02 Ago Guía de las constelaciones circumpolares
Las constelaciones circumpolares son siempre visibles en cualquier época del año desde nuestra latitud: ¿Sabías que estas constelaciones tienen una rica historia de mitos y leyendas que datan de los inicios de la humanidad?.
Muchas constelaciones son estacionales y para verlas hay que esperar a que llegue una determinada estación del año y se sitúen por encima del horizonte. Por eso existen las guías de observación del cielo en cada estación del año.
Sin embargo, las constelaciones circumpolares no se corresponden con ninguna estación, sino que son visibles durante todo el año. De ahí la necesidad de elaborar una guía de las constelaciones circumpolares aparte de las estacionales.
Constelaciones circumpolares
Una constelación (o estrella) es circumpolar cuando gira alrededor de los polos, ya sea el polo norte o el polo sur, manteniéndose siempre visible desde nuestra latitud. En realidad, como todos sabemos, es la Tierra la que gira alrededor de un eje que pasa por estos polos.
Todos los astros describen sobre la esfera celeste un movimiento relativo rotatorio con su centro en uno de estos polos. Este movimiento es en el sentido contrario a las agujas del reloj en el hemisferio norte y en el sentido de las agujas del reloj en el hemisferio sur.
Criterio de circumpolaridad general
Una constelación se considera circumpolar para un observador situado en una latitud φ cuando todas sus estrellas cumplen la condición δ ≥ 90º − φ en el hemisferio norte, o δ ≤ −(90º + φ) en el hemisferio sur, donde δ es la declinación de cada estrella.
Esto significa que las constelaciones circumpolares varían según la latitud a la que nos encontremos:
- Un observador situado en el polo norte, considera circumpolares todas las constelaciones al norte del ecuador celeste (φ=90º, δ ≥ 0º, es decir, todas las declinaciones positivas son circumpolares).
- Un observador situado en el polo sur, considera circumpolares todas las constelaciones al sur del ecuador celeste (φ=-90º, δ ≤ 0º, es decir, todas las declinaciones negativas son circumpolares).
- Para un observador situado en el ecuador, no existen constelaciones circumpolares, ya que los polos norte y sur quedan exactamente en el horizonte (φ = 0º, lo que exige δ ≥ 90º o δ ≤ −90º, condiciones que ninguna estrella cumple. Es decir, ninguna declinación es circumpolar).
Criterio de circumpolaridad en esta guía
En esta guía se considera que el observador se encuentra a unos 40 grados de latitud norte, que es donde se sitúa el centro de la España peninsular (φ=40º, δ ≥ 50º). Para esta latitud, serían enteramente circumpolares Casiopea, Cefeo, Osa Menor, Draco (Dragón) y Camelopardalis (Jirafa).
La Osa Mayor lo sería casi completamente, mientras que Lynx (Lince) lo sería solo parcialmente, por lo que en esta guía la primera se considera circumpolar a efectos prácticos (aunque estrictamente no lo sea) y la segunda no.
Constelación de Casiopea (Cassiopeia)
Según la mitología griega, Casiopea es la madre de Andrómeda y esposa de Cefeo, antiguo rey de Etiopía. Es circumpolar desde gran parte del hemisferio norte.
Las cuatro estrellas más orientales de la “W” de la constelación de Casiopea (Cassiopeia) tienen un brillo similar y eran conocidas en árabe como “la mano teñida”. Con el paso del tiempo, la versión abreviada de esta denominación, «Caph», acabó asignándose a Beta Cas, la estrella más oriental.
Su característica forma en «W» la hace fácil de localizar y se ve más alta en el horizonte a finales del verano y comienzos del otoño.
Mitología
La constelación de Casiopea (Cassiopeia) está asociada al mito griego de Perseo, que engloba a las constelaciones de Casiopea, Cefeo, Andrómeda, Perseo, Pegaso y Cetus (La Ballena).
El mito de Perseo es una historia en la que Perseo, a lomos de Pegaso, rescata a Andrómeda, hija de Casiopea y Cefeo, de las fauces del monstruo marino Cetus (La Ballena).
Casiopea, la más hermosa
Casiopea, esposa del rey Cefeo de Etiopía y madre de la princesa Andrómeda, era famosa por su extraordinaria belleza. Un día, dejándose llevar por la vanidad, afirmó ser más hermosa que las Nereidas, las ninfas del mar.
Su arrogancia enfureció a Poseidón, el dios del océano, quien decidió castigarla enviando a su monstruoso hijo, Cetus, a arrasar la costa de su reino.
Desesperados, Casiopea y Cefeo consultaron el oráculo, que les dio un cruel consejo: la única manera de aplacar la ira del dios era sacrificar a su hija Andrómeda, encadenándola a una roca junto al mar como ofrenda al monstruo.
Así lo hicieron, y la joven Andrómeda, inocente y aterrorizada, ya solo aguardaba su horrible destino mientras las olas del mar se estrellaban a sus pies. Pero en ese momento apareció Perseo a lomos de Pegaso, recién victorioso tras derrotar a la gorgona Medusa.
Perseo rescata a Andrómeda
Al ver a Andrómeda desde el cielo encadenada a una roca, Perseo no dudó en bajar y enfrentarse a Cetus. Usando la cabeza de Medusa, convirtió a Cetus en piedra, liberando así a Andrómeda de un destino cruel.
Casiopea y Cefeo, llenos de gratitud, vieron cómo su hija era salvada por Perseo y comprendieron el precio de la soberbia. Como recordatorio de su vanidad, los dioses colocaron a Casiopea entre las estrellas.
Allí permanece sentada en su trono, pero no siempre con dignidad: en ciertas épocas del año, su constelación aparece invertida, recordando a todos que incluso la belleza y el poder no eximen de la humillación ante los dioses.
Estrellas principales
De arriba a abajo se distinguen Caph (Beta Cas), Shedar (Alfa Cas), Navi (Gamma Cas), Ksora (Delta Cas) y Segin (Épsilon Cas), las 5 estrellas que forman la conocida «W» de Casiopea.
A su derecha se observa Archid (eta Cas) y más a la derecha el par conocido como Marfak, formado por Mu Cas y Theta Cas. Fulu (Zeta Cas) es la estrella más brillante justo sobre Shedar.
Shedar (α Cas, Alfa Casiopea)
Shedar (α Cas), con magnitud 2.23, es la estrella más brillante de la constelación de Casiopea (Cassiopeia), aunque no siempre. A veces (como en la actualidad) es superada en brillo por la estrella variable Navi (γ Cas), y es apenas más brillante que Caph (β Cas).
Su nombre en árabe significa “pecho”, reflejando su posición en el corazón de la antigua reina. Se encuentra a una distancia de 230 años luz de la Tierra.
Propiedades
Shedar es una gigante naranja de tipo espectral K0, tiene un brillo 855 veces el del Sol, una temperatura de 4.530 K, es unas 42 veces más grande que el Sol y tiene una masa entre cuatro y cinco veces la del Sol.
La composición química de Shedar es muy similar a la del Sol, aunque presenta deficiencias notables en algunos elementos como circonio y europio. Ya no fusiona hidrógeno en su núcleo y le quedan apenas entre 100 y 200 millones de años de vida.
A pesar de su apariencia común, Shedar tiene una historia curiosa. Los astrónomos del siglo XIX aseguraban que podía disminuir su brillo hasta la magnitud 3, lo que llevó a catalogarla como variable.
Sin embargo, con los registros fotográficos y electrónicos de los que se tiene constancia, se ha comprobado que brilla de manera constante.
Caph (β Cas, Beta Casiopea)
Con una magnitud media de 2.27, Caph (β Cas) es apenas la segunda estrella más brillante de la constelación de Casiopea (Cassiopeia), solo un poco menos luminosa que Shedar (α Cas). Se encuentra a una distancia de 54 años luz de la Tierra.
Su nombre procede del término árabe “la mano teñida”, en referencia al uso antiguo de la henna. Esta denominación se aplicaba originalmente al conjunto completo de estrellas que forman la característica “W” de la constelación.
Con el tiempo, este nombre acabó quedando asociado únicamente a Caph, dejando a Gamma Cassiopeiae, una estrella también muy brillante, sin denominación propia.
Si trazamos una línea imaginaria entre Caph y Alpheratz (α And), esta apunta casi exactamente al equinoccio de primavera, el lugar del cielo por donde pasa el Sol el primer día de esa estación.
Propiedades
Caph es una estrella gigante o subgigante de tipo F2, con una temperatura de unos 6.700 K y una luminosidad equivalente a 28 soles. Su diámetro es unas cuatro veces mayor que el del Sol y su masa es el doble de la solar.
Posee una pequeña estrella compañera, poco conocida, que orbita a su alrededor cada 27 días y ha dejado de fusionar hidrógeno en su núcleo. Se encuentra, por tanto, en proceso de expansión y enfriamiento.
Caph es la más brillante del grupo de estrellas variables Delta Scuti. Presenta ligeras oscilaciones periódicas de brillo, variando su luminosidad alrededor de un 6 % en ciclos de apenas 2 horas y media.
Navi (γ Cas, Gamma Casiopea)
Con una magnitud de 2.1, Navi (γ Cas) es la tercera estrella más brillante de la constelación de Casiopea (Cassiopeia), aunque en la actualidad es la más brillante. Es una estrella de brillo variable a una distancia de 549 años luz de la Tierra.
Navi es una subgigante en el extremo más caliente de la clase B (B0, casi O) y su temperatura ronda los 30.000 K.. Su brillo equivale a 5.000 soles, tiene una masa unas 20 veces la solar y su radio es 9,4 veces el solar.
Navi rota a una velocidad de casi 400 km/s, unas 200 veces la del Sol. Como resultado, es notablemente oblata, y por ello, más caliente en los polos que en el ecuador.
La estrella ha agotado la mitad de su vida útil de fusión de hidrógeno, estimada en unos 8 millones de años, y acabará explotando como supernova.
Variable e impredecible
En 1937 Navi alcanzó casi la primera magnitud y ha llegado a caer hasta la tercera. Actualmente, su brillo ronda 2.15, siendo la estrella más brillante de la constelación, pese a su letra griega.
Navi tiene una estrella acompañante, Gamma Cas A, de menor masa, detectada por espectroscopia, con un período orbital de 203,5 días y una separación de 1,8 UA.
Otra posible compañera, Gamma Cas B, enana F6 de magnitud 11, se encuentra a más de 370 UA, con un período superior a 1.500 años. Una tercera estrella, Gamma Cas C, de magnitud 13 a 54 segundos de separación, parece una coincidencia visual.
Asterismos
El principal asterismo de Casiopea es su característica forma en «W», formada por 5 estrellas: Caph (Beta Cas), Shedar (Alfa Cas), Navi (Gamma Cas), Ksora (Delta Cas) y Segin (Épsilon Cas).
El asterismo en «W» de la constelación de Casiopea (Cassiopeia) es muy útil para encontrar otros objetos celestes:
- Imaginémonos dos flechas, una en la que la punta esté formada por Beta, Alfa y Gamma y otra por Gamma, Delta y Épsilon. La estrella más brillante cercana al punto en el que convergen las líneas que forman las flechas es la estrella Polar.
- La punta de flecha formada por las estrellas Beta, Alfa y Gamma apunta aproximadamente en la dirección de la galaxia de Andrómeda.
- Si prolongamos 2 veces la distancia entre Gamma y Delta desde esta última, llegamos al doble cúmulo de Perseo.
Objetos más interesantes
Casiopea contiene multitud de objetos celestes de todo tipo, sobre todo nebulosas y especialmente cúmulos abiertos. De hecho, contiene tantos cúmulos abiertos que esta constelación podría ostentar el título de “hogar de los cúmulos abiertos”.
- Messier 52 (NGC 7654), cúmulo «Escorpión» y NGC 7635, nebulosa «Burbuja».
- Messier 103 (NGC 581), cúmulo.
- NGC 457 (Caldwell 13), cúmulo «E.T.» o «Búho» o «Libélula».
- NGC 7789, cúmulo «Rosa Blanca» o «Rosa de Caroline».
- NGC 225, cúmulo «Velero».
- NGC 654, «Mariposa»; NGC 663 (Caldwell 10), «Cortacésped»; NGC 659, «Yin-Yang» e IC 166, cúmulos.
- NGC 7790, «Tela de Viuda Negra» y NGC 7788, cúmulos.
- NGC 559 (Caldwell 8), cúmulo «Cáliz Fantasmal».
- NGC 281, nebulosa «Pacman».
- IC 1805 (Sharpless 2-190), nebulosa «Corazón» y IC 1848 (Sharpless 2-199), nebulosa «Alma».
- IC 1795, nebulosa «Cabeza de Pez».
- Sh2-157, nebulosa «Pinza de Langosta».
- IC 63 e IC 59, nebulosa «Fantasma de Casiopea».
- IC 289, nebulosa planetaria.
- Cassiopeia A, remanente de supernova.
- NGC 147 (Caldwell 17) y NGC 185 (Caldwell 18), galaxias.
- IC 10, galaxia.
Cúmulo «Escorpión» (M52) (NGC 7654) y Nebulosa «Burbuja» (NGC 7635)
La Nebulosa de la Burbuja y el complejo de nubes asociado se encuentran a unos 7.100 años luz, mientras que el cúmulo estelar M52 se encuentra a casi 5.000 años luz. Ambos objetos celestes se encuentran a más de 6 grados al oeste de Caph (β Cas).
La fotografía de gran campo abarca 1,5 grados en el cielo, es decir, unas tres veces el tamaño aparente de la Luna llena. En ella aparece la Nebulosa de la Burbuja, en la parte inferior derecha, junto con el cúmulo estelar abierto M52, en la parte superior izquierda.
Inmersa en un complejo de polvo y gas interestelar y esculpida por los vientos de una estrella masiva tipo O, la Nebulosa de la Burbuja tiene tan solo unos 7 años luz de diámetro.
Por otro lado, M52 es un rico cúmulo abierto, formado por cerca de un millar de estrellas y con una extensión de unos 25 años luz.
Ambos objetos se encuentran muy próximos a la contigua constelación de Cefeo y pueden capturarse en una fotografía de gran campo junto con otros objetos de esta constelación, como puede apreciarse en la imagen superior.
M52 (NGC 7654)
M52 (NGC 7654), también conocido como «Cúmulo del Escorpión», es un cúmulo abierto situado en el hemisferio norte con mejor visibilidad desde finales de otoño hasta el invierno.
Ubicado cerca del plano galáctico de la Vía Láctea, M52 se encuentra inmerso en un denso campo estelar, lo que complica su localización visual debido a la abundancia de estrellas de fondo.
Se trata de un cúmulo compacto, compuesto principalmente por estrellas débiles, aunque entre ellas destacan varias gigantes rojas.
Estas se encuentran en fases avanzadas de evolución estelar, tras haber agotado el hidrógeno en sus núcleos y expandirse considerablemente. Su tonalidad rojiza y su brillo las convierten en uno de los rasgos más distintivos y atractivos del cúmulo.
M52 fue descubierto a mediados del siglo XVII por el astrónomo italiano Giovanni Battista Hodierna y redescubierto de forma independiente en 1774 por Charles Messier, quien lo incorporó a su célebre catálogo de objetos difusos.
En cuanto a su riqueza estelar, M52 es, tras Messier 11 (el Cúmulo del Pato Salvaje) en la constelación del Escudo, uno de los cúmulos abiertos más densos y poblados del catálogo de Messier, con una población estimada de alrededor de 6.000 estrellas.
Durante el otoño, tanto M52 como el cercano cúmulo NGC 7789 se encuentran bien situados para la observación, ofreciendo un espectáculo notable en telescopios de apertura media o grande, donde se muestra con gran detalle.
NGC 7635
La Nebulosa de la Burbuja (NGC 7635) se encuentra a unos 7.100 años luz de la Tierra, y presenta un diámetro aproximado de 7 años luz, equivalente a una vez y media la distancia entre el Sol y Alfa Centauri.
Descubierta en 1787 por William Herschel, la Nebulosa de la Burbuja constituye un ejemplo paradigmático de la interacción entre los vientos estelares de una estrella masiva y el medio interestelar.
La estructura esculpida que observamos en la nebulosa se debe a la acción de una estrella masiva de tipo O, catalogada como BD +60°2522, cuya masa es unas 45 veces superior a la del Sol.
Con una edad estimada de unos 4 millones de años, esta estrella ha agotado ya gran parte de su hidrógeno, fusionando actualmente helio en elementos más pesados. Se espera que en unos 10-20 millones de años explote como supernova.
Su superficie alcanza temperaturas tan elevadas que el gas se expulsa al medio interestelar en forma de viento estelar a velocidades superiores a 6 millones de km/h.
Este flujo continuo de materia barre el gas interestelar frío circundante, acumulándolo en el borde externo de la burbuja, de un modo análogo a cómo una máquina quitanieves empuja y acumula la nieve hacia delante.
La expansión de la envoltura gaseosa no es simétrica: al colisionar con regiones más densas de gas frío en un lado de la nebulosa, la estrella aparece desplazada del centro geométrico de la burbuja, aproximadamente en la posición de las 10 en punto.
Pilares y emisiones espectrales
En su parte superior izquierda se observan pilares densos de hidrógeno frío entrelazados con polvo interestelar. Otras estructuras similares, “dedos” o columnas, se extienden en dirección casi frontal detrás de la burbuja translúcida.
Estas columnas recuerdan a los famosos “Pilares de la Creación” de la Nebulosa del Águila, y del mismo modo están siendo iluminados por la intensa radiación ultravioleta emitida por la estrella central.
Las diferencias de temperatura en los gases producen una variedad de emisiones espectrales: el oxígeno ionizado genera tonalidades azuladas en las zonas más calientes próximas a la estrella. Los pilares más fríos, donde dominan el hidrógeno y el nitrógeno, emiten una luz amarillenta.
Cúmulo M103 (NGC 581)
Messier 103 (M103 o NGC 581) es un cúmulo abierto caracterizado por su pequeño tamaño angular y la presencia de numerosas estrellas débiles. Se encuentra a unos 8.000-9.400 años luz y presenta un diámetro de unos 14 -15 años luz.
Fue descubierto el 27 de marzo de 1781 por Pierre Méchain y posteriormente añadido al catálogo de Charles Messier, siendo el último objeto incluido en su lista de cúmulos y nebulosas. Se encuentra aproximadamente a 1 grado al noreste de Ksora (δ Cas).
El cúmulo contiene aproximadamente 170 estrellas con una probabilidad superior al 50 % de estar gravitacionalmente ligadas. Su edad se estima en unos 12 -25 millones de años, según las fuentes.
Entre sus componentes más notables se encuentran dos estrellas destacadas, una de ellas de magnitud 10.5, y una gigante roja central de magnitud 10.8. En el campo visual también aparece la estrella doble «Struve 131«, la más brillante en el límite superior del cúmulo, pero no pertenece a él.
M103 es considerado uno de los cúmulos abiertos más distantes observables con pequeños telescopios, y constituye un ejemplo típico de cúmulo joven con presencia de estrellas azules calientes y algunas gigantes rojas en evolución.
Cúmulo «E.T.» o «Búho» o «Libélula» (NGC 457) (Caldwell 13)
NGC 457 es un cúmulo abierto descubierto en 1787 por William Herschel. Tiene una edad estimada de unos 21 millones de años y está situado a una distancia de unos 7.900 años luz de la Tierra. Se encuentra en φ Cas, a más de 2 grados al sur de Ksora (δ Cas).
Es uno de los cúmulos más conocidos entre los astrónomos aficionados debido a su forma característica, que recuerda a un búho, a una libélula o a la figura del personaje cinematográfico E.T. el extraterrestre, de ahí sus nombres.
NGC 457 se distingue por un campo estelar rico, con alrededor de 150 estrellas de magnitudes comprendidas entre 9 y 13, de las cuales unas 60 se consideran miembros reales del cúmulo.
Las dos estrellas más brillantes, φ Cas (de magnitud 5 y tipo espectral F0) y HD 7902 (de magnitud 7), forman los característicos “ojos” del cúmulo. No obstante, la pertenencia de φ Cas al grupo aún no está confirmada.
Si realmente formara parte de él, sería una de las estrellas más luminosas conocidas, superando en brillo incluso a Rigel. A igual distancia, el Sol tendría una magnitud visual de apenas 17.3.
Entre las componentes destacadas de NGC 457 también figura la supergigante roja variable V466 Cassiopeiae, que contribuye al contraste cromático del conjunto.
El resto de estrellas delinean los “brazos” y “piernas” de la figura de E.T. visible en telescopios de pequeña apertura, lo que hace de NGC 457 un clásico de observación en Casiopea.
Cúmulo «Rosa Blanca» o «Rosa de Caroline» (NGC 7789)
NGC 7789 es un cúmulo abierto conocido también como «La Rosa de Caroline» o «La Rosa Blanca». Se encuentra a una distancia de unos 8.000 años luz y posee un diámetro aparente de unos 20 minutos de arco.
Fue descubierto en 1783 por Caroline Herschel, quien le dio nombre por el característico aspecto en espiral de sus bucles estelares y bandas oscuras, que recuerdan los pétalos de una rosa vistos desde arriba.
Se encuentra a unos 3 grados al suroeste de Caph (β Cas) y brilla con una magnitud de 6,7, siendo visible incluso con prismáticos de 10×50 como una nebulosidad gris difusa enmarcada entre ρ Cas (Rho Cassiopeiae) y σ Cas (Sigma Cassiopeiae).
En telescopios pequeños pueden resolverse entre 40 y 50 estrellas, mientras que con instrumentos mayores se distinguen hasta unas 150 estrellas distribuidas de manera irregular, formando el característico patrón en forma de pétalos.
A diferencia de los cúmulos globulares, mucho más antiguos y densamente poblados, NGC 7789 es un cúmulo abierto evolucionado, con una edad de unos 1.600 millones de años, lo que lo convierte en uno de los cúmulos abiertos más antiguos conocidos.
