de visibilidad a simple vista bajo cielos oscuros. Se encuentra en el borde exterior del brazo de Orión de la galaxia, formando parte de la asociación estelar Cam OB1, en el subgrupo Cam OB1-C.
Las asociaciones OB como esta suelen extenderse varias decenas de miles de años luz y, en este caso, su tamaño total se estima entre 230 y 290 años luz, para una distancia media de unos 3.260 años luz.
Dentro de esta región también se encuentran diversas nebulosas relacionadas con la formación estelar, como la región HII Sh2-205 y las nebulosas de reflexión VdB 14 y VdB 15, de las que se trata en este articulo a continuación más abajo.
Características físicas
NGC 1502 contiene unas 60 estrellas, de las cuales al menos 19 son más brillantes que la magnitud 11. Las seis estrellas más luminosas presentan tipos espectrales B3 o más calientes, lo que confirma la juventud del cúmulo.
Su edad se estima en torno a los 11 millones de años, aunque las estimaciones pueden variar entre 5 y 15 millones de años debido a que el punto de abandono de la secuencia principal no está bien definido.
Este cúmulo tiene una clasificación de Trumpler II3p, lo que indica una concentración moderada de estrellas, un amplio rango de brillos y una población relativamente pobre.
Principales estrellas
La estrella más brillante asociada al cúmulo es la variable eclipsante SZ Cam, situada cerca de su centro. Este sistema forma parte de la doble visual ADS 2984, donde los dos componentes principales son binarias espectroscópicas acompañadas por estrellas más débiles.
En el cúmulo se han identificado además once estrellas variables confirmadas y cuatro candidatas, entre ellas una variable del tipo β Cephei, dos variables periódicas de tipo B, varios sistemas eclipsantes y una estrella del tipo RR Lyrae.
Cinco de sus miembros presentan también peculiaridades químicas en sus espectros.
Se cree que la supergigante azul Alpha Cam pudo haberse formado originalmente en este cúmulo, aunque posteriormente habría sido expulsada y actualmente se comportaría como una estrella fugitiva.
Nebulosas vdB 14 y vdB 15
VdB 14 y vdB 15 son un par de nebulosas de reflexión que constituyen una pequeña parte de una extensa nube de polvo. Ambas se encuentran a unos 2.600 años luz de la Tierra, lo que indica que están próximas entre sí en el espacio.
De hecho, estas nebulosas forman parte de la misma nube molecular, dentro del complejo de formación estelar asociado a Cam OB1, situado en el borde exterior del brazo de Orión de la Vía Láctea.
VdB 14 está iluminada por la estrella HD 21291 (HR 1035), una supergigante azul variable de tipo Alfa Cygni conocida también como CS Camelopardalis. Esta estrella, junto con otras cercanas, constituye la región central de la asociación Cam OB1.
Por su parte, VdB 15 es una extensa región de gas iluminada por la brillante estrella HD 21389, visible a simple vista y catalogada también como CE Camelopardalis. Al igual que HD 21291, se trata de una supergigante azul variable del tipo Alfa Cygni.
Nebulosa planetaria «Ostra» u «Ojo de Camello» (NGC 1501)
NGC 1501 es una compleja nebulosa planetaria, formada por una nube brillante de gas ionizado y polvo expulsado por una estrella moribunda. Fue descubierta por William Herschel en 1787 y se encuentra a una distancia de unos 5.000 años luz de la Tierra.
Puede localizarse a aproximadamente 5 grados al norte de CS Cam.
Como ocurre en otras nebulosas planetarias, su origen se remonta a la fase final de la evolución de una estrella similar al Sol, que expulsó sus capas externas al espacio formando una envoltura gaseosa en expansión.
Estrella pulsante
En el centro de la nebulosa permanece la estrella progenitora, extremadamente caliente y luminosa, visible como un punto brillante en el interior de la nube.
La apariencia de esta estrella central, semejante a una “perla” incrustada dentro de una envoltura brillante, inspiró el nombre de «Nebulosa de la Ostra». Sin embargo, a pesar de su luminosidad intrínseca, puede resultar difícil de observar con telescopios debido al resplandor difuso del gas circundante.
