18 May Guía de las constelaciones de primavera
Llega la primavera después de un largo invierno de gélidas temperaturas nocturnas. En el firmamento se elevan constelaciones de primavera tan notables como Leo o Virgo, que nos abren una ventana al espacio exterior. La primavera nos marca asi el inicio de la temporada de galaxias.
En primavera se va reduciendo paulatinamente nuestro tiempo útil de observación. Por eso hay que aprovechar esta estación de explosión de la naturaleza y resurgimiento de la vida para escudriñar los cielos nocturnos.
Constelaciones de primavera: El equinoccio de primavera
La primavera astronómica comienza en el equinoccio de primavera. Corresponde al 20/21 de marzo en el hemisferio norte y 22/23 de septiembre en el hemisferio sur. Equinoccio es un término que proviene del latín y significa que la duración de la noche es igual a la del día.
Esto es ideal para la observación astronómica, ya que en primavera aún es noche cerrada al finalizar la tarde. Tendremos así más horas de observación nocturna disponibles.
En el hemisferio norte dejamos atrás típicas constelaciones de invierno como Tauro, Orión o Auriga. Y damos la bienvenida a típicas constelaciones de primavera como Leo, Virgo o Bootes.
Constelaciones de primavera: El triángulo de primavera
En primavera, al contrario que en verano o en invierno, no abundan las estrellas brillantes en el cielo nocturno. Sin embargo, destaca el «Triángulo de Primavera«, que es el asterismo más conocido del cielo de primavera.
Está formado por tres estrellas:
- Arcturus, en Bootes
- Regulus, en Leo
- Spica, en Virgo
Las tres fácilmente distinguibles a simple vista y de fácil localización.
Constelaciones de primavera: Lluvias de estrellas
Líridas (abril)
La actividad principal de las Líridas suele ocurrir entre el 16 y el 25 de abril de cada año. Alcanza su máximo alrededor del 22 o 23 de abril. Las Líridas se originan a partir de los restos del cometa C/1861 G1 Thatcher, que fue descubierto en 1861.
Esta lluvia de estrellas no es tan intensa como algunas otras, con tasas típicas de alrededor de 10 a 20 meteoros por hora en su pico máximo. Los meteoros de las Líridas son conocidos por ser brillantes y rápidos, con velocidades que pueden alcanzar hasta 49 kilómetros por segundo. Suelen dejar estelas brillantes a su paso.
Eta Acuáridas (entre abril y mayo)
Las Eta Acuáridas son más activas entre el 19 de abril y el 28 de mayo de cada año. Su pico máximo se produce alrededor del 5 o 6 de mayo. Esta lluvia de estrellas está asociada con el famoso cometa Halley (1P/Halley), que pasa por el sistema solar cada 76 años.
Las Eta Acuáridas se forman a partir de los escombros dejados por este cometa. Las Eta Acuáridas pueden ser bastante intensas, con tasas típicas de alrededor de 30 meteoros por hora en su pico máximo. Los meteoros de las Eta Acuáridas son conocidos por ser rápidos y brillantes, con colas persistentes.
Constelaciones de primavera: Temporada de galaxias
El cielo de primavera es un balcón privilegiado para la observación de objetos extra-galácticos. Esto es así porque en primavera estamos mirando hacia uno de los polos de nuestra galaxia.
Lejos del disco galáctico y de sus nubes de polvo se pueden observar otras galaxias distantes. Por ello decimos que la primavera es temporada de galaxias.
Efectivamente, en primavera pueden observarse muchas galaxias, especialmente aquellas que se encuentran en el Cúmulo de Virgo. En primavera Virgo se encuentra bien destacada en el cielo y es un momento ideal para observar todas las gemas que alberga.
La observación de galaxias, sin embargo, es más difícil. Salvo para las galaxias más brillantes, es necesario el uso de telescopios con aperturas de al menos entre 8 y 10 pulgadas. Las galaxias son objetos muy distantes (millones de años luz) y la señal de luz que nos llega de ellas es muy débil.
Las constelaciones y asterismos primaverales más populares se pueden ver en el cielo nocturno desde finales de marzo hasta finales de junio. Aunque hay alrededor de quince constelaciones de primavera visibles en el hemisferio norte, destacan nueve: Leo, Virgo, Libra, Bootes, Corvus, Canes Venatici, Coma Berenices, Hydra y Cáncer.
Constelación de Leo
Fue catalogada por Ptolomeo en el siglo II DC. Sin embargo, ya había sido registrada por los Babilonios en el MUL.APIN en el 1000 AC como UR.GU.LA o «el león».
Localizadas Arturo en Bootes y Virgo en Spica ( arco a «Arc-turo» y «pico» a Spica), Leo puede localizarse fácilmente sabiendo que Denébola, en la cola de Leo, forma con ellas un triángulo casi equilátero, ocupando el vértice más occidental del mismo.
Mitología
Hércules, el hijo de Zeus y Alcmena, mató a su esposa e hijos en un acceso de locura, provocado por Hera, la celosa esposa de Zeus. El rey de Micenas Euristeo le impuso entonces como castigo realizar doce trabajos para poder ganarse su libertad.
El primer trabajo de Hércules consistía en matar al León de Nemea, una bestia temible que causaba estragos en la región de Nemea, devorando ganado y personas. Lo que hacía a este león aún más peligroso era su piel impenetrable, que no podía ser perforada por armas comunes.
Hércules partió hacia Nemea con el objetivo de enfrentarse al león. Tras buscarlo durante un tiempo, encontró la guarida de la bestia, pero al principio no pudo penetrar su piel con ninguna de sus armas. Se dio cuenta entonces de que debía luchar contra el león usando solo sus propias fuerzas y habilidades.
El León se refugiaba en una cueva con dos salidas y cuando lo perseguía por una, escapaba por la otra. Hércules lo persiguió y una vez que hubo entrado cegó una de las salidas con una roca enorme, y así consiguió cercarlo.
Como su piel era impenetrable para sus armas, Hércules recurre a estrangular al león con sus propias manos, aprovechando su fuerza sobrehumana. Después de matar al león, Hércules logra desollarlo utilizado sus propias garras.
Revestido con su piel, Hércules entra triunfante en Tirintos, llevando finalmente la piel a Euristeo como trofeo. Zeus termina colocando al León entre las estrellas, como la constelación de Leo, para conmemorar la hazaña de su hijo.
Estrellas principales
La constelación de Leo contiene tres estrellas de notable importancia: Regulus de primera magnitud, en el corazón del león, Algieba de segunda magnitud, que comparte la «Hoz» (ver asterismos) con Regulus y Denebola, también de segunda magnitud, en la cola del león.
Regulus (α Leo, Alfa Leonis)
Regulus, con una magnitud de 1.35, es la estrella más brillante de la constelación de Leo. Situada en el corazón del león, se encuentra a una distancia de solo 79 años luz de la Tierra.
Su nombre significa «pequeño rey» o «Príncipe» en latín, haciendo referencia a una estrella real desde tiempos antiguos. Regulus se encuentra al final del asterismo de la «Hoz», una figura en forma de hoz que delimita la cabeza del León (ver asterismos).
La estrella está casi exactamente en la eclíptica, por lo que la Luna la oculta regularmente, y a veces también Mercurio y Venus. Al sureste de Regulus se encuentra Spica, en Virgo. El equinoccio de otoño, donde el Sol cruza la eclíptica a finales de septiembre, se encuentra justo entre ambas estrellas.
Regulus es una estrella de clase B (B7) en la «secuencia principal», una enana que, como el Sol, se alimenta de la fusión interna de hidrógeno para producir helio. La clasificación reciente la considera, sin embargo, una subgigante cuya vida de enana está llegando a su fin.
Aunque técnicamente sea una enana, Regulus es a la vista 150 veces más brillante que el Sol y tiene una masa de 3.4 soles. Con una edad aproximada de 250 millones de años, Regulus está cerca del final de su fase de fusión de hidrógeno.
Sistema cuádruple
Regulus es en realidad una estrella cuádruple. Un compañero de masa inferior se encuentra a una distancia de 175 segundos de arco (al menos 4.200 Unidades Astronómicas de distancia, unas 100 veces la distancia de Plutón al Sol) y orbita Regulus con un periodo de al menos 125.000 años.
Este compañero es en realidad un sistema binario, separado por al menos 97 unidades astronómicas en una órbita de 880 años. Ambas estrellas son menos masivas y más tenues que el Sol. La más brillante es una enana naranja K2 similar al componente menor de Alpha Centauri, mientras que la más tenue es una enana roja (clase M4).
El tercer compañero de Regulus es una enana blanca con una masa anómalamente baja de solo 0.3 soles, muy por debajo del mínimo permitido por la evolución estelar actual. Tiene un periodo de solo 40.11 días y su separación es de aproximadamente 0.35 Unidades Astronómicas.
Denébola (β Leo, Beta Leonis)
Denebola, a pesar de su denominación como beta, es la tercera estrella más brillante de la constelación de Leo después Algieba. Denébola está situada en la cola del León, y su nombre proviene de la frase árabe «dhanab al-asad», que significa exactamente eso. Tiene una magnitud aparente de 2.14.
Denebola es una enana blanca de clase A (A3) en la secuencia principal (fusiona hidrógeno), con una temperatura de 8.750 grados y a una distancia de solo 35.9 años luz. Es 12 veces más luminosa que el Sol y tiene un radio 1.62 veces el solar.
Tres compañeras débiles, la estrella «B» de magnitud 16 a 40 segundos de arco, la «C» de magnitud 13 a 99 segundos de arco, y la «D» de magnitud 9 a algunos minutos de arco, parecen ser coincidencias en la línea de visión.
Disco de polvo
Denebola es un miembro destacado de la clase bastante común de estrellas «Vega», que están rodeadas por discos de polvo que emiten luz infrarroja.
Dado que los planetas de nuestro Sistema Solar aparentemente se crearon a partir de una nube de polvo que rodeaba al Sol, el disco de polvo alrededor de Denebola sugiere la posibilidad de que la estrella también pueda tener planetas, aunque no hay evidencia directa de ellos.
La observación directa del disco de polvo en infrarrojo revela una «estructura compleja», con un agujero en el medio de un radio de una Unidad Astronómica, un «anillo polvoriento» de 2 a 3 UA de radio a una temperatura de 600 K, y una «zona de emisión polvorienta amplia» a 120 K, que se extiende desde 5 hasta 55 UA.
En este disco falta un «cinturón externo dominante», a una distancia de unos 100 UA, comúnmente observado en otras estrellas. Aun se desconoce la razón de su ausencia.
Algieba (γ Leo, Gamma Leonis)
Algieba es una estrella gigante doble con una magnitud aparente combinada de 2.21. Su nombre proviene de la palabra árabe «al-Jabhah», que significa «La frente», pero a pesar del nombre, la estrella ocupa la cabellera del león.
Algieba forma parte del asterismo de la «Hoz» (ver asterismos) y su actual nombre se aplicaba antiguamente tambien a otras estrellas de este asterismo: ζ – Zeta Leo y η – Eta Leo.
Algieba marca el radiante de «Las leonidas» la lluvia de estrellas producida por los restos del cometa Tempel-Tuttle. Esta lluvia de estrellas ocurre cada 33 años: la última fue en 1998 y la próxima será en 2031.
Sistema binario
El sistema binario de Algieba está formado por Gamma- 1 Leo y Gamma-2 Leo:
- Gamma-1 Leo, de segunda magnitud, la más occidental y brillante de las dos (también llamada Gamma Leonis A) brilla con magnitud 2.29.
- Gamma-2 Leo, de cuarta magnitud, (también llamada Gamma Leo B) tiene una magnitud de 3.55, las dos juntas resplandecen como una segunda magnitud (1.99).
Gamma-1, la más anaranjada de las dos, es una gigante de clase K (K1) con una temperatura de 4.410 K, mientras que Gamma-2 es una gigante más caliente ( 4.870 K) de clase G (G7), lo que la confiere una tonalidad más amarillenta.
A una distancia de 131 años luz, los dos componentes promedian 170 Unidades Astronómicas de separación, más de cuatro veces la distancia promedio de Plutón al Sol. Sin embargo, la alta excentricidad de las órbitas lleva a los dos a entre 26 y 313 UA de distancia.
Con una edad de unos 500 millones de años, ambas estrellas nacieron al mismo tiempo y son tambien bastante brillantes:
- Gamma-1 es 285 veces más brillante que el Sol, tiene 3 masas solares y un radio 29 veces el solar.
- Gamma-2 es 72 veces más brillante que el Sol, tiene 2,5 masas solares y un radio 12 veces el solar.
Gamma-2 puede estar comenzando a fusionar su helio interno para formar carbono y oxígeno, mientras que la más masiva Gamma-1 parece haber completado ya la tarea y se está iluminando aún más. Ambas nacieron como estrellas azul-blancas de clase B, aproximadamente B8 y B9.5.
Asterismos
La constelación de Leo contiene un famoso asterismo conocido como «La Hoz». Sin embargo, también forma otros dos conocidos asterismos:
- «El Triángulo de Primavera», con las constelaciones de Bootes y Virgo.
- «El Gran Diamante», con las constelaciones de Bootes, Canes Venatici y Virgo.
La Hoz
El asterismo de la «Hoz» lo conforman 6 estrellas: Regulus (α Leo), Al Jabhah (η Leo.), Algieba (γ Leo), Adhafera (ζ Leo), Rasalas (μ Leo) y Algenubi (ε Leo).
El Triángulo de primavera
Está formado por Arturo (Arcturus) en Bootes, Spica en Virgo y Regulus en Leo.
El Gran Diamante
El Gran Diamante está formado por Cor Caroli (α CVn) en Canes Venatici, Denebola (β Leo) la cola de Leo, Spica (α Vir), la espiga de Virgo y Arturo (α Boo) en Bootes.
Objetos más interesantes
La constelación de Leo es el hogar del Cúmulo de Leo, también conocido como el Grupo de Galaxias Leo o Grupo M96, un conjunto de galaxias que forma parte del Supercúmulo de Virgo, a una distancia de unos 35 millones de años luz de la Tierra.
El Cúmulo de Leo es conocido por ser uno de los grupos galácticos más cercanos al Grupo Local, que incluye a la Vía Láctea y la galaxia de Andrómeda, entre otras.
El cúmulo contiene varias galaxias brillantes y algunas más débiles que no son fácilmente visibles a simple vista. Algunas de las galaxias más prominentes en el Cúmulo de Leo incluyen M65, M66 y NGC 3628, que forman el famoso Triplete de Leo.
- Triplete de Leo (Grupo M66) (M65, M66, NGC 3628), galaxias.
- Triplete de M105 (M105, NGC 3384, NGC 3389), galaxias.
- Dupla de M96 (M95, M96), galaxias.
- NGC 2903, galaxia.
- NGC 3521, galaxia «Burbuja».
- Cuarteto de Leo (Grupo NGC 3190) (Hickson 44) (Arp 316), galaxias.
Triplete de Leo (Grupo M66) (M65, M66, NGC 3628)
El triplete de Leo (M65, M66, NGC 3628) se encuentra a mitad de camino entre Chertan (θ Leo) y Tsze Tseang (ι Leo) y a un grado al este de n Leo.
Con una magnitud aparente de 10,3, 8,9 y 10,2 respectivamente, las tres galaxias se pueden ver en el mismo campo de visión. Pueden verse incluso en telescopios de pequeña apertura, aunque en este caso serán necesarios cielos oscuros sin contaminación lumínica.
El triplete de Leo es un famoso conjunto de tres galaxias en el corazón del «grupo M66», que consta de las galaxias espirales M65 (arriba a la derecha), M66 (debajo de M65) y NGC 3628 (a la izquierda), o galaxia «Hamburguesa».
NGC 3628 se encuentra a solo medio grado al norte de las galaxias M65 y M66. Sus discos galácticos están inclinados en diferentes ángulos, ofreciendo cada una de ellas una imagen única: NGC 3628 aparece de canto, mientras que M65 y M66 están ligeramente inclinados, revelando sus brazos en espiral.
A una distancia de 35 millones de años luz, tal vez un poco más lejos, el «grupo M66» puede estar relacionado también con M96 (NGC 3368) y con el «grupo Leo I» de galaxias.
Galaxia M65
M65 es una galaxia espiral con brazos espirales estrechamente enrollados, clasificada como SAB(rs)a, y se encuentra a 20 minutos de arco al oeste-noroeste de M66. Fue descubierta por Charles Messier, junto con su vecina M66, en la misma noche en 1780.
Ubicada a unos 35 millones de años luz de la Tierra y con una magnitud aparente de 10.3, M65 se puede observar con un telescopio pequeño en el mismo campo de visión que los otros miembros del trío (M66 y NGC 3628).
Tiene una apariencia más de canto que M66, abarcando 10′ x 3.3′. Imágenes de gran focal revelan que tiene un brillante bulto central y un disco uniforme atravesado por una franja de polvo que recorre longitudinalmente su eje principal.
Galaxia M66
M66 se encuentra a 35 millones de años luz de la Tierra y tiene una magnitud aparente de 8.9. Fue descubierta por Charles Messier, junto con su vecina M65, en la misma noche en 1780.
Destaca en tamaño en comparación con sus compañeras de trío, con alrededor de 100,000 años luz de diámetro y puede verse con un telescopio pequeño. M66 muestra una inusual asimetria: brazos espirales asimétricos parecen elevarse por encima del disco principal de la galaxia y el núcleo parece desplazado.
Normalmente, las ondas de densidad de gas, polvo y estrellas recién nacidas se arremolinan simétricamente alrededor del centro de una galaxia espiral. ¿Qué ha sucedido entonces en M66 para que muestre ahora esta asimetría?
Los astrónomos creen que la atracción gravitacional de sus dos vecinas, M65 y NGC 3628, ha terminado por distorsionar la antes ordenada forma de M66.
M66 ostenta un notable historial de explosiones de supernovas. La galaxia espiral ha sido la anfitriona de tres supernovas desde 1989, siendo la más reciente en 2009.
Galaxia «Hamburguesa» (NGC 3628)
NGC 3628 es una magnífica galaxia espiral vista de canto, con un abultado disco galáctico dividido por oscuras franjas de polvo. A diferencia de los otros dos miembros del trío, esta galaxia no fue descubierta por Messier, sino por William Herschel, en 1784.
Tiene aproximadamente 100,000 años luz de diámetro y se encuentra a 35 millones de años luz de distancia. Las interacciones gravitacionales con sus dos vecinas probablemente sean responsables de la expansión y la curvatura extendida del disco de esta galaxia.
Cola de Marea
NGC 3628 exhibe una «cola de marea» con una extensión de 300.000 años luz. Una «cola de marea» es una región alargada de estrellas que surge como resultado de la interacción gravitacional con otra galaxia.
Dentro de esta cola de marea se encuentra la galaxia enana ultra compacta conocida como NGC 3628-UCD1.
Triplete de M105 (M105, NGC 3384, NGC 3389)
El triplete de M105 (M105, NGC 3384, NGC 3389) se halla a mitad de camino entre Chertan (θ Leo) y ρ Leo, a 5 grados al noreste de esta última. A unos 40 minutos al suroeste se encuentra la dupla de M95 y M96.
M105 (arriba), NGC 3384 (debajo de M105) y NGC 3389 más abajo, son tres galaxias que aparecen en el mismo campo de visión. Las dos primeras pertenecen al Grupo M96 (o Leo I), que incluye a las vecinas M95 y M96, así como varias otras galaxias más tenues.
Galaxia M105
M105 es una galaxia elíptica situada a 32 millones de años luz. Es la galaxia elíptica más grande del catálogo Messier que no forma parte del cúmulo de Virgo. Un agujero negro supermasivo reside en su núcleo.
Tiene una magnitud aparente de 10.2 y se puede observar con telescopios de pequeña apertura. Telescopios más grandes muestran sus dos galaxias compañeras más tenues, NGC 3384 y NGC 3389.
M105 fue descubierta por Pierre Méchain, colega de Charles Messier, en 1781, apenas unos días después de localizar M95 y M96. Sin embargo, M105 no fue incluida originalmente en el catálogo Messier.
Se agregó al catálogo Messier en 1947, cuando la astrónoma Helen S. Hogg encontró una carta escrita por Méchain describiendo la galaxia.
Como la mayoría de las galaxias elípticas, M105 parece bastante uniforme e inactiva. Sin embargo, observaciones recientes han desvelado que hay estrellas jóvenes y cúmulos estelares en M105.
Esto indica que la formación de estrellas aún tiene lugar en lo que antes se pensaba que era una galaxia «estéril», incapaz de dar a luz nuevas estrellas.
Galaxia NGC 3384
NGC 3384 es una galaxia elíptica, a aproximadamente a 35 millones de años luz de distancia de la Tierra. Fue descubierta por William Herschel en 1784.
Esta galaxia presenta muchas de las características propias de las galaxias elípticas. Es decir, que emiten luz difusa, tienen forma redondeada, muestran pocos rasgos visibles y raramente presentan signos de formación estelar reciente.
Efectivamente, las galaxias espirales están dominadas por estrellas envejecidas de tonos rojizos. Esto contrasta con la vitalidad de las galaxias espirales, como la Vía Láctea, que poseen poblaciones significativas de estrellas jóvenes de tonos azulados en sus brazos espirales, girando alrededor de un núcleo brillante.
Sin embargo, NGC 3384 también muestra una leve estructura en forma de disco hacia su centro, una «barra» central de estrellas. Muchas galaxias espirales también cuentan con una barra central, incluida la Vía Láctea.
Se cree que estas barras galácticas canalizan material a través y alrededor del núcleo de las galaxias, lo que ayuda a mantener y alimentar las actividades y procesos que ocurren allí.
Galaxia NGC 3389
NGC 3389 es una galaxia espiral tipo SA(s)c. Fue descubierta por el astrónomo William Herschel en 1784 e incluída en su catálogo con la denominación de NGC 3373.
A pesar de que aparece en el mismo campo de visión que M105 y NGC 3384, no está relacionada con ellas y no forma parte del Grupo M96 (o Leo I). Esta aparente conexión se debe a nuestra perspectiva desde la Tierra.
Efectivamente, mientras M105 y NGC 3384 se encuentran a una distancia de la Tierra de 32 y 35 millones de años luz respectivamente, NGC 3389 se encuentra a 63 millones de años luz, el doble de distancia a la Tierra.
Dupla de M96 (M95, M96)
La Dupla de M96 (M95, M96) se halla a mitad de camino entre Chertan (θ Leo) y ρ Leo, a 5 grados al noreste de esta última. A unos 40 minutos al noreste, se encuentra el triplete de M105 (M105, NGC 3384, NGC 3389).
M95 (arriba a la derecha) y M96 (abajo a la izquierda) pertenecen al grupo M96 (o Leo I), al igual que M105 y NGC 3384. El grupo de galaxias M96 contiene tres objetos Messier: M95, M96 y M105.
Galaxia M95
M95 es una galaxia espiral barrada de tipo SBb. Se encuentra a unos 33 millones de años luz de distancia y tiene una magnitud de 9.7. Fue descubierta en 1781 por Pierre Méchain, colega de Charles Messier.