Está formado por centenares de estrellas ligadas gravitacionalmente, que constituyen un valioso laboratorio para el estudio de la evolución estelar en sistemas intermedios entre jóvenes cúmulos abiertos y cúmulos globulares envejecidos.
Cúmulo «Velero» (NGC 225)
NGC 225 es un cúmulo abierto asociado a una pequeña nebulosa de reflexión catalogada como van den Bergh 4 (vdB 4) o LBN 604. fue descubierto el 27 de septiembre de 1783 por Caroline Herschel.
Esta lo describió como «un pequeño cúmulo de estrellas, con apariencia de estar mezclado con nebulosidad, situado a unos 2 grados de Gamma Cassiopeiae».
Posteriormente, William Herschel lo observó el 12 de marzo de 1784, lo registró y describió como «un cúmulo de unas 15 o 20 estrellas grandes y dispersas», atribuyendo su descubrimiento a su hermana Caroline.
Esta nebulosa azulada está iluminada por la estrella variable V594 Cassiopeiae y se considera probablemente un remanente del material interestelar a partir del cual se formó el propio cúmulo.
NGC 225 constituye un cúmulo abierto joven inmerso en un entorno rico en gas y polvo interestelar, lo que permite estudiar la interacción entre las estrellas recién formadas y los restos del medio interestelar original.
Cúmulos «Mariposa» (NGC 654), «Cortacésped» (NGC 663) (Caldwell 10), «Yin-Yang» (NGC 659) e IC 166
Se trata de un conjunto de cuatro cúmulos abiertos abarcables en un mismo campo de visión. Pueden fotografiarse juntos en una misma imagen con telescopios de focales por debajo de unos 500 mm.
Se encuentran:
- NGC 654: a unos 2 grados al sur de Seguin (ε Cas).
- NGC 663: a unos 2,5 grados al sureste de Seguin (ε Cas).
- NGC 659: a más de 2 grados al noreste de Kasora (δ Cas).
- IC 166: a menos de 2 grados al sureste de Seguin (ε Cas).
Compartiendo todos ellos el mismo campo visual en la misma región estelar del brazo espiral de Perseo.
NGC 654
NGC 654 es un cúmulo abierto descubierto por William Herschel en 1787 a unos 7.800 años luz de la Tierra. Con una magnitud aparente de 6,5, puede observarse fácilmente con prismáticos o pequeños telescopios.
Alberga cerca de 80 estrellas y entre sus miembros destacan tres estrellas Be y varias estrellas brillantes, como HD 10494 y una supergigante amarillenta de tipo F5, que probablemente forme parte del conjunto.
Tiene una edad de entre 15 y 40 millones de años, lo que apunta a un intervalo de formación estelar prolongado, de al menos unos 20 millones de años.
La región central presenta menor enrojecimiento interestelar que las zonas periféricas, posiblemente debido a la existencia de dos capas de polvo entre la Tierra y el cúmulo, además de una capa adicional detrás del cúmulo.
NGC 654 forma parte de la asociación estelar Cassiopeia OB8, junto con los cúmulos M103, NGC 663 y NGC 659, además de varias supergigantes aisladas. Todos estos objetos presentan edades y distancias similares, configurando una región activa de formación estelar dentro del brazo de Perseo de la Vía Láctea.
NGC 663 (Caldwell 10)
NGC 663 (o Caldwell 10) es un cúmulo abierto joven situado a unos 6.850 años luz de la Tierra. Con una magnitud visual de 7,1 y un diámetro aparente de unos 15 minutos de arco, puede verse a simple vista en cielos oscuros.
Contiene alrededor de 400 estrellas y tiene una edad estimada de 20-25 millones de años. Esto indica que las estrellas de tipo espectral B2 y más masivas están alcanzando el final de su permanencia en la secuencia principal.
Su posición en el cielo coincide con la proyección de una nube molecular situada a unos 1.000 años luz de distancia, aunque no existe relación física entre ambos objetos. Esta nube oscurece parcialmente las estrellas de fondo, contribuyendo al enrojecimiento interestelar.
Uno de los rasgos más notables de NGC 663 es su alta población de estrellas Be, con unas 24 identificadas, la mayoría comprendidas entre los tipos espectrales B0 y B3.
Estas estrellas muestran líneas de emisión de hidrógeno en su espectro, asociadas a la presencia de discos circunestelares gaseosos. Entre ellas destaca LS I +61° 235, una estrella Be binaria de rayos X con un período orbital de unos tres años.
NGC 663 forma parte de la asociación estelar Cassiopeia OB8, en el brazo de Perseo de la Vía Láctea, junto con los cúmulos M103, NGC 654 y NGC 659, además de varias supergigantes dispersas.
Todos estos objetos comparten edades, distancias y características evolutivas, constituyendo un importante laboratorio para el estudio de la evolución estelar temprana y la dinámica de asociaciones OB.
NGC 659
NGC 659, o Cúmulo Yin-Yang, es un cúmulo abierto situado a unos 8.200 años luz de la Tierra. Fue descubierto por Caroline Herschel en 1783.
Posteriormente, William Herschel lo describió como “Un hermoso cúmulo de estrellas bastante grandes, de unos 15′ de diámetro, considerablemente rico”. Se encuentra en el cielo junto a NGC 663.
IC 166
IC 166 es un cúmulo abierto con una magnitud aparente de 11,7 situado a unos 14.000 años luz de la tierra. Fue descubierto en 1890 por el astrónomo británico William Frederick Denning.
Con una edad de 1.320 millones de años, es bastante antiguo para ser un cúmulo estelar abierto.
Cúmulos «Tela de Viuda Negra» (NGC 7790) y NGC 7788
NGC 7790 y NGC 7788 son dos cúmulos abiertos que se encuentran visualmente próximos. Probablemente se originaron en la misma región de formación estelar, aunque están a diferentes distancias de la Tierra y tienen edades distintas.
Ambos se encuentran en el mismo campo visual, a unos 2,5 grados al noroeste de Caph (β Cas).
NGC 7790
NGC 7790 es un cúmulo abierto joven situado a unos 10.800 años luz de la Tierra. Fue descubierto por William Herschel el 16 de diciembre de 1788. Más tarde, John Dreyer lo incorporó al New General Catalogue bajo la designación NGC 7790.
El cúmulo presenta una clasificación Trumpler II2m, que indica una concentración moderada y una riqueza estelar media. Su edad es de 60-80 millones de años, y su luz está afectada por una extinción interestelar de 0,51 magnitudes causada por el polvo y gas interestelar en la línea de visión.
Contiene tres cefeidas, CEa Cas, CEb Cas y CF Cas, lo que lo convierte en un cúmulo de gran importancia para la calibración de la relación periodo-luminosidad de este tipo de variables.
NGC 7788
NGC 7788 es un cúmulo abierto situado a unos 7.750 años luz de la Tierra y a solo 17 minutos de arco al noroeste de NGC 7790. Clasificado como Trumpler I2p, NGC 7788 es un cúmulo joven, con una edad de 20-40 millones de años.
Fue descubierto el 5 de octubre de 1829 por John Herschel ya que su padre, William Herschel, lo había pasado por alto. Más tarde, John Dreyer lo incorporó al New General Catalogue con la designación NGC 7788.
Presenta un halo estelar que se extiende hasta un radio de unos 11 años luz, probablemente originado por procesos tempranos de eyección de masa en sus primeras etapas evolutivas.
Cúmulo «Cáliz Fantasmal» (NGC 559) (Caldwell 8)
NGC 559 (Caldwell 8) es un cúmulo abierto descubierto por William Herschel en 1787 y situado a unos 4.100 años luz de la Tierra. Con una magnitud de 9,5 y un diámetro de unos 10 años luz.
Se encuentra a unos 2 grados al suroeste de Seguin (ε Cas), o a unos 3 grados al noreste de Kasora (δ Cas) y próximo a los cúmulos abiertos NGC 609 y NGC 637.
También se le conoce como “Cáliz Fantasmal”, nombre acuñado por el astrónomo Stephen J. O’Meara por la apariencia del cúmulo, que recuerda a una copa enjoyada que parece desvanecerse como un fantasma.
Este efecto se debe a la baja luminosidad de muchas de sus estrellas centrales, de magnitud 12, y a su avanzada edad, estimada en 1.800 millones de años.
NGC 559 es un cúmulo relativamente compacto y rico, con bordes irregulares, que contiene alrededor de 150 estrellas, de las cuales unas cuarenta tienen magnitud 12. Las estrellas más masivas tienden a concentrarse hacia el centro, lo que indica segregación de masa.
El cúmulo se localiza en una región rica en polvo interestelar, lo que produce un fondo estelar ligeramente grisáceo. Hacia el oeste de NGC 559 pueden observarse las nebulosas oscuras LDN 1325 y LDN 1326.
Nebulosa «Pacman» (NGC 281)
NGC 281, conocida popularmente como la Nebulosa Pacman por su parecido con el personaje del videojuego clásico, es una región de formación estelar situada a unos 9.500 años luz de la Tierra.
Se encuentra a unos 1,5 grados al noreste de Shedar (α Cas).
La nebulosa tiene una extensión de más de 80 años luz y alberga en su interior el cúmulo estelar IC 1590, formado por estrellas jóvenes y masivas que iluminan y moldean la nube de gas y polvo que las rodea.
Las formas oscuras y caprichosas que se observan en las imágenes de NGC 281 son glóbulos de Bok y columnas de polvo erosionadas por la intensa radiación ultravioleta y los vientos estelares procedentes de las estrellas calientes del cúmulo.
Estas estructuras, si logran sobrevivir al proceso de erosión, podrían convertirse en el futuro en nuevos núcleos de formación estelar.
NGC 281 es especialmente interesante porque se encuentra casi 1.000 años luz por encima del plano galáctico, lo que ofrece una visión excepcionalmente despejada de los procesos de formación estelar masiva, habitualmente ocultos por el polvo interestelar.
Formación estelar y dinámica
Las estrellas más masivas del cúmulo desempeñan un papel crucial en la dinámica galáctica: sus vientos estelares y radiación ionizante moldean el entorno, y sus futuras explosiones como supernovas enriquecerán el medio interestelar con nuevos elementos.
La nebulosa está compuesta principalmente por hidrógeno y oxígeno ionizados, cuya emisión combinada produce los característicos colores rojizos y azulados en imágenes tomadas con filtros de banda estrecha.
En luz óptica, la “boca” de Pacman aparece oscura debido al polvo que bloquea la luz visible. Sin embargo, en el infrarrojo, ese polvo emite un brillo intenso.
NGC 281 se divide en dos subregiones principales: una zona superior rodeada de gas extremadamente caliente, a unos 10 millones de grados, y una región más joven en la parte inferior, donde existe evidencia de formación estelar inducida por una generación previa de estrellas masivas.
Además, se han identificado zonas de formación estelar aisladas, lo que sugiere que un evento externo, posiblemente una onda de choque o una supernova cercana, pudo haber desencadenado un “boom” de nacimiento de estrellas en esta nebulosa.
Nebulosas «Corazón» (IC 1805) (Sharpless 2-190) y «Alma» (IC 1848) (Sharpless 2-199)
Las nebulosas «Corazón» (IC 1805) y «Alma» (IC 1848) forman un vasto complejo de formación estelar situado a unos 6.000 años luz de la Tierra, dentro del brazo espiral de Perseo de la Vía Láctea, un brazo exterior respecto al que ocupa el Sol.
Ambas se encuentran a unos 5 y 7,5 grados al noreste de Seguin (ε Cas), respectivamente.
Este conjunto, también conocido como el complejo del «Corazón y Alma«, se extiende a lo largo de unos 580 años luz, ocupando una pequeña fracción del diámetro total de nuestra galaxia (aproximadamente 100.000 años luz).
La Nebulosa del Corazón recibe su nombre por su parecido con la forma de un corazón humano, mientras que la Nebulosa del Alma, situada a su izquierda, también se llama «Nebulosa del Embrión» por la forma de sus estructuras internas.
Ambas regiones son enormes fábricas estelares, donde la intensa radiación ultravioleta y los vientos estelares procedentes de estrellas masivas han esculpido grandes burbujas de gas ionizado en el material circundante.
Nebulosa «Corazón» (IC 1805) (Sharpless 2-190)
La Nebulosa del Corazón (IC 1805), también catalogada como Sharpless 2–190, es una extensa región de formación estelar donde el hidrógeno y otros gases interestelares están dando origen a una nueva generación de estrellas.
Situada a unos 7.500 años luz de la Tierra, la nebulosa presenta un diámetro físico superior a los 300 años luz, abarcando en el cielo más de dos grados.
Aunque su brillo superficial es bajo, resulta un objeto accesible para la astrofotografía de larga exposición, mientras que su observación visual requiere cielos muy oscuros y telescopios de mediana o gran apertura (>200 mm).
El cúmulo Melotte 15
En su interior se encuentra el cúmulo Melotte 15, formado por estrellas jóvenes que energizan el entorno con su radiación ultravioleta y sus intensos vientos estelares. Alberga varias estrellas con masas cercanas a 50 veces la del Sol, junto con numerosas estrellas de baja masa.
El característico resplandor rojizo de la Nebulosa del Corazón procede de la emisión del hidrógeno ionizado, excitado por las radiaciones de las estrellas masivas de este cúmulo central.
La intensa radiación y los vientos de estas estrellas están moldeando las columnas de polvo visibles en la nebulosa, al tiempo que dispersan el gas circundante.
Estudios dinámicos sugieren que un antiguo microcuásar fue expulsado del cúmulo hace varios millones de años, testimonio de la compleja evolución estelar que tiene lugar en esta región.
Nebulosa «Alma» (IC 1848) (Sharpless 2-199)
La Nebulosa del Alma (IC 1848), también catalogada como Sharpless 2–199, es una extensa región de formación estelar que alberga varios cúmulos abiertos jóvenes. Está situada a unos 6.500 años luz de la Tierra y tiene una extensión de unos 100 años luz.
Esta nebulosa también alberga un potente complejo de emisión de radio designado W5 y amplias cavidades de gas evacuadas por la acción de los vientos estelares de estrellas masivas recién formadas.
En fotografía de gran campo puede verse junto a su vecina occidental, la Nebulosa del Corazón (IC 1805), formando el célebre conjunto conocido como las nebulosas del «Corazón y Alma».
El complejo W5–IC 1848 constituye un laboratorio natural para el estudio de la formación estelar. En él, los vientos y la radiación de las estrellas masivas comprimen el gas circundante, desencadenando la formación de nuevas generaciones de estrellas.
Cúmulos
En el interior de la Nebulosa del Alma se encuentran varios cúmulos estelares: CR 34, CR 632 y CR 634, ubicados en la parte superior o “cabeza”, y el cúmulo abierto IC 1848, que da nombre a la propia nebulosa y ocupa la región central.
También se identifican pequeñas nebulosas de emisión adyacentes, como IC 1871 (al norte), y Sh2-670 y Sh2-669 (al sur).
Galaxias cercanas
En las proximidades de la nebulosa se hallan las galaxias Maffei 1 y Maffei 2, difíciles de observar en luz óptica por la extinción interestelar debida al polvo de la Vía Láctea.
Fueron inicialmente consideradas parte del Grupo Local de galaxias. Sin embargo, hoy sabemos que pertenecen al Grupo IC 342/Maffei, situado más allá de nuestra galaxia.
Nebulosa «Cabeza de Pez» (IC 1795)
La nebulosa IC 1795, también conocida como la «Nebulosa Cabeza de Pez«, es una región activa de formación estelar. Está situada a unos 6.000 años luz de distancia de la Tierra y ocupa una extensión de unos 70 años luz.
Se encuentra a unos 4 grados al noreste de Seguin (ε Cas), próxima a la Nebulosa del Corazón y al Doble Cúmulo de Perseo, formando parte de un amplio complejo de nebulosas y nubes moleculares que se extienden a lo largo del brazo de Perseo.
En las imágenes de luz visible, gran parte de la región aparece oscurecida debido al polvo interestelar, que bloquea la radiación de las estrellas más jóvenes.
Sin embargo, en el infrarrojo emite con intensidad revelando la presencia de nacimientos estelares recientes, de apenas unos pocos millones de años de antigüedad.
Las imágenes de IC 1795 suelen presentarse en la paleta Hubble, que asigna los colores azul, verde y rojo a las emisiones del oxígeno, hidrógeno y azufre, respectivamente. Este mapeo resalta las estructuras de gas incandescente y nubes de polvo de la nebulosa.
IC 1795, junto con IC 1805 y otras regiones adyacentes, forma parte de un vasto complejo de nebulosas de emisión y nubes moleculares. En él, la radiación y los vientos de las estrellas masivas moldean el entorno y estimulan la formación de nuevas estrellas.
Nebulosa «Pinza de Langosta» (Sh2-157)
Sh2-157, conocida como la Nebulosa «Pinza de Langosta», es una nebulosa de emisión situada entre las constelaciones de Casiopea y Cefeo, a aproximadamente 8.000 años luz de distancia de la Tierra.
Se encuentra en el Brazo de Perseo de la Vía Láctea, a casi 7 grados al noroeste de Caph (β Cas) y a solo 1 grado de la Nebulosa «Burbuja» (NGC 7635). Este objeto está relacionado directamente con la gran asociación «Cassiopeia OB2».
En la parte superior izquierda de la imagen de Sh2-157 se muestra el cúmulo «Punta de Flecha» (NGC 7510), perteneciente a la contigua constelación de Cefeo (Cepheus).
Sh2-157 es visible en las longitudes de onda del hidrógeno ionizado (Hα), el oxígeno (OIII) y el azufre (SII) y destaca por sus dos arcos principales en anillo (en el centro de la imagen) en la parte norte, que se asemejan a las pinzas de una langosta.
Se cree que esta forma es el resultado de la acción de los vientos estelares de la estrella tipo Wolf-Rayet WR 157 perteneciente al cúmulo abierto Markarian 50.
Por su parte, el sector sur (a la derecha de la imagen) está iluminado y excitado por la radiación intensa de estrellas de clase espectral O. En el interior de la nebulosa se encuentra un cúmulo de estrellas muy jóvenes, que representa la generación más reciente en un continuo proceso de formación estelar.
Este proceso está vinculado tanto a la asociación «Cassiopeia OB2» como al cercano cúmulo abierto NGC 7510, lo que convierte a Sh2-157 en una región activa de nacimiento estelar.
Nebulosa «Fantasma de Casiopea» (IC 63 e IC 59)
IC 63 e IC 59 son dos pequeñas nebulosas de emisión y reflexión situadas a unos 550 años luz de la Tierra. Ambas están expuestas a la intensa radiación ultravioleta de Navi (γ Cas), una gigante azul extremadamente caliente y luminosa.
Se encuentran a menos de 0,5 grados al noreste de Navi (γ Cas), cuya intensa radiación hace que IC 63 (a la derecha en la imagen) brille en tonos rojizos debido al hidrógeno ionizado. Los matices azulados proceden de la luz estelar reflejada en el polvo.
IC 59 (a la izquierda en la imagen), situada algo más lejos de γ Cas, muestra un predominio de la luz de reflexión azulada sobre la luz rojiza de emisión.
Ambas nebulosas forman parte de una región nebulosa más extensa que rodea a γ Cas y que se extiende unos dos grados en el cielo, equivalente a cuatro veces el diámetro aparente de la Luna llena.
La radiación y los vientos de γ Cas están erosionando progresivamente estas nubes de gas y polvo, que acabarán dispersándose en el medio interestelar en un futuro relativamente próximo.
Nebulosa IC 289
IC 289 es una nebulosa planetaria situada a unos 5.190 años luz de la Tierra. Fue descubierta el 2 de septiembre de 1888 por el astrónomo estadounidense Lewis Swift. Más tarde, en 1921, Edwin Hubble la identificó como una nebulosa planetaria.
Se encuentra próxima a la nebulosa del «Alma» (IC 1848), a unos 9 grados al noreste de Seguin (ε Cas).
Como todas las nebulosas de este tipo, IC 289 es el resultado de la fase final de una estrella similar al Sol, que al morir expulsa sus capas externas de gas ionizado, formando una envoltura luminosa alrededor de su núcleo remanente.
Visualmente, presenta un disco ovalado de unos 38 × 28 segundos de arco, rodeado por un halo más débil y casi circular de unos 42 segundos de arco de diámetro. Su eje principal está inclinado apenas unos 10° respecto a nuestra línea de visión.
En el centro se encuentra una débil estrella de tipo O, solo visible con telescopios grandes, que ilumina y da forma a las estructuras internas de la nebulosa.
Cassiopeia A
Cassiopeia A es el remanente de una estrella masiva que explotó hace aproximadamente 325 años como supernova . Se encuentra a unos 10.000 años luz de la Tierra.
Se encuentra cerca de la Nebulosa «Burbuja» (NGC 7635), a casi 6 grados al suroeste de Caph (β Cas).
El objeto está compuesto por un núcleo estelar colapsado (estrella de neutrones) y un remanente de material en expansión expulsado durante la explosión. La estrella de neutrones aparece como un punto brillante y compacto en el centro del remanente.
Galaxias NGC 147 (Caldwell 17) y NGC 185 (Caldwell 18)
Además de las galaxias satélite M32 y NGC 205, la Galaxia de Andrómeda (M31) posee varias otras más distantes. Entre ellas se encuentran NGC 185 y NGC 147, situadas entre M31 y la Vía Láctea a 2,07 y 2,36 millones de años luz, respectivamente.
NGC 185 (Caldwell 18) fue descubierta por William Herschel en noviembre de 1787, mientras que NGC 147 (Caldwell 17), más tenue, permaneció inadvertida hasta que su hijo John Herschel la detectó en septiembre de 1829.