La estrella central presenta además una característica poco habitual: es pulsante, lo que significa que su brillo varía de forma periódica. Aunque las estrellas variables son comunes en el cosmos, es relativamente raro encontrar una de este tipo en el núcleo de una nebulosa planetaria.
En el caso de NGC 1501, las variaciones de luminosidad se producen en un intervalo extremadamente corto, de aproximadamente media hora.
Estructura compleja
Las observaciones detalladas y los modelos tridimensionales realizados por los astrónomos han revelado que la nebulosa posee una estructura interna muy compleja.
Su forma general se asemeja a un elipsoide irregular, compuesto por numerosas regiones grumosas y abultadas, con burbujas de gas, nodos densos y filamentos de polvo entrelazados.
Esta compleja red de estructuras confiere a la nebulosa un aspecto similar al de una burbuja o una delicada telaraña que rodea a la estrella central.
Galaxia NGC 1530
NGC 1530 es una galaxia espiral barrada a unos 65 millones de años luz de la Tierra. Fue descubierta en 1876 por Wilhelm Tempel y posteriormente descrita por John Louis Emil Dreyer en 1888 como un objeto grande y bastante brillante.
Se encuentra aproximadamente a mitad de camino entre HD 33564 (HR 1686) y Gamma Cam, a unos 4,5 grados al oeste de esta última.
Presenta una magnitud aparente de alrededor de 12,3 y un tamaño angular aproximado de 4,6 × 2,4 minutos de arco. El plano de su disco galáctico está inclinado unos 55° respecto a nuestra línea de visión.
Es un sistema relativamente aislado, ya que su vecino más cercano conocido es NGC 1530A, situado a una separación angular de unos 19 minutos de arco.
Morfología
Desde el punto de vista morfológico se clasifica como SB(rs)bc en el sistema de Gérard de Vaucouleurs. Esta designación indica que se trata de una galaxia espiral barrada (SB) con una estructura de pseudoring interno (rs) que conecta con brazos espirales moderadamente abiertos.
Su barra central es excepcionalmente grande y potente, alcanzando un tamaño angular de unos 100 segundos de arco y una longitud física de aproximadamente 78.000 años luz, lo que la convierte en una de las barras galácticas más grandes y prominentes observadas.
A lo largo de esta barra se observan dos marcadas franjas de polvo que delimitan frentes de choque en el flujo del gas interestelar. Estos flujos canalizan grandes cantidades de material hacia las regiones internas de la galaxia, alimentando la formación estelar.
De hecho, el gas se desplaza hacia el centro a un ritmo aproximado de una masa solar por año, con velocidades de caída que pueden alcanzar los 100 km/s. Como consecuencia, la región central concentra más del 25 % del hidrógeno gaseoso libre de la galaxia.
En el núcleo de NGC 1530 se encuentra un anillo nuclear de formación estelar con un semieje mayor de unos 3.900 años luz y una marcada elipticidad. Estas regiones nucleares presentan una intensa actividad de nacimiento de estrellas, que también se observa en los extremos de la barra galáctica.
¿Segunda barra interna?
Durante algún tiempo se propuso que NGC 1530 pudiera contener una segunda barra interna, una característica relativamente común en las galaxias barradas, ya que aproximadamente un tercio de ellas presentan sistemas de doble barra.
Sin embargo, estudios posteriores indican que esta estructura corresponde en realidad a una espiral interna asimétrica, cuyo brillo es desigual entre sus brazos, lo que le confiere un aspecto ligeramente desbalanceado.
Laboratorio ideal
A pesar de no ser un objeto fotografiado con frecuencia por los astrónomos aficionados, NGC 1530 es una de las galaxias barradas más estudiadas por la comunidad profesional.
Esrto se debe a que su intensa barra y compleja dinámica de gas la convierten en un laboratorio ideal para investigar los procesos de transporte de materia y formación estelar en los discos galácticos.
Galaxia NGC 1560 (IC 2062)
NGC 1560, también catalogada como IC 2062, es una galaxia espiral de magnitud aparente cercana a 11. Fue descubierta por Wilhelm Tempel en 1883 y se encuentra a una dfistancia de 8-12 millones de años luz de la Tierra. Se localiza a unos 3,5 grados al noroeste de Gamma Cam.