Sus brazos espirales albergan una intensa actividad de formación estelar y brillan con la luz de innumerables estrellas jóvenes y azules. Los brazos están enrollados muy estrechamente alrededor del núcleo de la galaxia y son casi circulares.
M95 es visible como una mancha borrosa en una noche clara y oscura con prismáticos, pero los telescopios revelan más detalles. Aparece cerca de M96, M105 y varias galaxias más tenues que pertenecen al grupo M96 (o Leo I).
Galaxia M96
M96 es una galaxia espiral y abarca unos 100 mil años luz, más o menos el tamaño de la Vía Láctea. Fue descubierta en 1781 por Pierre Méchain, colega de Charles Messier.
Se encuentra a una distancia de 35 millones de años luz de la Tierra, siendo un miembro dominante del grupo de galaxias Leo I.
M96 parece un gigantesco torbellino de gas brillante, surcado por polvo oscuro que gira hacia el núcleo.
Su polvo y gas están distribuidos de manera desigual a lo largo de sus débiles brazos espirales, que son asimétricos debido a la interacción gravitatoria con galaxias vecinas.
M96 también es notable por la ubicación de su núcleo, que no está exactamente en el centro galáctico. Esta asimetría también se debe a la atracción gravitacional de sus galaxias vecinas.
La galaxia tiene una magnitud aparente de 10.1 y aparece muy tenue en el cielo. Puede observarse fácilmente con un telescopio de apertura media.
Galaxia NGC 2903
NGC 2903 se encuentra justo frente al hocico del león y debajo de la estrella λ Leo.
NGC 2903 es una galaxia espiral barrada a 20,5 años luz de distanciay una magnitud de 8.9. Fue descubierta por el astrónomo William Herschel en 1784.
Esta galaxia guarda un parecido cercano con la Vía Láctea, que también se cree que es una espiral barrada. Enormes franjas oscuras de polvo y muchas estrellas jóvenes, agrupadas en cúmulos de un azul intenso, aparecen esparcidos por los brazos espirales.
Las galaxias espirales barradas son excelentes laboratorios para estudiar los procesos que desencadenan la formación de estrellas. Un grupo internacional de astrónomos ha utilizado el Hubble para investigar cómo la barra central de NGC 2903 suministra material para formar nuevas estrellas cerca del centro.
Las estrellas recién nacidas se destacan parcialmente en un anillo circumnuclear, alrededor del núcleo brillante amarillento de la galaxia, y como brillantes cúmulos estelares (nudos blancos en el anillo circumnuclear).
Galaxia «Burbuja» (NGC 3521)
NGC 3521, o galaxia «Burbuja», se encuentra bajo las patas traseras del león, aproximadamente a mitad de camino entre las estrellas d Leo y φ Leo.
NGC 3521 se encuentra a casi 40 millones de años luz de distancia de la Tierra. Fue descubierta por el astrónomo británico William Herschel en 1784.
A través de telescopios de pequeña apertura puede tener una apariencia brillante y redondeada, lo que le valió el apodo de «Galaxia Burbuja».
Es fácilmente visible en telescopios pequeños, pero a menudo es pasada por alto por los aficionados a la Astrofotografía a favor de otras galaxias espirales de Leo, como M66 y M65.
Con unos 50.000 años luz de extensión, la galaxia presenta característicos brazos espirales irregulares salpicados de polvo, regiones rosadas de formación estelar y cúmulos de estrellas jóvenes y azules.
Galaxia flocculenta
Al igual que en otras galaxias flocculentas, sus brazos espirales carecen de la estructura arqueada y claramente definida de galaxias como M101, conocidas como espirales de gran diseño. En espirales flocculentas, se pueden ver haces esponjosos de estrellas y polvo aquí y allá en todo su disco.
A veces, los haces de estrellas están dispuestos de manera generalmente espiral, como es el caso de NGC 3521. Sin embargo, las regiones iluminadas llenas de estrellas también pueden aparecer como brazos espirales cortos o discontinuos.
Aproximadamente el 30 por ciento de las galaxias comparten la irregularidad de NGC 3521, mientras que aproximadamente el 10 por ciento tiene sus regiones de formación estelar enrolladas en espirales de gran diseño.
NGC 3521 está incrustada en gigantescos envoltorios similares a burbujas. Se cree que estos envoltorios son desechos de mareas galácticas, corrientes de estrellas arrancadas de galaxias satélite que han experimentado fusiones con NGC 3521 en el pasado distante.
Cuarteto de Leo (Grupo NGC 3190) (Hickson 44) (Arp 316)
El grupo galáctico NGC 3190, también conocido como Hickson 44 o Arp 316, es una de las manifestaciones más evidentes de interacción entre galaxias. Se encuentra a unos 100 millones de años luz de distancia de la Tierra.
Puede ubicarse aproximadamente a la mitad de la distancia que existe entre Algieba (γ Leo) y Adhafera (ζ Leo).
Composición del «Grupo NGC 3190»
El «Grupo NGC 3190» está formado por cuatro galaxias principales, tres de ellas formando un conjunto aproximadamente en el centro de la imagen y una cuarta algo más alejada:
- NGC 3190: Una galaxia espiral vista de canto con característicos y retorcidos carriles de polvo, en el centro de la imagen.
- NGC 3187: Otra galaxia espiral, pero con una distintiva forma en «S», arriba y a la derecha de NGC 3190.
- NGC 3193: Una galaxia elíptica brillante, arriba y a la izquierda de NGC 3190.
- NGC 3185: Una galaxia espiral, abajo y a la derecha del conjunto de tres galaxias del centro de la imagen.
Como sucede con muchos otros grupos compactos, estas galaxias muestran signos de deformación y una intensa formación estelar, señales inequívocas de una interacción gravitacional en curso.
Este «tira y afloja» gravitacional conducirá, en escalas de tiempo cósmicas, a la fusión de las galaxias en un solo objeto cósmico.
Un laboratorio para el estudio de la evolución galáctica
El astrónomo canadiense Paul Hickson, junto con su equipo, catalogó cerca de 100 grupos compactos de galaxias, que hoy se conocen como Grupos Compactos de Hickson (HCG, por sus siglas en inglés).
Según las teorías actuales, estos grupos representan sistemas de galaxias físicamente relacionadas que están en proceso de fusión para formar, en la mayoría de los casos, una galaxia elíptica.
Los grupos compactos son estructuras efímeras en la historia del Universo. Se forman a partir de agrupaciones de galaxias más dispersas y su fusión puede completarse en aproximadamente mil millones de años.
El estudio de los HCG tiene importantes implicaciones para la Cosmología y la evolución de las galaxias.
Se cree que estos sistemas representan una fase intermedia entre grupos galácticos más sueltos y galaxias individuales. Comprender su dinámica podría aportar claves sobre la formación de galaxias en el Universo temprano.
Más Información: Leo constellation
Constelación de Virgo
Aunque es una constelación grande, Virgo no tiene un patrón estelar prominente, por lo que para localizarla tendremos que localizar antes a Spica, su estrella alfa. Esta se encuentra a unos 10 grados al sur del ecuador celeste y casi en la eclíptica y es por ello ocultada regularmente por la Luna.
Prolongando el arco formado por Alioth, Mizar y Alkaid en la cola de la Osa Mayor, llegamos a Arturo en Bootes. A partir de aquí, y siguiendo en la dirección que apunta la cuña formada por Arturo, Izar y Rho Bootis, en el extremo del asterismo de «La Cometa», llegamos a Spica (Alfa Virginis), la estrella alfa de la constelación de Virgo.
Ubicada donde la eclíptica intersecta el ecuador celeste, Virgo se encuentra entre Libra al este y Leo al oeste. Se representa con alas de ángel y sosteniendo un haz de trigo en su mano derecha.
También se asocia con la diosa griega de la justicia, Dike, lo que es muy apropiado, ya que Virgo está ubicada junto a Libra, la constelación que representa la balanza de la justicia. Virgo comienza como una línea de estrellas en forma de ‘Y’ hasta la estrella de primera magnitud blanco-azulada, Spica.
Mitología
En la mitología griega, Virgo se asocia con Dike o Dice, diosa de la Justicia, mientras que en la mitología romana se relaciona con Ceres, diosa de la agricultura y la cosecha.
Dike, diosa de la Justicia
En la mitología griega, Virgo es a menudo asociada con Dike o Dice (Justicia en griego), una figura de la mitología griega relacionada con la justicia, la moral y el orden social.
Dike es considerada una de las Horai, deidades griegas que personifican las estaciones y la ley natural. Se la representa a menudo sosteniendo una balanza, símbolo de la equidad y la imparcialidad en la administración de la justicia.
Algunas fuentes describen a Dike como hija de Zeus y Temis, quien también personifica la justicia y el orden divino. Se crió en el Olimpo y estaba destinada a ser la guardiana de la justicia entre los dioses y los mortales.
Inicialmente, vivió en la Tierra, actuando como una presencia justa y divina entre los seres humanos: Habitó entre los hombres en la primera edad de oro, dando consejos a estos e interviniendo en las discusiones que se celebraban en el ágora.
En la edad de plata, los hijos de los hombres de la edad de oro se empezaron a pervertir y Dike empezó a aborrecerlos, por lo que se retiró a la montaña. Desde allí bajaba a increparles su comportamiento y a amenazarles con que llegaría un momento aún peor con sus descendientes.
Luego llegó la edad de bronce, y con ella las guerras entre los hombres, por lo que Dike, disgustada por la creciente injusticia y corrupción de la humanidad, decidió retirarse del mundo mortal y regresar al Olimpo.
Su partida simboliza la idea de que la justicia divina se aleja de los humanos cuando estos abandonan los caminos de la virtud y la rectitud.
Ceres (Deméter), diosa de la agricultura
En la mitología romana, Virgo es a menudo identificada con Ceres, la diosa de la agricultura y la cosecha, equivalente a la diosa griega Deméter.
Ceres es hija de Saturno (Cronos en la mitología griega) y Ops (también conocida como Rea en la mitología griega). Es, por lo tanto, hermana de Júpiter (Zeus), Neptuno (Poseidón) y Plutón (Hades).
Uno de los mitos más conocidos sobre Ceres involucra el secuestro de su hija Proserpina (Perséfone en la mitología griega) por Plutón (Hades). Ceres, devastada por la pérdida de su hija, buscó por todo el mundo sin éxito. Durante su búsqueda, descuidó las tareas agrícolas, lo que resultó en un período de esterilidad en la Tierra.
Finalmente, Júpiter intervino y acordó que Proserpina pasaría parte del año en el inframundo con Plutón y la otra parte en la superficie con Ceres. Este mito explica la alternancia de las estaciones, asociando la ausencia de Ceres con el invierno y su presencia con la primavera y el verano.
Ceres suele representarse como una figura materna y agrícola, a menudo sosteniendo una espiga de trigo en una mano y una cornucopia en la otra, símbolo de abundancia y prosperidad.
Estrellas principales
Una línea de tres estrellas se extiende desde Spica formando su torso, mientras que otra línea de tres estrellas, justo al norte, forma su pierna. Virgo es rica en exoplanetas y muchos objetos Messier.
Spica (α Vir, Alfa Virginis)
Spica, la estrella más brillante de Virgo, destaca en el sureste en las noches del hemisferio norte durante la primavera. Se puede encontrar fácilmente siguiendo la curva del mango de la Osa Mayor hasta Arturo y luego hacia abajo.
El Sol pasa por delante de Spica en otoño, convirtiendo a la estrella en un símbolo de la cosecha que se refleja en su nombre, que proviene del latín y significa «espiga de trigo». Aunque a una distancia de 250 años luz, Spica es de primera magnitud (1.04), ya que es 1.900 veces más luminosa que el Sol.
Su luminosidad aparente es engañosa, ya que Spica es en realidad un sistema binario de dos estrellas muy cercanas (apenas 0.12 Unidades Astronómicas de separación). Estas estrellas orbitan entre sí siguiendo trayectorias ligeramente elípticas, con un periodo de solo 4 días, lo que dificulta su estudio individual.
Ambas son enanas azules de clase B (B1 y B4) que fusionan hidrógeno, lo que hace de Spica una de las estrellas de primera magnitud más calientes. Su alta temperatura hace que produzca mucha radiación ultravioleta (invisible al ojo humano), por lo que Spica es en realidad mucho más brillante de lo que parece a la vista.
Sistema binario
La estrella primaria tiene una temperatura de 22.400 K, una luminosidad real de 12.100 Soles (teniendo en cuenta la radiación ultravioleta), un radio de 7 Soles (el 25 por ciento de la separación entre las dos estrellas) y una masa 10,5 veces la solar, por lo que algún día podría explotar como una Supernova.
La estrella secundaria es más fría, con una temperatura de 18.500 K, 1.500 luminosidades solares, casi 4 radios solares y solo 6 masas solares.
Spica presenta variaciones sutiles de brillo que alguna vez se pensó que eran causadas por un «eclipse rasante», con cada estrella cortando ligeramente la luz de la otra en cada periodo orbital.
La sutil variación de brillo de solo 0.03 magnitudes se debe en realidad a que las estrellas se distorsionan mutuamente por efecto marea y no son completamente esféricas, por lo que a medida que orbitan, muestran diámetros aparentes cambiantes al observador.
Zavijava (β Vir, Beta Virginis)
Una cadena de estrellas al noroeste de Spica, llamada «awwa» por los antiguos árabes y formada por Vindemiatrix, Auva (Delta Virginis), Porrima, Zaniah y Zavijava (Beta Virginis), hace una curva pronunciada en Porrima. Por ello alguna vez, en la antiguedad, esta estrella se llamó Zavijava, o «la esquina».
Sin embargo, este nombre se aplica ahora erróneamente a la estrella Beta Virginis, que se encuentra al oeste de Virgo y al sur de Denebola en Leo. Beta Virginis no solo no posee realmente un nombre propio, sino que ni siquiera cumple con su condición de «beta», ya que no es la segunda estrella más brillante de la constelación de Virgo.
Efectivamente, Zavijava es una estrella de cuarta magnitud (3.61) que ocupa el quinto lugar en la constelación de Virgo detrás de Spica (Alfa Vir), Porrima (Gamma Vir), Vindemiatrix (Epsilon Vir), Delta Vir e incluso Zeta Vir. Se encuentra a solo 36 años luz de distancia.
Como enana de clase F (F9, casi G), Beta Vir se asemeja más al Sol que a sus compañeras de constelación, irradiando solo 3.5 luminosidades solares. Tiene un radio 1.65 veces el del Sol y una masa solo un 25 por ciento superior a la solar, mientras que las estimaciones de su edad oscilan entre 2.8 y 4.7 mil millones de años.
A diferencia del Sol, Zavijava parece poseer relativamente poca actividad magnética. Si bien la emisión de rayos X respalda la idea de que posee una corona calentada magnéticamente, en realidad no se ha medido ningún campo magnético, ni hay evidencia de una cromosfera similar a la del Sol.
Porrima (γ Vir, Gamma Virginis)
Justo arriba y a la derecha de Spica se encuentra Porrima, de tercera magnitud, la estrella Gamma de Virgo (o Gamma Virginis). A diferencia de la mayoría de los nombres de estrellas, que son árabes, este es latino y rinde homenaje a una diosa romana de la profecía.
Al telescopio, Porrima es una de las mejores estrellas dobles del firmamento. Los componentes son casi gemelos idénticos, siendo ambas estrellas enanas blancas de clase F (F0) con temperaturas superficiales de alrededor de 7.100 K, significativamente más cálidas que el Sol.
Sistema binario
Estas estrellas orbitan entre sí en trayectorias altamente elípticas en solo 169 años y, como resultado, un observador único puede verlas moverse fácilmente a lo largo de toda una vida.
En promedio, están separadas unos 3 segundos de arco y alcanzaron su aproximación más cercana a mediados del 2005.
A una distancia de la Tierra de 38 años luz, las estrellas están a una distancia promedio de 43 Unidades Astronómicas entre sí, aproximadamente la distancia entre el Sol y Plutón, con una excentricidad orbital que las lleva entre 81 y 5 UA.
Ambas estrellas, al igual que el Sol, pertenecen a la «secuencia principal», es decir, irradian como resultado de la fusión de hidrógeno en el núcleo para producir helio. Por luminosidad y temperatura, cada una es 1,5 veces más masiva que el Sol.
Esto se traduce en temperaturas superficiales y luminosidades aproximadamente cuatro veces mayores que las solares, y radios 1,2 veces mayores que el del Sol. Tienen masas sorprendentemente similares, siendo 1,4 veces la masa del Sol. Ambas son muy jóvenes.
Asterismos
La constelación de Virgo, al no tener un patrón estelar prominente, no tiene asterismos propios. Sin embargo, forma dos famosos asterismos con las constelaciones de Leo y Bootes: «El Triángulo de Primavera» y «El Gran Diamante».
El Triángulo de primavera
Está formado por Arturo (Arcturus) en Bootes, Spica en Virgo y Regulus en Leo.
El Gran Diamante
El Gran Diamante está formado por Cor Caroli (α CVn) en Canes Venatici, Denebola (β Leo) la cola de Leo, Spica (α Vir), la espiga de Virgo y Arturo (α Boo) en Bootes.
Objetos más interesantes
La constelación de Virgo es conocida por ser el hogar del Cúmulo de Virgo, que es el cúmulo de galaxias más cercano a la Vía Láctea. Este cúmulo contiene más de 2.000 galaxias, y muchas de ellas visibles desde la Tierra.
La proximidad y concentración de galaxias en esta región hacen que Virgo sea una constelación ideal para la observación de estos objetos astronómicos.
- M49, galaxia.
- M58, galaxia.
- M59, galaxia.
- M60, galaxia.
- M61, galaxia.
- Cadena de Markarian (M84, M86 y otras), galaxias.
- M87, galaxia.
- M89, galaxia.
- M90, galaxia.
- M104, galaxia del «Sombrero».
Galaxia M49
La galaxia elíptica M49 fue descubierta por Charles Messier en 1771. No solo fue el primer objeto descubierto en el cúmulo de galaxias de Virgo, sino que también fue la primera galaxia elíptica detectada fuera del Grupo Local de la Vía Láctea.
El cúmulo de Virgo también incluye a las galaxias M58, M59, M60, M61, M84, M85, M86, M87, M88, M89, M90, M91, M98, M99, y M100.
M49 se encuentra a 60 millones de años luz de la Tierra, tiene una magnitud aparente de 9,4 y visto con prismáticos aparece como un parche borroso de luz.
La mayoría de los telescopios pequeños revelan fácilmente el núcleo de la galaxia, pero no es posible resolver sus estrellas, ni siquiera con el uso de telescopios de gran apertura.
A diferencia de las galaxias espirales que tienen estructuras bien definidas y pintorescos brazos espirales, las galaxias elípticas son bastante uniformes y carecen de mucha estructura.
Las estrellas en las galaxias elípticas suelen ser mucho más antiguas que las de las galaxias espirales. M49 también contiene una rica colección de cúmulos estelares globulares, casi 6.000 en total.
Hay una fuente de rayos X en el núcleo de la galaxia, lo que indica la presencia de un agujero negro supermasivo en su interior. La masa estimada de este agujero negro supermasivo es aproximadamente 565 millones de veces la masa de nuestro sol.
Galaxia M58
M58 es una galaxia espiral del tipo SBc, aunque la barra no es prominente y algunos la han clasificado como intermedia, entre normal y espiral barrada. Es miembro del Cúmulo de Galaxias de Virgo, el cúmulo dominante en nuestro Supercúmulo Local.
Descubierta en 1779 por Charles Messier, M58 fue una de las primeras galaxias reconocidas por tener forma de espiral y es una de las cuatro galaxias espirales barradas del catálogo de Messier.
Con una magnitud de 9.8, la galaxia se observa mejor con un telescopio de 8 pulgadas o más grande, pero también se puede ver con prismáticos grandes en noches despejadas. Telescopios pequeños solo revelarán el núcleo de la galaxia.
M58 es una de las galaxias más brillantes en la constelación de Virgo. Ubicada aproximadamente a 62 millones de años luz de la Tierra, es el objeto del catálogo Messier más distante. Se han detectado dos supernovas en M58, una en 1988 y la otra en 1989.
Aunque parece brillante, el núcleo de M58 es relativamente tenue en comparación con otras galaxias espirales y contiene altas tasas de formación estelar, conocida como actividad de «estallido estelar». También alberga un agujero negro supermasivo en su interior, con alrededor de 70 millones de veces la masa de nuestro Sol.
Alrededor del núcleo de la galaxia existe un anillo muy pequeño conocido como «anillo nuclear ultra compacto», que es una región principal de actividad de «estallido estelar». Se trata de un fenómeno raro entre las galaxias.
Desde el brillante núcleo de la galaxia se extienden largos brazos. Sin embargo, la falta de hidrógeno indica que hay muy poca actividad de formación estelar en ellos. Esto podría ser el resultado de interacciones gravitacionales con galaxias cercanas del cúmulo de Virgo.
Galaxia M59
M59 es una galaxia elíptica del tipo E5 y uno de los muchos miembros del cúmulo de Virgo. Aunque M59 es más pequeña que las galaxias elípticas gigantes M49, M60 y sobre todo M87, no es para nada de un tamaño insignificante.
Con una magnitud de 9.8, es menos luminosa que otras galaxias elípticas en el cúmulo de Virgo. Muestra una estructura lisa, en su mayor parte sin rasgos característicos, típica de las galaxias elípticas.
Ubicada aproximadamente a 60 millones de años luz de la Tierra, M59 se encuentra cerca de M58 y M60. Telescopios pequeños muestran una forma elipsoidal con un centro brillante, pero incluso telescopios más grandes no revelan muchos más detalles.
El astrónomo alemán Johann Gottfried Koehler descubrió M59 y la galaxia cercana M60 en la primavera de 1779 mientras observaba el cometa de ese año (Cometa Bode). Charles Messier observó y añadió M59, M60 y la vecina M58 a su catálogo cuatro días después, mientras observaba ese mismo cometa.
En el centro de M59 reside un agujero negro supermasivo, aproximadamente 270 millones de veces más masivo que el Sol. La galaxia también tiene un disco interno de estrellas y alrededor de 2.200 cúmulos globulares, un número excepcionalmente alto.
La región central de M59, los primeros 200 años luz, rota en la dirección opuesta al resto de la galaxia y es la región más pequeña en una galaxia conocida por exhibir este comportamiento.
Galaxia M60
M60 es una gran galaxia elíptica con una extensión de 120.000 años luz. Destaca incluso en telescopios pequeños debido a la proximidad de la espiral de tipo tardío NGC4647 (hacia el NO), pero pequeñas aperturas sólo muestran las regiones centrales más brillantes, haciendo lucir a M60 considerablemente más pequeña.
Esta galaxia tiene un gran sistema de cúmulos globulares débiles, siendo visibles varios miles de ellos en imágenes de gran profundidad de campo. M60 es un miembro del cúmulo de galaxias de Virgo y se encuentra a alrededor de 60 millones de años luz de distancia.