Ambas son galaxias elípticas enanas situadas en el halo exterior de M31, a unos 8 grados al sureste de Shedar (α Cas) y a más de 7 grados al norte de M31.
Están separadas entre sí por apenas un grado en el cielo, estando más alejadas de M31 que sus galaxias satélite M32 y NGC 205.
NGC 185
Con una magnitud aparente de 9,2, NGC 185 es una galaxia enana más fácil de observar que su vecina NGC 147 debido a su núcleo más circular y compacto. Destaca por su núcleo galáctico activo, que emite radiación intensa en parte del espectro.
Algunos astrónomos la clasifican como una galaxia Seyfert tipo II, caracterizada por su brillo intenso en infrarrojo pese a su apariencia modesta en luz visible. De confirmarse, sería la única galaxia Seyfert conocida en el Grupo Local y la más cercana a la Tierra.
NGC 147
Al igual que su vecina NGC 185, NGC 147 es un satélite distante de Andrómeda, gravitacionalmente ligado a su galaxia anfitriona. Con una magnitud aparente de 9,5, requiere de cielos oscuros para ser detectada.
Se encuentra en el borde sur de la constelación de Casiopea, entre la “W” de la constelación y la Galaxia de Andrómeda.
Galaxia IC 10
IC 10 es una galaxia irregular perteneciente al Grupo Local situada a unos 2 millones de años luz de la Tierra. Fue descubierta por el astrónomo estadounidense Lewis Swift el 8 de octubre de 1887. Se encuentra a unos 1,5 grados al noreste de Caph (β Cas).
A diferencia de las galaxias espirales como Andrómeda (M31) o la Vía Láctea, su estructura carece de regularidad, mostrando filamentos irregulares de estrellas jóvenes y polvo.
IC10 es una galaxia satélite de Andrómeda (M31) y se distingue por ser la única galaxia del Grupo Local con formación estelar activa, con enormes nubes de hidrógeno que generan estrellas jóvenes y luminosas, responsables de los filamentos rojos brillantes visibles en las imágenes.
También alberga estrellas Wolf-Rayet, de temperaturas superficiales de hasta 200.000 K, y un agujero negro de masa estelar. Probablemente experimentó una colisión con otra galaxia del Grupo Local hace unos 10 millones de años.
Su estudio ha sido difícil debido a su posición cerca del borde de la Vía Láctea, donde la observación se ve dificultada por la densa banda de polvo y estrellas de nuestra galaxia, que aparecen en primer plano como puntos brillantes en las imágenes.
Constelación de Cefeo (Cepheus)
Cefeo es una de las constelaciones circumpolares del hemisferio norte y está situada entre Draco y Casiopea. Fue descrita por Ptolomeo en el siglo II d.C. y tiene una característica forma de«pentágono deformado» o «casita con tejado puntiagudo».
En la mitología griega, el rey Cefeo ocupa un papel menor frente a su esposa Casiopea, protagonista central del mito griego de Perseo, el héroe que venció a la gorgona Medusa.
Algo similar ocurre en el cielo, ya que Cefeo es una de las constelaciones más tenues del grupo mitológico de Perseo, aunque posee varios objetos notables. Se ve más alta en el horizonte en otoño y principios del invierno.
Mitología
Estrellas principales
La figura principal de Cefeo es un pentágono deformado compuesto por 5 estrellas: Alderamin (Alfa Cep), Alfirk (Beta Cep), Errai (Gamma Cep), Iota Cep y Zeta Cep. La estrella más prominente del conjunto es Alderamin, en el vértice superior izquierdo.
Entre las estrellas más destacadas de Cefeo figuran la célebre “Estrella Granate” de Herschel (Mu Cephei), el sistema binario eclipsante VV Cephei, Delta Cephei, prototipo de las variables Cefeidas, y Alfirk (Beta Cephei), que representa un tipo de variabilidad estelar más sutil.
Alfirk está debajo de Alderamin, mientras que Errai se sitúa en el vértice inferior. Zeta se encuentra arriba a la derecha de Alderamin y forma un destacado triángulo junto con Épsilon y Delta, la célebre variable Delta Cephei.
Castula (Nu Cephei) se encuentra entre Zeta y Alderamin, mientras que Kabalfird (Eta Cep) está justo a la izquierda de esta última.
La supergigante Mu Cephei, o «Estrella Granate», se halla encima de Castula, mientras que VV Cephei (que rivaliza en tamaño con Mu Cephei) y Kurhah (Xi Cep) están debajo.
Alderamin (α Cep, Alfa Cephei)
Alderamin (α Cep), con magnitud 2.44, es la estrella más brillante de la constelación de Cefeo (Cepheus). Se encuentra a una distancia de unos 49 años luz de la Tierra.
Su nombre en árabe significa “el antebrazo derecho”. Sin embargo, este nombre originalmente se asociaba a Cástor, en Géminis. Más tarde se aplicó erróneamente a Alderamín, con una transliteración incorrecta que alteró su sentido original.
La importancia astronómica de Alderamin no radica tanto en su brillo, sino en su proximidad al Polo Norte celeste.
Una futura «estrella polar»
Debido a la precesión de los equinoccios, el eje terrestre describe un círculo de 23,5° de radio a lo largo de unos 25.800 años, desplazando así el punto al que apunta el polo norte en el cielo.
Actualmente el polo norte celeste se halla cerca dePolaris (α Ursae Minoris), pero hace unos 4.700 años, en torno al 2.700 a.C., apuntaba hacia Thuban (α Draconis), y en la época de Homero estaba cerca de Kochab (β Ursae Minoris).
Pues bien, dentro de unos 5.500 años, el polo norte celeste volverá a situarse a unos tres grados de Alderamin, como ya ocurrió en el 18.000 a.C. Sin embargo, no será una «estrella polar» tan precisa como lo fue Thuban en el pasado o lo es Polaris en la actualidad.
Propiedades físicas
Alderamin es una estrella blanca tipo A7 clasificada como enana, es decir, una estrella que fusiona hidrógeno en su núcleo, igual que el Sol. Sin embargo, podría encontrarse ya al inicio de su evolución hacia la fase de subgigante.
Su luminosidad es unas 18 veces la solar, su radio es 2,5 veces el del Sol y su masa se estima en 1,9 veces la del Sol.
Rápida rotación y actividad magnética inusual
Una de las características más llamativas de esta estrella es su rotación extremadamente rápida.
Su velocidad ecuatorial mínima alcanza los 246 km/s, más de 125 veces la del Sol, lo que implica un periodo de rotación inferior a medio día, frente a los casi 27 días que tarda el Sol en girar sobre sí mismo.
Esta rotación tan intensa impide la separación de elementos químicos en su atmósfera (difusión atómica), fenómeno común en otras estrellas de tipo A. Además, Alderamin presenta una actividad magnética inesperada.
Este tipo de estrellas no deberían tener una envoltura convectiva como la del Sol, donde los movimientos de plasma generan campos magnéticos. Sin embargo, Alderamin emite una cantidad de radiación de rayos X comparable a la solar.
Esto sugiere la presencia en Alderamin de procesos magnéticos anómalos aún no bien comprendidos.
Errai (γ Cep, Gamma Cephei)
Con magnitud media 3.22, Errai (γ Cep) es la segunda estrella más brillante de la constelación de Cefeo (Cepheus), pero apenas por delante de Alfirk (β Cep), con magnitud media 3.23. Se encuentra a una distancia de unos 46 años luz de la Tierra.
Su nombre proviene del árabe “al-ra‘i”, que significa “el pastor” y forma el vértice del tejado de la «casita con tejado puntiagudo» que forman las estrellas más brillantes de la constelación de Cefeo.
Errai es una estrella anaranjada tipo K1 con una temperatura superficial de unos 4.920 K. Su brillo es 10,6 veces superior al del Sol, su radio es 4,5-4,9 veces el solar y su masa es 1,6 veces la del Sol.
Errai fusiona helio para producir carbono y oxígeno en su núcleo, lo que indica que ha abandonado la secuencia principal y se ha convertido en una subgigante o gigante temprana.
Sistema binario y exoplaneta
Errai tiene una compañera enana roja de 0,3–0,4 masas solares que orbita a 19 UA, con un periodo orbital de 57-66 años. Su órbita es notablemente excéntrica, acercándose hasta 12 UA en el periastro y alejándose hasta 26 UA en el apoastro.
Además, Errai alberga un exoplaneta llamado Gamma Cephei Ab, descubierto en los años 2000. Este planeta tiene una masa mínima de 1,6 veces la de Júpiter y orbita a unas 2 UA de la estrella principal, completando una vuelta cada 2,5 años.
Alfirk (β Cep, Beta Cephei)
Alfirk (β Cep), con magnitud media 3.23, es la tercera estrella más brillante de la constelación de Cefeo (Cepheus), justo por debajo de Errai (γ Cep), con magnitud media 3.22. Se encuentra a una distancia de unos 685 años luz de la Tierra.
El nombre Alfirk proviene de una expresión árabe que designaba tanto a Alderamin (α Cephei) como a esta estrella, y que puede traducirse como “las dos estrellas” o, según otras interpretaciones, como “el rebaño”.
Alfirk es una estrella azul tipo B1, con una temperatura superficial de unos 26.900 K y una luminosidad 23 mil veces superior a la del Sol. Se clasifica como subgigante, aunque en realidad es una enana masiva de unas 13,5 masas solares.
Efectivamente, aunque Alfirk todavía fusiona hidrógeno en su núcleo, ya se aproxima al final de su vida principal, estimada en unos 11 millones de años. Al ser una estrella tan masiva, no podrá terminar su vida como una enana blanca y terminará explotando como supernova.
Prototipo de estrellas «Beta Cephei»
Alfirk es el prototipo de las “estrellas Beta Cephei”, un grupo de astros que pulsan de forma periódica con variaciones de brillo de apenas unas centésimas de magnitud y con múltiples periodos superpuestos.
El periodo principal de Alfirk es de 4,57 horas, durante el cual su brillo oscila entre magnitudes 3,16 y 3,27. Se han detectado otros periodos secundarios de 4,72; 4,46; 4,43; 4,88 y 4,30 horas, además de modulaciones más lentas de 6 y 12 días debidas a su rotación.
Estas pulsaciones se deben a variaciones en el flujo de calor en capas internas de la estrella, un mecanismo similar al que genera las oscilaciones de las Cefeidas, aunque en un rango de temperatura y masa mucho mayor.
Sistema triple
Alfirk tiene una compañera cercana, una enana azul tipo B5 de unas cuatro masas solares, situada a 0,25 segundos de arco (unos 50 UA), que rota a 230 km/s y completa una órbita alrededor de Alfirk en unos 90 años.
Existe una segunda compañera más lejana, una estrella tipo A de novena magnitud, visible con pequeños telescopios, situada al menos a 3.000 UA y con un periodo orbital estimado en unos 40 mil años.
δ Cephei (δ Cep, Delta Cephei)
Con magnitud media 4,1, δ Cephei (δ Cep) es una estrella con una importancia astronómica fundamental, aunque carezca de nombre propio, ya que es el prototipo de las célebres estrellas variables Cefeidas.
Se encuentra a una distancia de 865–898 años luz de la Tierra, formando parte de la asociación estelar OB6 de Cefeo, un grupo de estrellas jóvenes masivas ubicado a unos 880 años luz de la Tierra.
La magnitud de su brillo varía regularmente entre 3,5 y 4,3, lo que la convierte en una especie de reloj natural, con un periodo de pulsación de 5 días, 8 horas, 47 minutos y 32 segundos.
Variables Cefeidas
En 1912, Henrietta Leavitt descubrió que las Cefeidas presentan una relación directa entre luminosidad y periodo de pulsación, lo que permite calcular distancias precisas a galaxias cercanas a partir de su magnitud aparente.
Este descubrimiento fue clave para que Edwin Hubble determinara la distancia a la Galaxia de Andrómeda, demostrando que existen sistemas estelares fuera de nuestra propia galaxia.
La observación de Cefeidas ha sido un proyecto central del Telescopio Espacial Hubble, estableciendo una escala de distancias cosmológicas fiable.
Propiedades físicas
Se clasifica como supergigante blanco-amarillenta tipo F5, aunque durante su ciclo de pulsación su temperatura superficial cambia de 6.800 K en el máximo a 5.500 K en el mínimo, pasando temporalmente a tipo G2.
Delta Cephei es extremadamente luminosa, aproximadamente 2 mil veces más luminosa que el Sol. Su radio es unas 40 veces el solar y tiene una masa unas seis veces la solar.
Delta Cephei nació hace menos de 75 millones de años como una enana B2–B3 y, como todas las Cefeidas, agotó hace tiempo su hidrógeno central. Actualmente expande y contrae su radio, pulsando como un corazón celestial.
Sistema binario
Delta Cephei posee una compañera visual tipo B7 de magnitud 6,3. Es unas 500 veces más luminosa que el Sol, está situada a más de 11.000 UA y tiene un periodo orbital de más de 300.000 años.
Asterismos
El principal asterismo de Cefeo es el «Arco del Rey», formado por 6 estrellas: Errai (γ Cep), π Cep, 31 Cep, 24 Cep, 11 Cep y Alfirk (β Cep).
Se trata de un asterismo ténue, que salvo por Errai (γ Cep) y Alfirk (β Cep), ambas de magnitud 3, está formado por estrellas de magnitudes 4-5.
Objetos más interesantes
Cefeo alberga una destacada variedad de objetos de cielo profundo, entre ellos cúmulos como “Polarissima” (NGC 188) y “Punta de Flecha” (NGC 7510) y nebulosas tan conocidas como «Trompa de Elefante» (vdB 142), ubicada en IC 1396, “Iris” (NGC 7023) o “Mago” (NGC 7380).
- NGC 188 (Caldwell 1), cúmulo «Polarissima».
- NGC 7160, cúmulo «Caimán Nadador».
- NGC 7510, cúmulo «Punta de Flecha», Sh2-157, nebulosa «Pinza de Langosta» y NGC 7538, nebulosa «Lago del Norte» o «Cerebro».
- IC 1396, nebulosa, Sh2-129, nebulosa «Murciélago Volador» y Ou4, nebulosa «Calamar Gigante».
- NGC 7023 (Caldwell 4), nebulosa «Iris».
- NGC 7129, nebulosa «Capullo de Rosa».
- NGC 7380 (Sh2-142), nebulosa «Mago».
- NGC 7822, nebulosa «Signo de Interrogación».
- Sh2-155 (Caldwell 9), nebulosa «Cueva».
- VdB 152 (Ced 201), «Nebulosa del Urogallo» o «Cueva del Lobo».
- NGC 40 (Caldwell 2), nebulosa planetaria «Lazo» o «Escarabajo» y CTA1, remanente de supernova.
- NGC 7354, nebulosa planetaria.
- NGC 6951 (Arp 29), galaxia «Fuegos Artificiales» y NGC 6939, cúmulo «Zarza Fantasmal» o «Ganso Volador».
Cúmulo «Polarissima» (NGC 188) (Caldwell 1)
NGC 188 ( o Caldwell 1), es un cúmulo abierto formado por estrellas nacidas a partir de la misma nube molecular, lo que implica que todas tienen edades similares. Este tipo de sistemas es muy valioso para estudiar cómo varía la composición química entre estrellas que comparten un origen común.
El cúmulo fue descubierto por John Herschel en 1831, quien también nombró varias lunas de Saturno y Urano. Este último planeta fue descubierto por su padre, el famoso William Herschel. Se encuentra a unos 4 grados al sureste de la estrella Polaris.
NGC 188 presenta una magnitud aparente de 8,1 y contiene muchas estrellas de la secuencia principal. Estas estrellas de edad intermedia son particularmente interesantes porque son candidatas idóneas para albergar exoplanetas potencialmente habitables.
No obstante, la distancia del cúmulo, más de 5.400 años luz, dificulta su estudio detallado en la búsqueda de exoplanetas.
NGC 188 es circumpolar para todo el hemisferio norte, de modo que permanece visible durante todo el año. Además, su proximidad angular a Polaris, en el extremo del “mango” de la Osa Menor, facilita su localización.
Un cúmulo abierto muy antiguo
A diferencia de muchos cúmulos abiertos, cuyos miembros están poco ligados gravitatoriamente y se dispersan con el tiempo, NGC 188 presenta una notable estabilidad. Es uno de los cúmulos abiertos más antiguos conocidos, con una edad de al menos 6.800 millones de años.
Su localización, alejada del centro galáctico, ha evitado que las fuerzas gravitatorias de la Vía Láctea lo desmantelen, permitiendo su conservación hasta la actualidad.
Rezagadas azules
Observaciones realizadas con la «Advanced Camera for Surveys» del telescopio espacial Hubble han permitido estudiar en detalle las estrellas denominadas “rezagadas azules” presentes en el cúmulo.
La evidencia apunta a que estas estrellas son sistemas binarios en los que ha existido transferencia de masa, lo que provoca que uno de los componentes aparezca más caliente y azulado de lo que cabría esperar para su edad.
Cúmulo «Caimán Nadador» (NGC 7160)
NGC 7160 es un cúmulo abierto relativamente disperso descubierto por William Herschel el 9 de noviembre de 1789 y posteriormente observado por John Herschel el 7 de octubre de 1829. Se encuentra a 2.300-2.500 años luz de la Tierra.
Se clasifica como un cúmulo pobre y con baja concentración central, correspondiente al tipo II3p en la clasificación de Trumpler. Este es un sistema formalizado en 1930 por Robert J. Trumpler para describir y categorizar cúmulos abiertos.
Forma parte de la asociación estelar Cepheus OB2 y se localiza aproximadamente un grado al sur-suroeste de VV Cephei o a unos 4 grados al este de Alderamin (α Cep).
En su región central destaca la estrella HIP 108093, un sistema binario eclipsante. Las estimaciones de edad sitúan al cúmulo en un rango entre 10 y 19 millones de años, lo que confirma su carácter joven.
Observaciones realizadas con los telescopios espaciales Spitzer y Herschel no muestran emisión infrarroja extendida, lo que indica que la nube molecular original ya ha sido dispersada.
La «Burbuja de Cefeo»
NGC 7160 se encuentra dentro de la denominada «Burbuja de Cefeo», una estructura en expansión formada por polvo y gas, con un diámetro angular cercano a 10 grados, equivalentes a unos 390 años luz.
Se considera que la burbuja se originó por la acción combinada de los vientos estelares, la fotoionización y las explosiones de supernovas de estrellas OB ya desaparecidas.
Mu Cephei, Nu Cephei y el propio NGC 7160 podrían haber sido compañeras de ese grupo progenitor. Asimismo, se ha propuesto que Lambda Cephei y 68 Cygni serían estrellas fugitivas expulsadas de esa misma región.
Cúmulo «Punta de Flecha» (NGC 7510), Nebulosas «Pinza de Langosta» (Sh2-157) y «Lago del Norte» o «Cerebro» (NGC 7538)
“Punta de Flecha” (NGC 7510) es un cúmulo estelar muy joven y brillante, mientras que las nebulosas “Pinza de Langosta” (Sh2-157) y “Lago del Norte” o “Cerebro” (NGC 7538) son conocidas regiones de formación estelar masiva.
Estos objetos se encuentran muy próximos a la contigua constelación de Casiopea y pueden capturarse en una fotografía de gran campo junto con otros objetos de esta constelación, como puede apreciarse en la imagen.
NGC 7510
NGC 7510 es un cúmulo abierto situado a más de 11.000 años luz de la Tierra, una distancia considerable que lo sitúa más lejos que muchos de los cúmulos brillantes visibles con prismáticos o telescopios pequeños.
Esta lejanía implica además que parte de su luz queda atenuada por las nubes de gas y polvo interestelar, un efecto comparable al debilitamiento de los faros de un coche al atravesar la niebla nocturna.
Su forma ha recibido diversas interpretaciones: algunos observadores la comparan con una flecha, otros con una pinza de langosta, mientras que también se ha descrito como un destello similar a un pequeño fuego artificial cruzando el cielo.
Al observar NGC 7510 se está mirando a través del Brazo de Orión de la Vía Láctea y hacia el Brazo de Perseo, lo que añade interés a la región por la compleja estructura espiral y la acumulación de material interestelar en esta dirección.
Sh2-157
Sh2-157, conocida como la Nebulosa «Pinza de Langosta», es una nebulosa de emisión situada entre las constelaciones de Casiopea y Cefeo, a aproximadamente 8.000 años luz de distancia de la Tierra.
Se encuentra en el Brazo de Perseo de la Vía Láctea, a casi 7 grados al noroeste de Caph (β Cas) y a solo 1 grado de la Nebulosa «Burbuja» (NGC 7635). Este objeto está relacionado directamente con la gran asociación «Cassiopeia OB2».
En la parte superior izquierda de la imagen de Sh2-157 se muestra el cúmulo «Punta de Flecha» (NGC 7510), perteneciente a la constelación de Cefeo.
Sh2-157 es visible en las longitudes de onda del hidrógeno ionizado (Hα), el oxígeno (OIII) y el azufre (SII) y destaca por sus dos arcos principales en anillo (en el centro de la imagen) en la parte norte, que se asemejan a las pinzas de una langosta.
Se cree que esta forma es el resultado de la acción de los vientos estelares de la estrella tipo Wolf-Rayet WR 157 perteneciente al cúmulo abierto Markarian 50.
Por su parte, el sector sur (a la derecha de la imagen) está iluminado y excitado por la radiación intensa de estrellas de clase espectral O. En el interior de la nebulosa se encuentra un cúmulo de estrellas muy jóvenes, que representa la generación más reciente en un continuo proceso de formación estelar.
Este proceso está vinculado tanto a la asociación «Cassiopeia OB2» como al cercano cúmulo abierto NGC 7510, lo que convierte a Sh2-157 en una región activa de nacimiento estelar.
NGC 7538
NGC 7538 es una de las pocas ‘guarderías’ de estrellas masivas que se encuentran relativamente cerca de nuestro planeta, a unos 9.000 años luz, lo que permite que los astrónomos puedan estudiar sus procesos con un gran nivel de detalle.