Esta galaxia forma parte del grupo de galaxias IC 342/Maffei Group, una concentración relativamente cercana de galaxias situada más allá del Grupo Local. A pesar de su proximidad cósmica, NGC 1560 no pertenece al Grupo Local.
Su tamaño aparente de 11,6 × 1,9 minutos de arco corresponde a un diámetro real de unos 35.000 años luz, lo que la convierte en una galaxia significativamente más pequeña que la Vía Láctea.
Su forma alargada y su estructura en espiral la convierten en un objeto interesante para el estudio de la dinámica de galaxias cercanas y de los sistemas pertenecientes al grupo IC 342/Maffei.
Galaxia NGC 1569
NGC 1569 es una pequeña galaxia de brote estelar (starburst), es decir, un sistema que atraviesa una fase excepcionalmente intensa de formación estelar. Fue descubierta por William Herschel en 1788 y se encuentra a unos 11 millones de años luz de la Tierra.
Se localiza aproximadamente a una cuarta parte de la distancia entre Alpha Cam y CS Cam y a unos 3 grados al este de la primera.
Durante aproximadamente los últimos 100 millones de años, NGC 1569 ha producido nuevas estrellas a un ritmo extraordinario, más de cien veces superior al observado en la Vía Láctea.
Intensa formación estelar
Esta actividad frenética ha convertido a la galaxia en un auténtico laboratorio natural para estudiar los procesos de formación estelar a gran escala.
Estudios que datan del 2008 indican que NGC 1569 podría encontrarse una vez y media más lejos de lo que se pensaba anteriormente. Esto la situaría dentro de un grupo de unas diez galaxias dominado por la galaxia espiral IC 342.
Las interacciones gravitatorias dentro de este grupo podrían estar comprimiendo el gas de NGC 1569, desencadenando así el intenso episodio de formación estelar que caracteriza actualmente a esta galaxia.
Supercúmulos estelares
El núcleo de la galaxia alberga tres enormes cúmulos estelares, cada uno con más de un millón de estrellas. Dos de estos cúmulos se encuentran tan próximos entre sí que, en muchas imágenes, aparecen como una única estructura brillante.
Estos llamados supercúmulos estelares se sitúan dentro de una gran cavidad central de gas, excavada por las violentas explosiones de numerosas supernovas procedentes de estrellas masivas formadas en episodios anteriores de actividad estelar.
Morfología
Las explosiones y los vientos estelares asociados han generado poderosos flujos de gas y partículas que han modelado el medio interestelar de la galaxia. Como resultado, se observan enormes estructuras gaseosas y complejos filamentos.
Algunas de estas formaciones alcanzan dimensiones notables. Por ejemplo, una de las estructuras gaseosas más llamativas mide aproximadamente 3.700 años luz de longitud.
En otras zonas de la galaxia aparecen grandes burbujas de gas ionizado que recuerdan a islas flotando en el espacio. La mayor de estas burbujas tiene un diámetro aproximado de 378 años luz, mientras que la más pequeña alcanza unos 119 años luz.
Estrellas
Estas estructuras están iluminadas por la intensa radiación procedente de las jóvenes estrellas masivas que se encuentran en su interior, algunas de las cuales comienzan a emerger de sus envolturas de gas.
Las imágenes de detalle de NGC 1569 muestran además miles de diminutos puntos luminosos que corresponden a estrellas del halo de la galaxia. En contraste, algunas de las estrellas más brillantes visibles en primer plano pertenecen en realidad a nuestra propia galaxia.
Galaxia «Mano de Polvo» (NGC 2146)
NGC 2146 es una peculiar galaxia espiral barrada de brote estelar (starburst) que experimenta episodios muy intensos de formación estelar. Fue descubierta por Friedrich August Theodor Winnecke en 1876 y se encuentra a 60–90 millones de años luz de la Tierra.
Se localiza a unos 11,5 grados al oeste de Gamma Cam.
Se clasifica como galaxia espiral barrada tipo Sab (pec) por su morfología general, pero su rasgo más distintivo es su brazo espiral cargado de polvo. Desde nuestra perspectiva, este brazo parece curvarse y pasar por delante del núcleo galáctico.