Es la galaxia situada más hacia el este de una cadena de galaxias formada por M58, M59 y M60 que comparten la misma región del firmamento. Con una magnitud de 8.8 es la tercera galaxia elíptica gigante más brillante.
Galaxia M61
M61 es una galaxia espiral barrada descubierta en 1779 por el astrónomo italiano Barnaba Oriani. Charles Messier la observó la misma noche que Oriani, aunque la confundió con un cometa.
Perteneciente al Cúmulo de Virgo, M61 está aproximadamente a 55 millones de años luz de la Tierra. Con una magnitud aparente de 10.2 es más fácilmente visible con un telescopio de tamaño moderado.
Se ha detectado una fuente de rayos X en su núcleo, lo que lleva a los astrónomos a creer que existe un agujero negro supermasivo en su interior. Esta galaxia también ha sido testigo de siete supernovas, la mayor cantidad en el catálogo Messier.
M61 es una de las galaxias más grandes del cúmulo de Virgo, con un diámetro central de aproximadamente 100.000 años luz, comparable al tamaño de nuestra propia Galaxia.
El núcleo de M61 está rodeado por brazos espirales con brillantes franjas de estrellas y oscuras bandas de polvo. Estos brazos espirales presentan regiones de color rojo rubí de reciente formación estelar, que la identifican como una galaxia con estallido de formación estelar.
Cadena de Markarian (M84, M86 y otras)
A lo largo del corazón del Cúmulo de Galaxias de Virgo se encuentra una llamativa cadena de galaxias conocida como la Cadena de Markarian. Al menos siete galaxias de la cadena parecen moverse de manera conjunta, mientras otras parecen estar superpuestas solo por casualidad.
En el extremo derecho de la cadena aparecen dos galaxias lenticulares grandes, pero sin características distintivas, M84 y M86. Aproximadamente en el centro de la cadena, hay un par de galaxias en interacción conocidas como «Los Ojos».
El Cúmulo de Virgo es el cúmulo de galaxias más cercano, contiene más de 2.000 galaxias y ejerce una notable atracción gravitacional sobre las galaxias del Grupo Local que rodea nuestra Vía Láctea. El centro del Cúmulo de Virgo se encuentra a unos 70 millones de años luz en la dirección de la constelación de Virgo.
Galaxia M87
M87 es una galaxia elíptica gigante del tipo E0 (casi esférica) con una poderosa fuente de radio, conocida como 3C274 o Virgo A. La monstruosa galaxia es el miembro dominante del cercano cúmulo de galaxias de Virgo, que contiene alrededor de 2.000 galaxias.
Descubierta en 1781 por Charles Messier, esta galaxia se encuentra a 54 millones de años luz de la Tierra, tiene una magnitud aparente de 9.6 y se puede observar fácilmente con un telescopio pequeño.
M87 es el hogar de varios billones de estrellas, un agujero negro supermasivo y una familia de aproximadamente 15,000 cúmulos estelares globulares. Para hacer una comparación, nuestra galaxia la Vía Láctea contiene solo unos pocos cientos de miles de millones de estrellas y alrededor de 150 cúmulos globulares.
Esta galaxia puede haber acumulado algunos de sus numerosos cúmulos globulares al atraerlos gravitacionalmente desde galaxias enanas cercanas, que parecen carecer de tales cúmulos en la actualidad.
El chorro
Además de la miríada de cúmulos globulares semejantes a estrellas dispersos a su alrededor, la característica más llamativa de M87 es sin duda el chorro de color azulado cerca del centro galáctico.
El chorro es un flujo de material expulsado por el agujero negro en su núcleo: A medida que el material gaseoso del centro galáctico se acumula alrededor del agujero negro, la energía liberada produce un flujo de partículas subatómicas que se aceleran a velocidades cuasi lumínicas.
Galaxia M89
M89 es una de las ocho galaxias en el cúmulo de Virgo descubiertas por Charles Messier en 1781. Se trata de una galaxia elíptica del tipo E0, es decir, casi esférica. Se encuentra a aproximadamente 50 millones de años luz de distancia de la Tierra.
M89 contiene aproximadamente 100 mil millones de estrellas y más de 2.000 cúmulos globulares que aparecen como puntos de luz a su alrededor. Contiene un agujero negro supermasivo con mil millones de veces la masa de nuestro Sol.
Fue la primera galaxia con «envoltorio extendido» en descubrirse, lo que significa que tiene una región luminosa más grande que otras galaxias elípticas, probablemente debido a su alto número de estrellas y cúmulos globulares. Con una magnitud de 9.8, M89 aparece como una tenue bola de luz en telescopios de 8 pulgadas.
Galaxia M90
M90 es una gran galaxia espiral del tipo Sb con una baja densidad de materia. Efectivamente, a pesar de ser grande, M90 parece tener una masa relativamente pequeña.
Fue descubierta por Charles Messier en 1781, mientras observaba otras galaxias del cúmulo de Virgo. Contiene aproximadamente un billón de estrellas y mil cúmulos globulares. Se encuentra a 59 millones de años luz de la Tierra.
La galaxia espiral IC3583, claramente visible hacia el norte, aparece un poco distorsionada, lo que llevó a H.C.Arp a incluir este sistema en su Atlas de Galaxias Peculiares.
Se cree que M90 se está separando del resto de galaxias del cúmulo de Virgo y es una de las pocas galaxias que se desplazan hacia la nuestra, la Vía Láctea, en lugar de alejarse. En el futuro, se espera que M90 evolucione hacia una galaxia lenticular, con características tanto de una galaxia espiral como de una elíptica.
Con la excepción de la región del disco interno, los brazos de la galaxia tienen muy poca formación estelar. Las interacciones con galaxias vecinas probablemente despojaron a M90 del gas y material necesarios para la formación activa de estrellas en las regiones exteriores.
M90 se puede ver con prismáticos en un cielo suficientemente oscuro. Los telescopios revelan más detalles de la galaxia, como sus brazos y el brillante núcleo.
Galaxia del «Sombrero» (M104)
M104 es una magnífica galaxia espiral de tipo Sa/Sb vista de canto. Tiene un núcleo brillante y una protuberancia central inusualmente grande con una prominente banda de polvo oscuro, lo que le da la apariencia de un sombrero mexicano. Se encuentra cerca del límite sur de Virgo.
Fue descubierta en 1781 por el astrónomo y cazador de cometas francés Pierre Méchain, uno de los colegas de Charles Messier. Se encuentra a 28 millones de años luz de distancia y, con una masa equivalente a 800 mil millones de soles, es uno de los objetos más masivos del cúmulo de Virgo.
Con una magnitud aparente de 8,98, M104 es visible con prismáticos y telescopios pequeños, lejos de la contaminación lumínica. Con un telescopio de al menos 8 pulgadas de apertura se puede distinguir ya la protuberancia del disco.
M104 se caracteriza por tener un núcleo brillante, blanco y abultado, rodeado por densas franjas de polvo que forman la estructura espiral de la galaxia. Esta franja de polvo es un lugar de formación estelar en la galaxia.
M104 posee también un rico sistema de unos 2.000 cúmulos globulares, diez veces más que los de nuestra galaxia, la Vía Láctea. Las edades de estos cúmulos son similares a los de la Vía Láctea, oscilando entre 10 y 13 mil millones de años.
En el brillante núcleo de M104 se encuentra un disco más pequeño, inclinado en relación con el disco más grande. Las emisiones de rayos X indican que hay material cayendo hacia el núcleo compacto, donde reside un agujero negro masivo de mil millones de masas solares.
Más Información: Virgo constellation
Constelación de Libra
Libra es una de las constelaciones zodiacales, catalogada por Ptolomeo en el siglo II d.C. Es una constelación débil, cuyas estrellas más brillantes son de tercera magnitud.
Zodiaco es una palabra que deriva del griego «zōidiakós kýklos», que significa «círculo de animales pequeños». Sin embargo, Libra es la única constelación del Zodíaco que no representa a un ser vivo.
Su nombre significa «Balanza» en latín y se ilustra como una balanza sostenida por la diosa griega de la justicia Astrea (Dike), representada por la vecina constelación de Virgo.
Se encuentra entre Virgo, al oeste, y Escorpio, al este. Sus cuatro estrellas más brillantes forman un cuadrilátero, con Beta y Sigma Librae marcando el brazo de la balanza, y Alfa Librae representando el fiel.
El equinoccio de otoño
El equinoccio de otoño estuvo en Libra, aproximadamente del 2270 al 730 a.C. Pero debido al movimiento de precesión del eje de rotación de la Tierra (un ciclo de unos 26.000 años), ahora se encuentra en Virgo.
Alrededor del año 2440, el equinoccio de otoño se encontrará en la constelación de Leo.
Mitología
Las dos estrellas más brillantes de Libra, Zubeneschamali y Zubenelgenubi, eran consideradas por los griegos parte de las «Chelae» o «Pinzas» del Escorpión.
También eran consideradas así por los antiguos árabes. De hecho, Zubeneschamali significa en árabe «Pinza del norte» y Zubenelgenubi, «Pinza del sur.»
El Escorpión pierde sus pinzas
Sin embargo, los romanos asociaron en el siglo I a.C esta región del cielo con Libra, la balanza de la Justicia.
Los romanos consideraban a Libra como una constelación favorecida, asociada con estaciones equilibradas y con la igual duración del día y la noche. También se dice que la Luna se encontraba en Libra cuando se fundó Roma en el 753 a.C.
De este modo, su asociación con las pinzas de Escorpio se desvaneció y la asociación con la diosa de la justicia, Astrea o Dike, representada por la constelación de Virgo, se fortaleció.
Astrea (Dike), Diosa de la Justicia
En la cima de la era dorada, donde la Tierra era un vergel de paz y prosperidad, vivía Astrea, la diosa de la justicia. Descendía de los cielos con una balanza dorada en la mano, un símbolo de equidad y rectitud que guiaba sus decisiones.
Los hombres de ese tiempo vivían en armonía, respetando las leyes divinas y cosechando la abundancia de una tierra fértil. Pero conforme los días pasaban, la sombra de la ambición y la codicia se extendía sobre el mundo.
Los corazones de los hombres se oscurecían con actos de injusticia y corrupción. Astrea, entristecida por la pérdida de la pureza y la creciente maldad entre los mortales, contemplaba desde su morada celestial la decadencia del mundo que tanto amaba.
Con cada injusticia cometida, la balanza de Astrea se inclinaba hacia el lado oscuro, lamentando la falta de armonía que se había apoderado del mundo. Finalmente, el dolor de Astrea se volvió insostenible.
Con lágrimas en los ojos y un profundo pesar en el corazón, Astrea decidió ascender de nuevo a los cielos, abandonando la Tierra a su suerte. Se transformó así en la constelación de Libra, la balanza eterna que desde entonces vigila el cielo nocturno.
Estrellas principales
La constelación de Libra es una caja asimétrica, con sus cuatro estrellas más brillantes formando un cuadrilátero. Libra no contiene ninguna estrella de primera magnitud, siendo sus estrellas más brillantes, Zubeneschamali (β Lib) y Zubenelgenubi (α Lib), de tercera magnitud.
Zubeneschamali (β Lib, Beta Librae)
Con una magnitud aparente de 2.61, Zubeneschamali (β Lib) es la estrella más brillante de la constelación de Libra. Se encuentra a una distancia de 160 años luz y es 130 veces más luminosa que el Sol.
Es una estrella enana caliente de la «secuencia principal» de clase B (B8), con una temperatura superficial de unos 12 mil K, el doble que la del Sol. Como muchas estrellas de su tipo, gira rápidamente, más de 100 veces más deprisa que el Sol.
Las estrellas de clase B se consideran de color blanco-azulado. Sin embargo, Zubeneschamali es la única estrella visible a simple vista con un tono de color verdoso.
Aunque no se considera una estrella variable, los astrónomos antiguos afirmaron que era tan brillante o más brillante que Antares, de primera magnitud, justo al lado, en Escorpio.
Probablemente, nunca sabremos si eso fue o no así. Pero si lo hubiese sido, nunca sabremos cómo Zubeneschamali pudo haberse desvanecido tan rápidamente.
Zubenelgenubi (α Lib, Alfa Librae)
Con una magnitud aparente de 2,75, algo más tenue que Zubeneschamali (2.61), Zubenelgenubi (α Lib) es la segunda estrella más brillante de la constelación de Libra. Sin embargo, recibió la designación Alfa de Bayer.
Zubenelgenubi (α Lib) es una estrella doble visible a simple vista, ubicada a una distancia de 77 años luz de la Tierra. Su compañera, de quinta magnitud (5,15), se encuentra a 4 minutos de arco al noroeste.
Es posible que ambas formen un par físico, ya que se mueven juntas a través del espacio.
Alfa-1, la más tenue, es una estrella de clase F (F4) que, con 6.700 K, es más caliente que el Sol (5.700 K). Mientras que Alfa-2, la más brillante, es una subgigante de clase A (A3) con una temperatura superficial de 8.500 K.
Ambas están separadas por al menos 5.500 UA, casi 140 veces la distancia de Plutón al Sol. Con esa separación, su período orbital sería de unos 200 mil años.
Sistema triple
Alfa-2, la más brillante, es a su vez una doble formada por dos estrellas de clase A, una un 45 % más brillante que la otra. Desde la Tierra, aparecen separadas por solo una centésima de segundo de arco, comparable a la distancia entre Mercurio y el Sol.
Hay indicios de que este sistema triple pertenece a un grupo de estrellas llamado «Grupo de Castor». Este grupo está formado por estrellas que se mueven juntas a través del espacio, incluyendo a Castor, Vega y Fomalhaut.
Brachium (Zubenhakrabi) (σ Lib, Sigma Librae)
Brachium («Brazo» en Latín) con una magnitud aparente de 3.29, es la tercera estrella más brillante de la constelación de Libra. Es la más septentrional de entre las estrellas más brillantes de la constelación.
Se llama también Zubenhakrabi, que en árabe significa «la pinza del escorpión». Efectivamente, Brachium fue originalmente parte de Escorpio, junto con Zubeneschamali y Zubenelgenubi. De hecho, Bayer la denominó como Gamma Scorpii.
Sin embargo, estaba tan al oeste de Escorpio y tan integrada en Libra, que en el siglo XIX B. A. Gould la incorporó a Libra como Sigma Librae, que es como se la conoce hoy en día.
Brachium es una gigante roja de clase M (M3) a una distancia de 290 años luz. Tiene una temperatura superficial de 3.600 K y es 1.900 veces más luminosa que el Sol.
Es una sutil «variable semirregular» («SRb») que cambia su brillo solo 0.16 magnitudes en un período de 20 días. Tiene 2 masas solares y un radio 110 veces el solar, a la mitad del camino entre las órbitas de Mercurio y Venus.
Con un núcleo inactivo de carbono-oxígeno, Brachium se está expandiendo y aumentando su brillo como gigante roja por segunda vez. La primera vez fue con un núcleo de helio inactivo, pero ahora ya es capaz de quemar capas más externas de hidrógeno y helio.
Brachium está en camino de convertirse en una «variable de largo período» tipo Mira, mucho más grande y brillante. Terminará despojándose de su envoltura exterior para convertirse en una enana blanca más, con un núcleo muerto de carbono-oxígeno.
Asterismos
No hay asterismos conocidos en la constelación de Libra.
Objetos más interesantes
La constelación de Libra contiene un débil cúmulo globular y muchas galaxias, como es típico de las constelaciones de primavera.
- NGC 5897 (Mel 132), cúmulo globular.
- NGC 5728, galaxia.
- NGC 5792, galaxia.
- NGC 5793, galaxia.
- NGC 5917 (Arp 254), galaxia.
Cúmulo NGC 5897 (Mel 132)
NGC 5897 es un cúmulo globular descubierto por William Herschel en 1784. Con una magnitud aparente de 8.5, este cúmulo es bastante brillante y puede observarse en telescopios de cualquier tamaño.
Está situado a unos 5 grados al noreste de Sigma Lib, casi a la mitad de la distancia entre esta y Gamma Lib. Tiene un diámetro aparente de 12.6 minutos de arco, correspondiente a más de 170 años luz.
Ubicado a unos 41 mil años luz de distancia, puede considerarse un satélite de la Vía Láctea. Es un cúmulo globular débil, con una densidad estelar muy baja, incluso en su centro.
NGC 5897 se formó en un tiempo anterior a la creación del disco y brazos espirales de nuestra galaxia. Sin embargo, algunas de sus estrellas son aparentemente más jóvenes, lo que apunta a múltiples épocas de formación estelar.
Galaxia NGC 5728
NGC 5728 es una galaxia espiral tipo Sb, ubicada a unos 130 millones de años luz de la Tierra. Se encuentra aproximadamente a 2 grados al suroeste de Zubenelgenubi (α Lib).
Es una galaxia de tipo Seyfert, lo que la clasifica dentro de una categoría de galaxias con núcleos extremadamente activos y energéticos conocidos como núcleos galácticos activos (AGN).
Galaxia Seyfert
El rasgo distintivo de una galaxia Seyfert es su núcleo extremadamente luminoso, que emite una cantidad significativa de radiación en varias longitudes de onda, incluyendo rayos X, ultravioleta, visible, infrarrojo y radio.
Esta clase de galaxias extremadamente energéticas son impulsadas por sus AGN. En ellos, un agujero negro supermasivo está acumulando materia, emitiendo grandes cantidades de energía.
Existen muchos tipos diferentes de AGN, y solo algunos de ellos alimentan galaxias Seyfert. NGC 5728 se distingue de otras galaxias con AGN en que la galaxia es observable en su totalidad, y no está completamente oculta por la intensa radiación del núcleo.
Esto contrasta con otros tipos de AGN, como los cuásares, en los que la radiación es tan intensa que oscurece por completo la galaxia anfitriona.
Galaxia NGC 5792
Es una galaxia espiral barrada de tipo SBb ubicada a 85 millones de años luz. Fue descubierta en 1787 por el astrónomo William Herschel. Con una magnitud 11, puede observarse en telescopios de tamaño moderado.
Su tamaño aparente es de 3,5 x 1,4 minutos de arco, correspondiente a un diámetro de unos 150 mil años luz. Es miembro de los Grupos de Virgo III, una serie de galaxias y cúmulos de galaxias que se extienden al este del Supercúmulo de Virgo.
La barra central de NGC 5792 es prominente y bien definida. Sus brazos espirales se extienden desde los extremos de la barra y contienen regiones de formación estelar activa, indicadas por la presencia de cúmulos estelares jóvenes y regiones HII.
Galaxia NGC 5793
NGC 5793 es una galaxia espiral barrada tipo SBb, a más de 150 millones de años luz de distancia. Se encuentra aproximadamente a 2 grados al sureste de Zubenelgenubi (α Lib).
Esta galaxia tiene una prominente franja de polvo y un núcleo intensamente brillante, mucho más brillante que el de nuestra propia galaxia. O incluso que el de la mayoría de las galaxias espirales que observamos.
NGC 5793 es una galaxia Seyfert. Estas galaxias tienen núcleos increíblemente luminosos que se cree que son causados por agujeros negros supermasivos voraces, que atraen y devoran gas y polvo de sus alrededores.
Estos agujeros negros pueden contener una masa miles de millones de veces la del Sol.
Máseres y Mega-Máseres
Esta galaxia es de gran interés para los astrónomos por muchas razones. Por un lado, alberga objetos conocidos como máseres. Mientras que los láseres emiten luz visible, los máseres emiten radiación de microondas.
Los máseres que ocurren de forma natural, como los observados en NGC 5793, pueden informar mucho sobre su entorno. Este tipo de máseres se producen en áreas de formación estelar.
En NGC 5793 también hay mega-máseres intensos, que son miles de veces más luminosos que el Sol.
Los mega-máseres son especialmente interesantes para los astrónomos, porque pueden ser utilizados para estudiar la dinámica del gas en las galaxias, así como para medir distancias cósmicas con alta precisión.
Galaxia NGC 5917 (Arp 254)
NGC 5917 es una galaxia espiral tipo Sb a 94 millones de años luz de distancia. Se encuentra aproximadamente a 2 grados al norte de Zubeneschamali (β Lib).
Forma parte de una pareja interactiva con su galaxia vecina, MCG-01-39-003. Esta interacción gravitacional hace que NGC 5917 sea un objeto de gran interés, ya que ofrece una oportunidad para estudiar las interacciones galácticas y sus efectos.
Las interacciones galácticas pueden desencadenar efectos muy interesantes. Las galaxias pueden robarse masa entre sí, distorsionar y deformar una la forma de la otra, o desencadenar inmensas oleadas de formación estelar.
A veces, un dúo galáctico interactúa tan fuertemente que las galaxias terminan colisionando y fusionándose completamente. Tal vez NGC 5917 esté destinada a fusionarse con su vecina. Pero en caso de ocurrir, esto sucedería en un futuro muy lejano.
Más Información: Libra constellation
Constelación de Bootes (El Boyero)
Bootes (El Boyero) pertenece a la familia de constelaciones de la Osa Mayor, junto con Camelopardalis (La Jirafa), Canes Venatici (Perros de Caza), Coma Berenices, Corona Borealis, Draco (El Dragón), Leo Menor, Lince, Osa Mayor y Osa Menor.
La estrella más brillante de Bootes es Arturo (Arcturus), una gigante roja que destaca en el cielo nocturno y la cuarta estrella más brillante del firmamento. Arturo es fácilmente identificable y sirve como punto de referencia para encontrar otras constelaciones y estrellas.
Prolongando el arco formado por Alioth, Mizar y Alkaid en la cola de la Osa Mayor, llegamos hasta Arturo (Arcturus), la estrella Alfa de la constelación de Bootes (El Boyero).
El nombre «Arcturus» proviene de la combinación de dos palabras griegas: «Arktos» que significa «oso» y «ouros» que significa «guardián» o «vigilante». Por lo tanto, el nombre Arcturus puede interpretarse como el «guardián o vigilante del oso».
Mitología
Esta designación para Arturo está vinculada a la mitología griega, donde la constelación de Bootes se denominaba entonces «Artofilace» (de «arktos», oso y «phylax», guardián o custodio) y se asociaba con un pastor, guardián de las Osas Mayor y Menor.
Sin embargo, para los romanos Bootes representaba a un labrador con un arado conducido por siete bueyes de tiro (triones en latín).
De este modo, la palabra «septentriones» (de «septem», siete y «triones», bueyes de tiro) se refería a las siete estrellas principales de la Osa Mayor, que son prominentes en el hemisferio norte.
Así, en el cielo, Bootes sigue a la Osa Mayor alrededor del polo: Sus bueyes están atados al eje polar y su movimiento mantiene los cielos en constante rotación.
Además de estas interpretaciones, hay otras dos interpretaciones mitológicas para la constelación de Bootes:
- Una nos habla de Arcas, hijo de Zeus y Calisto.
- La otra de Icario, un granjero al que Dionisio, enseñó a hacer vino.
Arcas
Calisto, hija del rey arcadio Licaón, era seguidora de Artemisa, la diosa de la caza. Su gran belleza atrajo la atención de Zeus, quien se disfrazó de Artemisa para acercarse a ella. Entonces la sedujo y de su unión nació Arcas.