Las regiones de formación de estrellas como NGC 7538 están formadas principalmente por hidrógeno gaseoso, pero también contienen una pequeña pero crucial proporción de polvo cósmico, que brilla con intensidad en las longitudes de onda del infrarrojo lejano.
Esta región tiene una masa total equivalente a 400.000 soles, y presenta una gran actividad de formación de estrellas masivas, las que son más de ocho veces más grandes que nuestro Sol.
La mezcla de polvo y gas que cubre toda la imagen oculta en su interior cientos de semillas de futuras generaciones estelares, que se encenderán como estrellas en cuanto alcancen una masa crítica.
Al menos trece de estas protoestrellas tienen una masa 40 veces superior a la de nuestro Sol, y se encuentran a una temperatura extremadamente baja, por debajo de los -250°C.
Peculiar formación en anillo
Un grupo de semillas estelares parece formar una estructura anular en el lado izquierdo de la imagen.
Este anillo podría ser el borde de una burbuja esculpida por las explosiones estelares que tuvieron lugar en la región, cuando las estrellas alcanzaron el final de sus vidas y explotaron como supernovas.
Sin embargo, los astrónomos todavía están investigando los orígenes de esta peculiar formación.
Nebulosas IC 1396, «Murciélago Volador» (Sh2-129) y «Calamar Gigante» (Ou4)
Las extensas nebulosas de emisión IC 1396 y Sh2-129 abarcan un amplio campo en el cielo de unos 10 grados. Ambas estructuras combinan gas interestelar incandescente y densas nubes de polvo que modelan un paisaje complejo y dinámico.
IC 1396 está situada a unos 3.000 años luz de distancia de la Tierra y se extiende a lo largo de varios cientos de años luz.
Su iluminación procede de una estrella azulada situada en la región central. Entre las formaciones más destacadas se encuentra la conocida «Trompa de Elefante», una nube oscura alargada situada a la derecha del centro de la nebulosa.
Esta estructura, de varias decenas de años luz de longitud, contiene material interestelar denso que actúa como reservorio para la formación estelar y alberga en su interior diversas protoestrellas.
En la misma zona del cielo y a una distancia similar se localiza Sh2-129, cuyo aspecto con nudos brillantes y crestas de emisión curvadas ha motivado su nombre popular: la Nebulosa del «Murciélago Volador».
Dentro de esta nebulosa se encuentra uno de los objetos más singulares identificados recientemente en la región: Ou4, la Nebulosa del «Calamar Gigante«, reconocible por su tenue emisión azulada que aparece superpuesta al gas rojizo del entorno.
Este conjunto de nebulosas constituye una de las regiones más ricas y variadas de Cefeo, donde coexisten procesos de ionización, condensación de polvo y formación estelar en distintas fases evolutivas.
IC 1396
IC 1396 es una región ionizada de gran tamaño que abarca más de 5 grados en el cielo y se extiende a lo largo de cientos de años luz. Su iluminación y fotoionización están dominadas por HD 206267, un sistema estelar triple jerárquico muy luminoso.
Dos de sus componentes forman una binaria espectroscópica con un periodo orbital de 3,7 días, mientras que un tercer miembro orbita a mayor distancia. Se encuentra a unos 4 grados al suroeste de η Cep.
La radiación de este sistema excita el gas circundante, mientras que los glóbulos densos, como la «Trompa de Elefante», permanecen parcialmente protegidos de esa intensa emisión ultravioleta.
Situada a la derecha del centro de IC1396, esta estructura alargada denominada vdB 142, se ha convertido en una de las más representativas de esta región de formación estelar en Cefeo.
Nebulosa «Trompa de Elefante» (vdB 142)
La Nebulosa «Trompa de Elefante», también conocida como vdB 142, es una estructura oscura y alargada situada dentro de la extensa nebulosa de emisión IC 1396. Se encuentra a 2.400–3.000 años luz de distancia de la Tierra.
Constituye una condensación de gas y polvo interestelar lo suficientemente densa como para resistir, en parte, la intensa radiación ultravioleta procedente de una estrella masiva cercana.
La Trompa de Elefante tiene más de 20 años luz de longitud y destaca por sus crestas brillantes y sus relieves en forma de filamentos, creados por la interacción entre el gas ionizado y las zonas más frías y opacas del interior.
Estas nubes oscuras contienen los materiales necesarios para la formación estelar y albergan varias protoestrellas ocultas. La estructura interna de esta región muestra los complejos contornos y cavidades esculpidos por la radiación y los vientos estelares.
Sh2-129 y Ou4
La Nebulosa del Calamar Gigante (Ou4) es una estructura cósmica de forma bipolar, cuyo tamaño aparente abarca casi tres lunas llenas en el cielo terrestre. Se encuentra a unos 3 grados al suroeste de Alderamin.
Fue descubierta en 2011 por el astrofotógrafo francés Nicolas Outters y se distingue por su característica emisión azulada, producida por oxígeno doblemente ionizado. Esta emisión contrasta con el extenso resplandor rojizo del hidrógeno de Sh2-129, que la envuelve visualmente.
Durante años, la distancia y la naturaleza real de Ou4 resultaron difíciles de establecer. Sin embargo, un estudio sugiere que la nebulosa se encuentra efectivamente dentro de Sh2-129, a unos 2.300 años luz de la Tierra.
En ese contexto, Ou4 sería un impresionante flujo de material impulsado por un sistema triple de estrellas calientes y masivas identificado como HR 8119, situado cerca del centro de la estructura.
Si esta interpretación es correcta, el “Calamar Gigante” tendría una extensión física superior a los 50 años luz, lo que lo convierte en uno de los objetos de flujo bipolar más grandes conocidos dentro de una región de emisión.
Nebulosa «Iris» (NGC 7023) (Caldwell 4)
NGC 7023, Nebulosa «Iris» o Caldwell 4, es una nebulosa de reflexión situada a unos 1.400 años luz de la Tierra y descubierta el 18 de octubre de 1794 por William Herschel. Sus estructuras luminosas tienen una extensión de 6 años luz.
Su característico tono azulado procede de la luz dispersada por diminutas partículas sólidas presentes en la nube, iluminadas por una estrella central brillante. Se encuentra a 3,5 grados al suroeste de Alfirk (β Cep).
Se trata de granos extremadamente pequeños, 10 o incluso 100 veces menores que las partículas de polvo terrestres, que dispersan la luz estelar y generan un resplandor indirecto típicamente azulado, similar al del cielo diurno.
Aunque la Nebulosa del Iris se muestra predominantemente azul, alberga también filamentos rojizos profundos que apuntan a la presencia de compuestos químicos aún no identificados, probablemente basados en hidrocarburos.
Nebulosa «Capullo de Rosa» (NGC 7129)
NGC 7129 es una región de formación estelar situada a unos 3.000 años luz de la Tierra. En su interior se encuentran numerosas estrellas jóvenes, muchas de ellas con menos de un millón de años. Se encuentra a unos 4,5 grados al suroeste de Alderamin.
Estas estrellas recién formadas emiten una intensa radiación capaz de fotodisociar las nubes de gas de las que proceden, excavando cavidades en el material circundante. Uno de los bordes de estas cavidades presenta un resplandor rosado característico del hidrógeno excitado.
La niebla azulada visible en la región es producto de la luz de estas jóvenes estrellas reflejada por finos granos de polvo. Entre las estructuras más llamativas destacan varios objetos compactos y profundamente rojizos asociados a estrellas en formación que aún no son visibles directamente.
Estos rasgos corresponden a objetos Herbig-Haro, emisiones de hidrógeno impactado por los chorros supersónicos que expulsan las estrellas recién nacidas. Un ejemplo notable es el objeto HH 103, de forma creciente, situado en la parte superior de la nebulosa.
El campo abarcado por esta región es amplio: la vista telescópica cubre más de 40 años luz. Entre los rasgos más débiles identificados recientemente se encuentran unas hebras rojizas en la parte superior derecha, que podrían corresponder a un remanente de supernova aún en estudio.
Máseres y fotoluminiscencia
En NGC 7129 también se detectan fenómenos energéticos adicionales, como máseres moleculares, señales coherentes en el rango de microondas generadas por moléculas excitadas.
En este caso, los máseres proceden de moléculas de agua (H₂O), que vibran al ser irradiadas por fotones de alta energía y reemiten radiación de microondas.
Otro proceso relevante es la fotoluminiscencia: los granos de polvo transforman luz ultravioleta invisible en emisión rojiza tenue, visible en forma de filamentos que se entremezclan con las nubes reflejadas.
A largo plazo, el gas y el polvo que rodean la región terminarán disipándose, y las estrellas se separarán gradualmente mientras el joven cúmulo continúa su recorrido orbital alrededor del centro galáctico.
Nebulosa «Mago» (NGC 7380) (Sh2-142)
La Nebulosa «Mago» es una región de formación estelar, situada a unos 8.000 años luz de la Tierra, que rodea al cúmulo abierto en desarrollo NGC 7380. Presenta una interacción entre estrellas, gas y polvo que, visualmente, recuerda la figura de un hechicero medieval.
Las estrellas de NGC 7380 han surgido de esta región de formación estelar durante los últimos 5 millones de años, por lo que se trata de un cúmulo relativamente joven. Se encuentra a unos 2,5 grados al oeste de δ Cep.
En la Nebulosa «Mago», la gravedad es suficiente para formar estrellas, mientras que los vientos estelares y la radiación son lo bastante intensos como para crear y disolver columnas de gas.
Esta región activa de formación estelar abarca unos 100 años luz y aunque la nebulosa solo perdurará unos pocos millones de años, algunas de las estrellas que están naciendo en ella podrían sobrevivir a nuestro Sol.
Nebulosa «Signo de Interrogación» (NGC 7822)
NGC 7822 es una brillante región de formación estelar situada en el borde de una gigantesca nube molecular y situada a unos 3.000 años luz de la Tierra. En su interior destacan bordes luminosos y formas oscuras en un paisaje celeste colorido y detallado.
Se encuentra aproximadamente a mitad de camino en línea recta entre Errai (γ Cep) y Caph (β Cas), esta última en la contigua constelación de Casiopea (Cassiopeia).
La imagen es un mosaico que incluye datos de filtros de banda estrecha que mapean la emisión del oxígeno, el hidrógeno y el azufre atómicos en tonos azules, verdes y rojos, respectivamente. Este mapeo de colores se conoce como paleta Hubble.
La emisión atómica está alimentada por la radiación energética de las estrellas centrales más calientes.
Sus intensos vientos y radiación esculpen y erosionan las estructuras más densas en forma de pilares, despejando una cavidad característica de varios años luz en el centro de la nube donde nacen las estrellas.
Es posible que sigan formándose estrellas en el interior de estos pilares por colapso gravitatorio, pero a medida que se erosionan, las estrellas en formación quedarán aisladas de su reservorio de material estelar.
Nebulosa «Cueva» (Sh2-155) (Caldwell 9)
La nebulosa «Cueva», o Caldwell 9, es una nebulosa de emisión que forma parte de una estructura mucho mayor: la nube molecular Cepheus B. Se encuentra a unos 3.000 años luz de distancia de la Tierra, en el plano de la Vía Láctea.
Se localiza a unos 4 grados al sureste de ι Ceph y recibe su nombre popular por la cavidad oscura de gas y polvo que recuerda a la entrada de una cueva.
El arco brillante que define esta entrada corresponde a una región HII en la que el hidrógeno atómico se encuentra ionizado y donde se están formando nuevas estrellas.
Fue incluida en 1959 por Stewart Sharpless en su segundo catálogo de regiones HII con la designación Sh2-155. A pesar de su magnitud de 8 y de su extensión de 40 años luz, Caldwell 9 es un objeto difuso y de bajo contraste, difícil de localizar visualmente.
Intensa actividad de formación estelar
La Nebulosa de la Cueva es especialmente interesante para la investigación astronómica porque observaciones en radio y en el infrarrojo cercano revelan una intensa actividad de formación estelar, con numerosas estrellas jóvenes y calientes emergiendo en su interior.
En 1995, la Wide Field and Planetary Camera 2 de Hubble estudió esta región en busca de discos protoplanetarios alrededor de estrellas jóvenes, similares a los detectados previamente en la Nebulosa de Orión (M42).
Observación
Caldwell 9 es observable en el hemisferio norte durante los primeros meses del otoño y, desde el hemisferio sur, en primavera, especialmente desde latitudes próximas al ecuador.
Se trata de uno de los objetos Caldwell más difíciles de detectar, por lo que se recomienda utilizar un telescopio de gran apertura, en cielos oscuros y sin contaminación lumínica.
El uso de filtros específicos para nebulosas puede mejorar significativamente la observación al atenuar fuentes de luz no deseadas.
Nebulosa «del Urogallo» o «Cueva del Lobo» (VdB 152) (Ced 201)
La nebulosa vdB 152, también catalogada como Ced 201, es una tenue nebulosa de reflexión situada a una distancia de 1.300–1.400 años luz de la Tierra. Se puede localizar a unos 4 grados al este de Beta Cephei.
Se encuentra en el borde de una extensa nube molecular dentro de la región conocida como «Cepheus Flare» una zona rica en nebulosas oscuras y campos estelares en la franja norte de la Vía Láctea.
Su estructura está dominada por una nube oscura con aspecto cometario: una región densa de polvo interestelar que presenta una “cabeza” compacta y una larga cola que se extiende hacia el norte.
Debido a su brillo extremadamente débil, la nebulosa ha sido descrita a menudo como una “cortina de polvo” o una “aparición fantasmal” en el cielo profundo.
Las imágenes de cielo profundo muestran una región que abarca unos siete años luz, revelando la compleja interacción entre polvo interestelar, radiación estelar y procesos de formación estelar en este rincón del medio interestelar de la Vía Láctea.
BD+69 1231
En el extremo meridional de esta nube se encuentra BD+69 1231, una estrella de secuencia principal de color blanco-azulado y magnitud 9,29 cuya luz es la responsable de iluminar el polvo circundante.
La interacción entre la radiación de esta estrella y el polvo interestelar produce el característico color azulado de la nebulosa. Este tono se debe a la dispersión de la luz estelar por las diminutas partículas de polvo, un proceso similar al que hace que el cielo terrestre se vea azul.
Además, la radiación ultravioleta emitida por BD+69 1231 parece inducir una débil luminosidad rojiza en parte del material nebular. En otras zonas de la región, las concentraciones de polvo bloquean la luz de estrellas más distantes, generando áreas oscuras y contrastadas.
Paradójicamente, esta estrella probablemente no se formó en esta nube, ya que las mediciones de su velocidad espacial indican que se desplaza a un ritmo muy distinto del de la nube molecular circundante.
Esto sugiere que BD+69 1231 simplemente atravesó la región por casualidad, iluminando temporalmente el polvo interestelar a su alrededor y haciendo visible la nebulosa de reflexión.
LDN 1217 y HH 450
En la porción septentrional de la nube se localiza LDN 1217, una nube oscura particularmente densa.
La detección en su interior de varias fuentes de radiación infrarroja sugiere la presencia de procesos de formación estelar, algo habitual en las nubes moleculares donde el gas y el polvo pueden colapsar gravitatoriamente para originar nuevas estrellas.
En la parte superior derecha de la nebulosa se encuentra el objeto Herbig-Haro 450 (HH 450), un chorro de gas expulsado por una estrella en formación.
Los objetos Herbig-Haro son manifestaciones típicas de la actividad de estrellas jóvenes que expulsan material a gran velocidad, generando ondas de choque visibles en el medio interestelar, mientras continúan acumulando masa (acreción).
También se observan en la región filamentos rojizos muy finos, que corresponden a los restos de una explosión de supernova cercana. Aún no está claro si este remanente de supernova llegará a interactuar directamente con la nube que forma vdB 152.
Nebulosa planetaria «Lazo» o «Escarabajo» (NGC 40) (Caldwell 2) y CTA1, remanente de supernova
NGC 40, o Caldwell 2, es una nebulosa planetaria situada a una distancia de unos 3.500 años luz de la Tierra. Fue descubierta por el astrónomo germano-británico William Herschel el 25 de noviembre de 1788.
Con una magnitud aparente de 12,3 es el objeto más débil del catálogo Caldwell, lo que dificulta su observación. Se encuentra aproximadamente a 5,5 grados al sureste de Errai (γ Cep).
El elevado brillo de su estrella central puede eclipsar el débil resplandor del gas circundante, por lo que es necesario un telescopio para resolver la nebulosa. En el hemisferio norte, su mejor época de observación es octubre.
La nebulosa está formada por una envoltura de gas que se expande desde una estrella que ha alcanzado las últimas fases de su evolución. La energía emitida por este astro moribundo ioniza el gas expulsado, haciéndolo brillar.
Con el paso de decenas de miles de años, la nebulosa se dispersará y dejará como remanente una enana blanca, el núcleo denso y caliente de la estrella.
Morfología
NGC 40 presenta una estructura compleja con un núcleo brillante y un halo externo. Este halo muestra una doble morfología, con una región interna difusa unida a la envoltura central y una zona más filamentaria e irregular que se extiende hacia el norte.
En la parte sur se ha identificado una estructura compatible con un chorro. Observaciones realizadas con el telescopio Spitzer en el infrarrojo revelaron que el halo interior contiene múltiples anillos superpuestos con forma de radios, una estructura descubierta en 1987.
La estrella central de NGC 40 ha sido objeto de numerosos estudios y destaca por pertenecer a la subclase Wolf-Rayet de estrellas centrales de nebulosas planetarias. Este tipo de estrellas es deficiente en hidrógeno y presenta fuertes vientos estelares y elevadas tasas de pérdida de masa.
Remanente de supernova CTA 1
En el campo profundo que rodea a NGC 40 aparecen diversos filamentos coloreados pertenecientes al gran remanente de supernova CTA 1, que se extiende unos 1,5 grados en el cielo.
Aunque ambos objetos comparten la misma región aparente, no están relacionados físicamente. Mientras que NGC 40 está a 3.500 años luz, CTA 1 se encuentra más lejos, a unos 4.500 años luz.
Nebulosa Planetaria NGC 7354
NGC 7354 es una nebulosa planetaria solitaria situada en una región relativamente vacía del espacio, a unos 4.200 años luz de distancia de la Tierra. Posee un diámetro aproximado de medio año luz.
Debido a su bajo brillo superficial, resulta difícil de observar con telescopios de aficionado y suele pasar desapercibida. Se encuentra a unos 3 grados al noreste de δ Cephei.
A pesar de su nombre, las nebulosas planetarias no guardan ninguna relación con los planetas. La denominación proviene de William Herschel, quien al observar una de estas nebulosas vio una esfera difusa que le recordó el aspecto de los planetas gigantes gaseosos.
Hoy sabemos que las nebulosas planetarias están formadas por las capas externas expulsadas por una estrella moribunda e iluminadas por el núcleo caliente de ésta.
Morfología
NGC 7354 presenta una envoltura externa circular, una envoltura interna elíptica, un conjunto de nudos brillantes concentrados hacia el centro y dos chorros simétricos que emergen en direcciones opuestas.
Se cree que esta morfología se debe a la interacción con vientos estelares, y algunos estudios apuntan a la posible presencia de una estrella compañera como origen de las estructuras observadas.
No obstante, la existencia de este segundo astro aún no ha sido confirmada.
Galaxia «Fuegos Artificiales» (NGC 6946) (Arp 29) y Cúmulo «Zarza Fantasmal» o «Ganso Volador» (NGC 6939)
La galaxia espiral NGC 6946 y el cúmulo abierto NGC 6939 aparecen juntos en imágenes que abarcan un campo de alrededor de un grado, el equivalente a dos Lunas llenas. Ambos objetos de encuentran en el límite entre Cefeo y Cygnus.
El grupo se observa a través de tenues nubes de polvo interestelar situadas cerca del plano de la Vía Láctea. Se encuentran a unos 6 grados al suroeste de Alderamin (α Ceph) y a solo 2 grados al suroeste de η Ceph.
El cúmulo abierto NGC 6939, visible en la parte inferior derecha, se encuentra a unos 5.600 años luz de distancia. En contraste, la galaxia espiral NGC 6946, situada en la parte superior izquierda del campo, se halla a unos 22 millones de años luz.
NGC 6946 es especialmente notable por su elevada tasa de supernovas. En los últimos cien años se han registrado diez explosiones estelares en su interior, la más reciente en 2017.
Por comparación, en la Vía Láctea se produce de media aproximadamente una supernova por siglo. Debido a esta actividad, NGC 6946 es conocida como la «Galaxia de los Fuegos Artificiales».
NGC 6946
Descubierta por Sir William Herschel el 9 de septiembre de 1798, NGC 6946 es una galaxia espiral de tamaño medio vista de frente. Se encuentra a unos 22 millones de años luz de distancia de la Tierra, en el límite entre Cefeo y Cygnus.
Solo en el último siglo se ha observado la explosión de 10 supernovas en los brazos de NGC 6946, ganándose su apodo de galaxia de los «Fuegos Artificiales». Por comparación, en la vía Láctea ocurren en promedio solo 1 o 2 eventos de supernovas por siglo.
NGC 6946 es una galaxia espiral intermedia, ya que se encuentra entre una espiral completa y una espiral barrada, con solo una pequeña barra en su centro. Es también una galaxia de estallido estelar, con una tasa excepcionalmente alta de formación estelar.
Esta galaxia contiene aproximadamente la mitad de estrellas que la Vía Láctea y los astrónomos la utilizan para estudiar la evolución de estrellas masivas y las propiedades del gas interestelar.
NGC 6939
Descubierto por William Herschel en 1798, NGC 6939 es un cúmulo abierto que se encuentra aproximadamente a 4.000 años luz de distancia de la Tierra y tiene más de mil millones de años.