Perturbaciones gravitatorias
Las fuerzas necesarias para alterar esta estructura desde su forma natural y retorcerla unos 45° son colosales. La explicación más probable es que una galaxia vecina esté perturbándola gravitatoriamente, distorsionando las órbitas de muchas de sus estrellas.
De este modo, es probable que estemos observando las etapas finales de un proceso que lleva desarrollándose decenas de millones de años.
Aunque los episodios intensos de formación estelar son comunes entre las galaxias espirales barradas, la perturbación gravitatoria adicional que sufre NGC 2146 probablemente intensifique el fenómeno, comprimiendo nebulosas ricas en hidrógeno y desencadenando la formación de nuevas estrellas.
Galaxias NGC 2366 y NGC 2363
NGC 2366 es una galaxia enana irregular barrada de tipo Magallánico a una distancia de unos 10 millones de años luz de la Tierra. Fue descubierta por William Herschel en 1788.
Se localiza a unos 14,5 grados al noroeste de Alpha Cam. A diferencia de las galaxias espirales grandes, NGC 2366 carece de brazos espirales definidos, pero alberga regiones de formación estelar muy brillantes.
En el extremo sur (extremo inferior, en la imagen) de esta galaxia se encuentra la luminosa región HII conocida como Markarian 71 (Mrk 71), una de las zonas más activas en creación de estrellas dentro de la galaxia.
Debido a su relativa cercanía, NGC 2366 permite a los astrónomos resolver individualmente sus estrellas, lo que facilita el estudio de su población estelar y de los procesos de formación estelar en galaxias enanas irregulares.
Además, existen ciertas confusiones históricas sobre la identificación de algunos de sus componentes y su relación con la vecina NGC 2363, lo que ha requerido observaciones detalladas para esclarecer la estructura completa del sistema.
Galaxia NGC 2403 (Caldwell 7)
NGC 2403, o Caldwell 7, es una galaxia espiral del grupo de galaxias de M81, con un diámetro de unos 80.000 años luz y a una distancia de 10-12 millones de años luz de la Tierra. Fue descubierta por William Herschel en 1788. Se localiza a unos 16 grados al noroeste de Alpha Cam.
Esta galaxia de color azul aparece salpicada de regiones gaseosas rosadas en forma de «flores» y filamentos granulares de polvo oscuro. Estas áreas rosadas son vastas regiones de hidrógeno ionizado (regiones HII), donde se forman miles de estrellas en unos pocos millones de años.
Cada estrella recién nacida emite una intensa radiación ultravioleta que ioniza aún más el gas circundante, manteniendo estas regiones brillantes y activas.
Entre estas zonas de formación estelar, los filamentos de polvo oscuro destacan sobre los brazos espirales, mientras que las estrellas jóvenes aparecen con un intenso brillo azul.
Se aprecia como una mancha difusa alargada con una magnitud aparente de 8,9. Dos estrellas brillantes que parecen formar parte de la galaxia en algunas imágenes corresponden en realidad a estrellas locales de la Vía Láctea.
Supernovas
Caldwell 7 alcanzó notoriedad entre los cazadores de supernovas en 2004, cuando produjo la supernova más brillante observada en más de una década: la supernova 2004dj, que alcanzó una magnitud de 11,2.
Esta explosión estelar ocurrió en un cúmulo estelar conocido como Sandage 96 y fue detectada gracias a imágenes del Telescopio Espacial Hubble que mostraron un aumento repentino del brillo de la estrella.
Galaxias NGC 2655, NGC 2715 y UGC 4701
En la imagen de cielo profundo más abajo destaca NGC 2655 a la derecha, una galaxia lenticular con signos de interacciones gravitatorias pasadas. Le compaña la galaxia espiral NGC 2715 a la izquierda, que muestra una estructura más regular.
Entre ambas aparece la pequeña y tenue UGC 4701, una galaxia espiral enana que forma parte del mismo entorno galáctico. Las tres pertenecen al grupo de galaxias NGC 2655. y se encuentran a unos 19,5 grados al oeste de Gamma Cam.
NGC 2655
NGC 2655 es la galaxia dominante del grupo de galaxias que lleva su nombre y se encuentra a unos 80 millones de años luz de la Tierra. Fue descubierta por William Herschel en 1802.