Arcas fue criado por su abuelo, el rey, Licaón, quien un día decidió poner a prueba el carácter divino de Zeus sirviéndole a su propio hijo como comida.
Sin embargo, Zeus percibió las intenciones de Licaón, transformó al cruel rey en un lobo, derribó a todos sus hijos con rayos y devolvió la vida a Arcas.
La esposa de Zeus, Hera, al enterarse de la infidelidad de su esposo, transformó a Calisto en una osa. Calisto deambuló por los bosques hasta que años después se encontró con su hijo, ya adulto.
Pero Arcas no reconoció a su madre y comenzó a perseguirla. Calisto entonces se escondió en el santuario de Zeus Liceo, donde ningún mortal tenía permiso para entrar.
Finalmente, y para evitar una tragedia, Zeus los colocó a ambos en el cielo: Calisto como la Osa Mayor y Arcas como Bootes.
Icario
En la región de Ática, vivía un granjero llamado Icario. Un día, Dionisio, el dios del vino, llegó a su granja y le enseñó el arte de hacer vino.
Icario, agradecido, compartió el vino con algunos pastores de la zona. Sin embargo, los pastores no estaban familiarizados con el vino y, al embriagarse, pensaron que Icario los había envenenado.
Ebrios y enfurecidos, lo terminaron matando. Entonces Dionisio, entristecido por la muerte de su amigo Icario, decidió ponerlo entre las estrellas como la constelación de Bootes.
Estrellas principales
En la constelación de Bootes destacan estrellas como Arturo (Alfa Bootis), la más brillante del hemisferio norte, y un buen número de estrellas dobles, entre las que destaca Izar (Epsilon Bootis).
Arturo (Arcturus) (α Boo, Alpha Bootis)
Arturo, con una magnitud alrededor de cero, es la estrella más brillante del hemisferio norte y la cuarta más brillante de todo el firmamento, después solo de Sirius, Canopus y Alpha Centauri. Se encuentra a solo 37 años luz y es la estrella gigante más cercana a la Tierra.
El astrónomo y divulgador científico, Dr. Edwin Hubble, sugirió utilizar su luz para inaugurar la feria de Chicago de 1933. La idea era utilizar un telescopio especialmente diseñado para enfocar la luz de Arturo en una célula fotoeléctrica, la cual, a su vez, activaría un interruptor eléctrico que encendería las luces de la feria.
Es una clásica estrella gigante naranja de clase K (K1) con una temperatura superficial de 4.290 grados Kelvin. Tiene 1.5 veces la masa del Sol, brilla 113 veces más y tiene un diámetro 26 veces mayor, aproximadamente un cuarto del tamaño de la órbita de Mercurio.
Como gigante, ha cesado la fusión de hidrógeno en su núcleo y es probable que haya empezado a fusionar helio para producir carbono. No se espera que estrellas como esta tengan actividad magnética como el Sol, pero una emisión muy débil de rayos X indica que es magnéticamente activa y tiene una «corona oculta» difícil de observar.
Nekkar (β Boo, Beta Bootis)
Nekkar proviene de una frase árabe que significa «el Conductor de Bueyes». Aunque tenga la designación Beta, con una magnitud de 3.50 ocupa solo el sexto lugar en brillo en la constelación. La superan las estrellas Gamma (Seginus) y Delta (Thiba), así como Epsilon (Izar) y Eta (Muphrid),
Es una gigante estándar de clase G (empleada como estándar espectral para la clase G8) con una temperatura superficial de 4.950 Kelvin, un poco más fría que el Sol. Su diámetro es 19 veces el del Sol, Brilla 190 veces más y se encuentra a una distancia de 220 años luz.
Está clasificada como una «estrella de bario» marginal, enriquecida en bario y otros elementos. Se cree que tales estrellas (como Alphard) están contaminadas por compañeras que alguna vez les suministraron materia enriquecida nuclearmente y que ahora son enanas blancas muertas.
Nekkar parece estar a punto de convertirse en una gigante roja mucho más grande y brillante, a medida que su núcleo de helio se prepara para encenderse y fusionarse para producir carbono y oxígeno.
Izar (Pulcherrima) (ε Boo, Epsilon Bootis)
Izar es que es una de las mejores estrellas dobles del firmamento. Este sistema binario lo forman una brillante gigante naranja de tercera magnitud (2.70), clase K (K0), a solo tres segundos de arco de una tenue enana blanca de quinta magnitud (5.12), clase A (A2).
Las gigantes de clase K, por su naturaleza, han evolucionado, fusionando helio en sus núcleos para producir carbono. En cambio, las enanas blancas de clase A, aun están fusionando hidrógeno para producir helio.
El contraste de color, realzado por la proximidad de ambas estrellas, es tan llamativo que su descubridor (F. G. W. Struve) llamó a la pareja «Pulcherrima», o «la más hermosa» en latín.
A una distancia de unos 200 años luz, la enana de clase A tiene una luminosidad 27 veces mayor que la del Sol, mientras que la gigante de clase K, con una luminosidad 400 veces mayor, la supera por un factor de 15.
La enana de clase A tiene aproximadamente el doble del tamaño del Sol y el doble de su masa, mientras que la gigante de clase K es 33 veces más grande y tiene cuatro veces la masa del Sol.
Asterismos
La constelación de Bootes tiene varios asterismos propios, siendo el más conocido el de «La Cometa». Sin embargo, también forma otros dos famosos asterismos con las constelaciones de Leo y Virgo: «El Triángulo de Primavera» y «El Gran Diamante».
La Cometa
Las seis estrellas principales que forman la cometa son Arcturus (Alpha Bootis) en un extremo de la cometa, Nekkar (Beta Bootis) en el extremo opuesto, Izar (Epsilon Bootis), Princeps (Delta Bootis), Seginus (Gamma Bootis) y Rho Bootis.
El Triángulo de primavera
Está formado por Arturo (Arcturus) en Bootes, Spica en Virgo y Regulus en Leo.
El Gran Diamante
El Gran Diamante está formado por Cor Caroli (α CVn) en Canes Venatici, Denebola (β Leo) la cola de Leo, Spica (α Vir), la espiga de Virgo y Arturo (α Boo) en Bootes.
Objetos más interesantes
Bootes se encuentra en una parte de la esfera celeste que mira en dirección opuesta al plano de nuestra galaxia, la Vía Láctea. Por lo tanto, no cuenta con cúmulos abiertos ni nebulosas. Sin embargo, contiene un brillante cúmulo globular y muchas galaxias tenues.
- NGC 5466 (Mel 124), cúmulo globular «Globo de Nieve»
- NGC 5248, galaxia espiral.
Cúmulo «Globo de Nieve» (NGC 5466)
Es un cúmulo globular a una distancia aproximada de 51.000 años luz de la Tierra, lo que lo coloca en la región externa de la Vía Láctea. Fue descubierto por el astrónomo británico William Herschel el 17 de mayo de 1784.
Tiene una edad de alrededor de 13 mil millones de años, lo que lo convierte en uno de los cúmulos globulares más antiguos conocidos, y un diámetro angular de alrededor de 11 minutos de arco en el cielo, lo que equivale a la tercera parte del diámetro aparente de la Luna llena.
Con una magnitud aparente de 9, NGC 5466 aparece como una mancha luminosa y compacta en el cielo, compuesta principalmente por estrellas débiles, pero densamente agrupadas. Sus estrellas pueden resolverse en un telescopio de 10 pulgadas (unos 25 centímetros de diámetro).
Galaxia NGC 5248
NGC 5248 es una galaxia espiral, que aunque forma parte del Cúmulo de Virgo, se encuentra dentro de los límites de la constelación de Bootes. Se estima que NGC 5248 se encuentra a unos 50 millones de años luz de distancia.
Exposiciones cortas de esta galaxia revelan las estructuras brillantes de las regiones centrales. En esta zona activa, se observan numerosas bandas de polvo, regiones HII (rojas) y asociaciones estelares (azules).
Exposiciones más largas, como en la imagen superior, muestran los dos brazos externos tenues y débiles de la galaxia. Esta galaxia parece ser una mezcla entre M81, con dos brazos distintos, y M100, con un núcleo detallado.
Más Información: Bootes constellation
Constelación de Corvus (el Cuervo)
Corvus (el Cuervo) es una constelación prominente, pero pequeña, con forma de caja irregular. Se puede encontrar a unos 15 grados al suroeste de Spica (α Vir). Limita con Virgo al norte y al este, con Cráter al oeste y con Hydra al sur.
Mitología
En la mitología griega, la constelación de Corvus está asociada al mito del cuervo del dios Apolo.
Corvus, el cuervo de Apolo
El dios Apolo había enviado a su cuervo (Corvus), representado por la constelación de Corvus, a traerle una copa de agua, representada por la constelación de Cráter. Por el camino, Corvus se encontró con una higuera repleta de higos aun sin madurar y decidió posarse en ella, esperando a que maduraran.
Cuando por fin maduraron, Corvus se comió todos los higos y solo entonces se acordó de su tarea de ir a buscar agua para Apolo. Corvus llenó entonces rápidamente la copa (Cráter) y voló veloz de vuelta a Apolo, culpando a la serpiente de agua (Hydra) de su tardanza en recoger el agua.
Apolo, sin embargo, se apercibió enseguida de la mentira de Corvus y lo castigó, cambiando su bello plumaje blanco plateado por otro de un color negro deslucido, y transformando su bello canto en un graznido estridente. Este hecho explicaría la apariencia actual de los cuervos, según los antiguos griegos.
Además, Apolo colocó a Corvus y a la copa (Cráter) en el firmamento, en la parte posterior de Hydra, y la pidió que se asegurara de que Corvus nunca alcanzase la copa (Cráter), castigándole así a sufrir una sed eterna.
Estrellas principales
Las dos estrellas superiores de Corvus (el Cuervo), Algorab (δ Crv) y Gienah (γ Crv), forman el lado superior de la constelación. Mientras que Kraz (β Crv) y Minkar (ε Crv) son las estrellas inferiores de Corvus. Alchiba (α Crv) se encuentra justo debajo de Minkar (ε Crv), formando el pico del cuervo.
La «caja irregular» que forma la constelación de Corvus (el Cuervo) es un extraordinario puntero hacia otros objetos interesantes:
- Algorab (δ Crv) y Gienah (γ Crv), apuntan hacia arriba a la izquierda a Spica (α Vir), la estrella más brillante de Virgo. Hacia abajo a la derecha, apuntan a las galaxias «Antenas» (NGC 4038 y NGC 4039).
- Minkar (ε Crv) y Algorab (δ Crv) apuntan hacia arriba a la galaxia «Sombrero» (Messier 104) en Virgo, y hacia abajo a la nebulosa «Aspersor de Césped» (NGC 4361).
Gienah Corvi (γ Crv, Gamma Corvi)
«Gienah» significa «Ala» en árabe, nombre que comparte con Gienah (ε Cyg) en Cygnus (el Cisne). Por eso, y para evitar confusiones, Gienah en Corvus se llama Gienah Corvi, mientras que Gienah en Cygnus se llama Gienah Cygni, o simplemente Gienah.
Con magnitud 2.59, Gienah Corvi (γ Crv) es la estrella más brillante de la constelación de Corvus (el Cuervo). Sin embargo, Johann Bayer curiosamente le dio la designación Gamma, designando en cambio a Alchiba, una estrella de cuarta magnitud, como estrella Alfa.
Propiedades físicas
Gienah Corvi es una gigante blanco-azulada de clase B (B8) con una temperatura superficial de 12.400 K. Se encuentra a una distancia de 165 años luz, brilla 355 veces más que el Sol y tiene un diámetro cuatro veces mayor que el solar.
Con una masa aproximadamente cuatro veces la del Sol, Gienah Corvi puede estar aun muy cerca de la «secuencia principal».
Efectivamente, o bien se encuentra en las últimas etapas de fusión de hidrógeno en su núcleo, o bien ha cesado por completo de fusionar hidrógeno, y su núcleo de helio estaría ahora contrayéndose.
La extraña composición química de Gienah la diferencia de las «gigantes azules» más comunes, siendo una estrella miembro de la clase de estrellas «de mercurio-manganeso», la más brillante de las cuales es Alpheratz, en Andrómeda.
Gienah Corvi expulsará sus capas más externas al espacio dentro de pocos millones de años, convertiéndose en una gigante roja.
Kraz (β Crv, Beta Corvi)
Con una magnitud de 2.65, Kraz (β Crv) es la segunda estrella más brillante de la constelación de Corvus (el Cuervo), como corresponde (esta vez sí) a su denominación como estrella Beta de la constelación.
El nombre «Kraz» es moderno, y su etimología y origen preciso no están bien documentados. Podría ser una palabra inventada en tiempos recientes, quizás durante la creación de mapas estelares modernos o al actualizar catálogos astronómicos.
Propiedades físicas
Físicamente, Kraz (β Crv) es una gigante de clase G blanco-amarillenta (G5) con una temperatura superficial de 5.100 K. Se encuentra a 140 años luz, brilla 160 veces más que el Sol y tiene un diámetro 16 veces mayor que el solar.
Con una masa 3.3 veces la solar, Kraz (β Crv) se considera una «estrella en transición» bastante rara. Posee ya un núcleo de helio, por lo que está a punto de convertirse en una gigante roja, cinco veces más brillante que ahora.
Después de esto, el núcleo de helio empezará a fusionar carbono, lo que estabilizará la estrella por un tiempo, reduciéndose su luminosidad.
Kraz (β Crv) parece no tener ningúna compañera, a pesar de estar catalogada como una «estrella de bario débil». Estas son estrellas gigantes que fueron contaminadas químicamente por compañeras más masivas, que llevaron productos de reacciones nucleares a sus superficies.
Kraz (β Crv) se convertirá con el tiempo en una enana blanca relativamente masiva.
Algorab (δ Crv, Delta Corvi)
Con una tercera magnitud (2.95), Algorab (δ Crv) es la tercera estrella más brillante de la constelación de Corvus (el Cuervo), a pesar de que Bayer le diese la denominación Delta de la constelación.
«Algorab» significa «cuervo» en árabe. De este modo, la estrella Algorab (δ Crv) está emparejada con Gienah Corvi, ya que ambas proceden de la frase árabe «el ala del cuervo», y efectivamente, ambas se hallan en un ala.
Un sistema binario
Algorab (δ Crv) es un sistema binario, con una estrella blanca de tercera magnitud (2.95) de clase B y una estrella naranja de clase K justo por encima de la novena magnitud (8.51).
El contraste de magnitudes les confiere colores «amarillento y lila pálido«. La más brillante, Algorab-A, es una enana común de 2.5 masas solares en la «secuencia principal», con una temperatura superficial de 10.000 K. Brilla 48 veces más que el Sol y tiene un radio dos veces el solar.
Su compañera naranja, Algorab-B, tiene una masa tres cuartas partes la solar y una temperatura superficial de unos 5.000 K. Esto hace que irradie mucho más débilmente, produciendo solo 0,3 veces la energía del Sol.
De este modo, un pequeño cambio en la masa estelar lleva a una enorme diferencia de brillo, siendo Algorab-A 160 veces más luminosa que Algorab-B. A una distancia mínima de 650 unidades astronómicas de A, la pequeña B tarda al menos 9.400 años en orbitarla.
Algorab-B es una «estrella post-T Tauri» de menos de 110 millones de años de edad, que acaba de pasar por esa fase y ahora se está asentando en la «secuencia principal» para empezar a fusionar hidrógeno.
Las «estrellas T Tauri» son estrellas muy jóvenes, que acaban de ser creadas a partir de los gases interestelares y, como tales, están rodeadas por discos de polvo, a partir de los cuales pueden nacer planetas.
Asterismos
Las cuatro estrellas más brillantes de Corvus (Delta, Gamma, Epsilon y Beta Corvi) forman un asterismo conocido como «Vela», o «Vela de Spica», porque las estrellas Gamma y Delta Corvi señalan hacia Spica (α Vir).
El patrón que forma el asterismo se asemeja a la vela de mesana, un tipo de vela pequeña.
Objetos más interesantes
En la constelación de Corvus (el Cuervo) no destacan muchos objetos celestes. Sin embargo, contiene las galaxias «Antenas», el grupo de galaxias en colisión más cercano y más estudiado.
Galaxias «Antenas» (NGC 4038 y NGC 4039)
Las galaxias «Antenas» son un par de galaxias espirales en proceso de fusión. Durante el transcurso de la colisión, se formarán miles de millones de estrellas en las regiones más brillantes y compactas, conocidas como supercúmulos estelares.
Para encontrar las galaxias «Antenas», prolongamos una vez a la derecha la distancia que separa a Algorab (δ Crv) de Gienah (γ Crv). A 3,5 grados de Gienah Corvi, hacia el suroeste, se encuentran las «Antenas».
Para verlas con suficiente detalle se necesitan telescopios de gran focal, de más de 1.000 milímetros, o una Barlow.
Al medir los colores y el brillo de las estrellas gigantes rojas en el sistema, los científicos encontraron que las Galaxias «Antenas» están mucho más cerca de lo que se pensaba anteriormente: a 45 millones de años luz, en lugar de 65.
Las dos galaxias espirales comenzaron a interactuar hace unos pocos cientos de millones de años, convirtiendo a las galaxias «Antenas» en uno de los ejemplos más cercanos y recientes de dos galaxias en colisión.
Las manchas naranjas a la izquierda y derecha del centro de la imagen son los dos núcleos de las galaxias originales, y consisten principalmente en estrellas viejas entrecruzadas por filamentos de polvo de color marrón.
Las dos galaxias están salpicadas por brillantes regiones de formación estelar de color azul, rodeadas de resplandeciente gas hidrógeno de color rosáceo.
Supercúmulos
Solo alrededor del 10 por ciento de los supercúmulos estelares recién formados en las galaxias «Antenas» sobrevivirán más allá de los primeros 10 millones de años.
La gran mayoría de los supercúmulos estelares formados durante esta interacción se dispersarán, y las estrellas individuales pasarán a formar parte del tenue fondo de la galaxia.
Sin embargo, se cree que unos cien de los cúmulos más masivos sobrevivirán para formar cúmulos globulares regulares, similares a los cúmulos globulares encontrados en nuestra propia galaxia, la Vía Láctea.
Un sistema en colisión arquetípico
Las galaxias «Antenas» reciben su nombre de los largos “brazos” en forma de antena que se extienden lejos de los núcleos de las dos galaxias. Estas “colas de marea” se formaron durante su encuentro inicial, hace 200 – 300 millones de años.
Los científicos consideran las «Antenas» un sistema en colisión arquetípico y las usan como un estándar para validar teorías sobre la evolución de las galaxias.
De hecho, las «Antenas» nos dan un adelanto de lo que podría suceder cuando nuestra galaxia colisione con la vecina galaxia de Andrómeda, dentro de varios miles de millones de años.
Formación estelar
La colisión, que comenzó hace más de 100 millones de años y todavía está ocurriendo, ha desencadenado la formación de millones de estrellas en nubes de polvo y gas en las galaxias.
Las más masivas de estas jóvenes estrellas ya han pasado rápidamente por su evolución en unos pocos millones de años, y han explotado como supernovas.
Mientras la gravedad reestructura cada galaxia, nubes de gas chocan entre sí, se forman brillantes nudos de estrellas azules, nacen y explotan estrellas masivas, y filamentos marrones de polvo se dispersan por todas partes.
Con el tiempo, las dos galaxias convergerán en una galaxia espiral más grande.
Nebulosa «Aspersor de Césped» (NGC 4361)
La Nebulosa «Aspersor de Césped» (NGC 4361) se encuentra aproximadamente a un tercio de la distancia entre Algorab (δ Crv) y Minkar (ε Crv). Se halla a 2,5 grados al suroeste de Algorab.
Para verla con suficiente detalle se necesitan telescopios de gran focal, de cerca de 3.000 milímetros, o una Barlow.
Hubo una vez una estrella muy similar al Sol, que evolucionó y terminó expulsando sus capas exteriores, formando un objeto que llamamos «nebulosa planetaria».
Pero NGC 4361 es una nebulosa planetaria inusual, porque tiene cuatro lóbulos, o chorros, de material expulsado en lugar de los dos estándar.
Los astrónomos sospechan que podría haber dos estrellas moribundas dentro de la nebulosa, cada una produciendo un chorro bipolar. El color púrpura muestra principalmente gas caliente.
NGC 4361 también se conoce como PK 294+43.1 y está catalogada como una pequeña nebulosidad de magnitud 10.3 con un diámetro de 45″. Presenta una estrella central de magnitud 13 y parece relativamente redonda.
Tiene una apariencia fuertemente moteada, a veces asemejándose a un cúmulo globular apenas resuelto. Los telescopios más grandes muestran más detalles de la forma irregular del brillante disco interno.
Con el combustible nuclear casi agotado, la estrella central está enfriándose y encogiéndose, entrando en la fase de enana blanca.
Los brazos curvados que se extienden desde el cuerpo central de la nebulosa tienen una forma que recuerda a los brazos de un aspersor de césped, de ahí su nombre.
Constelación de Canes Venatici
La constelación de Canes Venatici es una de las 88 constelaciones reconocidas del cielo nocturno. Fue nombrada así en latín, y su traducción al español significa literalmente «Perros de Caza». Su nombre se debe a que representa a Asterion y Chara, los dos perros de caza de Bootes, el Boyero.
En perpendicular al mango de la Osa Mayor y hacia el sur, hay un par de estrellas que se extienden paralelas al mango. La más brillante es Cor Caroli, Alfa CVn, a mitad de camino entre Arturo en Bootes y Merak en la Osa Mayor. La más tenue es Chara, Beta CVn, una estrella bastante similar a nuestro Sol.
Mitología
Esta constelación es moderna, ya que no era conocida en tiempos de los antiguos griegos. En la Edad Media, Canes Venatici fue identificada con los dos perros que Bootes, el Boyero, sostenía con una correa, debido a un error en la traducción del Almagesto de Ptolomeo del griego al árabe.
En el texto de Ptolomeo, algunas de las estrellas de Bootes representan el garrote del Boyero. El traductor tradujo de manera poco precisa la palabra griega para «garrote» (Κολλοροβος) como «el asta de lanza con un gancho» («al-`aşā dhāt al-kullāb»).
Cuando la frase árabe utilizada fue posteriormente traducida al latín, el traductor confundió la palabra «kullāb» con «kilāb», que significa «perros». De este modo se explica que Bootes fuese representado con dos perros en el siglo XVI, en un mapa del astrónomo alemán Peter Apian.
Hevelius
Como hemos visto, en las representaciones de la Edad Media y Renacentistas, Bootes sostiene a dos perros con una correa, mientras persigue a la Osa Mayor alrededor del polo.
Hevelius, en el siglo XVII, se basó en esta representación de Bootes, para crear una nueva constelación llamada Canes Venatici, o «Los Perros de Caza», en su traducción del Latín.
Hevelius llamó al «perro del norte» Asterion («estrella pequeña») y al «perro del sur» Chara («alegría»). De este modo, ayudaba a llenar el espacio vacío dejado por los antiguos griegos en esta zona del firmamento.