Se sitúa cerca del límite entre Cefeo y El Cisne, en la esquina suroeste de Cefeo, a dos grados al suroeste de Eta Cephei y a 2/3° al noroeste de la galaxia espiral NGC 6946, que presenta una magnitud visual de 8,7.
Un estudio realizado en 1998 identificó seis estrellas variables entre las gigantes rojas del cúmulo. Una investigación posterior en 2004 detectó diez variables más en las proximidades del cúmulo, cinco de tipo W Ursae Majoris y una RR Lyrae.
Constelación de Osa Mayor (Ursa Major)
La constelación de la Osa Mayor (Ursa Major) es una de las más antiguas y reconocibles del cielo. Su figura principal, el asterismo conocido como «El Gran Carro», ha sido identificado por diversas culturas a lo largo de la historia.
Su forma característica ha servido como referencia para la navegación durante siglos, especialmente por su utilidad para localizar la estrella polar. Esto la convierte en un punto de referencia para aprender a orientarse entre las estrellas.
La Osa Mayor se encuentra en el hemisferio norte celeste y es una constelación circumpolar, por lo que es visible durante todo el año en latitudes medias del hemisferio norte.
Mitología
Alkaid, Mizar y Alioth, las tres estrellas que forman la cola de la osa, eran para los árabes tres plañideras de un cortejo fúnebre que recorría lentamente el firmamento alrededor de la estrella polar.
El féretro lo conformaba el conjunto formado por las otras 4 estrellas de «El Gran Carro»: Megrez, Dubhe, Merak y Phecda.
En la mitología griega, la constelación de la Osa Mayor (Ursa Major) se asocia con la historia de Calisto, hija del rey Licaón de Arcadia, y su hijo Arcas.
Zeus, el gran seductor
Calisto era hija del rey Licaón de Arcadia y compañera de caza de la diosa Artemisa. Un día Zeus se enamoró de ella y, para seducirla, adoptó la forma de Artemisa, dejándola embarazada de su hijo Arcas.
Calisto había hecho el juramento de preservar su virginidad mientras permaneciera en compañía de la diosa Artemisa, pero después de haber sido seducida por Zeus, mantuvo el hecho oculto.
La furia de Artemisa
Un día, mientras Calisto se bañaba, Artemisa se apercibió de su condición de embarazada y, furiosa, la transformó en una enorme osa negra.
Según otras leyendas, para evitar que su aventura extramatrimonial llegase a oídos de su celosa esposa Hera, fue el mismo Zeus quien transformó a Calisto en una osa.
La furia de Hera
En otras leyendas, sin embargo, fue Hera la que transformó a Calisto en una osa, como venganza por la infidelidad de su marido Zeus. Sea como fuere, al final Calisto termina irremediablemente convertida en una gran osa.
Zeus se apiada
Pasados los años y siendo Arcas, hijo de Calisto, ya adulto, entró su madre accidentalmente en el santuario de Zeus con su apariencia de osa.
Arcas, sin conocer aún la verdadera identidad de la osa, trató de matarla por el sacrilegio cometido, pero Zeus se apiadó finalmente e intervino transfiriendo a madre e hijo a las estrellas: Calisto como la Osa Mayor y Arcas como la Osa Menor.
Estrellas principales
El asterismo de «El Gran Carro» solo representa «el lomo» y «la cola» de la osa, que ocupa una figura mucho mayor de lo que parece. Las «patas» se extienden hacia abajo, mientras que el «hocico», representado por la estrella Muscida, apunta hacia abajo y a la derecha.
La Osa Mayor contiene tres pares de estrellas cercanas que, según la antigua tradición árabe, representan huellas de gacelas.
El primer par de huellas se encuentra en la pata trasera izquierda de la osa y está formado por Alula Australis y Borealis. El segundo se encuentra en la pata trasera derecha y está formado por Tania Australis y Borealis.
Finalmente, el tercer par de huellas se encuentra en la pata delantera derecha y está formado por Alkaphrah (Kappa UMa) y Talitha.
Alioth (ε UMa, Epsilon Ursae Majoris)
Alioth (ε UMa), con magnitud 1.77, es la estrella más brillante de la constelación de la Osa Mayor (Ursa Major) y se encuentra a una distancia de 81 años luz de la Tierra.
Su nombre en árabe significa «la cola gruesa del animal» y es una versión alterada del original. Fue asignado erróneamente a Alcor, la estrella compañera de Mizar, con un nombre vagamente similar.
Alioth es una estrella blanca de clase espectral A0 con una temperatura de 9.400 K. Brilla como 108 soles, tiene un diámetro cuatro veces mayor que el solar y una masa cercana al triple de la del Sol.
Es grande y luminosa para su clase, lo que indica que probablemente esté envejeciendo y acercándose al final de su vida en la secuencia principal, en la que fusiona hidrógeno en su núcleo para producir helio.
Una estrella «A peculiar (Ap)»
Alioth es la más brillante de las llamadas «estrellas A peculiares (Ap)», un tipo de estrellas magnéticas que presentan enriquecimiento o empobrecimiento de diversos elementos químicos, además de variaciones muy regulares a medida que la estrella rota.
Este comportamiento «químicamente peculiar» en estrellas de tipo A y B no se debe a la creación de elementos, sino a su separación en las atmósferas estelares relativamente delgadas.
Algunos elementos caen hacia el interior atraídos por el campo gravitatorio de la estrella, mientras que otros son impulsados hacia la superficie debido a la presión de radiación.
Una estrella tipo «Alpha Canum Venaticorum»
Alioth está clasificada como una estrella del tipo «Alpha Canum Venaticorum», llamadas así por la estrella prototipo Cor Caroli (α CVn). Su campo magnético y su composición química cambian desde nuestra perspectiva durante el período de rotación estelar de 5,1 días.
Algunos elementos se concentran en regiones específicas que entran y salen de nuestra vista a medida que la estrella gira.
Por ejemplo, la abundancia de oxígeno es 100 mil veces mayor cerca del ecuador magnético que en los polos magnéticos. Elementos más pesados, como el europio, también presentan fuertes variaciones.
Alioth también se caracteriza por tener uno de los campos magnéticos más débiles de su clase, con una intensidad de apenas 100 veces la del campo magnético terrestre, lo que la hace 15 veces menos intensa que Cor Caroli (α CVn).
Dubhe (α UMa, Alfa Ursae Majoris)
Dubhe (α UMa), con magnitud 1.79, es la segunda estrella más brillante de la constelación de la Osa Mayor (Ursa Major). Es conocida por formar parte del famoso asterismo de «El Gran Carro» y se encuentra a una distancia de 124 años luz de la Tierra.
Aunque no es la más brillante de todas, su brillo es lo suficientemente intenso como para destacarse en el cielo. Su nombre en árabe significa «el oso», aludiendo a su posición sobre el lomo de la Gran Osa.
Junto con Merak, la estrella Beta de la constelación, Dubhe forma lo que se conoce como las «estrellas apuntadoras», ya que trazan visualmente una línea que señala hacia la Estrella Polar (Polaris), ubicada en la constelación de la Osa Menor.
Dubhe es una gigante de tipo espectral K, con una temperatura de 4.500 K, es 300 veces más luminosa que el Sol y tiene un radio 30 veces el del Sol.
Sistema cuádruple
Dubhe tiene una compañera a una distancia de unas 23 UA (algo más que la distancia de Urano al Sol). Se trata de una estrella de tipo F, más cálida, mucho más tenue y menos masiva, que completa una órbita en 44 años.
A más de 400 veces esa distancia hay otra estrella de tipo F que también tiene una compañera (con un período de 6 días), conformando un sistema cuádruple.
Alkaid (η UMa, Eta Ursae Majoris)
Alkaid (η UMa), con magnitud 1.86, es la tercera estrella más brillante de la constelación de la Osa Mayor (Ursa Major). Se encuentra a una distancia de 104 años luz de la Tierra y destaca por ser la que marca el extremo del asa de «El Gran Carro».
Su nombre en árabe significa «el líder», y hace referencia a las tres «hijas» (el asa de «El Gran Carro») que están junto a un féretro representado por el cuerpo de «El Gran Carro». También es conocida como Benetnasch, que en árabe significa «Las hijas de Nasch».
Oscurecimiento gravitacional
Alkaid es una enana de tipo espectral B3, de color blanco-azul, que fusiona hidrógeno en su núcleo. Su velocidad de rotación es de al menos 166 k/s y su temperatura superficial varía entre 15.700 y 17.900 K.
Estos cambios de temperatura podrían estar relacionados con un fenómeno conocido como «oscurecimiento gravitacional», que ocurre cuando una estrella rota rápidamente, lo que provoca que su temperatura en los polos sea más alta que en el ecuador.
Propiedades y evolución
La temperatura media de Alkaid es de 16.800 K, su luminosidad es 580 veces mayor que la del Sol, tiene 3,2 radios solares y cinco veces la masa del Sol. Debido a su alta velocidad de rotación, el período de Alkaid es de menos de 21 horas.
Alkaid está justo por debajo del límite de temperatura en el que las estrellas comienzan a producir intensos rayos X debido a las ondas de choque en sus vientos estelares, por lo que es solo una fuente débil de rayos X, si es que produce alguno.
Alkaid perderá sus capas externas y se convertirá en una enana blanca con una masa de aproximadamente 0,85 veces la del Sol.
M40 (Winnecke 4)
Messier 40 (M40), también llamado Winnecke 4, es un objeto inusual dentro del catálogo Messier, ya que no es una nebulosa, cúmulo estelar o galaxia, sino un simple par de estrellas ópticamente alineadas.
Se encuentra a casi grado y medio de la estrella Megrez, que forma el final del «asa» del asterismo de «El Gran Carro».
Charles Messier quiso verificar una nebulosa descrita por Johannes Hevelius en el siglo XVII. Sin embargo, al no encontrarla, anotó en su lugar un par de estrellas cercanas que podrían coincidir con lo que Hevelius había observado.
Dos estrellas no relacionadas
El sistema fue posteriormente catalogado por Friedrich August Theodor Winnecke en 1863 como Winnecke 4, dentro de una lista de dobles ópticas.
Durante mucho tiempo se pensó que ambas estrellas podían formar un sistema binario, pero las mediciones modernas han demostrado que no están ligadas gravitacionalmente.
Las dos componentes visibles en M40 son estrellas de magnitudes 9.6 y 10.1, separadas por unos 52 segundos de arco.
Estudios realizados con datos del satélite Gaia han confirmado que están a distancias muy diferentes de la Tierra: una se halla a unos 350 años luz, y la otra a más de mil, lo que confirma que se trata de una doble óptica, no física.
Asterismos
La constelación de la Osa Mayor (Ursa Major) se reconoce fácilmente por el asterismo llamado «El Gran Carro” o «El Gran Cucharón» , formado por 7 estrellas que ocupan el lomo y la cola del animal.
Comenzando por la primera estrella del asa y en sentido antihorario, las estrellas son: Alkaid, Mizar, Alioth, Megrez, Dubhe, Merak y Phecda.
Merak y Dubhe son las llamadas «estrellas apuntadoras», ya que la prolongación de la línea que las une apunta en dirección a Polaris, en la Osa Menor.
Las 5 estrellas más centrales de «El Gran Carro » son del tipo espectral A, y forman parte de un cúmulo físico a unos 80 años luz de distancia llamado «Cúmulo de la Osa Mayor».
Por el contrario, Alkaid y Dubhe, en los extremos de «El Gran Carro», se encuentran a 104 y 124 años luz respectivamente, por lo que no están relacionadas gravitatoriamente con sus compañeras de asterismo.
Además, Alkaid y Dubhe se mueven en direcciones diferentes a las 5 estrellas más centrales de «El Gran Carro», por lo que se prevé que este asterismo se desintegre en unas decenas de miles de años.
Objetos más interesantes
En la constelación de la Osa Mayor (Ursa Major) destacan M81 (Bode) y M82 (Cigarro), ubicadas cerca una de la otra. También se encuentran M101 (la Galaxia del Molinete), M108 y M109, así como la nebulosa M97 (Nebulosa del Búho).
- M81 (NGC 3031), galaxia «de Bode» y M82 (NGC 3034), galaxia «del Cigarro».
- M101 (NGC 5457), galaxia «del Molinete».
- M108 (NGC 3556), galaxia «Tabla de Surf».
- M109 (NGC 3992), galaxia «de la Aspiradora».
- NGC 3079, galaxia «del Frisbee Fantasma».
- NGC 3184, galaxia «Pequeño Molinete».
- NGC 3310, galaxia «Arco y Flecha».
- M97 (NGC 3587), nebulosa «del Búho».
Galaxia «de Bode» (M81) (NGC 3031) y Galaxia «del Cigarro» (M82) (NGC 3034)
Descubiertas en 1774 por el astrónomo alemán Johann Elert Bode, las galaxias M81 y M82 forman un dúo fascinante ubicado a unos 12 millones de años luz de la Tierra.
Separadas por apenas unos cientos de miles de años luz, ambas pueden observarse en el mismo campo visual con prismáticos. Son objetos ideales para la observación astronómica durante el mes de abril.
Se encuentra a unos 10 grados al nor-noreste de Dubhe (α UMa).
M81: una espiral majestuosa
M81, también conocida como galaxia «de Bode«, es una de las galaxias más brillantes del cielo nocturno, con una magnitud aparente de 6,9. A través de unos prismáticos se muestra como una débil mancha luminosa, aunque con telescopios pequeños es posible resolver su núcleo.
Imágenes captadas por el telescopio espacial Hubble, mediante observaciones en luz visible e infrarroja, revelan una espectacular estructura espiral que se enrolla hasta el núcleo galáctico.
Sus brazos espirales están formados por estrellas jóvenes, calientes y azuladas, nacidas en los últimos millones de años, junto con una población estelar más antigua originada durante un episodio de formación estelar iniciado hace unos 600 millones de años.
La luz ultravioleta emitida por estas estrellas jóvenes excita las nubes circundantes de hidrógeno, haciendo que brillen, mientras que una serie de sinuosas franjas de polvo también se extienden hacia el centro galáctico.
El bulbo central de M81 contiene estrellas más antiguas y rojizas, y es significativamente más grande que el bulbo de la Vía Láctea.
En su corazón habita un agujero negro supermasivo con una masa estimada de 70 millones de soles, unas 15 veces más masivo que el agujero negro central de nuestra propia galaxia.
Estudios anteriores con el Hubble han demostrado que la masa de los agujeros negros en los núcleos galácticos guarda una estrecha relación con la masa del bulbo central de sus respectivas galaxias.
M82: una galaxia en ebullición estelar
A escasa distancia de M81 se encuentra M82, conocida como la galaxia «del Cigarro«. Con una magnitud aparente de 8,4, destaca por su intensa actividad en el infrarrojo y por albergar una región de formación estelar extraordinariamente activa.
Esta intensa producción de estrellas, denominada starburst, se debe a las interacciones gravitatorias con su vecina M81. En el núcleo de M82, las estrellas jóvenes están naciendo a un ritmo diez veces superior al de toda la Vía Láctea.
La radiación y las partículas energéticas que emiten estas estrellas recién nacidas modelan el gas circundante, y los vientos galácticos generados comprimen aún más el gas, desencadenando la formación de millones de nuevas estrellas.
Sin embargo, llegará un momento en que este proceso consuma o expulse el material necesario para formar nuevas estrellas. Cuando eso ocurra, la actividad starburst disminuirá, lo que se espera que suceda en unas pocas decenas de millones de años.
Galaxia «del Molinete» (M101) (NGC 5457)
M101, también conocida como la galaxia del Molinete, es una majestuosa galaxia espiral ubicada a unos 21 millones de años luz de la Tierra. Destaca por ser un ejemplo clásico de galaxia espiral con brazos bien definidos y regiones activas de formación estelar.
Fue descubierta en 1781 por el astrónomo francés Pierre Méchain, colaborador de Messier. Con una magnitud aparente de 7,9 puede observarse con telescopios pequeños bajo cielos oscuros.
Su mejor época de observación es durante el mes de junio. Forma el vértice de un triángulo casi equilátero con Alkaid (η UMa) y Mizar-Alcor (ζ UMa) en los otros vértices y a una distancia de unos 6 grados de ambas.
Propiedades
Su disco espiral, compuesto por estrellas, gas y polvo, se extiende a lo largo de unos 170 mil años luz, lo que la convierte en una galaxia un 70 % más grande que la Vía Láctea y con casi el doble de diámetro.
Se estima que M101 contiene al menos un billón de estrellas. En sus brazos espirales se distribuyen grandes nebulosas en las que nacen estrellas, ubicadas dentro de nubes moleculares gigantes de hidrógeno.
Estas zonas albergan cúmulos de estrellas jóvenes, calientes y azuladas, que marcan el patrón de los brazos espirales.
Observaciones en distintas longitudes de onda
Los datos en rayos X del observatorio Chandra revelan las regiones más calientes y energéticas de la galaxia, asociadas a explosiones estelares, gas sobrecalentado y materia que cae hacia agujeros negros.
En el infrarrojo, el telescopio Spitzer muestra las bandas de polvo donde se están formando nuevas estrellas. Por su parte, la luz visible permite rastrear el brillo de las estrellas ya formadas.
Galaxia «Tabla de Surf» (M108) (NGC 3556)
M108, conocida como la galaxia «Tabla de Surf», es una galaxia espiral ubicada a unos 46 millones de años luz de la Tierra. Fue descubierta en 1781 por el astrónomo Pierre Méchain tres días después de su descubrimiento de la galaxia M97.
Luego fue observada por Charles Messier ese mismo año, pero nunca registró su posición ni la incluyó oficialmente en su catálogo. Finalmente, el astrónomo Owen Gingerich incorporó M108 al catálogo Messier en 1953.
Con una magnitud de 10, M108 se encuentra justo bajo «El Gran Carro» de la Osa Mayor, a grado y medio al sur-sureste de Merak (β UMa).
Recibe su nombre debido a que aparece casi de canto, sin un núcleo pronunciado ni un abultamiento central evidente, lo que le da la apariencia de una tabla de surf.
Es visible con telescopios pequeños como una franja elíptica de luz con un núcleo más brillante, mientras que telescopios de 8 pulgadas o más revelan más detalles. La mejor época para observarla es el mes de abril.
Propiedades
Aunque no muestra un patrón espiral claramente definido, M108 está clasificada como una galaxia espiral barrada con brazos espirales débilmente enrollados. Las observaciones revelan cúmulos estelares jóvenes que se destacan sobre un fondo complejo y detallado.
La galaxia también contiene «supershells» (supercáscaras), grandes estructuras de gas generadas por estallidos de formación estelar y explosiones de supernovas. Estos supershells también podrían estar relacionados con chorros estelares o la caída de gas desde fuera de la galaxia.
M108 es uno de los miembros más grandes y brillantes del cúmulo de la Osa Mayor, que a su vez es parte del supercúmulo de Virgo. En el centro de M108 se encuentra un agujero negro supermasivo estimado en 24 millones de veces la masa del Sol.
El observatorio de rayos X Chandra ha identificado múltiples fuentes de rayos X en M108, siendo la más brillante probablemente un agujero negro de tamaño intermedio que está acumulando material activamente.
Galaxia «de la Aspiradora» (M109) (NGC 3992)
Messier 109 es la galaxia más brillante de un grupo de unas 80 galaxias conocidas como el Cúmulo de Galaxias de la Osa Mayor. Se trata de una galaxia espiral barrada, hogar de un billón de estrellas.
M109 está ubicada a unos 60 millones de años luz de la Tierra y posee una magnitud de 9.8, lo que la convierte en uno de los objetos más tenues del catálogo de Messier.
Al igual que M108, la galaxia M109 fue observada en 1781 por Charles Messier, quien nunca la incorporó oficialmente a su catálogo. Finalmente, el astrónomo Owen Gingerich la incorporó en 1953.
Se encuentra en la prolongación de la línea que une Merak (β UMa) y Phecda (γ UMa), a algo menos de 40 minutos al sureste de esta última.
Observación
Aunque la galaxia es más fácilmente observable durante la primavera, su luminosidad es débil y su forma difusa, lo que dificulta su observación en cielos con contaminación lumínica.
En cielos oscuros, un telescopio pequeño puede revelar M109 como una franja de luz, pero un telescopio más grande mostrará su núcleo rodeado de una tenue nebulosidad.
Galaxia «del Frisbee Fantasma» (NGC 3079)
NGC 3079 es una galaxia espiral barrada ubicada a unos 50 millones de años luz de la Tierra. Fue descubierta por William Herschel el 1 de abril de 1790. Esta galaxia es conocida por su núcleo altamente activo y su notable emisión de gas.
NGC 3079 está clasificada como una galaxia Seyfert II, lo que significa que posee un núcleo similar a un cuásar, con una alta luminosidad superficial y líneas de emisión de alta ionización en su espectro.
A diferencia de los cuásares, sin embargo, la galaxia anfitriona es claramente detectable. Se encuentra a unos dos grados al sureste de φ UMa.
Una galaxia burbujeante
Un estallido de formación estelar está generando intensos vientos estelares y acelerando partículas y gas a distancias de miles de años luz por encima y por debajo del plano galáctico. Estos filamentos de gas brillan intensamente debido a la emisión de los átomos de hidrógeno excitados.
Imágenes del telescopio espacial Hubble muestran con gran claridad esta característica, revelando burbujas de gas caliente que surgen desde el centro del disco galáctico, rodeadas por filamentos de gas que giran en un vórtice.
NGC 3079 tiene un diámetro de más de 3 mil años luz y se cree que se expande debido a los «vientos» originados por la formación de estrellas masivas. De ser así, un gran número de estrellas habrían nacido casi al mismo tiempo en el núcleo de la galaxia.
Curiosamente, este gas no alcanzará la velocidad de escape, por lo que terminará cayendo sobre el plano galáctico, lo que podría desencadenar más formación estelar en el futuro.