Se trata de un objeto difícil de encuadrar en las clasificaciones galácticas tradicionales: A simple vista puede parecer un cúmulo de nubes difusas, ya que carece de los brazos bien definidos de una galaxia espiral y del bulbo rojizo característico de las elípticas.
Pero en realidad se trata de una galaxia lenticular, un tipo intermedio entre las espirales y las elípticas: posee forma de disco, como las espirales, pero ya no forma grandes cantidades de estrellas nuevas, albergando principalmente poblaciones estelares envejecidas.
El núcleo de NGC 2655 es extremadamente luminoso, lo que la clasifica adicionalmente como galaxia Seyfert, un tipo de galaxia activa con líneas de emisión intensas y características.
Se cree que esta luminosidad proviene del material que cae hacia el disco de acreción de un agujero negro supermasivo situado en el centro de la galaxia.
Por el contrario, su disco externo muestra una estructura más calmada pero irregular, lo que indica que NGC 2655 ha vivido un pasado turbulento, incluyendo fusiones e interacciones con otras galaxias.
NGC 2715
NGC 2715 es una galaxia espiral intermedia de tipo Sbc descubierta en 1871 por el astrónomo francés Alphonse Borrelly. Presenta un núcleo relativamente brillante rodeado por un disco con brazos espirales débiles, y su tamaño angular es de aproximadamente 4,9 minutos de arco.
Su magnitud aparente es de 12,5 y se encuentra a unos 60-70 millones de años luz, formando parte del grupo galáctico NGC 2655. En 1987 se observó en NGC 2715 la supernova SN 1987M, de tipo Ib y magnitud 15.
UGC 4701
UGC 4701 es una galaxia más pequeña y tenue, catalogada en el Uppsala General Catalogue. Su tamaño angular es inferior a un minuto de arco y su magnitud ronda los 15, lo que la convierte en un objeto considerablemente débil en comparación con NGC 2655 y NGC 2715.
Se considera una galaxia espiral enana o irregular, con un núcleo compacto y débiles indicios de brazos espirales. Su distancia estimada coincide con la del grupo, lo que sugiere que forma parte del mismo sistema galáctico.
En astrofotografías detalladas de espacio profundo se observa como una pequeña estructura difusa cercana a las galaxias mayores del grupo, NGC 2655 y NGC 2715.
Galaxia «Oculta» (IC 342) (Caldwell 5)
IC 342, también conocida como Caldwell 5, es una galaxia espiral situada a aproximadamente 11 millones de años luz de la Tierra. Es relativamente cercana en términos astronómicos y tiene un diámetro aproximado de 50.000 años luz.
Fue descubierta a principios de la década de 1890 por William Frederick Denning, un astrónomo aficionado británico sin formación científica formal que, sin embargo, logró importantes aportes en astronomía.
Se encuentra aproximadamente a una cuarta parte de la distancia entre Gamma Cam y CS Cam y a unos 3 grados al noreste de la primera.
Características más relevantes
Su orientación “de frente” la convierte en un objeto privilegiado para el estudio de la formación estelar y la astroquímica, así como para posibles observaciones de supernovas, aunque hasta la fecha no se ha registrado ninguna.
La galaxia muestra una notable actividad en su núcleo, confirmado en 2003 como núcleo HII, lo que indica la presencia de hidrógeno ionizado y la formación de numerosas estrellas calientes y jóvenes.
Las imágenes del telescopio espacial Hubble revelan un núcleo brillante rodeado de regiones de formación estelar azuladas, zonas de gas más frías y rojizas, y carriles oscuros de polvo que se entrelazan con la estructura espiral de la galaxia.
Una galaxia oculta
A pesar de su magnitud aparente relativamente brillante de 8,4, esta galaxia no destaca en el cielo debido a su posición cerca del plano galáctico de la Vía Láctea. Allí, la visión se ve obstaculizada por densas nubes de gas, polvo interestelar y estrellas brillantes, lo que le ha valido el apodo de «Galaxia Oculta».
Para poder estudiar sus detalles, los astrónomos deben observar a través de años luz de material cósmico, lo que dificulta su visibilidad.
Debido a ello, IC 342 puede ser difícil de localizar, especialmente si el cielo presenta contaminación lumínica o ligera neblina. Se recomienda buscar noches despejadas y alejarse de las luces de la ciudad para observarla con un telescopio.
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