Por lo tanto, en tiempos de Hevelius, Beta CVn y Alfa CVn formaban el «perro del sur», mientras que el «perro del norte» lo formaban un pequeño grupo de estrellas de magnitud 5, al noreste de Cor Caroli, dificiles de identificar visualmente.
De este modo, Alfa CVn marcaba la posición del bucle del collar de Chara, el «perro del sur», y Beta CVn marcaba su ojo.
Edmund Halley
Pero posteriormente, ya en el siglo XVIII, Alfa CVn, la más brillante de las dos estrellas que formaban el «perro del sur», fué renombrada como Cor Caroli y Beta CVn pasó a denominarse Chara, en representación del «perro del sur».
Efectivamente, en 1725, el astrónomo Edmund Halley decidió renombrar a Alfa CVn como Cor Caroli, que significa «Corazón de Carlos», en honor al rey Carlos II de Inglaterra.
Esta elección fue influenciada por Sir Charles Scarborough, un físico de la corte, quien afirmó que la estrella había tenido una luminosidad especial en la víspera del regreso del monarca a Londres el 29 de mayo de 1660.
En la actualidad
Hoy en día, sin embargo, Cor Caroli (Alfa CVn) y Chara (Beta CVn) marcan la posición de los ojos de cada perro. Asterion, el «perro del norte», no se representa ya en su posición original en las cartas estelares, sino que se utilizan estas dos estrellas, que originalmente formaban el «perro del sur», para representar ahora a ambos perros.
Efectivamente, en 1950 el astrónomo checo Antonin Becvar, asignó en su «Atlas de los cielos» Alpha CVn a Chara y Beta CVn a Asterion, conectando ambas estrellas con una línea. En esta representación simplificada, se asocia la estrella «pequeña», Beta CVn, con Asterion, y la estrella más «alegre», Alpha CVn, con Chara, que lleva el collar del corazón del rey.
Sin embargo, y para aumentar la confusión, esta no es tampoco la representación gráfica que tenemos hoy en día. Actualmente, Alfa CVn sigue denominándose Cor Caroli y Beta CVn se llama Chara, como en tiempos de Edmund Halley. Pero Asterion, el «Perro del norte», ha desaparecido de los mapas estelares.
Seguramente esto se deba a que es muy dificil de visualizar, ya que originamente estaba compuesto por estrellas de quinta magnitud (6 es el límite máximo de magnitud que el ojo humano es capaz de apreciar en cielos muy oscuros).
Estrellas principales
Canes Venatici es una constelación bastante pequeña que se representa como una sola línea que une sus dos principales estrellas, Cor Caroli (α CVn) y Chara (Asterion) (β CVn.
Cor Caroli (α CVn, Alpha Canum Venaticorum)
Cor Caroli (Alpha Canum Venaticorum) es la estrella más brillante de la constelación de Canes Venatici. Es una estrella doble de tercera magnitud (2,81, casi segunda), con dos estrellas separadas por 19 segundos de arco. La más occidental (y más débil) se denomina Alfa-1, y la más oriental, Alfa-2.
Este sistema binario se encuentra a unos 110 años luz y la separación entre ambas estrellas es de unas 675 Unidades Astronómicas (UA), con un período orbital de al menos 8.300 años.
Alfa-2, estrella dominante del sistema binario, es una enana peculiar de color blanco de clase A (A0) (no confundir con una «enana blanca») con una temperatura de 11.450 K. Con una magnitud de 2.90, Alfa-2 supera con creces a Alfa-1, una enana de clase F (F0) de sexta magnitud (5.60).
Alfa-2
Esta estrella brilla 113 veces más que el Sol, tiene un radio 2,7 veces mayor que el solar y una masa de 3 Soles. Alfa-1, más fría, con una temperatura de 6.785 K, brilla solo 5,6 veces más que el Sol, su radio es 1,7 veces el solar y su masa es de 1,5 Soles.
Alfa-2 es una enana de edad avanzada, con una vida útil de 350 millones de años, mientras que a la enana Alfa-1, de menor masa, le queda aun una vida útil de 2,7 mil millones de años. Permanecerá como enana mucho después de que su compañera Alfa-2 se convierta en una estrella gigante.
Alfa-2 es el prototipo de «estrella magnética» que define la clase de estrellas «Alpha-2 Canum Venaticorum» o simplemente «estrellas Alpha CV». El Sol tiene un campo magnético global solo algunas veces más fuerte que el de la Tierra; el de Cor Caroli, en cambio, tiene uno más de 2.000 veces más fuerte que el de nuestro planeta.
La estrella también tiene una extraña composición química en la que elementos como el silicio, el mercurio y raros como el europio, están enormemente incrementados por el efecto de «elevación radiativa», mientras que otros están disminuidos por el asentamiento gravitacional en gases superficiales relativamente tranquilos.
Chara (Asterion) (β CVn, Beta Canum Venaticorum)
Aunque es la segunda estrella más brillante de la constelación de Canes Venatici, Chara no es muy brillante, apenas de cuarta magnitud (4,26). sin embargo, el aspecto más interesante de Chara es su similitud con el Sol.
La mayoría de las estrellas brillantes a simple vista son considerablemente más luminosas que nuestra propia estrella, el Sol. Algunas lo son incluso mucho más, como resultado natural de su brillo intrínseco, y por ello son visibles a grandes distancias.
Sin embargo, nuestro Sol, una estrella modesta con un brillo estelar medio, sería invisible a simple vista si estuviera a solo 70 años luz de distancia. A una distancia de 27,3 años luz, Chara proporciona la oportunidad de comprobar cómo se vería el Sol a distancias estelares.
Chara es una enana de clase G (G0) que fusiona hidrógeno, con una temperatura de 5.880 K (solo 100 grados más caliente que el Sol), una luminosidad apenas un 18 por ciento mayor que la solar, un radio un cuatro por ciento mayor que el solar y una masa muy similar a la del Sol.
Chara tiene alrededor de 7 mil millones de años, en contraposición a los 4,6 mil millones de años del Sol, por lo que su luminosidad es mayor. Esto es debido a que las estrellas que fusionan hidrógeno se vuelven lentamente más brillantes, hinchandose a medida que envejecen.
Además de una mayor luminosidad, otra diferencia con el Sol es que Chara tiene un contenido metálico menor que el solar, ya que la estrella tiene solo alrededor del 60 por ciento del contenido en hierro del Sol.
La Superba (Y CVn, Y Canum Venaticorum)
La Superba es una estrella variable de un tipo llamado «semi-regular» (técnicamente SRb), que alcanza su punto máximo en la mitad de la quinta magnitud (aproximadamente 4,8) y varía hasta casi la séptima (alrededor de 6,3) en un período de 160 días (lo que parece más regular de lo que su clase implica). Se sospechan otros períodos, entre ellos uno de 2.000 días.
Es una de las estrellas más rojas del firmamento, ya que está entre las «estrellas de carbono» más brillantes. La estrella ha sido clasificada de varias maneras, como una supergigante C7 y a veces tambien como una supergigante CN5.
A 1.045 años luz de distancia, La Superba es una de las estrellas más frías a simple vista, con una temperatura de solo 3.000 K. La estrella brilla con una luminosidad 87.000 veces la del Sol y tiene un radio de unas 5.1 UA, cercano al tamaño de la órbita de Júpiter. Estas cifras, sin embargo, son todas inciertas y probablemente sean límites superiores.
Más carbono que oxígeno
La mayoría de las gigantes y supergigantes rojas son más ricas en oxígeno que en carbono. Sin embargo, las estrellas de carbono invierten esta proporción.
Como gigantes, están muriendo, y están en un rango de masa en el que los subproductos de la fusión nuclear, en este caso el carbono de la «quema» nuclear del helio, se elevan a la superficie antes de escapar al espacio.
Hay enormes absorciones de moléculas de carbono (monóxido de carbono, cianógeno o CN, carbono-2 y carbono-3), lo que le da a la estrella un espectro notable, bloqueando la luz azul y violeta, lo que hace que la estrella sea bastante roja.
La belleza del espectro
La belleza del espectro llevó al gran clasificador del siglo XIX, el padre Angelo Secchi, a darle a la estrella su nombre «La Superba».
Fue descrita por Agnes Clerke (1905) en términos de la «extraordinaria vivacidad de sus rayos prismáticos, separados en zonas deslumbrantes de rojo, amarillo y verde, por amplios espacios de oscuridad profunda», Los espacios oscuros son debidos a las absorciones del carbono.
Núcleo de carbono-oxígeno
Es muy probable que esté en proceso de convertirse en una gigante luminosa por segunda vez, brillando con un núcleo de carbono-oxígeno muerto. Su masa no está bien definida, pero inicialmente podría ser alrededor de tres veces la del Sol.
La estrella está rodeada por una enorme cáscara desprendida de materia propia con un diámetro de alrededor de 2,5 años luz y parece estar lista para expulsar su envoltura externa para convertirse en una enana blanca.
Una estrella J
La Superba es la estrella «J» más brillante del cielo, un conjunto muy raro de estrellas de carbono que tienen una gran proporción de carbono-13 (7 neutrones en el núcleo en lugar de 6) y que se clasifican como estrellas «carbono-J».
Aunque el carbono-13 se produce fácilmente en las reacciones nucleares, nadie conoce realmente el proceso de formación de las estrellas J.
Asterismos
La constelación de Canes Venatici, por su simplicidad, no contiene ningun asterismo propio. Sin embargo, forma un famoso asterismo con las constelaciones de Bootes, Leo y Virgo: «El Gran Diamante».
El Gran Diamante
El Gran Diamante está formado por Cor Caroli (α CVn) en Canes Venatici, Denebola (β Leo) la cola de Leo, Spica (α Vir), la espiga de Virgo y Arturo (α Boo) en Bootes.
Objetos más interesantes
Canes Venatici es una constelación bastante pequeña y discreta, pero contiene multitud de galaxias. Una de las más conocidas es la galaxia «del Remolino» (también conocida como M51 o NGC 5194), una galaxia espiral que está interactuando con otra más pequeña (NGC 5195).
Canes Venatici también alberga otras galaxias interesantes, como la Galaxia «Ojo de Cocodrilo» (M94), la Galaxia «del Girasol» (M63), y muchas otras galaxias más débiles que son visibles con telescopios de aficionado.
- M3, cúmulo globular.
- M51 (NGC 5194), galaxia «del Remolino» y NGC 5195
- M63, galaxia «del Girasol».
- M94 (NGC 4736), galaxia «Ojo de Cocodrilo».
- M106 (NGC 4258), galaxia.
- NGC 4151, galaxia «Ojo de Sauron» y NGC 4156.
- NGC 4214 (NGC 4228) y UGCA276, galaxias.
- NGC 4244, galaxia «Aguja de Plata».
- NGC 4449, galaxia «Caja».
- NGC 4490, galaxia «del Capullo» y NGC 4485.
- NGC 4618 y NGC 4625, galaxias.
- NGC 4631, galaxia «de la Ballena» y NGC 4627.
- NGC 4656/57, galaxia «Palo de Hockey».
- NGC 5005 (Caldwell 29), galaxia.
- NGC 5033, galaxia «Bicho de Agua».
- NGC 5371 (NGC 5390), galaxia.
Cúmulo globular M3
M3 fue el primer objeto del catálogo Messier que descubrió el propio Charles Messier. El cúmulo está ubicado a 34,000 años luz de la Tierra, tiene una magnitud aparente de 6.2 y puede verse usando unos prismáticos.
Se encuentra a los piés de uno de los perros de caza, aproximadamente a mitad de camino entre Cor Caroli y Arturo (en Bootes).
Messier avistó el cúmulo en 1764, confundiéndolo con una nebulosa sin estrellas. Este malentendido sobre la naturaleza de M3 fue corregido en 1784, cuando William Herschel logró resolver las estrellas del cúmulo.
Hoy se sabe que Messier 3 (M3) contiene más de 500 mil estrellas, con una masa total de 245 mil soles. Su luminosidad es de 300 mil soles y su extensión es de 180 años luz.
M3 está situado en el halo galáctico, a unos 40 mil años luz del núcleo de nuestra galaxia, la Vía Láctea. Su edad se estima en 8 mil millones de años y contiene sobre todo ancianas estrellas rojizas.
Rezagadas azules
También contiene un buen número de un tipo de estrellas llamadas «Rezagadas azules», un grupo de estrellas azules en la secuencia principal que parecen mucho más jóvenes que el resto de estrellas del cúmulo.
Esto que parece una contradicción, ya que las estrellas dentro de un cúmulo deben tener todas edades similares, ahora se sabe que se debe a interacciones gravitacionales entre las estrellas.
Cuando estas estrellas pasan a través del denso núcleo del cúmulo globular, pierden sus capas exteriores más frías debido a la atracción gravitatoria de estrellas cercanas. Este proceso de «lifting» estelar las termina rejuveneciendo artificialmente.
Candelas estándar
Messier 3 (M3) es notable por contener al menos 274 estrellas variables, más que cualquier otro cúmulo conocido. La primera de ellas fue descubierta por Edward Charles Pickering en 1889.
Este tipo de estrellas variables, también llamadas «Candelas Estándar», son extremadamente útiles para medir distancias a objetos del espacio profundo.
El brillo de una estrella variable fluctúa con el tiempo, y en algunas de ellas, su período guarda relación con su luminosidad intrínseca. De este modo, los astrónomos pueden usar estas fluctuaciones para estimar sus distancias.
Galaxia «del Remolino» (M51) (NGC 5194) y NGC 5195
Descubierta por Charles Messier en 1773, M51 está ubicada a 31 millones de años luz de la Tierra, tiene una magnitud aparente de 8.4 y puede verse con un telescopio pequeño.
Se encuentra a unos 3 grados al suroeste de Alkaid (η UMa), la estrella del extremo de la cola de la Osa Mayor. Aproximadamente a un cuarto de la distancia entre Alkaid y Cor Caroli.
La hermosa vista frontal de M51 y su cercanía a la Tierra, permiten a los astrónomos estudiar la estructura y los procesos de formación estelar de una galaxia espiral clásica.
Los elegantes y sinuosos brazos de la majestuosa galaxia espiral M51 parecen una gran escalera de caracol que se extiende a través del espacio. En realidad, son largas franjas de gas y estrellas, entrelazadas por polvo oscuro.
Estos brazos tan llamativos son una característica distintiva de las llamadas galaxias espirales de «Gran Diseño» y sirven a un importante propósito. Efectivamente, los brazos de M51 son fábricas de formación estelar, que comprimen gas hidrógeno y crean cúmulos de nuevas estrellas.
NGC 5195: Un encuentro cercano
Algunos astrónomos piensan que los brazos de M51 son particularmente prominentes debido a los efectos de un encuentro cercano con NGC 5195, la pequeña galaxia compacta y amarillenta en la punta más externa de uno de los brazos.
NGC 5195 parece estar tirando del brazo de M51, provocando la formación de nuevas estrellas por efecto de las fuerzas de marea. NGC 5195 está pasando por detrás de M51. La pequeña galaxia ha estado deslizándose junto al Remolino durante cientos de millones de años.
El color rojo proviene de la luz infrarroja, así como del gas hidrógeno existente en las gigantescas regiones de formación estelar. El color azul proviene de estrellas jóvenes y calientes, mientras que el color amarillo emana de estrellas más antiguas.
Galaxia «del Girasol» (M63)
M63 fue descubierta en 1779 por el astrónomo francés Pierre Méchain, colaborador de Charles Messier, y fue el primero de entre los 24 objetos con los que Méchain contribuyó al catálogo Messier, publicado en 1781.
La galaxia está ubicada aproximadamente a 27 millones de años luz de la Tierra, tiene una magnitud aparente de 9.3 y aparece como un parche de luz débil en telescopios pequeños. Con un diámetro de casi 100.000 años luz, su tamaño es muy similar al de nuestra galaxia, La Vía Láctea.
Se encuentra cerca de Cor Caroli, aproximadamente a un tercio de la distancia entre Cor Caroli y Alkaid.
La disposición de los brazos espirales de M63 recuerda al patrón geométrico de la flor del girasol. De ahí que esta galaxia reciba también el nombre de galaxia «del Girasol». M63 pertenece al «Grupo M51», un grupo de galaxias, nombrado en honor a su miembro más brillante, M51.
La galaxia del girasol es una galaxia espiral flocculenta. A diferencia de las galaxias espirales de «Gran Diseño», las galaxias espirales flocculentas no tienen brazos espirales bien definidos. En cambio, parecen tener muchos brazos discontinuos.
Aunque solo tiene dos brazos, muchos otros parecen envolverse alrededor de su núcleo amarillento. Los brazos brillan con la radiación de estrellas azules recién formadas, están entreverados de nubes de polvo oscuro y salpicados de regiones rojizas de formación estelar.
Gracias a las fotografías de galaxias espirales flocculentas como M63, los astrónomos esperan obtener una mejor comprensión del proceso de formación estelar en estos sistemas.
Galaxia «Ojo de Cocodrilo» (M94) (NGC 4736)
M94 es una galaxia espiral, descubierta en 1781 por Pierre Méchain y ubicada a 16 millones de años luz de distancia. También catalogada como NGC 4736, la galaxia tiene una magnitud aparente de 9 y puede verse a través de un pequeño telescopio.
Se encuentra cerca de la línea formada por Cor Caroli (α CVn) y Chara (β CVn). Aproximadamente a mitad de camino de ambas y ligeramente hacia el norte, y a unos tres grados al noroeste de Cor Caroli.
En su interior, alberga un brillante anillo en el que se están formando nuevas estrellas a gran velocidad. Esta región se conoce «anillo de explosión estelar».
La forma peculiar de esta región de formación estelar probablemente se deba a una onda de presión que viaja hacia afuera desde el centro galáctico, comprimiendo el gas y polvo de las regiones exteriores.
La compresión del material provoca que el gas comience a colapsar en nubes más densas y compactas. Dentro de estas nubes densas, la gravedad atrae el gas y el polvo conjuntamente, hasta que la temperatura y la presión son lo suficientemente altas como para que nazcan nuevas estrellas.
Aunque inicialmente se creía que M94 tenía aproximadamente 30 mil años luz de diámetro, recientemente se han descubierto dos brazos espirales débiles (no visibles en esta imagen), fuera de su región central, que se extienden hacia el espacio.
Este descubrimiento ha triplicado el diámetro efectivo de la galaxia M94, aproximándolo al de nuestra propia galaxia, La Vía Láctea (unos 100 mil años luz).
M94 también es notable por su déficit de materia oscura en comparación con otras galaxias. Los astrónomos no saben a qué se debe este déficit, y como resultado, la galaxia es objeto de intenso estudio.
Dos anillos de gas
La mayoría de las galaxias no tienen anillos de gas y estrellas. Entonces, ¿por qué M94 tiene dos? El primero es un anillo interno de estrellas recién formadas que rodea su núcleo, lo que le da no solo una apariencia inusual, sino también un brillo interior intenso.
Una hipótesis sobre su origen sostiene que un nudo alargado de estrellas, conocido como barra, está girando en el núcleo de M94, generando un estallido de formación estelar en este anillo interno.
En él se están formando nuevas estrellas a un ritmo elevado, estando compuesto de muchas estrellas jóvenes y brillantes. Por esta razón se le denomina «anillo de brote estelar».
La causa de esta peculiar región de formación estelar probablemente sea una onda de presión que se expande desde el centro galáctico, comprimiendo el gas y el polvo en la región exterior.
La compresión del material hace que el gas comience a colapsar en nubes más densas. Dentro de estas nubes densas, la gravedad atrae el gas y el polvo hasta que la temperatura y la presión son lo suficientemente altas para el nacimiento de nuevas estrellas.
Las observaciones de M94 han revelado también un segundo anillo. Se trata de un anillo exterior más tenue, de distinto color, no cerrado y relativamente complejo. El origen de este anillo exterior es actualmente desconocido.
Galaxia M106 (NGC 4258)
M106 fue descubierta por Pierre Méchain, en 1781. Se encuentra a 24 millones de años luz de la Tierra, tiene una magnitud aparente de 9.1 y puede verse con un pequeño telescopio.
También conocida como NGC 4258, M106 tiene aproximadamente 80.000 años luz de diámetro, siendo el miembro más grande del grupo de galaxias Canes II.
Se encuentra aproximadamente a mitad de camino entre Phekda, en la Osa Mayor, y Chara, la estrella Beta CVn.
Una de las características más llamativas de M106 es su par adicional de brazos. La mayoría de las galaxias espirales solo tienen un par de brazos, pero M106 tiene un par adicional de brazos, vistos en la fotografía de más abajo como hilos de gas rojizo.
A diferencia de los otros brazos, compuestos por estrellas, estos dos brazos adicionales están compuestos únicamente de gas caliente.
Los astrónomos atribuyen estos brazos fantasmales al agujero negro supermasivo que habita en el centro de la galaxia, ya que parecen ser el resultado de un violento remolino de materia alrededor del agujero negro.
Galaxias «Ojo de Sauron» (NGC 4151) y NGC 4156
La galaxia espiral NGC 4151 está ubicada a una distancia de aproximadamente 43 millones de años luz de nosotros. Se trata de una galaxia Seyfert y alberga uno de los núcleos galácticos activos (AGN) más brillantes conocidos en longitudes de onda de rayos X.
Se encuentra en el extremo más occidental de Canes Venatici, cerca de la constelación de la Osa Mayor.
El agujero negro supermasivo que se encuentra en el centro de NGC 4151 tiene una masa de aproximadamente 50 millones de masas solares.
Debido a su proximidad, esta galaxia ofrece una de las mejores oportunidades para estudiar la interacción entre un agujero negro supermasivo activo y el gas circundante de su galaxia anfitriona. Esta interacción es un factor clave en el crecimiento de agujeros negros supermasivos y sus galaxias anfitrionas.
Si la emisión de rayos X en NGC 4151 proviniese del gas calentado por el flujo del agujero negro central, sería una evidencia sólida de la interacción de los agujeros negros activos con el gas circundante a escalas galácticas.
Esta interacción sería semejante a la observada a mayor escala en los cúmulos galácticos, en los que los agujeros negros activos interactúan con el gas circundante, como se ha visto en el Cúmulo de galaxias de Perseo.
Justo encima de NGC 4151 en la fotografia, se encuentra NGC 4156, una galaxia espiral tipo SAb de magnitud 13 a una distancia de 332 millones de años luz.
Galaxia NGC 4214 (NGC 4228) y UGCA276
Ubicada a unos 10 millones de años luz de distancia, la galaxia enana NGC 4214 está repleta de estrellas jóvenes y nubes de gas. Se encuentra en el extremo más occidental de Canes Venatici, cerca de la constelación de la Osa Mayor.
Su proximidad a la Tierra, combinada con la amplia variedad de etapas evolutivas de sus estrellas, la convierten en un laboratorio ideal para investigar los detonantes de la formación y evolución estelar.
NGC4214 es una galaxia enana mucho mas pequeña que nuestra propia galaxia, La Vía Láctea. Sin embargo, y a pesar de su pequeño tamaño, en el interior de NGC4214 se lleva a cabo una vigorosa acción de formación estelar, visible por las muchas nubes rojas de gas hidrógeno ionizado presentes en esta galaxia.