Galaxia «Pequeño Molinete» (NGC 3184)
NGC 3184, o galaxia «Pequeño Molinete», es una galaxia espiral no barrada ubicada a unos 40 millones de años luz de la Tierra. Su nombre se debe a su similitud, aunque a menor escala, con la famosa galaxia «del Molinete» (M101).
Esta galaxia fue descubierta el 18 de marzo de 1787 por el astrónomo germano-británico William Herschel, está orientada de cara, tiene una magnitud aparente de 9.8 y un diámetro de unos 50 mil años luz.
Se encuentra a menos de un grado al noroeste de Tania Australis (μ UMa).
NGC 3184 es conocida por su alta abundancia de elementos pesados y presenta dos regiones HII, llamadas NGC 3180 y NGC 3181, donde se lleva a cabo una intensa formación estelar.
El color azul de sus brazos espirales es el resultado de las pocas pero brillantes estrellas azules jóvenes que los adornan. Estas estrellas se formaron en enormes ondas de densidad que recorren el centro de la galaxia, lo que genera la estructura que vemos hoy en día.
Galaxia «Arco y Flecha» (NGC 3310)
NGC 3310 es una galaxia espiral de gran diseño situada a 46-50 millones de años luz de la Tierra. Se encuentra a casi 4 grados y medio al noroeste de Merak (β UMa).
Su historia reciente está marcada por una intensa formación estelar, producto de una colisión con una galaxia satélite hace unos 100 millones de años.
Durante este evento, las fuerzas gravitacionales generaron ondas de densidad que comprimieron las nubes de gas existentes, desencadenando una ola masiva de nacimiento estelar.
Esta característica hace que NGC 3310 sea clasificada como una galaxia starburst, un tipo de galaxia donde la formación estelar ocurre a un ritmo excepcionalmente alto.
El gas se destaca en tonos rosados, mientras que las estrellas aparecen en blanco y azul. Algunos de los cúmulos estelares de la galaxia son extremadamente jóvenes, lo que indica que la actividad estelar ha continuado durante al menos los últimos 40 millones de años.
NGC 3310 tiene un diámetro estimado de 22-50 mil años luz, y con una magnitud 9 puede observarse con telescopios pequeños. Su apariencia brillante y caótica convierte a esta galaxia en un objeto fascinante para astrónomos y aficionados.
Nebulosa «del Búho» (M97) (NGC 3587)
La Nebulosa del Búho, también catalogada como Messier 97 (M97) o NGC 3587, es una nebulosa planetaria situada a unos 2.030 años luz de distancia de la Tierra.
Es uno de los objetos más tenues del catálogo Messier, con una magnitud aparente de 9,9, y requiere cielos oscuros y telescopios de mediano tamaño para poder ser apreciada con claridad.
M97 se encuentra en la parte inferior de «El Gran Carro», a algo más de 2 grados al sur de Merak (β UMa). A menos de un grado de ella se encuentra M108, por lo que ambas suelen aparecer en el mismo campo de visión.
Esta nebulosa fue descubierta en 1781 por el astrónomo francés Pierre Méchain, colaborador de Charles Messier. Décadas más tarde, en 1848, William Parsons, tercer conde de Rosse, la observó con su gran telescopio en el castillo de Birr, Irlanda.
Fue él quien, al notar dos manchas oscuras en su interior que semejaban ojos, le dio el apodo con el que hoy es conocida: Nebulosa del Búho.
Aunque puede verse con prismáticos 20×80 (bajo cielos muy oscuros) como una débil bola de luz, los detalles más llamativos, incluidos los «ojos» del Búho, solo se revelan mediante telescopios de al menos 10 pulgadas de apertura.
Nebulosas planetarias
Con un diámetro real de unos 1,8 a 2 años luz, M97 representa el destino final de una estrella similar al Sol. Cuando este tipo de estrellas agotan su combustible nuclear, expulsan sus capas externas al espacio, formando envolturas brillantes de gas ionizado.
Estas nebulosas suelen tener forma circular o elíptica, lo que les dio su nombre histórico de “nebulosas planetarias”, aunque no tienen relación alguna con planetas.
En el caso de la Nebulosa del Búho, su estrella central, una enana blanca en proceso de enfriamiento, emite dos chorros de material polvoriento que bloquean parcialmente la luz.
Este fenómeno da lugar a los característicos «ojos» oscuros que evocan la cara de un búho mirando fijamente al observador desde el espacio profundo.
Se estima que esta nebulosa tiene unos 8 mil años de antigüedad. Su forma simétrica y su estructura bien definida la convierten en un ejemplo clásico de nebulosa planetaria.
La Nebulosa del Búho no solo es un hermoso objeto de observación, sino también un vistazo al futuro de nuestro propio Sol, que dentro de unos 5 mil millones de años podría dejar tras de sí una estructura similar.
Constelación de Osa Menor (Ursa Minor)
La Osa Menor (Ursa Minor) es la constelación que alberga a Polaris, la estrella Polar, un punto de referencia clave para la navegación desde la antigüedad, ya que marca el norte geográfico y su elevación sobre el horizonte es casi igual a la latitud del observador.
La Osa Menor está casi completamente representada por su principal asterismo, el «Pequeño Carro», similar al de la Osa Mayor pero más discreto en brillo. Está compuesta por siete estrellas principales y su disposición es fundamental para localizar el polo norte celeste.
Precesión del eje terrestre
La influencia gravitatoria de la Luna y el Sol sobre el abultamiento ecuatorial de la Tierra provoca un bamboleo en el eje terrestre, compuesto por un movimiento rotatorio principal de precesión, con un período de unos 26 mil años, y un movimiento oscilatorio secundario de nutación, con un período de 18,6 años.
Como resultado del movimiento de precesión, el eje de rotación de la Tierra describe un círculo de 23,5 grados de radio sobre el fondo de estrellas.
Por ello, debido a los movimientos de precesión y nutación del eje de la Tierra, aunque actualmente Polaris se encuentra a solo medio grado del polo norte celeste, esta posición es solo temporal.
Así, en el año 7.600 d.C. será la estrella Alderamín (α Cep) la que marque el polo norte celeste, en lugar de Polaris. En el 14.500 d.C., la estrella Vega (α Lyr), y en el 22.300 d.C., la estrella Thuban (α Dra).
La precesión también afecta la posición del equinoccio de primavera, desplazándolo hacia atrás a través de las constelaciones del Zodiaco. Actualmente, el equinoccio de primavera se encuentra en Piscis, mientras que en la antigüedad estaba en Aries.
Mitología
Ver mitología de la Osa Mayor.
Estrellas principales
La estrella más brillante de la Osa Menor es Polaris, al final del mango del «Pequeño Carro», que actualmente marca la posición del polo norte celeste.
la segunda es Kochab y la tercera Pherkad, que forman un pequeño asterismo conocido como “Los guardianes del polo”. Entre el 1500 a.C. y el 500 d.C. se utilizaba este asterismo para orientarse al norte, ya que entonces ambas estaban cerca del polo norte celeste.
Excluyendo a Polaris, que marca el inicio del asa del asterismo «Pequeño Carro», y a Kochab y Pherkad, en el extremo opuesto, las cuatro estrellas restantes que componen el «Pequeño Carro» son demasiado tenues para verse desde zonas urbanas.
Efectivamente, Yildun, la segunda estrella desde el extremo del mango, Circitores (Eta UMi), la tercera estrella, Alifa al Farkadain, donde el cuerpo se une al mango y Anwar al Farkadain, son todas estrellas de magnitudes 4-5.
Polaris (α UMi, Alfa Ursae Minoris)
Polaris (ε UMi), con magnitud 2.02, es la estrella más brillante de la constelación de la Osa Menor (Ursa Minor) y se encuentra a una distancia de 430 años luz de la Tierra.
Esta estrella se utiliza para orientarse al norte, ya que en la actualidad se encuentra a solo medio grado del polo norte celeste. Polaris marca el final del mango del «Pequeño Carro», el asterismo que define la constelación.
Polaris es una supergigante amarilla de clase F (F7), 2.500 veces más luminosa que nuestro Sol, con una temperatura de unos 6 mil K. Tiene un radio 45 veces mayor que el del Sol y una masa seis veces la solar.
La variable «Cefeida» más brillante del cielo
Polaris es la variable «Cefeida» más brillante del cielo. La fusión de hidrógeno ha cesado en su núcleo, y ahora está pasando por una fase de inestabilidad en la que pulsa durante un período de unos cuatro días, cambiando su brillo de manera casi imperceptible.
El prototipo de Cefeida, Delta Cephei, aunque más tenue, experimenta variaciones de brillo fácilmente visibles a simple vista. Polaris, sin embargo, varía solo alrededor de 0,03 magnitudes durante un período de 3,97 días.
Las Cefeidas son indicadores fundamentales de distancia en astronomía, ya que su brillo absoluto puede deducirse a partir de sus períodos de oscilación. Polaris es especialmente interesante porque sus pulsaciones casi han cesado.
La estrella podría estar evolucionando hacia su periodo fundamental de 5,7 días para convertirse en una Cefeida más «normal», con una mayor variación de brillo.
Sistema triple
A unos 18 segundos de arco de distancia de Polaris ( 2.400 UA) se encuentra una enana F3 de magnitud 8 y 1,4 masas solares con un periodo orbital de 42 mil años.
Mucho más cerca hay una enana F7 de 1,25 masas solares, por lo que tenemos un sistema triple de tres estrellas F. Esta estrella se encuentra a una distancia de solo 17 UA, tiene un período de solo 29,6 años y una alta excentricidad (27 – 6.7 UA).
Kochab (β UMi, Beta Ursae Minoris)
Kochab (β UMi), con magnitud 2.08, es la segunda estrella más brillante de la constelación de la Osa Menor (Ursa Minor) y se encuentra a una distancia de 131 años luz de la Tierra.
Su nombre en árabe significa simplemente «estrella», y es la palabra que en la tradición astronómica árabe se usaba de manera general para referirse a astros brillantes en el cielo.
Kochab forma junto con Pherkad (Gamma UMi) un asterismo conocido desde la antigúedad como los «Guardianes del Polo», ya que estos astros parecen proteger a la estrella polar.
Alrededor del año 1100 a.C., el polo norte celeste estuvo relativamente cerca de Kochab, y existen antiguas referencias en las que a esta estrella se la menciona como «Polaris».
Propiedades
Kochab es una gigante naranja de tipo K4 que ha agotado su combustible de hidrógeno. Su temperatura superficial es de 4.130 K, brilla con una luminosidad de 450 soles, tiene un radio de 42 soles y 1,3 masas solares.
Actualmente, Kochab puede estar aumentando su luminosidad gracias a un núcleo inerte de helio, o bien estar disminuyéndola, tras haber comenzado a fusionar helio, un camino habitual de muchas gigantes de clase K.
Kochab podría ser una estrella de bario marginal, debido a que muestra una ligera sobreabundancia de este elemento en comparación con el Sol, posiblemente por acumulación de material procedente de una compañera estelar aún no detectada.
Se ha confirmado que su contenido en hierro es inferior al solar, con aproximadamente un 60% de la cantidad de hierro que presenta el Sol en comparación con el hidrógeno.
A 3,5 minutos de arco de Kochab se encuentra una compañera de magnitud 11. Sin embargo, su rápido movimiento indica que se trata de una estrella de fondo sin relación física con Kochab, y alineada casualmente con ella en la misma línea de visión.
Pherkad (γ UMi, Gamma Ursae Minoris)
Pherkad (γ UMi), con magnitud 3.0, es la tercera estrella más brillante de la constelación de la Osa Menor (Ursa Minor) y se encuentra a una distancia de 487 años luz de la Tierra.
Su nombre proviene del árabe y significa «los dos terneros», en referencia a Kochab y Pherkad, también conocidas como «los Guardianes del Polo», ya que describen un pequeño círculo alrededor de Polaris.
Propiedades
Pherkad es una gigante luminosa de tipo A3, con una temperatura de 8.280 K. Tiene una luminosidad de 1050 soles, un radio 15 veces el solar y 4,8 masas solares, lo que sugiere una edad superior a 100 millones de años.
En su evolución, primero se convertirá en una gigante normal, similar a Kochab, pero más brillante. Posteriormente, al desprenderse de sus capas más externas, terminará su vida como una enana blanca de unas 0,85 masas solares.
Durante su evolución en el diagrama HR, podría incluso transformarse en una variable Cefeida.
Una estrella enigmática
A diferencia de muchas estrellas de su clase, Pherkad gira rápidamente, con una velocidad ecuatorial superior a 175 km/s. Esto mantiene su atmósfera en constante agitación, evitando la diferenciación química observada en otras estrellas de tipo A.
Pherkad sigue siendo enigmática, ya que presenta una variabilidad sutil y compleja, con cambios de brillo menores a una décima de magnitud en pocas horas. Su clasificación como estrella variable es incierta.
Asterismos
En la constelación de la Osa Menor (Ursa Minor) se encuentran tres asterismos: el «Pequeño Carro» o «Pequeño Cucharón», los «Guardianes del Polo» y el «Anillo de Compromiso».
Asterismo «Pequeño Carro»
A semejanza con la Osa Mayor, este asterismo ocupa el lomo y la cola del animal. Es más difícil de ver que el correspondiente a la Osa Mayor, ya que, a diferencia de este, algunas de las siete estrellas que lo forman son de magnitudes 4 o 5.
Asterismo «Guardianes del Polo»
Está formado por Kochab (Beta UMi) y Pherkad (Gamma UMi), las dos estrellas más brillantes situadas en el extremo del «cuerpo» del asterismo del «Pequeño Carro», opuestas a Polaris.
Este par de estrellas recibe el nombre de “Guardianes del Polo” porque, vistas desde latitudes medias del hemisferio norte, parecen vigilar o custodiar la posición del Polo Norte Celeste, alrededor del cual todas las estrellas parecen girar debido a la rotación terrestre.
Su movimiento circular en torno a Polaris es constante y visible durante todo el año, ya que ambas estrellas son circumpolares (nunca se ocultan por debajo del horizonte latitudes medias).
Hacia el año 1100 a.C, antes de que Polaris se acercara tanto al Polo Norte Celeste como lo está hoy, Kochab ocupaba una posición más cercana al polo, por lo que incluso fue considerada una estrella polar en tiempos antiguos.
Asterismo «Anillo de compromiso»
Es un pequeño asterismo que rodea a Polaris. Se compone de un semicírculo de débiles estrellas telescópicas (magnitudes 8 y 9) que, junto con Polaris, evocan la imagen de un anillo con una joya brillante (Polaris).
Dado que Polaris es una estrella brillante y fácilmente identificable, el «Anillo de Compromiso» puede servir como una referencia útil para localizar otras estrellas cercanas, como Lambda UMi y Yildun (Delta UMi).
Además, el Polo Norte Celeste se encuentra aproximadamente entre Lambda UMi y Polaris, lo que hace que este asterismo sea aún más significativo en la navegación y observación astronómica.
Cómo encontrar el Polo Norte Celeste (PNC)
Si trazamos una línea entre Polaris y Yildun, antes de llegar a la mitad de la distancia entre ambas, y en la parte superior del asa de la Osa Menor, la estrella más brillante es Lambda UMi.
Si trazamos ahora una línea entre Polaris y Lambda UMi, a un tercio de la distancia entre ambas aproximadamente y ligeramente por encima, se encuentra el Polo Norte Celeste (PNC).
Objetos más interesantes
La Osa Menor carece de objetos especialmente brillantes que puedan observarse fácilmente con prismáticos o telescopios pequeños. De hecho, no contiene ningún objeto Messier.
El único objeto relevante de la constelación es la galaxia espiral NGC 6217. Sin embargo, con una magnitud 14, esta galaxia se ve como una débil mancha difusa en telescopios de aficionado, por lo que es más un objeto de astrofotografía.
Galaxia NGC 6217
NGC 6217 es una galaxia espiral barrada situada a unos 60 millones de años luz de la Tierra. Su estructura presenta una barra central prominente que atraviesa el núcleo, una característica común en muchas galaxias espirales, incluida la Vía Láctea.
Se encuentra aproximadamente a 2,5 grados al norte tanto de Alifa al Farkadain como de Anwar al Farkadain, y dado que la distancia entre estas estrellas es también de unos 2,5 grados, forma con ellos un triángulo equilátero de 2,5 grados de lado.
Con una extensión aproximada de 30 mil años luz, NGC 6217 es un laboratorio natural para el estudio de los procesos de formación estelar y la evolución de las galaxias barradas.
En NGC 6217 destacan varias características distintivas: bandas oscuras de polvo en forma de filamentos, cúmulos de estrellas jóvenes de tonalidad azul, y nebulosas de emisión rojizas formadas por gas de hidrógeno ionizado.
Galaxia Starburst
Todos estos elementos son testimonio de una intensa actividad estelar. De hecho, NGC 6217 ha sido clasificada como una galaxia de estallido estelar (Starburst), ya que su ritmo de formación de nuevas estrellas es significativamente más alto que el de una galaxia promedio.
En el centro de esta galaxia se encuentra un núcleo galáctico activo de baja luminosidad, lo que indica la probable presencia de un agujero negro supermasivo. Este núcleo ha dado origen a una región HII, una zona de gas ionizado iluminada por la radiación de estrellas jóvenes y calientes.
Constelación de Draco (El Dragón)
La constelación de Draco, el Dragón, es una de las más antiguas y reconocidas del cielo nocturno. Su origen se remonta a las civilizaciones mesopotámicas y griegas, donde era representada como un enorme dragón serpenteando entre las estrellas.
En la mitología griega, Draco está asociado con el dragón que custodiaba las manzanas doradas del Jardín de las Hespérides, que fue vencido por Heracles (Hércules) en uno de sus doce trabajos.
Draco se extiende entre Hércules y la Osa Menor, rodeando parcialmente a esta última. Hércules apoya uno de sus pies sobre la cabeza de Draco, simbolizando su sometimiento y derrota a manos del héroe griego.
Su forma alargada y sinuosa recuerda a un dragón enroscado, con su cabeza fácilmente identificable cerca de la estrella Vega en la constelación de Lyra (Lira).
Mitología
La constelación de Draco (El Dragón) está asociada a varias leyendas de la mitología griega.
La más destacada está relacionada con el dragón que custodiaba las manzanas doradas del Jardín de las Hespérides. Otra con el dragón que custodiaba el Vellocino de Oro y otra con la ciudad de Tebas y la diosa Atenea.
Heracles y el Jardín de las Hespérides
En la mitología griega, Draco es más conocido por su vinculación con el dragón que vigilaba las manzanas doradas en el Jardín de las Hespérides, situado en el extremo occidental del mundo.
Este jardín estaba a cargo de las Hespérides, las ninfas hijas de Atlas, y las manzanas doradas otorgaban inmortalidad.
El dragón Ladón (otro nombre para Draco) era el guardián de este jardín, y en algunas versiones de la leyenda, fue derrotado por el héroe Heracles (Hércules) como parte de uno de sus Doce Trabajos.
Heracles, bajo el mandato de Euristeo, tuvo que robar las manzanas doradas de este jardín, lo cual implicaba vencer al dragón.
Con la ayuda de Atlas, quien sostenía el cielo, Heracles consiguió las manzanas y, en reconocimiento a su esfuerzo, el dragón fue colocado en el cielo como la constelación de Draco.
Jasón y el Vellocino de Oro
En otra versión de la mitología, Draco también se asocia con el mito de Jasón y los argonautas.
El dragón tenía la tarea de custodiar el vellocino de oro, que se encontraba en el Jardín de Ares en Cólquide, una región mítica ubicada en la costa del Mar Negro.
Según la historia, Jasón, junto a los argonautas, emprende una peligrosa misión para recuperar el vellocino de oro, que había sido robado por el rey Eetes y se encontraba en un árbol protegido por este dragón.
El dragón era una criatura temible, que no dejaba que nadie se acercara al vellocino.
Sin embargo, Jasón recibe ayuda de la hechicera Medea, hija de Eetes. Medea, que estaba enamorada de Jasón, utilizó un hechizo para dormir al dragón, permitiendo que Jasón recuperara el vellocino de oro.
Después de este suceso, el dragón fue colocado en el cielo por los dioses, como una forma de recordatorio de su papel como guardián del vellocino, convirtiéndose en la constelación de Draco.
Cadmo y la ciudad de Tebas
Otro mito vinculado a la constelación de Draco tiene que ver con la diosa Atenea, la diosa de la sabiduría y la guerra. En algunas versiones, se cuenta que el dragón Draco fue creado por la propia Atenea para defender la ciudad de Tebas.
Este dragón fue finalmente derrotado por Cadmo, quien fundó la ciudad de Tebas y mató a la criatura. Después de la muerte del dragón, Atenea colocó su imagen en el cielo como la constelación de Draco, para que su memoria perdurara.
Estrellas principales
Las estrellas de Draco serpentean entre las constelaciones de la Osa Menor y Hércules.
La cabeza de Draco está formada por Rastaban (Beta), Eltanin (Gamma), Grumium (Xi) y Kuma (Nu). Rastaban y Eltanin son dos de las estrellas más brillantes de la constelación, y por eso representan los ojos de Draco.
Hacia la izquierda y abajo se encuentran Altais (Delta) y Tyl (Épsilon), representando el cuello del dragón. Serpenteando hacia arriba, se encuentran Tau, Alahakan (Chi), Al Dhibain Posterior (Zeta), Al Dhibain Prior (Eta) y Theta, en el cuerpo principal.
Serpenteando esta vez hacia abajo y formando la cola de Draco, se encuentran Edasich (Iota), Thuban (Alfa), Kappa y finalmente Gianfar (Lambda), justo en el extremo de la cola.
Thuban es la estrella más célebre de Draco debido a que fue la estrella polar durante un periodo del Antiguo Egipto. Por eso recibe la designación Alfa de Bayer, aunque sea una estrella de cuarta magnitud.