NGC 4214 tiene una compañera, la galaxia UGCA276. Se trata de una galaxia muy pequeña debilmente visible en la esquina superior derecha de la imagen.
En el interior de NGC 4214 pueden verse intrincados patrones de hidrógeno ionizado formados durante el proceso de nacimiento de las estrellas, cavidades despejadas de gas por la acción de vientos estelares y brillantes cúmulos estelares.
Las observaciones de esta galaxia enana también han revelado cúmulos de estrellas supergigantes rojas mucho más antiguas. Estrellas más antiguas se pueden ver dispersas por toda la galaxia.
La variedad de estrellas en diferentes etapas de su evolución indica que los períodos recientes y continuos de explosión estelar no son ni los primeros ni los últimos. Efectivamente, el abundante suministro de hidrógeno de la galaxia muestra que la formación de estrellas continuará en el futuro.
Galaxia «Aguja de Plata» (NGC 4244)
La galaxia espiral NGC 4244, apodada «Aguja de Plata», abarca unos 65.000 años luz y se encuentra a unos 13,5 millones de años luz de distancia. Está ubicada en el extremo más occidental de Canes Venatici, cerca de la constelación de la Osa Mayor.
NGC 4244 aparece como una franja extremadamente delgada a lo largo del firmamento, con sus brazos espirales, poco enrollados, ocultos a la vista. Es parte de un grupo de galaxias conocido como «Grupo M94».
A lo largo de su longitud, son visibles numerosos cúmulos brillantes de gas dispersos, junto con oscuras bandas de polvo que rodean el núcleo de la galaxia. NGC 4244 también tiene un brillante cúmulo estelar en su centro.
Aunque podemos distinguir la región central brillante de la galaxia y los brazos salpicados de estrellas, no podemos ver ninguna estructura más compleja debido a la posición de la galaxia; desde la Tierra, la vemos de canto, estirada como una franja plana a lo largo del firmamento.
Galaxia «Caja» (NGC 4449)
NGC 4449 es una galaxia irregular enana parte del grupo de galaxias «Canes Venaticorum», a unos 12 millones de años luz de distancia. Esta galaxia es muy similar a la galaxia enana «Gran Nube de Magallanes» tanto en estructura como en tamaño.
NGC 4449 se encuentra aproximadamente a una cuarta parte de la distancia entre Phekda, en la Osa Mayor, y Chara, la estrella Beta CVn.
Dispersos por toda la galaxia, hay grupos de estrellas masivas calientes de color blanco-azulado, intercalados por numerosas regiones más polvorientas y rojizas de formación estelar. Masivas nubes oscuras de gas y polvo se perfilan contra la luz de las estrellas.
La parte central de la galaxia contiene población muy joven de estrellas, extiendidas en una formación en barra. Los astrónomos estiman que estas estrellas no tienen mucho más de 5 millones de años de antigüedad.
Estallido estelar
Aunque NGC 4449 ha sido una guardería estelar durante varios miles de millones de años, actualmente está experimentando un evento de formación estelar a una tasa mucho más alta que en el pasado.
Esta actividad de formación estelar inusualmente explosiva e intensa se denomina «estallido estelar». A la tasa actual, el suministro de gas que alimenta la producción estelar duraría solo otros mil millones de años aproximadamente.
Los estallidos estelares suelen ocurrir en las regiones centrales de las galaxias, pero NGC 4449 tiene una actividad de formación estelar más extendida, ya que las estrellas más jóvenes se observan tanto en el núcleo como en agrupaciones que rodean la galaxia.
Es probable que el estallido estelar extendido actual de NGC 4449 haya sido desencadenado por la interacción o fusión con un compañero más pequeño.
Galaxia «del Capullo» (NGC 4490) y NGC 4485
La llamada galaxia del capullo o NGC 4490, son en realidad dos galaxias en interacción gravitatoria a 40-50 millones de años luz de distancia.
Este par de galaxias se encuentra muy cerca de Chara, en la prolongación hacia el oeste de la línea que une Cor Caroli con Chara y que define la constelación de Canes Venatici.
Cada «brumosa nubosidad» es en realidad una galaxia espiral que ha sido distorsionada por su compañera. Se pueden observar aún indicios de la estructura espiral en la galaxia más pequeña.
Estas galaxias ya han pasado por su acercamiento más cercano (perigaláctico) y ahora se están alejando rápidamente entre sí.
Entre las galaxias, separadas por una distancia de al menos 24.000 años luz, se extiende una cola de estrellas como resultado de la interacción gravitatoria mutua.
Tambien, como resultado de esta interacción, se han desarrollado un gran número de regiones de formación estelar a lo largo de los lados opuestos de cada galaxia.
Estas galaxias proporcionan un buen ejemplo del mundo real para mejorar los «modelos computacionales» (simulaciones) de colisiones galácticas.
Galaxias NGC 4618 y NGC 4625
Esta galaxia, junto con su vecina NGC 4625 (una galaxia más pequeña y compacta), forman un par de galaxias en interacción, ya que las dos galaxias están lo suficientemente cerca como para influenciarse gravitacionalmente.
Este par de galaxias se encuentra a algo más de un grado al sureste de Chara (β CVn), aproximadamente a un tercio de la distancia entre Cor Caroli (α CVn) y Chara (β CVn) y ligeramente hacia el norte (hacia la cola de la Osa Mayor).
NGC 4618
Fue descubierta el 9 de abril de 1787, por William Herschel. Está ubicada a aproximadamente 21 millones de años luz de nuestra galaxia y tiene un diámetro aproximado de un tercio del de la Vía Láctea.
Clasificada como una galaxia espiral barrada, se distingue entre otras galaxias espirales por la particularidad de tener un solo brazo girando alrededor del centro galáctico.
NGC 4625
Los brazos espirales de NGC 4625 son casi invisibles en luz óptica, lo que originalmente llevó a los astrónomos a creer que era una galaxia bastante simple y antigua.
Sin embargo, en 2005, el Galaxy Evolution Explorer (GALEX) de la NASA fotografió NGC 4625 con una combinación de luz visible y ultravioleta (UV).
La imagen resultante desveló que en NGC 4625 existen brillantes brazos espirales que emiten una cantidad significativa de luz UV. Esta emisión es indicio de una intensa actividad de formación estelar en esta galaxia.
Esta etapa de la evolución galáctica se pensaba que solo se encontraba en galaxias distantes, pero NGC 4625 está a solo 31 millones de años luz de distancia. Los estudios de esta galaxia podrían dar pistas a los astrónomos sobre cómo se formaron las estrellas dentro de nuestra propia galaxia, la Vía Láctea.
Se ha teorizado que una colisión con NGC 4618 podría haber desencadenado la creación de los brazos espirales de NGC 4625, aunque esta teoría no explica la falta de brazos espirales de NGC 4618.
Galaxia «de la Ballena» (NGC 4631) y NGC 4627
NGC 4631, conocida también como la galaxia «de la Ballena», es una enorme galaxia espiral de tipo Sc vista de canto. Aparentemente, la galaxia está ligeramente distorsionada debido a su compañera, la galaxia elíptica NGC 4627.
Este par de galaxias se encuentra aproximadamente a mitad de camino entre Cor Caroli y Al Dafirah (en Coma Berenices), en el extremo sur de Canes Venatici que hace frontera con Coma Berenices.
Este grupo de galaxias está incluído en el «catálogo Arp de galaxias Peculiares» como ARP 281. Se encuentra a 25-30 millones de años luz de distancia de la Tierra. y entre ambas pueden observarse débiles colas de marea.
Fuera del campo de visión de la imagen hacia el sureste (abajo a la izquierda), se encuentra la galaxia compañera NGC 4656, que muestra distorsiones significativas, aparentemente debido a interacciones de marea con NGC 4631.
Observaciones detalladas de la región han mostrado la existencia de un puente tenue de gas hidrógeno que conecta a ambas galaxias, mostrando que entre ellas hay un pasado de mutuas interacciones gravitatorias.
Galaxia «Palo de Hockey» (NGC 4656/57)
La NGC4656, conocida también como «Galaxia Palo de Hockey», es una galaxia espiral distorsionada (galaxia irregular) vista de canto. Se encuentra a una distancia de entre 25 y 30 millones de años luz de la Tierra.
Esta galaxia se encuentra, por tanto, muy cerca de la galaxia «de la Ballena», aproximadamente a mitad de camino entre Cor Caroli y Al Dafirah (en Coma Berenices).
Se llama «Palo de Hockey» porque tiene forma de un palo alargado y torcido, que se extiende a través del espacio, hasta curvarse en un extremo. Esta forma se debe a una interacción gravitacional reciente con el par de galaxias NGC4631 y NGC 4627.
Aunque aún no se sabe con certeza, NGC 4656 y NGC 4631 pueden estar en los inicios de un proceso de fusión. El objeto nebuloso y débil en la esquina superior izquierda de la imagen puede que no forme parte de NGC 4656, sino que sea una galaxia enana en proceso de fusionarse con ella.
Galaxia NGC 5005 (Caldwell 29)
NGC 5005, también conocida como Caldwell 29, es una galaxia espiral descubierta por el astrónomo británico William Herschel en 1785. Se puede observar con un telescopio pequeño y está ubicada aproximadamente a 75 millones de años luz de la Tierra.
Aunque pequeña y débil, con una magnitud aparente de 9.8, la galaxia tiene un núcleo compacto que facilita su detección en comparación con galaxias más grandes y brillantes cuya luz está más dispersa.
Está ubicada cerca de la galaxia «Bicho de Agua» (NGC 5033), y las dos se pueden observar juntas en el mismo campo de visión con una focal corta.
La galaxia muestra una región nuclear de líneas de emisión de baja ionización (LINER), lo que significa que el gas en el centro de la galaxia está emitiendo luz en ciertas longitudes de onda debido a que una fuente de energía lo está ionizando.
Las fuentes de energía más comunes, responsables de esta emisión, son los agujeros negros supermasivos o las regiones de formación estelar que contienen estrellas jóvenes muy calientes.
Observaciones en luz infrarroja, realizadas por telescopios como el Hubble, han revelado que las estrellas de la mayoría de las galaxias LINER cercanas son generalmente antiguas. Además, observaciones en rayos X de NGC 5005 han revelado una fuerte emisión en el núcleo de la galaxia.
Esto sugiere que NGC 5005 probablemente alberge un agujero negro supermasivo en su núcleo, ya que las estrellas jóvenes no son probables fuente de energía ionizante para este tipo de galaxias LINER.
Galaxia «Bicho de Agua» (NGC 5033)
NGC 5033 es una galaxia espiral extensa con gruesos brazos similares a los de los insectos. De ahí que se llame galaxia «Bicho de agua». Se estima que esta galaxia está a 37 millones de años luz de distancia de la Tierra.
Está ubicada cerca de la galaxia NGC 5005 (Caldwell 29), y las dos se pueden observar juntas en el mismo campo de visión con una focal corta.
Entre los brazos pueden verse varias regiones HII de formación estelar en color rojizo. Aunque es una galaxia tenue incluso para grandes telescopios, sorprendentemente está muy estudiada.
Una de las características más interesantes de esta galaxia es que está clasificada como del tipo Seyfert. El núcleo es extremadamente luminoso y varía en brillo. Los astrónomos también han encontrado que esta galaxia contiene el doble de oxígeno que nuestro propio vecindario solar.
Galaxia NGC 5371 (NGC 5390)
NGC 5371 (también catalogada como NGC 5390) es una galaxia espiral barrada Sbc simétrica vista de frente, ubicada a una distancia de 100 millones de años luz. Esta galaxia, junto con el «Grupo de Galaxias Hickson 68», forma el «Grupo de Galaxias Big Lick».
Se encuentra al noreste de Canes Venatici, cerca del borde con la constelación de Bootes.
Más Información: Canes Venatici constellation
Constelación de Coma Berenices
Aunque Coma Berenices ya era conocida en la antigüedad, la constelación como tal es moderna, ya que fue incluída en el catálogo de constelaciones a principios del siglo XVII.
Efectivamente, Ptolomeo no la incluyó en su lista de 44 constelaciones, ya que en aquellos tiempos no se consideraba una constelación individual, sino un elemento más de la constelación de Leo.
El matemático griego Eratóstenes escribió que las estrellas que forman el cúmulo estelar Coma (Melotte 111), entonces asociadas a Leo, representaban el cabello de Ariadna, hija del Rey Minos de Creta, según la mitología griega.
Fue agregada como constelación individual por el astrónomo danés Tycho Brahe en su catálogo estelar publicado en 1602. Mas tarde, el astrónomo inglés John Flamsteed la incluyó en su catálogo Atlas Coelestis publicado en 1729.
Coma Berenices contiene el Polo Norte Galáctico, el extremo norte de la perpendicular al plano de la Vía Láctea, marcado por la estrella 31 Com («Polaris Galacticus Borealis»). Esta estrella es la más brillante del par de estrellas situadas aproximadamente a mitad de camino entre β Com y Aldafirah (γ Com).
El Polo Sur Galáctico lo marca la estrella Alpha Sculptoris («Polaris Galacticus Australis»), que se encuentra en el extremo opuesto a 31 com, en la constelación de El Escultor, en el hemisferio sur.
Mitología
El mito de Coma Berenices proviene del siglo III A.C., de los tiempos en los que Ptolomeo III Evergetes, tercer faraón de la Dinastía Ptolemaica, reinaba Egypto con su esposa Berenice II.
Berenice era hija del rey Magas de Cirene (en la actual Libia) y se enorgullecía de su precioso cabello rubio, que era la admiración de todos los que la conocían.
Un día, Ptolomeo partió en una arriesgada expedición militar contra el rey Seleuco II de Asiria, quien había ordenado el asesinato de su hermana y su sobrino. Luchó durante mucho tiempo y logró numerosas victorias, pero mientras tanto, su esposa Berenice marchitaba de preocupación, temiendo por la vida de su ausente esposo.
En su profundo pesar, un día acudió al santuario de Afrodita y allí juró delante de la divinidad que ofrecería su hermosa melena dorada como sacrificio si su esposo volvía con vida. Cumpliendo su palabra, en cuanto Ptolomeo regresó con vida y triunfante, Berenice entregó su cabellera al santuario de Afrodita.
El robo de la melena
Sin embargo, durante la noche, alguien irrumpió en el santuario y robó la melena. Se rumoreaba que había sido un sacerdote del templo de Serapis, el dios egipcio, indignado por el sacrificio realizado a una deidad griega.
La angustia de Berenice y la furia de Ptolomeo ante este suceso fueron profundas. Pero entonces llegó el astrónomo Conón de Samos para tranquilizarlos. Conón era muy respetado por su sabiduría, ya que había escrito siete volúmenes sobre Astronomía y era amigo del célebre Arquímedes de Siracusa.
Conón entonces informó a los reyes que una nueva constelación había aparecido en el cielo y que seguramente era la melena de Berenice, trasladada allí por la diosa Afrodita. Posteriormente, Conón dibujó una larga cabellera de estrellas en el globo celeste del Museo de Alejandría, para documentar este hecho.
Estrellas principales
Coma Berenices tiene pocas estrellas de interés y relativamente poco brillantes (las más brillantes son de cuarta magnitud), sin embargo, contiene un hermoso cúmulo abierto, el cúmulo de Coma (Melotte 111).
También alberga el polo norte galáctico, marcado por la estrella de quinta magnitud 31 Com, rebautizada por ello como «Polaris Galacticus Borealis».
Diadema (α Com, Alpha Comae Berenices)
Con una magnitud aparente de 4.32, Diadema (α Com) no es la estrella más brillante de la constelación de Coma Berenices, aunque sea la estrella Alpha. β Com, con una magnitud aparente de 4.26, es más brillante.
Diadema (α Com) y β Com están ambas en el lado este de la constelación, y ninguna forma parte del famoso Cúmulo Coma (Melotte 111), que se encuentra 4.4 veces más lejos.
El nombre «Diadema», una corona engastada en el cabello, tiene un origen moderno y desconocido, y rara vez se usa realmente para esta estrella, que comúnmente se conoce solo como α Com (Alpha Com).
Sistema Binario
α Com es una estrella doble cercana, a solo 60 años luz de la Tierra. Sus dos enanas de clase F (F5) (estrellas ordinarias en la secuencia principal) son casi idénticas entre sí. Sus magnitudes aparentes de 5.07 juntas hacen que α Com sea una estrella de cuarta magnitud (4.3).
Con temperaturas de 6.500 K, las binarias de Diadema (α Com) son cada una 2.5 veces más brillantes que el Sol y tienen masas aproximadamente un 25 por ciento mayores. Sus temperaturas y luminosidades sugieren que todavía son bastante jóvenes.
Al menos una de ellas es magnéticamente activa como el Sol, con un período de rotación de solo 3 días y tienen características suficientemente similares como para evolucionar juntas y producir una rara estrella gigante doble.
Su destino mutuo es orbitar una alrededor de la otra como una pareja de enanas blancas idénticas de baja masa.
β Com (Beta Comae Berenices)
Con una magnitud de 4.26, β Com es la estrella más brillante de la constelación de Coma Berenices, aunque por muy poco (α Com, 4.32). Esta estrella es casi un clon de nuestro Sol y se encuentra a solo 30 años luz de la Tierra.
Con una temperatura de 6.000 K, β Com es una estrella de clase G (G0, clasificada alternativamente como F9.5) solo ligeramente más caliente que nuestro Sol, una estrella de clase G2 (5.780 K).
Beta Com es una estrella de la secuencia principal solo un 37 por ciento más luminosa que el Sol y solo un 10 por ciento más grande, con una masa un 10 por ciento mayor.
Casi un clon del Sol
Comparado con el Sol, β Com es un poco más rico en metales, contieniendo quizás un 7 por ciento más de hierro. No se han detectado planetas aún mediante espectroscopia como se ha hecho en varias estrellas similares.
El espectro revela una actividad magnética muy parecida a la solar, lo que implica manchas solares y erupciones solares. De hecho, con un período de rotación solo la mitad que el del Sol, Beta Com probablemente sea más activo que éste.
Beta Com también tiene un ciclo de actividad magnética a largo plazo de 16.6 años, aproximadamente un 50 por ciento más largo que ciclo solar de 11 años del Sol. También podría tener un ciclo secundario de 9.6 años, aunque aun no se ha confirmado.
Polaris Galacticus Borealis (31 Com)
Con una quinta magnitud (4.94), 31 Com es una gigante clase G (G0) bastante inusual a una distancia de unos 307 años luz de la Tierra. El polo norte galáctico yace a solo 0.4 grados de esta estrella.
Aunque conocida principalmente por su designación de Flamsteed, 31 Comae Berenices fué rebautizada en latín como «Polaris Galacticus Borealis» para hacer honor a su propiedad de marcar con gran precisión la dirección del polo norte galáctico.
La importancia del polo norte galáctico reside en que esta dirección es perpendicular al disco galáctico y, por tanto, es tambien la dirección más despejada de polvo y estrellas para observar el espacio profundo desde el hemisferio norte, revelando una miríada de galaxias.
31 Com tiene una temperatura superficial de 5.600 K, una luminosidad 82 veces la solar, un radio 9.7 veces el solar y una masa 2.55 veces la solar.
La estrella parece estar en un estado de transición rápida hacia gigante roja, hinchándose y enfriándose con un núcleo de helio muerto, lo que en última instancia la hará casi 1.000 veces más brillante que el Sol.
Aunque está bastante separada del cúmulo principal de Coma Berenices y solo un poco más lejos que la distancia promedio de cúmulo de 293 años luz, 31 Comae todavía se considera parte del cúmulo, siendo su edad de aproximadamente 500 millones de años la misma que la del cúmulo.
Asterismos
Al ser una constelación pequeña con estrellas poco brillantes de cuarta magnitud (La estrella más brillante es β Com, con una magnitud de 4.26), Coma Berenices no cuenta con asterismos propios.
Objetos más interesantes
Coma Berenices aparece como una brumosa mancha de luz en el cielo, entre las constelaciones de Bootes y Leo. En su interior podemos encontrar notables objetos de espacio profundo, incluidas varias galaxias Messier, un cúmulo abierto y un cúmulo globular.
- Melotte 111, cúmulo abierto «Coma».
- M53 (NGC 5024), Cúmulo globular.
- Coma B (Abell 1656), Cúmulo de galaxias.
- M64 (NGC 4826), galaxia «Ojo Negro».
- M85 (NGC 4382) y NGC 4394, galaxias.
- M88 (NGC 4501), galaxia.
- M91 (NGC 4548), galaxia.
- M98 (NGC 4192), galaxia.
- M99 (NGC 4254), galaxia «Rueda de Sta. Catalina» (M99)
- M100 (NGC 4321), galaxia «Secadora de Pelo».
- NGC 4559 (Caldwell 36), galaxia «Pez Koi».
- NGC 4565 (Caldwell 38), galaxia «Aguja».
- NGC 4725 y NGC 4747 (ARP 159), galaxias.
- NGC 4889 (Caldwell 35), galaxia.
Cúmulo Coma (Melotte 111)
El cúmulo estelar de Coma, también conocido como Melotte 111 y Collinder 256, es un cúmulo estelar abierto de 400 millones de años de edad, que se encuentra a solo 283 años luz de distancia de la Tierra. A pesar de su cercanía, es un cúmulo estelar tenue a simple vista.
Se encuentra justo al sur de la constelación de Canes Venatici (justo al sur del mango de la Osa Mayor), y es la formación estelar más destacada de la constelación de Coma Berenices.
El astrónomo británico Philibert Jacques Melotte lo incluyó como la entrada número 111 en un catálogo de cúmulos estelares publicado en 1915. Sin embargo, hubo que esperar hasta 1938 para que los astrónomos confirmaran que se trata de un vardadero grupo físico.
El Cúmulo Estelar de Coma brilla con una magnitud relativamente brillante de 1.8 y contiene aproximadamente 40 estrellas, con magnitudes entre 5 y 10. Alrededor de una docena de ellas son visibles a simple vista.
Dado que este objeto abarca más de 4 grados (el equivalente a 8 lunas llenas) en el cielo, se necesitan prismáticos o telescopios de focal corta con oculares de baja potencia para ver todas las estrellas en el mismo campo de visión.
El Cabello de Ariadna
Los dos nombres comunes de este cúmulo, «Cabello de Ariadna» y «Velo de Thisbe«, tienen sus raíces en la antigüedad. El matemático griego Eratóstenes escribió que las estrellas representaban el cabello de la figura mitológica Ariadna, hija del Rey Minos de Creta.
En ese momento, sin embargo, este cúmulo era parte de Leo. Más tarde, Ptolomeo III lo renombró en honor a su esposa Berenice II, quien sacrificó su cabello como ofrenda votiva.
Cúmulo M53 (NGC 5024)
M53 fue descubierto por el astrónomo alemán Johann Elert Bode en 1775. Se encuentra a 59. 700 años luz de distancia por lo que es uno de los cúmulos globulares más distantes de la Tierra. Con una magnitud aparente de 8.3, puede ser visto a través de un pequeño telescopio.
Los cúmulos globulares son mucho más antiguos y grandes que los cúmulos abiertos, por lo que se espera que contengan más estrellas rojas ancianas y menos estrellas azules jóvenes. Pero Messier 53 contiene una inusual cantidad de un tipo de estrellas llamadas «rezagadas azules».
Se espera que todas las estrellas en un cúmulo globular se formen aproximadamente al mismo tiempo, por lo que deberían tener más o menos la misma edad. Pero las «rezagadas azules» parecen ser más brillantes y jóvenes de lo que deberían ser.
Aunque su naturaleza precisa sigue siendo un misterio, estos objetos inusuales probablemente se formaron en encuentros cercanos, posiblemente colisiones, entre estrellas en los núcleos densamente poblados de cúmulos globulares como M53.
Cúmulo de galaxias Coma B (Abell 1656)
El Cúmulo de Galaxias Coma, también conocido como Abell 1656, se encuentra a una distancia promedio de 321 millones de años luz y se extiende a través de varios millones de años luz. Todo el cúmulo esférico tiene más de 20 millones de años luz de diámetro y contiene miles de galaxias.
Las dos grandes galaxias elípticas en el centro de la imagen, NGC4874 y NGC4889, son «galaxias elípticas supergigantes». De hecho, la mayoría de las galaxias que habitan la porción central del Cúmulo de Coma son galaxias elípticas.
Estas «pelotas difusas» sin rasgos distintivos son de un color marrón dorado pálido y contienen poblaciones de estrellas viejas. Tanto las elípticas enanas como las gigantes se encuentran en abundancia en el Cúmulo de Coma.
Más lejos del centro del cúmulo, se encuentran varias galaxias espirales de color blanco-azulado. Estas galaxias contienen nubes de gas frío donde nacen nuevas estrellas y muestran una estructura de disco distintiva, con brazos espirales y las franjas de polvo.
Entre las galaxias elípticas y las espirales se encuentran las galaxias lenticulares, o galaxias S0 (S-cero), compuestas por estrellas más antiguas. Estas galaxias muestran poca evidencia de formación estelar reciente, y aunque contienen una estructura extendida similar a un disco, no muestran estructura espiral.
Galaxia «Ojo Negro» M64 (NGC 4826)
M64 fue descubierta por Edward Pigott en marzo de 1779, e independientemente también por Johann Elert Bode en abril del mismo año. Se encuentra a 17 millones de años luz de la Tierra y con una magnitud aparente de 9.8 puede ser vista con un telescopio de tamaño moderado.
Es fácilmente identificable por la espectacular banda de polvo oscuro que oculta parcialmente su brillante núcleo y se caracteriza por el extraño movimiento de los gases que la componen.
Dos discos girando en direcciones opuestas
El disco interior de M64 tiene alrededor de 6.000 años luz de ancho y está rozando el borde interno del disco exterior, que gira en dirección opuesta y se extiende hasta al menos 40.000 años luz.
Efectivamente, el gas de las regiones externas de esta galaxia está rotando en dirección opuesta al gas y las estrellas de sus regiones internas. Este comportamiento extraño puede atribuirse a una fusión entre M64 y una galaxia satélite, hace más de mil millones de años.
En la región donde los gases rotan en direcciones opuestas, éstos chocan entre sí, se comprimen y luego se contraen, formando nuevas estrellas. La luz ultravioleta de estas estrellas calientes y azules recién formadas, hace resplandecer el gas hidrógeno con un color rosado brillante.
Galaxias M85 (NGC 4382) y NGC 4394
M85 es una galaxia tanto elíptica como lenticular y miembro del cúmulo de galaxias de Virgo. Fue descubierta por Pierre Méchain en 1781 y se encuentra aproximadamente a 60 millones de años luz de la Tierra.
Esta galaxia está interactuando con dos galaxias vecinas, la espiral NGC 4394 (izquierda) y la elíptica MCG 3-32-38 (derecha).
Con una magnitud aparente de 9.2, M85 es relativamente débil y no es fácil de detectar con prismáticos o telescopios pequeños. En telescopios con aperturas de 8 pulgadas, M85 aparece como una débil mancha alargada de luz.
M85 probablemente se fusionó con otra galaxia hace aproximadamente entre 4-7 mil millones de años. Contiene aproximadamente 400 mil millones de estrellas, siendo la mayoría de ellas muy antiguas.
Sin embargo, la región central de M85 contiene estrellas relativamente jóvenes, de menos de 3 mil millones de años de edad, y se cree que estas estrellas se formaron en un estallido tardío de actividad de formación estelar.
El núcleo de M85 puede contener un agujero negro supermasivo, y en 2006, los astrónomos detectaron una supernova al noreste del centro de esta galaxia.
Galaxia M88 (NGC 4501)
M88 es una galaxia espiral con brazos bien definidos y simétricos descubierta por Charles Messier en 1781. Es miembro del cúmulo de galaxias de Virgo y está ubicada aproximadamente a 47 millones de años luz de distancia. Contiene alrededor de 400 mil millones de estrellas y se aleja de nosotros.
Nuestra propia galaxia, la vía Láctea, reside en las afueras de esta enorme colección de galaxias del cúmulo de Virgo, justo donde se esperan encontrar delicadas galaxias espirales como la nuestra.
Con una magnitud de 9.5, M88 es una de las galaxias Messier más brillantes y se puede observar con prismáticos grandes desde un lugar oscuro bajo buenas condiciones de observación. Telescopios más pequeños muestran un objeto alargado con un núcleo más brillante, mientras que telescopios más grandes muestran un núcleo más definido.
M88 contiene un núcleo galáctico activo (AGN), lo que hace que la región central sea más luminosa que el resto de la galaxia. En el núcleo reside un agujero negro supermasivo, unos 100 millones de veces más masivo que nuestro Sol.
Las galaxias del cúmulo de Virgo orbitan entre sí y aquellas que están cerca del centro interactúan y chocan con frecuencia. En este ajetreo galáctico, las estructuras espirales suelen terminar desgarrándose, formándose enormes galaxias elípticas.
M88 parece ser una excepción, ya que no parece estar lejos del centro del cúmulo y sin embargo conserva su estructura espiral.. Su órbita probablemente era una elíptica extensa, durante la cual vivió su vida pacíficamente lejos de otras galaxias.
Sin embargo, la caída de M88 hacia el centro del cúmulo de Virgo seguramente la condenará a chocar con algún otro miembro, y borrar su hermosa estructura espiral en unos 200 millones de años.
Galaxia M91 (NGC 4548)
M91 es una galaxia espiral barrada tipo SBb descubierta por Charles Messier en 1781. Fue el último de los nueve objetos (de M84 a M92) que Messier añadió a su catálogo en una sola noche, en marzo de 1781.
Ubicada a 60 millones de años luz de la Tierra con una magnitud aparente de solo 11, M91 es uno de los objetos más débiles en el catálogo de Messier. En un cielo oscuro, la galaxia puede verse con telescopios de tamaño medio.
M91 es una de las más de mil galaxias que conforman el cúmulo de Virgo, un grupo de galaxias que están gravitacionalmente unidas entre sí. Es una «galaxia anémica», lo que significa que tiene una tasa de formación estelar más baja en comparación con otras galaxias espirales.
Al igual que nuestra propia galaxia, M91 contiene un agujero negro supermasivo en su centro. Un estudio de 2009 determinó que este agujero negro central tiene una masa que oscila entre 9,6 y 38 millones de veces la del Sol.
Galaxia M98 (NGC 4192)
M98 fue descubierta en marzo de 1781 por el astrónomo francés Pierre Méchain. Charles Messier midió la posición de esta galaxia y la catalogó en abril de ese mismo año, inmediatamente antes de finalizar la tercera y última edición de su catálogo.
Con una magnitud de 10.1, M98 es uno de los objetos más débiles del catálogo Messier y se necesita al menos un telescopio de tamaño mediano para verlo.
Esta galaxia es miembro del cúmulo de Virgo y contiene alrededor de un billón de estrellas, así como una abundancia de gas hidrógeno neutro y polvo interestelar. Debido a ello, M98 contiene numerosas regiones de formación estelar, especialmente en su núcleo y brazos.
M98 contiene un núcleo galáctico activo (AGN), lo que explica que el centro de la galaxia es más luminoso que el resto. M98 está ubicada aproximadamente a 44 millones de años luz de distancia y se está desplazando hacia nuestra galaxia, la Vía Láctea.
Hace aproximadamente 750 millones de años, M98 pudo haber interactuado con M99 (NGC 4254), otra galaxia del Cúmulo de Virgo. El perímetro de la galaxia, ondulado con gas y polvo, está salpicado de nubes de luz azulada. Estas son regiones de estrellas muy jóvenes, que están tan calientes que brillan con un intenso tono azul.
Galaxia «Rueda de Sta. Catalina» (M99)
M99 es una galaxia espiral tipo Sc de gran diseño y miembro del Cúmulo de Galaxias de Virgo. Sus brazos espirales largos, grandes y claramente definidos, le otorgan una estructura algo similar a la de la Vía Láctea. M99 muestra regiones de formación estelar azules y rojas en los brazos espirales.
Fue descubierta por el astrónomo francés Pierre Méchain en 1781, está ubicada a 55 millones de años luz de la Tierra y tiene una magnitud aparente de 10.4. Puede ser vista más fácilmente con un telescopio de tamaño medio.
M99 es una galaxia bastante asimétrica, ya que su núcleo está claramente desplazado hacia el sur. Algunos científicos especulan que esta asimetría podría deberse a una interacción con otros miembros del Cúmulo de Virgo.
El misterio de «PTF 10fqs»
Cuando fue descubierta en abril de 2010, la estrella «PTF 10fqs» parecía más brillante que una nova (causada por una erupción superficial de una estrella) pero más tenue que una supernova (la explosión que marca el final de la vida de una estrella grande).
Los científicos han ofrecido varias posibles explicaciones, incluida la intrigante sugerencia de que el aumento de brillo de la estrella podría haber sido causado por un planeta gigante siendo engullido por su estrella progenitora.
Galaxia «Secadora de Pelo» (M100)
M100 es un impresionante ejemplo de una galaxia espiral de gran diseño. Los prominentes brazos espirales, que giran alrededor del núcleo de la galaxia, están marcados por una oleada de formación estelar.
La galaxia fue descubierta en 1781 por el astrónomo francés Pierre Méchain, está ubicada a 56 millones de años luz de distancia de la Tierra y se ve tenue en el cielo nocturno. Con un diámetro de alrededor de 120.000 años luz, es ligeramente más grande que la Vía Láctea.
Con una magnitud aparente de 10.1, aunque puede verse a través de telescopios pequeños, solo aparece como un débil borrón de luz. Telescopios más grandes pueden resolver más detalles. M100 alberga varios agujeros negros pequeños, incluido el más joven jamás observado en nuestro vecindario cósmico.
La galaxia alberga numerosas estrellas masivas jóvenes y calientes y regiones extremadamente calientes de hidrógeno ionizado. Dos brazos más pequeños emergen desde el centro, extendiéndose hacia los brazos espirales más largos.
El 4 de febrero de 2006 se descubrió una supernova en M100. Se trataba de la quinta supernova descubierta en M100 desde 1.900 y se le llamó SN 2006X.
Galaxia «Pez Koi» (NGC 4559)
NGC 4559 es una galaxia espiral a unos 30 millones de años luz de la Tierra. Fue descubierta por William Herschel en 1785. Se han observado supernovas en NGC 4559 en 1941 y 2019.
Con una magnitud aparente de 10, NGC 4559 puede observarse con un telescopio de tamaño medio. La galaxia es relativamente fácil de localizar en el cielo nocturno debido a su proximidad al cúmulo estelar Coma (Melotte 111).
Al igual que muchas galaxias espirales cercanas, NGC 4559 muestra regiones brillantes de formación estelar y trazas de polvo en sus amplios brazos.
Estrella variable azul luminosa (LBV)
En 2016, los astrónomos observaron en NGC 4559 una explosión similar a una supernova, en una estrella variable azul luminosa (LBV). Las LBV son estrellas supergigantes masivas que muestran variaciones aleatorias de brillo y espectro.
Estas estrellas son tan extremadamente raras que actualmente solo hay alrededor de 20 estrellas con esta clasificación en el Catálogo General de Estrellas Variables (y algunas de ellas en disputa).
Las LBV se encuentran entre las estrellas más luminosas que existen: a menudo experimentan espectaculares explosiones, y ocasionalmente violentas erupciones.
Durante estas erupciones, las estrellas LBV se iluminan significativamente perdiendo masa, lo que hace que estas erupciones a veces se confundan con explosiones de supernovas.
Al igual que otras estrellas masivas, las LBV tienen vidas cortas. Evolucionan rápidamente y brillan solo durante unos pocos millones de años.
Galaxia «Aguja» (NGC 4565)
NGC 4565, o Caldwell 38, fue descubierta por el astrónomo William Herschel en 1785, está a unos 40 millones de años luz de distancia y es uno de los ejemplos más famosos de galaxias espirales vistas de canto.
Con una magnitud de 9.6, NGC 4565 es bastante fácil de detectar, incluso con un telescopio pequeño. Con telescopios más grandes, se puede ver la franja oscura de polvo que cruza el núcleo de la galaxia.
NGC 4565 recibe el apodo de galaxia «Aguja» porque en la mayoría de los telescopios parece tan delgada y afilada como una aguja. Es una galaxia espiral, pero debido a que se ve casi perfectamente de canto, su estructura espiral está oculta.
NGC 4565 está relativamente cerca, solo 12 veces más lejos que M31, la galaxia de Andrómeda (la principal galaxia más cercana a nosotros) y es relativamente grande, aproximadamente un tercio más grande que la Vía Láctea.
Galaxias NGC 4725 y NGC 4747 (ARP 159)
Con aproximadamente 100.000 años luz de diámetro, NGC 4725 tiene un diámetro muy similar al de la Vía Láctea y se encuentra a unos 40 millones de años luz de distancia. Muy probablemente contiene un agujero negro supermasivo en su centro.
NGC 4725 (a la derecha) es una galaxia espiral barrada, con su región central dominada por la luz amarillenta de estrellas viejas y frías que dan paso a cúmulos estelares azules jóvenes y calientes a lo largo de los bordes polvorientos de los brazos en espiral.
Esta galaxia solo tiene un brazo espiral principal, lo que es relativamente raro, ya que la mayoría de las galaxias espirales exhiben dos o más brazos que se extienden desde su núcleo hacia afuera, creando su característica forma en espiral.
NGC 4747, también conocida como ARP 159, es una galaxia peculiar más pequeña y distorsionada (a la izquierda). Posiblemente sea compañera de NGC 4725, por lo que se encontraría también a unos 40 millones de años luz de distancia.
Esta peculiar galaxia muestra extensas colas de marea, indicativas de fuertes interacciones gravitacionales ocurridas en su pasado.
Galaxia NGC 4889 (Caldwell 35)
NGC 4889, o Caldwell 35, es una galaxia elíptica gigante descubierta por el astrónomo William Herschel en el siglo XVIII. Está a unos 300 millones de años luz, y es por ello el objeto más distante del catálogo Caldwell.
NGC 4889 es la galaxia más grande y brillante en el centro de la imagen, acompañada por otros miembros del cúmulo de galaxias Coma, y enmarcada por cientos de galaxias aún más distantes.
Los científicos creen que NGC 4889 es aproximadamente dos veces y media más grande que la Vía Láctea. Oculto en el corazón de esta galaxia, yace un agujero negro supermasivo.
El agujero negro más colosal
Con una masa 21 mil millones de veces mayor que la del Sol, es el agujero negro más colosal jamás descubierto. Como comparación, se cree que el agujero negro en el centro de nuestra galaxia es 4 millones de veces más masivo que el Sol.
Los astrónomos creen que este agujero negro ha dejado de atraer materia hacia su interior. No solo no está engullendo las estrellas cercanas, sino que nuevas estrellas se están formando y orbitando pacíficamente a su alrededor.
Más Información: Coma Berenices constellation
Constelación de Hydra
La constelación de Hydra, la serpiente de agua, cruza el ecuador celeste, con partes de su cuerpo en el hemisferio norte y en el hemisferio sur. Se trata de una constelación ténue difícil de observar.
Desde Regulus, en Leo, y hacia el suroeste, encontramos la estrella de segunda magnitud Alphard, la más brillante de la constelación de Hydra. Alphard significa “la solitaria” en árabe y se llama así precisamente por no tener ninguna compañera de brillo similar en esa región del firmamento.
La cabeza de la serpiente está formada por un grupo de cinco estrellas en el límite sur de la constelación de Cáncer, mientras que a lo largo de su espalda y hacia la cola yacen Sextans (el Sextante), Crater (la Copa), y ya en la cola, Corvus (el Cuervo).
Mitología
La constelación de Hydra está relacionada con dos mitos griegos: En uno aparece la figura del héroe Heracles (Hércules en Latín) y en el otro, la del diós Apolo.
Hydra, la serpiente de agua
La constelación de Hydra generalmente se asocia con el segundo de los 12 famosos trabajos de Heracles de la mitología griega.
Hydra era una criatura gigante de múltiples cabezas y aliento venenoso, mitad mujer y mitad serpiente, engendrada por el monstruo Tifón y Equidna. Tenía nueve cabezas y una de ellas era inmortal.
La criatura vivía en un lago cerca de la ciudad de Lerna, donde causaba estragos y tenía la habilidad de regenerar dos cabezas por cada una que perdía. Hydra era hermana del león de Nemea, al que Heracles dió muerte en el primero de sus 12 trabajos, y buscaba venganza por ello.
Heracles, enfrentado a una difícil tarea, primero disparó flechas prendidas en llamas al escondite de Hydra y lo ahumó, obligándola a salir. Luego se enfrentó a ella, destrozando las cabezas de la criatura una por una con su maza. Sin embargo, cada vez que destrozaba una cabeza, dos nuevas crecían en su lugar.
Finalmente, Heracles pudo derrotar a Hydra gracias a su auriga, Yolao. Éste lo ayudó cauterizando con fuego los troncos de cada cabeza que Heracles cortaba, impidiendo así su regeneración, hasta que Heracles logró cortar por fin la cabeza inmortal y enterrarla bajo una roca.
Heracles mojó entonces las puntas de sus flechas en la sangre de Hydra para que fueran mortíferas para sus enemigos. Y así, desde entonces, esta monstruosa serpiente aparece en el firmamento representada como la constelación de Hydra con una sola cabeza, la inmortal.
Corvus, el cuervo de Apolo
En un mito diferente, la constelación de Hydra se asocia con la serpiente de agua, a la que Corvus, el cuervo de Apolo, culpó por su tardanza en cumplir el encargo de su amo.
El dios Apolo había enviado a su cuervo, representado por la constelación de Corvus, a traerle una copa de agua, representada por la constelación de Cráter. Por el camino, Corvus se encontró con una higuera repleta de higos aun sin madurar y decidió posarse en ella, esperando a que maduraran.
Cuando por fin maduraron, Corvus se comió todos los higos y solo entonces se acordó de su tarea de ir a buscar agua para Apolo. Corvus llenó entonces rápidamente la copa (Cráter) y voló veloz de vuelta a Apolo, culpando a la serpiente de agua (Hydra) de su tardanza en recoger el agua.
Apolo, sin embargo, se apercibió enseguida de la mentira de Corvus y lo castigó, cambiando su bello plumaje blanco plateado por otro de un color negro deslucido, y transformando su bello canto en un graznido estridente. Este hecho explicaría la apariencia actual de los cuervos, segun los antiguos griegos.
Además, Apolo colocó a Corvus y a la copa (Cráter) en el firmamento, en la parte posterior de Hydra, y la pidió que se asegurara de que Corvus nunca alcanzase la copa (Cráter), castigándole así a sufrir una sed eterna.
Estrellas principales
La cabeza de la constelación de Hydra, la serpiente de agua, es un pequeño círculo de 5 estrellas cerca de la esquina superior derecha, en el límite con la constelación de Cáncer.
Atendiendo a las estrellas más brillantes (en color naranja en la ilustración), Alphard, la «solitaria» en el corazón de Hydra, se encuentra justo a la derecha del centro. Zeta Hya y Epsilon Hya son las dos estrellas brillantes en la cabeza, en la parte superior izquierda.
En la parte inferior derecha y bajando desde Alphard, se encuentra Nu Hya, y más abajo Gamma Hya, ya en la cola, en el límite con la constelación de Virgo y relativamente cerca de Spica.
Alphard (α Hya, Alpha Hydrae)
Con una magnitud 1.98, Alphard es la estrella más brillante de la constelación de Hydra y se encuentra dentro de una región bastante vacía del cielo al suroeste de la más brillante Regulus, en Leo. De ahí deriva su nombre, Alphard, que en árabe significa “la solitaria”.
A Alphard también se la conoce como Cor Hydrae, “El corazón de la Hydra” en latín, por encontrarse donde supuestamente estaría el corazón del monstruo.
Alphard es una estrella gigante común de clase K (K2), aunque más brillante de lo usual, y de color naranja pálido. Se encuentra a una distancia de 180 años luz, es 946 veces más luminosa que el Sol y tiene un radio de 56,6 veces el solar, el 60 por ciento del tamaño de la órbita de Mercurio.
Alphard está fusionando silenciosamente helio en carbono y oxígeno en su núcleo, y tiene una masa bastante alta, de alrededor de 4,5 veces la del Sol.
Estrella de bario
Alphard también se distingue por ser una forma leve de «estrella de bario», en la que se observa un incremento en la composición de bario y otros elementos que se forman por la captura lenta de neutrones.
Se cree que las estrellas de bario están cerca de ser dobles. Cuando Alphard era joven, tenía un compañero más masivo que murió primero, y en el proceso, lo contaminó con los subproductos de la fusión nuclear que habían sido arrojados a la superficie.
El compañero ya murió, convirtiéndose en una enana blanca tenue, y Alphard, la estrella contaminada, está ahora muriendo, presentándonos evidencia de lo que sucedió en el pasado.
Después de desprender sus capas exteriores, lo que formará una nebulosa planetaria circundante, Alphard se convertirá en una enana blanca, con una masa de alrededor de 0,8 masas solares.
γ Hydrae (Gamma Hydrae)
Con una magnitud de 3.00, Gamma Hydrae es la segunda estrella más brillante de la constelación de Hydra. Es también fácil de encontrar, ya que se encuentra a una docena de grados al sur de Spica y además, las dos estrellas sureñas de Corvus, Kraz (β Crv) y Minkar (ε Crv), apuntan directamente a ella en dirección sureste.
Gamma Hydrae es una estrella gigante de clase G (G8) a una distancia de 134 años luz, es 109 veces más luminosa que el Sol, tiene un radio de solo 13,1 veces el solar, y una masa 3,1 veces la solar.
Es posible que Gamma Hydrae tenga un núcleo de helio muerto o en un estado estable, en el que esté fusionando helio en una mezcla de carbono y oxígeno. Es difícil inferirlo a partir de los valores de temperatura y luminosidad solamente.
Después de expulsar su envoltura externa para crear una nebulosa planetaria, Gamma Hydrae morirá como una enana blanca con una masa aproximadamente el 70 por ciento de la del Sol.