Eltanin (γ Dra, Gamma Draconis)
Eltanin (γ Dra), con magnitud 2.23, es la estrella más brillante de la constelación de Draco (El Dragón) y se encuentra a una distancia de 148 años luz de la Tierra.
Fue designada con la letra Gamma a pesar de ser notablemente más brillante que Rastaban, Beta Draconis. Su nombre en árabe significa «la serpiente», en referencia a toda la constelación.
Se está acercando a la Tierra y pasará a una distancia de solo 28 años luz dentro de 1,5 millones de años, momento en el que se convertirá en la estrella más brillante del cielo, rivalizando con la actual Sirio.
Eltanin es una gigante naranja de tipo espectral K5, con una temperatura de unos 4 mil K. Brilla con una luminosidad 600 veces mayor que la del Sol y es 50 veces más grande.
Eltanin ya ha cesado de fusionar hidrógeno en su núcleo. Comenzó su vida con una masa de aproximadamente 1,7 veces la del Sol y actualmente está aumentando su brillo lentamente, mientras se prepara para comenzar a fusionar helio.
Al Dhibain Prior (η Dra, Eta Draconis)
Al Dhibain Prior (η Dra), con magnitud 2.74, es la segunda estrella más brillante de la constelación de Draco (El Dragón) y se encuentra a una distancia de 88 años luz de la Tierra.
El nombre «Al Dhibain» hace referencia a un par de estrellas que los antiguos astrónomos árabes visualizaron como «dos lobos» en el cielo: Al Dhibain Prior (Eta Dra) y Al Dhibain Posterior (Zeta Dra). La primera es Eta porque se halla al este de Zeta y por tanto, la precede en el cielo.
Al Dhibain Prior es una gigante amarilla fría de clase espectral G (G8) con una temperatura de 5 mil k y una luminosidad 61 veces superior a la del Sol. Tiene un diámetro 10 veces el solar y 2,5 masas solares.
Es un ejemplo clásico de una estrella moribunda tipo «clump star», que se concentran en una zona común de temperatura y luminosidad y que fusionan helio en carbono y oxígeno.
Rota lentamente, con un periodo de unos 400 días y emite débilmente en rayos X, que muestran un halo de gas muy caliente asociado a un campo magnético.
Sistema Binario
Al Dhibain Prior tiene una pequeña y tenue compañera de magnitud 8.8 que, dada su proximidad de solo 5,3 segundos de arco, es bastante difícil de observar con telescopios pequeños.
Esta compañera es una enana de clase K (K1) de masa mucho menor, a una distancia de al menos 140 UA de Al Dhibain Prior y necesita al menos mil años para completar una órbita.
Rastaban (β Dra, Beta Draconis)
Rastaban (β Dra), con magnitud 2.79, es la tercera estrella más brillante de la constelación de Draco (El Dragón) y se encuentra a una distancia de 362 años luz de la Tierra.
Tanto Rastaban como Eltanin tienen nombres que proceden de la misma raíz árabe, que significa «la serpiente». «Rastaban» deriva de una frase que significa «la cabeza de la serpiente», y de hecho fue un nombre que en el pasado se aplicó a Eltanin.
Rastaban es una supergigante amarilla de clase G (G2) con una temperatura superficial de 5.100 K. Su luminosidad es 950 veces la del Sol, tiene un radio 40 veces mayor que el del Sol y una masa cinco veces la del Sol.
Sistema binario
Una pequeña estrella enana más fría (aún fusionando hidrógeno) se encuentra a una distancia de al menos 450 UAs de Rastaban, con una órbita que tarda como mínimo 4 mil años en completarse.
En una gráfica de luminosidad frente a temperatura, Rastaban se encuentra dentro de la franja de inestabilidad donde se ubican las variables cefeidas. Sin embargo, Rastaban no varía en brillo, aunque debería, y aún no se sabe por qué.
Rastaban va camino de convertirse rápidamente en una gigante más grande y roja, y se prepara para comenzar a fusionar helio en su núcleo. Su destino final será el de una enana blanca masiva.
Thuban (α Dra, Alpha Draconis)
A una distancia de 303 años luz y con una magnitud 3.65, Thuban es una de las estrellas más débiles con nombre propio. Esto es debido al relevante papel histórico que desempeñó por su posición en el cielo del hemisferio norte.
Esta relevancia es la que hizo que fuese clasificada como estrella Alfa de la constelación, a pesar de que está lejos de ser la más brillante, siendo fácilmente superada por Gamma, Beta e incluso Eta Draconis.
Aunque la estrella se encuentra en la “cola” del Dragón, su nombre proviene de una expresión árabe que significa “la cabeza de la serpiente”, ya que el nombre fue transferido desde otra estrella.
Thuban, una estrella polar
El eje de rotación terrestre experimenta una lenta oscilación de 26 mil años alrededor de la perpendicular a su órbita alrededor del Sol. Este movimiento, llamado precesión, fue descubierto por Hiparco en el siglo II a.C.
Como resultado, la posición del polo norte celeste cambia constantemente. En la época del poeta griego Homero, Kochab, en la Osa Menor, fue una estrella polar. No obstante, una de las mejores estrellas polares de la historia fue precisamente Thuban.
En efecto, Thuban estuvo casi exactamente en el polo norte hacia el año 2700 a.C. Siguió siendo mejor que Kochab hasta aproximadamente el año 1900 a.C., y fue, por tanto, la estrella polar durante el auge de las civilizaciones del Antiguo Egipto.
Propiedades
Clasificada como una gigante de tipo espectral A (A0), Thuban tiene una temperatura de 9.910 K, una luminosidad 294 veces la del Sol, un radio de 5,8 veces el solar y 3,5 masas solares.
Aunque espectroscópicamente se clasifica como gigante, los datos basados en su luminosidad y temperatura indican que Thuban se encuentra al final de su fase de “enana” con un núcleo de hidrógeno en fusión, o bien que acaba de convertirse en una subgigante con su núcleo convertido ya en helio.
Sistema binario
Thuban posee una débil compañera, detectada espectroscópicamente, que la orbita cada 51,42 días a una distancia media de 0,41 UAs, apenas más allá de la distancia de Mercurio al Sol.
Una ligera emisión infrarroja adicional sugiere la posible existencia de un tenue disco circundante, aunque no hay evidencias de planetas.
Asterismos
El asterismo «Cabeza de Dragón» está formado por las estrellas Rastaban (Beta Draconis), Eltanin (Gamma Draconis), Grumium (Xi Draconis) y Kuma (Nu Draconis). Rastaban y Eltanin representan «los ojos» del dragón.
Objetos más interesantes
Aunque sus estrellas no son especialmente brillantes, Draco cubre una gran área del cielo y contiene varios objetos de interés, como la nebulosa planetaria «Ojo de Gato» (NGC 6543) o la galaxia «Huso» (M102).
- NGC 6543 (Caldwell 6), nebulosa «Ojo de Gato».
- NGC 4236 (Caldwell 3), galaxia.
- M102 (NGC 5866), galaxia “Huso”.
- NGC 5879, galaxia.
- NGC 5906/07, galaxia «Astilla».
- Arp 188, galaxia «Renacuajo».
- NGC 6340, galaxia.
- NGC 6503, galaxia.
Nebulosa «Ojo de Gato» (NGC 6543) (Caldwell 6)
NGC 6543 (o Caldwell 6), más conocida como la Nebulosa del Ojo de Gato, es una nebulosa planetaria, un tipo de objeto celeste formado por nubes de gas en expansión expulsadas por una estrella moribunda.
La nebulosa «Ojo de Gato» está ubicada a unos 5 grados al noreste de Al Dhibain Posterior (Zeta), a unos 3 mil años luz de distancia de la Tierra. A menos de 10 minutos de la nebulosa se encuentra el PNE (Polo Norte de la Eclíptica).
Fue descubierta por William Herschel en 1786, célebre también por el descubrimiento del planeta Urano. Más adelante, el astrónomo aficionado inglés William Huggins analizó por primera vez su espectro.
Este análisis espectral de NGC 6543 permitió demostrar que las nebulosas planetarias están compuestas por gas, en lugar de ser objetos estelares como se pensaba hasta entonces.
Nebulosas planetarias
El término «nebulosa planetaria» proviene del aspecto redondeado que presentan estos objetos cuando se observan con telescopios, lo que llevó a los primeros astrónomos a pensar erróneamente que eran planetas.
Este fenómeno ocurre cuando una estrella similar al Sol agota su combustible de hidrógeno. Al quedarse sin energía para mantener la fusión nuclear, su núcleo colapsa mientras sus capas exteriores se expanden.
Posteriormente, el núcleo colapsado se calienta y se vuelve más denso, lo que desencadena la fusión del helio. Esta nueva fuente de energía genera una onda expansiva que expulsa nuevamente las capas exteriores al espacio, creando una nebulosa.
Este ciclo puede repetirse, dando lugar a estructuras concéntricas de gas, como las que pueden observarse en NGC 6543.
Propiedades
La Nebulosa del Ojo de Gato destaca por su elevado brillo superficial, uno de los mayores del catálogo Caldwell. A pesar de su reducido tamaño, unos 5 años luz de diámetro, presenta una magnitud aparente de 8.2, lo que la hace observable con telescopios de aficionado.
Además de ser una de las primeras nebulosas planetarias descubiertas y la primera en estudiarse espectroscópicamente, la Nebulosa del Ojo de Gato destaca por su extraordinaria complejidad.
Una imagen tomada en 2002 por la Cámara Avanzada para Sondeos del telescopio Hubble reveló una impresionante estructura compuesta por múltiples capas de gas concéntricas, chorros de gas a alta velocidad y nudos de gas comprimido por ondas de choque.
Las más de once capas visibles no son anillos planos, sino el borde de burbujas esféricas expulsadas por la estrella moribunda en intervalos regulares de unos 1.500 años, creando una estructura similar a las capas de una cebolla.
Aunque las imágenes de esta nebulosa evocan una erupción violenta y rápida, lo cierto es que se trata del lento y elegante proceso de muerte de una estrella similar al Sol, muy distinto de la violencia de una supernova.
Este tipo de final estelar ofrece a los astrónomos una valiosa oportunidad para estudiar cómo los elementos químicos sintetizados en la estrella se dispersan por el espacio, enriqueciendo el medio interestelar y contribuyendo a la formación de nuevas estrellas, planetas e incluso a los ingredientes necesarios para la vida.
Galaxia NGC 4236 (Caldwell 3)
NGC 4236, también conocida como Caldwell 3, es una galaxia espiral barrada de tipo magallánico. Se encuentra a una distancia aproximada de 11,7 millones de años luz de la Tierra y presenta una magnitud aparente de 9,6.
Fue descubierta por el astrónomo británico William Herschel en abril de 1793, aunque su débil brillo superficial hizo que pasara desapercibida durante mucho tiempo para los observadores aficionados. Se encuentra a unos 1,5 grados al noroeste de κ Dra, en la cola de Draco.
NGC 4236 forma parte del Grupo de M81, uno de los conjuntos de galaxias más cercanos al Grupo Local. Entre sus miembros más destacados se encuentran las galaxias Messier 81 y Messier 82.
Características físicas
NGC 4236 es una galaxia de gran tamaño, con un diámetro cercano a los 100.000 años luz, comparable al de la Vía Láctea. Sin embargo, su luminosidad está muy dispersa, lo que la clasifica como una galaxia de bajo brillo superficial. Esta característica dificulta su observación, especialmente con instrumentos modestos.
Su morfología espiral barrada se caracteriza por la presencia de una barra central de estrellas desde la cual emergen los brazos espirales.
A diferencia de muchas galaxias espirales, NGC 4236 presenta un bulbo central muy poco desarrollado o prácticamente inexistente, siendo la barra la estructura dominante en su región central.
La galaxia contiene una proporción relativamente alta de gas interestelar, lo que favorece una actividad sostenida de formación estelar. Esta actividad se manifiesta en la presencia de regiones H-alfa.
Estas regiones son nubes de hidrógeno ionizado donde nacen estrellas jóvenes y calientes. Son especialmente visibles a lo largo de la barra y en los brazos espirales exteriores.
Galaxias barradas
Las galaxias espirales barradas deben su nombre a la estructura alargada de estrellas que atraviesa su núcleo.
Estas barras desempeñan un papel clave en la dinámica galáctica, ya que canalizan el gas desde los brazos espirales hacia el centro, alimentando la formación de nuevas estrellas.
Se estima que aproximadamente dos tercios de las galaxias espirales observadas presentan este tipo de estructura, incluida la Vía Láctea.
Observación
NGC 4236 puede observarse con telescopios pequeños desde cielos oscuros, aunque su bajo brillo superficial la hace difícil de detectar.
Los mejores resultados se obtienen con telescopios de gran apertura, donde aparece como una estructura extensa y difusa, con un brillo que aumenta ligeramente hacia el centro.
Desde el hemisferio norte, alcanza su mejor posición de observación durante la primavera. También es visible desde latitudes septentrionales del hemisferio sur en otoño, aunque permanece baja sobre el horizonte, lo que complica su observación.
Debido a su orientación casi de canto desde la Tierra, su estructura espiral resulta menos evidente que en galaxias vistas de frente. No obstante, observaciones detalladas permiten identificar sus brazos espirales y regiones activas de formación estelar.
Galaxia «Huso» (M102) (NGC 5866)
La galaxia M102 (NGC 5866), también conocida como la «galaxia Huso», fue descubierta en 1781 por Pierre Méchain, colaborador de Charles Messier, el mismo año en que identificó dos de los ocho cometas que hallaría en su carrera.
Se encuentra a unos 4 grados al suroeste de Edasich (Iota), a unos 44–50 millones de años luz de distancia de la Tierra.
M102 tiene una magnitud aparente de 10.7. Puede observarse con telescopios pequeños, especialmente durante el mes de junio, cuando alcanza su mejor visibilidad.
Una destacada franja de polvo oscuro
M102 presenta como rasgo más destacado una franja de polvo oscuro y definida que divide el disco de la galaxia en dos mitades. Esta franja aparece levemente deformada en relación con el disco galáctico, lo que sugiere que M102 sufrió perturbaciones gravitacionales en el pasado remoto.
La causa probable de estas alteraciones sería una interacción con otra galaxia cercana, ya que M102 es la galaxia dominante en un pequeño cúmulo galáctico.
En la imagen del Hubble, se pueden apreciar tenues filamentos de polvo que se alejan del disco y se adentran en el bulbo y el halo interno de la galaxia. El halo exterior, por su parte, está salpicado de cúmulos globulares.
Los cúmulos globulares son agrupaciones esféricas de estrellas, con hasta un millón de estrellas unidas por la gravedad. A través del halo también se distinguen galaxias de fondo situadas a millones o incluso miles de millones de años luz más allá de M102.
Una vista de perfil
Aunque muchas galaxias de disco poseen una estructura delgada, solo algunas se observan de perfil desde nuestra perspectiva. M102 es una de ellas, al igual que nuestra propia galaxia, la Vía Láctea.
Esta vista lateral permite observar sus múltiples y complejas franjas de polvo, que aparecen oscuras y rojizas, contrastando con el tono azulado general que le confieren las estrellas jóvenes del disco.
En la imagen del Hubble, puede verse cómo este disco azulado se extiende más allá del polvo a lo largo del fino plano galáctico.
Fusión galáctica
Existen indicios de que la galaxia del Huso ha canibalizado galaxias menores a lo largo de los últimos mil millones de años.
Entre las evidencias se encuentran varios filamentos de estrellas tenues, polvo oscuro que se extiende más allá del plano galáctico principal y un grupo galáctico circundante.
Este proceso de fusión galáctica es común en el Universo y contribuye a la evolución estructural de las galaxias.
Galaxia NGC 5879
NGC 5879 es una galaxia espiral sin barra descubierta en 1788 por William Herschel. Forma parte del «Grupo de Galaxias NGC 5866», una pequeña agrupación de galaxias próximas entre sí.
Está ubicada a casi 3 grados al suroeste de Edasich (Iota) y a algo más de 1 grado de M102. Se encuentra a aproximadamente 48 millones de años luz de distancia de la Tierra.
Desde el punto de vista morfológico, NGC 5879 se clasifica como una galaxia espiral intermedia (clase de luminosidad II-III) y destaca por presentar una línea de emisión de hidrógeno neutro (HI) amplia.
Además, está catalogada como una galaxia LINER (Low-Ionization Nuclear Emission-line Region), lo que significa que su núcleo muestra un espectro dominado por líneas de emisión de átomos débilmente ionizados, característica común en núcleos galácticos activos de baja luminosidad.
NGC 5879 también ha albergado la supernova SN 1954C, de tipo desconocido, con una magnitud de 14.9. Fue descubierta el 27 de septiembre de 1954 por el astrónomo suizo Paul Wild.
Su estudio es de interés por formar parte de un entorno galáctico denso y por mostrar señales de actividad nuclear, lo que la convierte en un objeto valioso para la comprensión de la evolución de galaxias espirales intermedias.
Galaxia «Astilla» (NGC 5906/07)
NGC 5906/07, conocida como la Galaxia «Astilla», es una galaxia espiral situada a unos 40–50 millones de años luz de la Tierra. Su peculiar aspecto alargado se debe a que la observamos completamente de canto, lo que impide apreciar su estructura espiral en todo su esplendor.
Está ubicada a unos 3 grados al suroeste de Edasich (Iota) y a casi grado y medio de M102.
Esta orientación hace que la galaxia parezca una delgada línea de luz atravesada por oscuros carriles de polvo interestelar, como se aprecia en imágenes del Telescopio Espacial Hubble y del telescopio infrarrojo Spitzer de la NASA.
Una confusión histórica
El carril central de polvo de NGC 5906/07 es tan prominente en longitudes de onda visibles que en el pasado llevó a pensar erróneamente que se trataba de dos objetos distintos, motivo por el cual recibió dos entradas en el catálogo NGC original de Dreyer de 1888.
Ambas entradas hacen referencia al mismo objeto astronómico, pero se deben a dos observaciones independientes realizadas por el mismo astrónomo, William Herschel, en fechas diferentes.
El 5 de mayo de 1788 Herschel describió un objeto alargado, al que Dreyer, un siglo después, denominó NGC 5906. El 16 de mayo de 1787 Herschel anotó un objeto similar, pero con una posición ligeramente distinta, al que Dreyer denominó NGC 5907.
Dreyer, al compilar su catálogo en 1888, interpretó estas observaciones como objetos separados, debido a la diferencia en las coordenadas reportadas (pequeña pero suficiente para causar duda en esa época). Sin embargo, observaciones posteriores confirmaron que se trata de un único objeto.
Misteriosos bucles de estrellas
Un aspecto especialmente notable de esta galaxia son los enormes arcos de estrellas que la rodean, detectados únicamente mediante exposiciones de muy larga duración.
Estos bucles tenues se extienden hasta más de 150 mil años luz del plano galáctico y representan los restos de una galaxia enana, destruida y absorbida por NGC 5907 hace más de 4 mil millones de años.
Este proceso de acreción galáctica refuerza el modelo cosmológico según el cual muchas galaxias espirales masivas, incluida la Vía Láctea, se han formado mediante la fusión de sistemas menores.
Disco estelar grueso y púlsar ultraluminoso
Gracias a su relativa proximidad y alineación favorable, NGC 5907 ha sido objeto de observación frecuente tanto por astrónomos profesionales como aficionados.
Observaciones recientes en el infrarrojo realizadas con la cámara IRAC de Spitzer (3–10 micras) han permitido detectar por primera vez un disco estelar grueso en esta galaxia, oculto hasta ahora por el polvo interestelar.
Se trata de una estructura significativa y potencialmente masiva que amplía nuestro conocimiento sobre la formación de discos galácticos. Además, en esta galaxia se localiza el púlsar ultraluminoso NGC 5907 X-1, uno de los más potentes jamás registrados.
Galaxia «Renacuajo» (Arp 188)
La galaxia Arp 188, conocida como la galaxia «Renacuajo», es una galaxia espiral perturbada que se encuentra a unos 420 millones de años luz.
Está ubicada a algo más de 3 grados al sur de Theta Draconis. Su característica más llamativa es una larga cola de unos 280 mil años luz, compuesta por cúmulos estelares azules muy masivos.
Esta estructura tan peculiar se originó tras un encuentro gravitacional cercano con una galaxia intrusa más compacta. Según se estima, dicha galaxia pasó por delante de Arp 188 y fue desviada hacia la parte posterior por la gravedad mutua.
Durante este proceso, las fuerzas de marea distorsionaron la estructura espiral de Arp 188, estirando sus estrellas, gas y polvo para formar la espectacular cola. La galaxia intrusa aún puede observarse a través de los brazos espirales de primer plano, a unos 300 mil años luz detrás de Arp 188.
Se espera que, con el paso del tiempo, Arp 188 pierda su «cola», cuyos cúmulos estelares probablemente evolucionen hasta convertirse en pequeñas galaxias satélite que orbiten alrededor de la galaxia principal.
Este sistema ejemplifica de forma impactante los efectos de las interacciones gravitacionales en la evolución de las galaxias.
Galaxia NGC 6340
NGC 6340 es una galaxia espiral no barrada descubierta por William Herschel en 1788. Se encuentra a unos 55 millones de años luz y es el miembro principal de un pequeño grupo galáctico conocido como «Grupo NGC 6340».
Está ubicada a algo más de 5 grados al oeste de Alahakan (Chi).
Su clasificación morfológica SA(s)0/a sugiere que se trata de una galaxia de transición entre lenticular y espiral, sin barra central, sin estructura de anillo y con brazos espirales muy cerrados.
Se observa casi de frente, con una inclinación de unos 20° respecto al plano del cielo. Presenta un bulbo central prominente, mientras que el disco externo muestra poca estructura espiral.