Minazal V (ζ Hya, Zeta Hydrae)
Con una magnitud de 3.11, Zeta Hydrae, la estrella más oriental de la cabeza de Hydra, ocupa el tercer lugar en brillo junto con Nu Hydrae. Se encuentra a una distancia de 150 años luz, es 138 veces más luminosa que el Sol, y tiene un radio 16,9 veces el solar.
Zeta Hydrae es una estrella gigante de clase G (G9) de 3.0 masas solares que está fusionando silenciosamente su núcleo de helio en carbono y oxígeno, con una abundancia en metales un poco por debajo de la del Sol.
Con una edad de 397 millones de años, Zeta Hydrae cuenta con unos 36 millones de años más antes de que su helio se agote y comience a expandirse y a brillar, preparándose para convertirse en una variable pulsante de largo período, como la estrella Mira.
En ese momento desprenderá sus capas exteriores para formar una «nebulosa planetaria» y con el tiempo morirá, transformándose en una enana blanca, el destino final de las estrellas nacidas con una masa inferior a 8-10 veces la del Sol.
Asterismos
El asterismo «Cabeza de Serpiente» lo conforman 5 estrellas: En el sentido de las agujas del reloj, Minazal V (ζ Hya), Minazal III (ε Hya), Minazal I (δ Hya), Minchir (σ Hya) y Minazal II (η Hya).
Minazal V (ζ Hya), Minazal III (ε Hya), ambas de tercera magnitud, (en color naranja en la ilustración) son las estrellas más brillantes del asterismo y por eso representan los dos ojos de la serpiente, que parece observarnos amenazadoramente desde el firmamento.
Objetos más interesantes
En la constelación de Hydra destacan tres objetos Messier (dos cúmulos estelares y una galaxia), una conocida nebulosa planetaria y varias galaxias.
- M48 (NGC 2548), cúmulo abierto.
- M68 (NGC 4590), cúmulo globular.
- NGC 5694 (Caldwell 66), cúmulo globular.
- NGC 3242 (Caldwell 59), nebulosa planetaria «Fantasma de Júpiter».
- M83 (NGC 5236), galaxia «Molinillo Austral».
- NGC 3314, par de galaxias superpuestas.
- NGC 3621, galaxia «Marco».
Cúmulo M48 (NGC 2548)
M48 es un cúmulo abierto de aproximadamente 300 millones de años de edad a una distancia de 1.500 años luz. Permaneció sin identificar hasta la década de 1950 debido a un error de cinco grados en la posición publicada por Messier, lo que lo convierte quizás en el objeto de Messier más ‘perdido’.
M48 contiene cerca de un centenar de estrellas distribuidas en una amplia región del cielo, pero aún así puede identificarse a simple vista cuando las condiciones de observación son buenas.
Cúmulo M68 (NGC 4590)
Descubierto por Charles Messier en 1780, M68 es un cúmulo globular ubicado a 33.000 años luz de la Tierra. Tiene una magnitud aparente de 8 y puede ser visto con prismáticos.
La atracción gravitatoria mutua entre los cientos de miles, o incluso millones de estrellas en un cúmulo globular mantiene a sus miembros estrechamente agrupados durante muchos miles de millones de años.
Aproximadamente 150 cúmulos globulares residen en la Vía Láctea. A escala galáctica, los cúmulos globulares son relativamente pequeños. En el caso de M68, sus estrellas abarcan un diámetro de poco más de cien años luz, mientras que el disco de la Vía Láctea se extiende más de 100.000 años luz.
Cúmulo NGC 5694 (Caldwell 66)
NGC 5694, también conocido como Caldwell 66, fue descubierto por William Herschel en 1784 y es uno de los cúmulos globulares más antiguos y remotos de nuestra galaxia.
Ubicado aproximadamente a 100.000 años luz de la Tierra y con una magnitud aparente de 10.2, NGC 5694 aparece muy ténue en el cielo nocturno, por lo que se precisa un telescopio para detectar el lejano cúmulo.
La mayoría de los cúmulos globulares residen en las afueras de sus galaxias anfitrionas y están gravitatoriamente ligados a ellas. Esto significa que la mayoría de los cúmulos permanecen en órbita alrededor del centro de sus galaxias.
Sin embargo, los astrónomos sospechan que NGC 5694 se desplaza en una trayectoria desvinculada e hiperbólica (o en forma de U) alrededor de la Vía Láctea.
El cúmulo está lo suficientemente lejos del centro galáctico como para estar solo débilmente ligado a él por gravedad y se está moviendo a través del espacio tan deprisa, que probablemente termine escapando de la atadura gravitacional de nuestra galaxia.
Nebulosa planetaria «Fantasma de Júpiter» (NGC 3242) (Caldwell 59)
NGC 3242, también conocida como Caldwell 59, fue descubierta por el astrónomo William Herschel en 1785. A 1.400 años luz de distancia de la Tierra y con una magnitud 7.8, aparece en el cielo nocturno con un tamaño y forma similares a los del planeta Júpiter (de ahí su apodo), aunque a través de un telescopio grande se parece más a un ojo.
Aunque la estrella que la produjo vivió durante miles de millones de años, NGC 3242 solo tiene una vida de unos 10.000 años. A medida que la enana blanca se enfríe rápidamente y la luz ultravioleta disminuya, el gas circundante se enfriará y la nebulosa planetaria se desvanecerá.
El gas expulsado por la estrella moribunda lleva trazas de carbono y nitrógeno recién formados de la atmósfera de la estrella moribunda. Este material se dispersará hacia el exterior a través del espacio, hasta que sea reciclado al ser atraído para formar una nueva estrella.
Nebulosas planetarias
Cuando una estrella promedio como el Sol termina de quemar su suministro de combustible de hidrógeno y helio en su núcleo, se expande formando una gigante roja.
En un último estertor antes de morir, la estrella arroja las capas de gas exteriores de su atmósfera en un breve pero hermoso espectáculo cósmico llamado nebulosa planetaria. Esto expone el núcleo de la estrella moribunda, una bola densa y caliente de carbono y oxígeno llamada enana blanca.
La enana blanca está condenada a desvanecerse por completo con el tiempo, y es tan caliente que brilla intensamente en luz ultravioleta, lo que hace que brille el material gaseoso expulsado por la estrella moribunda.
Galaxia «Molinillo Austral» (M83) (NGC 5236)
La galaxia espiral M83, también conocida como «El Molinillo Austral», fue descubierta en 1752 por el astrónomo francés Nicolas Louis de Lacaille. Se encuentra a 15 millones de años luz de la Tierra y tiene unos 40.000 años luz de diámetro.
Con una magnitud aparente de 7.5, M83 es una de las galaxias espirales más brillantes del cielo nocturno y se puede observar fácilmente con prismáticos.
La galaxia tiene dos brazos principales y un tercero, más débil. Ha habido un número notable de supernovas en M83 en menos de un siglo, al menos cuatro desde 1923, en comparación con la incidencia teórica de una cada 300 años, lo que sigue siendo objeto de investigación.
Las generaciones más jóvenes de estrellas se están formando en gran medida en cúmulos cerca de los bordes de los gruesos carriles de polvo de los brazos galácticos. Estos brillantes y jóvenes agrupamientos estelares tienen solo unos pocos millones de años de edad y producen enormes cantidades de luz ultravioleta.
Esta luz ultravioleta es absorbida por las nubes difusas de gas hidrógeno circundantes, haciéndolas brillar en una intensa luz rosácea. Por ello, M83 cuenta con otro apodo popular: la «Galaxia de los Mil Rubíes».
Par de galaxias NGC 3314
NGC 3314 es un conjunto de dos galaxias visualmente superpuestas, NGC 3314A y NGC 3314B. La primera es una galaxia espiral de magnitud 14 a 130 millones de años luz y la segunda es una galaxia elíptica, también de magnitud 14, pero a 180 millones de años luz.
Aunque las dos galaxias parecen estar en colisión, en realidad solo están casualmente alineadas desde nuestro punto de vista, estando separadas por unos 50 millones de años luz.
Efectivamente, aunque NGC 3314A (en primer plano), aparece deformada, particularmente debajo y a la derecha del núcleo, donde se extienden corrientes de estrellas calientes blanco-azuladas, esta deformación no se debe a la interacción con la galaxia NGC 3314B (en el fondo).
Estudios de movimiento de las dos galaxias indican que no se están perturbando mutuamente, y que se están moviendo independientemente una de la otra. Esto indica a su vez que no están, y de hecho nunca han estado, en curso de colisión.
Más que una simple curiosidad
La deformación de NGC 3314A probablemente se deba a un encuentro con otra galaxia, quizás NGC 3312 u otra galaxia cercana. La alineación casual de las dos galaxias es, sin embargo, más que una simple curiosidad, ya que afecta en gran medida a como son percibidas desde nuestro punto de vista.
Por ejemplo, las bandas de polvo de NGC 3314B (en el fondo) aparecen mucho más ténues que las de NGC 3314A (en primer plano). Esto no se debe a que esta galaxia carezca de bandas de polvo, sino a que están iluminadas por la brillante neblina de estrellas en primer plano.
Las bandas de polvo de NGC 3314A (en primer plano), en contraste, están iluminadas por las estrellas de NGC 3314B (en el fondo), perfilándose contra el fondo brillante, lo que las hace resaltar.
Galaxia «Marco» (NGC 3621)
NGC 3621 es una galaxia espiral inusual ubicada a más de 20 millones de años luz de distancia, y es unusual por dos razones: se trata de una galaxia de «disco puro» y además posee un sistema de tres agujeros negros.
Una galaxia «de disco puro»
Al igual que otras galaxias espirales, NGC 3621 tiene un disco plano permeado por bandas oscuras de polvo y prominentes brazos espirales, con cúmulos (los puntos azules en la imagen) en los que se están formando estrellas jóvenes.
Pero mientras que la mayoría de las galaxias espirales tienen un abultamiento central (un gran grupo de estrellas viejas agrupadas en una región compacta y esferoidal), NGC 3621 no lo tiene.
Tres agujeros negros
NGC 3621 también es interesante porque se cree que tiene un agujero negro supermasivo activo en su centro que está devorando materia y produciendo radiación.
Esto es algo inusual, porque la mayoría de los denominados núcleos galácticos activos (AGN) existen en galaxias con abultamientos prominentes.
En este caso particular, se piensa que el agujero negro supermasivo tiene una masa relativamente pequeña, de alrededor de 20.000 veces la masa del Sol.
Otra característica interesante es que también se cree que hay dos agujeros negros más pequeños, con masas de unos miles de veces la del Sol, cerca del núcleo de la galaxia.
Por lo tanto, NGC 3621 es un objeto extremadamente interesante que, a pesar de no tener un abultamiento central, tiene un sistema de tres agujeros negros en su región central.
Más Información: Hydra constellation
Constelación de Cáncer
La constelación de Cáncer se encuentra entre Leo, al este, y Géminis, al oeste, a mitad de camino entre las estrellas Regulus, en Leo, y Pollux, en Géminis.
Es una constelación débil, difícil de identificar, siendo su estrella más brillante, Al Tarf, de cuarta magnitud. Por ello, si Cáncer no estuviera en la eclíptica, la trayectoria aparente del Sol, nunca habría sido convertida en una constelación por los antiguos.
Mitología
En la mitología griega, la constelación de Cáncer está asociada al segundo de los doce trabajos de Heracles. En él, Heracles se enfrentra a Hydra, el monstruo de múltiples cabezas y aliento venenoso, mitad mujer y mitad serpiente.
Hera, esposa de Zeus y enemiga declarada de Heracles, envía un cangrejo (Cáncer) para distraer al héroe mientras este lucha contra la Hydra de Lerna. Sin embargo, cuando el cangrejo se acerca a Heracles, el héroe lo envía a las estrellas de una sola patada.
En otra versión del mito, Heracles aplasta al cangrejo con el pie, y Hera lo coloca en el cielo en agradecimiento a sus esfuerzos. Sin embargo, lo coloca en una región del cielo que no posee estrellas brillantes, porque a pesar de sus esfuerzos, el cangrejo no logró cumplir su tarea.
De este modo, los antiguos griegos explicaban por qué la constelación de Cáncer es tan ténue y difícil de distinguir, siendo su estrella más brillante de cuarta magnitud.
Estrellas principales
La parte más prominente de la constelación de Cáncer es «el Pesebre» (Praesepe en Latín). Está formado por el cúmulo estelar M44, flanqueado a su izquierda por dos estrellas que representan los «aselli» (Asnos en latín). El de arriba es Asellus Borealis (Gamma Cnc) y el de abajo Asellus Australis (Delta Cnc).
Al Tarf, la estrella más brillante de la constelación, está abajo en un extremo, sobre el anillo de estrellas formado por la cabeza de Hydra, la Serpiente de Agua. Acubens (Alpha Cnc) está entre el Pesebre y la cabeza de Hydra, y Zubanah (Iota Cnc) en el otro extremo desde el Pesebre.
Al Tarf (β Cnc, Beta Cancri)
Con una magnitud de 3.59, Al Tarf, aun siendo la estrella más brillante de Cáncer, recibió la designación Beta de Bayer. Se encuentra a 290 años luz de distancia de la Tierra.
Su nombre significa «el fin» en árabe y está situada en una de las patas del cangrejo, bastante alejada de «El Pesebre», la parte más prominente de la constelación.
Al Tarf es una gigante naranja de mediana temperatura (4.040 K) de clase K. Brilla 660 veces más que nuestro Sol, y tiene un diámetro 53 veces el solar, el 65 por ciento del tamaño de la órbita de Mercurio.
Aunque Al Tarf está claramente muriendo, es difícil determinar en qué estado se encuentra, aunque lo más probable es que esté fusionando su núcleo de helio en carbono y oxígeno.
Estrella de Bario
Al Tarf es una «estrella de bario», con una abundancia en bario seis veces mayor que la solar. Se cree que las estrellas de bario han sido contaminadas con subproductos de la fusión nuclear por compañeros que ya han evolucionado y ahora son enanas blancas, aunque aún no se ha encontrado esta compañera de Al Tarf.
Compañera distante
Al Tarf tiene una compañera bastante distante y débil, de magnitud 14, que por su luminosidad debe ser una enana roja ordinaria de clase M. A una distancia angular de 29 segundos de arco, esta compañera se encuentra a una distancia de Al Tarif equivalente a 65 veces la distancia de Plutón al Sol.
Ambos se mueven juntos por el espacio y casi con seguridad son compañeros reales, aunque no se aprecia ningún movimiento orbital, dado que el período es de al menos 76.000 años.
Zubanah (ι Cnc, Iota Cancri)
Iota Cancri, con una magnitud de 3,93, es la segunda estrella más brillante de Cáncer y se encuentra al norte del Cúmulo del Pesebre, a 330 años luz de distancia de la Tierra.
Curiosamente, fue designada con la letra griega «Iota», lo que indica que Bayer ordenó las estrellas de la constelación de Cáncer en un orden distinto al de su brillo.
La magnitud media de Iota Cancri es un poco engañosa, ya que es una estrella doble, por lo que su brillo es apenas un 1% superior al de Delta Cancri. De hecho, ambas estrellas se ven exactamente con el mismo brillo a simple vista.
Sistema binario
Iota Cnc es un ejemplo clásico de sistema «binario amplio», compuesto por una enana blanca clase A (A3) de séptima magnitud (6,57) (llamada «Iota B») emparejada con un gigante blanco-amarillento de clase G (G7.5) de cuarta magnitud («Iota A»), separados por 30,6 segundos de arco.
Aunque los colores de las estrellas no difieren mucho, los efectos de contraste hacen que se perciban de color «azul claro y naranja pálido», lo que los convierte en una buena vista en un telescopio pequeño (la baja potencia aumenta el contraste).
Las medidas de paralaje de Iota Cnc B parecen mostrar que está mucho más cerca de la Tierra que Iota Cnc A, lo que sugiere que no son compañeras verdaderas, aunque estas medidas están sujetas a grandes imprecisiones.
Sin embargo, el hecho de que se estén moviendo juntas a través del espacio y su separación no haya cambiado en un siglo, demuestra que son una pareja verdadera.
Asellus Australis (δ Cnc, Delta Cancri)
Con una magnitud de 3,94. Delta Cnc es la tercera estrella más brillante de Cáncer, aunque Bayer le asignó la cuarta letra griega. Se encuentra a 131 años luz de distancia de la Tierra.
Ubicada a solo cinco minutos de arco al norte de la eclíptica (la trayectoria aparente del sol en el cielo), Delta Cnc destaca como una de las «estrellas eclípticas» más brillantes. El Sol la oculta cada año, alrededor del 1 de agosto.
Delta Cnc es una gigante de clase K (K0) ordinaria que brilla 53 veces más que nuestro Sol, tiene un radio 11 veces el solar y una masa aproximadamente el doble que la del Sol. Probablemente, está quemando helio en su núcleo y proviene de la parte más densa del disco de la Galaxia.
A lo lejos, a 40 segundos de arco, hay una «compañera» de magnitud 12, Delta Cnc B. Sin embargo, en los últimos dos siglos, esta compañera se ha movido demasiado, por lo que seguramente se trate solo de una coincidencia de línea de visión.
Asterismos
Las estrellas Delta y Gamma Cancri, junto con el cúmulo del Pesebre (M44), forman un antiguo asterismo conocido como «Los Asnos y el Pesebre». Estas dos estrellas representan a los asnos, y M44 representa al pesebre, del cual beben los asnos.
De este modo, Delta Cancri se conoce formalmente como Asellus Australis («el asno del sur») y Gamma Cancri como Asellus Borealis («el asno del norte»). Messier 44 también se conoce como «Praesepe», o pesebre en Latín.
Mitología de «Los Asnos y el Pesebre»
Según la mitología griega, estos son los asnos que montaron Baco y Vulcano en la guerra entre los Olímpicos y los Titanes.
El rebuzno de estos animales, añadido a los gritos de los dioses, asustó a un grupo de gigantes que venían a vengar a sus hermanos, los Titanes, huyendo del campo de batalla.
En agradecimiento, los dos asnos fueron colocados en los cielos como las estrellas Asellus Australis y Borealis, junto al Pesebre (M44), para que nunca les faltase comida.
Objetos más interesantes
Aunque Cáncer es una constelación débil, contiene dos objetos Messier, siendo M44 el más destacable. También conocido como «El Pesebre», M44 es un impresionante cúmulo abierto situado justo en el corazón del cangrejo, entre Asellus Australis y Asellus Borealis.
- M44 (NGC 2632), cúmulo abierto «El Pesebre».
- M67 (NGC 2682), cúmulo abierto «Pac-Man».
- NGC 2775 (Caldwell 48), galaxia.
Cúmulo «El Pesebre» (M44) (NGC 2632)
M44 es un cúmulo abierto de alrededor de 1.000 estrellas, débilmente ligado por gravedad. Ubicado a 600 años luz de distancia de la Tierra, es uno de los cúmulos estelares más cercanos.
Fue caracterizado por primera vez como algo más que una nube tenue por Galileo, quien fue capaz de resolver 40 estrellas con su telescopio, antes de ser incluido en el siglo XVIII como la entrada 44 del catálogo Messier.
Se encuentra aproximadamente a mitad de camino entre Regulus en Leo y Pollux en Géminis y cubre el espacio de aproximadamente tres lunas llenas (1,5 grados) en el cielo.
A simple vista, parece un borrón de luz, justo encima de donde se encuentran las tres ramas de la «Y» invertida de Cáncer. Con prismáticos se pueden resolver alrededor de 20 estrellas y un telescopio revela de decenas a cientos de ellas, la mayoría blanco-azuladas.
M44 es bastante joven, con alrededor de 600-700 millones de años de antigüedad, en comparación con los 4.6 mil millones de años de nuestro Sol. Se cree que M44 y el más cercano cúmulo de las Hyades, en Tauro, nacieron juntos en la misma gran nube molecular.
Cúmulo «Pac-Man» (M67) (NGC 2682)
M67 es un cúmulo abierto de más de 500 estrellas débilmente ligadas gravitacionalmente. Fue registrado por primera vez por el astrónomo alemán Johann Gottfried Koehler en 1779, y luego redescubierto e identificado como cúmulo estelar por Messier un año después. Está ubicado a unos 2.700 años luz de la Tierra.
Está ligeramente al oeste de Acubens (α Cnc), la estrella más oriental de la «Y» invertida de Cáncer. Con prismáticos se ve como una débil mancha de luz, con telescopio se pueden resolver desde unas pocas, hasta 100 estrellas individuales.
Los cúmulos abiertos como este suelen ser bastante jóvenes, pero M67 es uno de los cúmulos abiertos más antiguos conocidos, con aproximadamente 4 mil millones de años de edad, casi la misma edad que nuestro Sol.
Un cúmulo inusual
De hecho, M67 es el cúmulo abierto más antiguo del catálogo Messier. De las más de 500 estrellas que componen el cúmulo, alrededor de 100 son similares a nuestro Sol en composición y edad, junto con muchas estrellas gigantes rojas y enanas blancas.
También alberga alrededor de 30 «rezagados azules», estrellas raras más brillantes y más azules que la población en la cual se formaron, tal vez como resultado de la captura de material de una compañera binaria.
M67 también es inusual por su ubicación: casi 1.500 años luz por encima del plano de la Vía Láctea, mientras que la mayoría de los cúmulos abiertos están distribuidos a lo largo del plano central de la Vía Láctea.
Galaxia NGC 2775 (Caldwell 48)
NGC 2775, también conocida como Caldwell 48, es una galaxia espiral floculenta con magnitud aparente de 11. Fue descubierta por el astrónomo William Herschel en 1783 y se encuentra a 67 millones de años luz de distancia.
Se encuentra al sur de Acubens (α Cnc), en el límite con Hydra. Es visible en cielos oscuros usando un pequeño telescopio. Sin embargo, sus brazos espirales son muy difíciles de resolver visualmente, incluso con un telescopio grande.
NGC 2775 presenta un abultado núcleo central, grande y amarillento, lleno de estrellas viejas, rodeado por brazos espirales estrechamente enrollados, con bandas de polvo oscuro y cúmulos de estrellas jóvenes y azules.
Una galaxia floculenta
Los brazos espirales «floculentos» de NGC 2775 muestran una historia reciente de formación estelar elativamente tranquila.
Prácticamente no hay formación estelar en la parte central de la galaxia, que está dominada por un «bulbo galáctico» inusualmente grande y relativamente vacío, donde todo el gas se transformó en estrellas hace mucho tiempo.
Millones de estrellas jóvenes y brillantes, de color azul, brillan en los complejos y «plumosos» brazos espirales, entrelazados por franjas oscuras de polvo. Se cree que grupos de estas estrellas calientes y azules desencadenan la formación estelar en nubes de gas cercanas.
Los patrones plumosos en espiral de los brazos, se forman por el cizallamiento de las nubes de gas a medida que la galaxia rota. La naturaleza espiral de las galaxias floculentas contrasta con las galaxias espirales de gran diseño, que tienen brazos espirales prominentes y bien definidos.
Más Información: Cancer constellation
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