El núcleo de NGC 6340 es químicamente distinto, con una mayor metalicidad que el resto de la galaxia. Además, posee un anillo polar que orbita el núcleo a una distancia de unos 1.600 años luz.
Las mediciones de velocidad revelan componentes diferenciados en las regiones internas y externas, lo que sugiere que NGC 6340 podría haberse formado tras la fusión de dos galaxias, una de ellas posiblemente elíptica y la otra espiral.
Galaxia NGC 6503
NGC 6503 es una galaxia espiral enana a unos 17–18 millones de años luz. Fue descubierta en 1854 por el astrónomo alemán Arthur Auwers y tiene un disco que abarca unos 30 mil años luz, cerca de un tercio del tamaño de la Vía Láctea.
Está ubicada a unos 3 grados y medio al suroeste de Alahakan (Chi). Las imágenes del Telescopio Espacial Hubble revelaron con gran detalle su estructura.
Sus brazos espirales presentan zonas rojizas de gas brillante, regiones HII de formación estelar, áreas azules donde nacen estrellas jóvenes y oscuras franjas de polvo que cruzan el disco, dándole un aspecto moteado.
A pesar de su semejanza estructural con la Vía Láctea, NGC 6503 habita una región cósmicamente desierta. De este modo, continúa siendo un objeto de estudio por su singular ubicación en el borde de uno de los mayores vacíos conocidos del Universo.
La galaxia «Perdida en el espacio»
La mayoría de las galaxias se agrupan en cúmulos o supercúmulos, donde una galaxia nunca está demasiado lejos de sus vecinas.
Sin embargo, NGC 6503 se encuentra en una posición aislada, situada en el borde de una vasta y extrañamente vacía región del espacio conocida como el Vacío Local.
El Vacío Local es una estructura cósmica de enormes dimensiones, con una extensión estimada de al menos 150 millones de años luz. En su interior apenas se observan estrellas o galaxias.
Debido a su ubicación inusual en el límite de esta región, el astrónomo Stephen James O’Meara apodó a NGC 6503 como la galaxia «Perdida en el Espacio” en su libro Hidden Treasures (2007).
Constelación de La Jirafa (Camelopardalis)
La Jirafa es una constelación discreta a simple vista. Sin embargo, alberga interesantes objetos estelares y regiones de formación estelar que la hacen relevante desde el punto de vista astrofísico.
Es una constelación bastante tenue, representada únicamente por unas pocas estrellas discretas cerca de su extremo oriental. Se encuentra al norte de la constelación de Auriga, entre Perseo y Osa Mayor.
Mitología
Los griegos no identificaron estrellas en Camelopardalis y consideraban esta región del cielo como carente de figuras destacables. Por lo tanto, La Jirafa no posee una mitología clásica en el sentido grecorromano, a diferencia de la mayoría de constelaciones tradicionales.
Fue introducida a comienzos del siglo XVII por el astrónomo y cartógrafo Petrus Plancius y difundida posteriormente por Jakob Bartsch en 1624.
Representa a la jirafa, animal exótico para Europa en esa época, y su nombre latino Camelopardalis proviene de la creencia antigua de que la jirafa era una mezcla de camello (camelus) y leopardo (pardalis).
La justificación simbólica más aceptada es bíblica, no mitológica en sentido estricto. De este modo, La jirafa habría sido uno de los animales observados por el profeta Isaías o, en interpretaciones más extendidas, uno de los animales presentes en el Arca de Noé.
Sin embargo, estas asociaciones nunca fueron desarrolladas en relatos narrativos estructurados, sino que funcionaron como explicaciones culturales para legitimar su inclusión en los atlas celestes.
Estrellas principales
Sus estrellas más brillantes apenas alcanzan la cuarta magnitud, y ninguna posee nombre propio. Solo tres tienen designación con letra griega: Alfa Cam, Beta Cam y Gamma Cam.
Las tres estrellas principales de La Jirafa son, en orden de brillo: Beta Cam (mag. 4,03), CS Cam (mag. 4,21) y Alfa Cam (mag. 4,29).
Alpha Cam se encuentra aproximadamente en el centro de la imagen, en la parte superior de las patas delanteras de la jirafa, el animal que representa la constelación.
Respecto de Alpha, CS Cam se sitúa arriba a la derecha y, cerrando el triángulo, Gamma Cam aparece encima. Beta Cam, la estrella más brillante de la constelación, aparece abajo y a la derecha.
β Cam (Beta Camelopardalis)
β Cam, con magnitud 4,03, es la estrella más brillante de la constelación de La Jirafa (Camolopardalis). Se encuentra a una distancia de unos 1.000 años luz de la Tierra y tiene una edad de apenas 40 millones de años.
Sistema Triple
Es una supergigante blanco-amarilla de clase G (G0) con una temperatura superficial de unos 5.500 kelvin, solo ligeramente más fría que el Sol. Brilla con una luminosidad unas 3.300 veces superior a la del Sol y tiene una masa unas siete veces la del Sol.
A poco más de un minuto de arco se encuentra una estrella compañera que, a su vez, es doble. La componente más brillante de esta estrella binaria es de clase A y la más débil de clase F.
Separada al menos por 25.000 UA, esta pequeña binaria tarda como mínimo un millón de años en orbitar a la supergigante.
Estrella enigmática
Beta Cam se encuentra en transición desde una estrella enana que fusiona hidrógeno hacia una gigante roja que fusiona helio. Esta es una zona de temperatura y luminosidad en la que las estrellas suelen volverse inestables y pulsar como variables cefeidas.
Sin embargo, su brillo no varía, aunque presenta múltiples pulsaciones con periodos de decenas de días. Nadie sabe aun por qué Beta Cam es una estrella tan estable.
CS Cam (CS Camelopardalis) (HR 1035) (HD 21291)
CS Cam (HR 1035), con magnitud 4,21, es la segunda estrella más brillante de la constelación de La Jirafa (Camolopardalis). Se encuentra a una distancia estimada de 1.940 años luz de la Tierra y tiene una edad de apenas 15 millones de años.
Aun siendo la segunda estrella más brillante de La Jirafa, ni siquiera posee letra griega o número de Flamsteed.
Es una supergigante brillante blanca de clase B (B9) y la estrella más luminosa de la asociación Cam OB1 de estrellas calientes, ligeramente más brillante que su compañera de constelación y vecina cercana, HR 1040 Cam.
Es 29.900 veces más luminosa que el Sol, tiene un radio 48 veces mayor que el solar y 12 masas solares. CS Cam podría estar en transición hacia una supergigante roja, con un núcleo inerte de helio.
O bien podría haber pasado ya por la fase de supergigante roja y haber regresado a la fase de supergigante blanca o azul, para fusionar silenciosamente su helio interno en carbono y oxígeno. Sea como fuere, todo indica que explotará como supernova.
CS Cam varía unas pocas centésimas de magnitud, resultado de pulsaciones y pérdida de masa, un comportamiento típico de supergigantes luminosas similares a Deneb. Es por ello que se considera una estrella variable y de ahí su denominación CS.
Posible sistema binario
CS Cam posee una compañera de magnitud 7,8 que ha mantenido prácticamente la misma separación durante los últimos 180 años, por lo que es muy probable que ambas estén ligadas gravitatoriamente.
De ser así, esta estrella secundaria es también una estrella notable, ya que es una enana de tipo B5 con una masa cercana a cuatro veces la del Sol.
α Cam (Alfa Camelopardalis)
α Cam, con magnitud 4,29 es la tercera estrella más brillante de la constelación de La Jirafa (Camolopardalis). Se encuentra a una distancia de unos 3.200 años luz de la Tierra y tiene una edad estimada de unos 4–6 millones de años.
α Cam es una rara supergigante brillante blanco-azulada de clase O (O9.5), con una temperatura superficial de unos 30.000 kelvin. Brilla con una luminosidad de 530.000 soles y tiene una masa entre 25 y 30 veces la del Sol.
El destino final de α Cam es acabar sus días explotando como una brillante supernova, dentro de unos 6–8 millones de años.
Posible estrella «fugitiva»
Aunque aun no se ha probado con seguridad, posiblemente sea una estrella «fugitiva» (runaway), procedente de la asociación Cam OB1.
Habría sido expulsada del cúmulo NGC 1502, probablemente como consecuencia de interacciones con otras estrellas o de la explosión de una compañera masiva.
Este tipo de asociaciones estelares son enormes agrupaciones de estrellas jóvenes en dispersión, nacidas más o menos al mismo tiempo a partir de la misma nube progenitora.
Asterismos
El asterismo más conocido de La Jirafa es la «Cascada de Kemble», visible con prismáticos. Aunque no constituye en sí mismo un sistema físico real, su efecto visual la convierte en uno de los conjuntos más atractivos del cielo boreal.
Asterismo «Cascada de Kemble»
Se trata de una espectacular y colorida disposición de unas 20 estrellas de magnitudes entre 4 y 9 que ocupa una extensión equivalente a 5 lunas llenas (unos 3 grados). Vistas en vertical, sus estrellas parecen caer del cielo formando una cascada estelar.
Para encontrar este asterismo, prolongamos aproximadamente una vez y media la distancia entre Algol y Mirfak, ambas en la constelación de Perseo.
La cascada de Kemble se encuentra aproximadamente en la zona que ocuparía el vientre de la Jirafa. Culmina visualmente en el cúmulo abierto NGC 1502, que actúa como “remanso” al final de la cascada estelar.
Objetos más interesantes
Aunque tenue y poco conocida, La Jirafa alberga objetos de interés para la observación astronómica, la mayoría de ellos galaxias. Entre ellas destacan dos del catálogo Caldwell: IC 342 (Caldwell 5) y NGC 2403 (Caldwell 7).
IC 342 es una gran galaxia espiral cercana parcialmente oscurecida por el polvo de la Vía Láctea, lo que la hace difícil de estudiar pese a su tamaño. NGC 2403 es una brillante galaxia espiral del grupo de M81, visible con telescopios medianos y rica en regiones de formación estelar.
- NGC 1502, cúmulo «Arpa Dorada».
- vdB 14 y vdB 15, nebulosas.
- NGC 1501, nebulosa planetaria «Ostra» u «Ojo de Camello».
- NGC 1530, galaxia.
- NGC 1560 (IC 2062), galaxia.
- NGC 1569, galaxia.
- NGC 2146, galaxia «Mano de Polvo».
- NGC 2366 y NGC 2363, galaxias.
- NGC 2403 (Caldwell 7), galaxia.
- NGC 2655, NGC 2715 y UGC 4701, galaxias.
- IC 342 (Caldwell 5), galaxia «Oculta».
Cúmulo «Arpa Dorada» (NGC 1502)
NGC 1502 es un cúmulo abierto joven a unos 3.400–3.500 años luz de la Tierra. Fue descubierto por William Herschel en 1787, quien lo describió como un cúmulo estelar relativamente rico y notablemente denso, con una ligera forma alargada.
El cúmulo también es conocido como «Arpa Dorada» debido a la disposición de sus estrellas más brillantes Se encuentra a unos 6,5 grados al este de Alpha Cam, al final del asterismo «Cascada de Kemble», un aparente «flujo» de estrellas que parece “desembocar” en NGC 1502.
Sin embargo, esta alineación de estrellas en el asterismo es solo un efecto de perspectiva, ya que sus estrellas no están físicamente relacionadas con el cúmulo.
Asociación estelar Cam OB1
Con una magnitud visual aproximada de 6,0, este cúmulo se encuentra cerca del límite de visibilidad a simple vista bajo cielos oscuros. Se encuentra en el borde exterior del brazo de Orión de la galaxia, formando parte de la asociación estelar Cam OB1, en el subgrupo Cam OB1-C.
Las asociaciones OB como esta suelen extenderse varias decenas de miles de años luz y, en este caso, su tamaño total se estima entre 230 y 290 años luz, para una distancia media de unos 3.260 años luz.
Dentro de esta región también se encuentran diversas nebulosas relacionadas con la formación estelar, como la región HII Sh2-205 y las nebulosas de reflexión VdB 14 y VdB 15, de las que se trata en este articulo a continuación más abajo.
Características físicas
NGC 1502 contiene unas 60 estrellas, de las cuales al menos 19 son más brillantes que la magnitud 11. Las seis estrellas más luminosas presentan tipos espectrales B3 o más calientes, lo que confirma la juventud del cúmulo.
Su edad se estima en torno a los 11 millones de años, aunque las estimaciones pueden variar entre 5 y 15 millones de años debido a que el punto de abandono de la secuencia principal no está bien definido.
Este cúmulo tiene una clasificación de Trumpler II3p, lo que indica una concentración moderada de estrellas, un amplio rango de brillos y una población relativamente pobre.
Principales estrellas
La estrella más brillante asociada al cúmulo es la variable eclipsante SZ Cam, situada cerca de su centro. Este sistema forma parte de la doble visual ADS 2984, donde los dos componentes principales son binarias espectroscópicas acompañadas por estrellas más débiles.
En el cúmulo se han identificado además once estrellas variables confirmadas y cuatro candidatas, entre ellas una variable del tipo β Cephei, dos variables periódicas de tipo B, varios sistemas eclipsantes y una estrella del tipo RR Lyrae.
Cinco de sus miembros presentan también peculiaridades químicas en sus espectros.
Se cree que la supergigante azul Alpha Cam pudo haberse formado originalmente en este cúmulo, aunque posteriormente habría sido expulsada y actualmente se comportaría como una estrella fugitiva.
Nebulosas vdB 14 y vdB 15
VdB 14 y vdB 15 son un par de nebulosas de reflexión que constituyen una pequeña parte de una extensa nube de polvo. Ambas se encuentran a unos 2.600 años luz de la Tierra, lo que indica que están próximas entre sí en el espacio.
De hecho, estas nebulosas forman parte de la misma nube molecular, dentro del complejo de formación estelar asociado a Cam OB1, situado en el borde exterior del brazo de Orión de la Vía Láctea.
VdB 14 está iluminada por la estrella HD 21291 (HR 1035), una supergigante azul variable de tipo Alfa Cygni conocida también como CS Camelopardalis. Esta estrella, junto con otras cercanas, constituye la región central de la asociación Cam OB1.
Por su parte, VdB 15 es una extensa región de gas iluminada por la brillante estrella HD 21389, visible a simple vista y catalogada también como CE Camelopardalis. Al igual que HD 21291, se trata de una supergigante azul variable del tipo Alfa Cygni.
Nebulosa planetaria «Ostra» u «Ojo de Camello» (NGC 1501)
NGC 1501 es una compleja nebulosa planetaria, formada por una nube brillante de gas ionizado y polvo expulsado por una estrella moribunda. Fue descubierta por William Herschel en 1787 y se encuentra a una distancia de unos 5.000 años luz de la Tierra.
Puede localizarse a aproximadamente 5 grados al norte de CS Cam.
Como ocurre en otras nebulosas planetarias, su origen se remonta a la fase final de la evolución de una estrella similar al Sol, que expulsó sus capas externas al espacio formando una envoltura gaseosa en expansión.
Estrella pulsante
En el centro de la nebulosa permanece la estrella progenitora, extremadamente caliente y luminosa, visible como un punto brillante en el interior de la nube.
La apariencia de esta estrella central, semejante a una “perla” incrustada dentro de una envoltura brillante, inspiró el nombre de «Nebulosa de la Ostra». Sin embargo, a pesar de su luminosidad intrínseca, puede resultar difícil de observar con telescopios debido al resplandor difuso del gas circundante.
La estrella central presenta además una característica poco habitual: es pulsante, lo que significa que su brillo varía de forma periódica. Aunque las estrellas variables son comunes en el cosmos, es relativamente raro encontrar una de este tipo en el núcleo de una nebulosa planetaria.
En el caso de NGC 1501, las variaciones de luminosidad se producen en un intervalo extremadamente corto, de aproximadamente media hora.
Estructura compleja
Las observaciones detalladas y los modelos tridimensionales realizados por los astrónomos han revelado que la nebulosa posee una estructura interna muy compleja.
Su forma general se asemeja a un elipsoide irregular, compuesto por numerosas regiones grumosas y abultadas, con burbujas de gas, nodos densos y filamentos de polvo entrelazados.
Esta compleja red de estructuras confiere a la nebulosa un aspecto similar al de una burbuja o una delicada telaraña que rodea a la estrella central.
Galaxia NGC 1530
NGC 1530 es una galaxia espiral barrada a unos 65 millones de años luz de la Tierra. Fue descubierta en 1876 por Wilhelm Tempel y posteriormente descrita por John Louis Emil Dreyer en 1888 como un objeto grande y bastante brillante.
Se encuentra aproximadamente a mitad de camino entre HD 33564 (HR 1686) y Gamma Cam, a unos 4,5 grados al oeste de esta última.
Presenta una magnitud aparente de alrededor de 12,3 y un tamaño angular aproximado de 4,6 × 2,4 minutos de arco. El plano de su disco galáctico está inclinado unos 55° respecto a nuestra línea de visión.
Es un sistema relativamente aislado, ya que su vecino más cercano conocido es NGC 1530A, situado a una separación angular de unos 19 minutos de arco.
Morfología
Desde el punto de vista morfológico se clasifica como SB(rs)bc en el sistema de Gérard de Vaucouleurs. Esta designación indica que se trata de una galaxia espiral barrada (SB) con una estructura de pseudoring interno (rs) que conecta con brazos espirales moderadamente abiertos.
Su barra central es excepcionalmente grande y potente, alcanzando un tamaño angular de unos 100 segundos de arco y una longitud física de aproximadamente 78.000 años luz, lo que la convierte en una de las barras galácticas más grandes y prominentes observadas.
A lo largo de esta barra se observan dos marcadas franjas de polvo que delimitan frentes de choque en el flujo del gas interestelar. Estos flujos canalizan grandes cantidades de material hacia las regiones internas de la galaxia, alimentando la formación estelar.
De hecho, el gas se desplaza hacia el centro a un ritmo aproximado de una masa solar por año, con velocidades de caída que pueden alcanzar los 100 km/s. Como consecuencia, la región central concentra más del 25 % del hidrógeno gaseoso libre de la galaxia.
En el núcleo de NGC 1530 se encuentra un anillo nuclear de formación estelar con un semieje mayor de unos 3.900 años luz y una marcada elipticidad. Estas regiones nucleares presentan una intensa actividad de nacimiento de estrellas, que también se observa en los extremos de la barra galáctica.
¿Segunda barra interna?
Durante algún tiempo se propuso que NGC 1530 pudiera contener una segunda barra interna, una característica relativamente común en las galaxias barradas, ya que aproximadamente un tercio de ellas presentan sistemas de doble barra.
Sin embargo, estudios posteriores indican que esta estructura corresponde en realidad a una espiral interna asimétrica, cuyo brillo es desigual entre sus brazos, lo que le confiere un aspecto ligeramente desbalanceado.
Laboratorio ideal
A pesar de no ser un objeto fotografiado con frecuencia por los astrónomos aficionados, NGC 1530 es una de las galaxias barradas más estudiadas por la comunidad profesional.
Esrto se debe a que su intensa barra y compleja dinámica de gas la convierten en un laboratorio ideal para investigar los procesos de transporte de materia y formación estelar en los discos galácticos.
Galaxia NGC 1560 (IC 2062)
NGC 1560, también catalogada como IC 2062, es una galaxia espiral de magnitud aparente cercana a 11. Fue descubierta por Wilhelm Tempel en 1883 y se encuentra a una dfistancia de 8-12 millones de años luz de la Tierra. Se localiza a unos 3,5 grados al noroeste de Gamma Cam.
Esta galaxia forma parte del grupo de galaxias IC 342/Maffei Group, una concentración relativamente cercana de galaxias situada más allá del Grupo Local. A pesar de su proximidad cósmica, NGC 1560 no pertenece al Grupo Local.
Su tamaño aparente de 11,6 × 1,9 minutos de arco corresponde a un diámetro real de unos 35.000 años luz, lo que la convierte en una galaxia significativamente más pequeña que la Vía Láctea.
Su forma alargada y su estructura en espiral la convierten en un objeto interesante para el estudio de la dinámica de galaxias cercanas y de los sistemas pertenecientes al grupo IC 342/Maffei.
Galaxia NGC 1569
NGC 1569 es una pequeña galaxia de brote estelar (starburst), es decir, un sistema que atraviesa una fase excepcionalmente intensa de formación estelar. Fue descubierta por William Herschel en 1788 y se encuentra a unos 11 millones de años luz de la Tierra.
Se localiza aproximadamente a una cuarta parte de la distancia entre Alpha Cam y CS Cam y a unos 3 grados al este de la primera.
Durante aproximadamente los últimos 100 millones de años, NGC 1569 ha producido nuevas estrellas a un ritmo extraordinario, más de cien veces superior al observado en la Vía Láctea.
Intensa formación estelar
Esta actividad frenética ha convertido a la galaxia en un auténtico laboratorio natural para estudiar los procesos de formación estelar a gran escala.
Estudios que datan del 2008 indican que NGC 1569 podría encontrarse una vez y media más lejos de lo que se pensaba anteriormente. Esto la situaría dentro de un grupo de unas diez galaxias dominado por la galaxia espiral IC 342.
Las interacciones gravitatorias dentro de este grupo podrían estar comprimiendo el gas de NGC 1569, desencadenando así el intenso episodio de formación estelar que caracteriza actualmente a esta galaxia.
Supercúmulos estelares
El núcleo de la galaxia alberga tres enormes cúmulos estelares, cada uno con más de un millón de estrellas. Dos de estos cúmulos se encuentran tan próximos entre sí que, en muchas imágenes, aparecen como una única estructura brillante.
Estos llamados supercúmulos estelares se sitúan dentro de una gran cavidad central de gas, excavada por las violentas explosiones de numerosas supernovas procedentes de estrellas masivas formadas en episodios anteriores de actividad estelar.
Morfología
Las explosiones y los vientos estelares asociados han generado poderosos flujos de gas y partículas que han modelado el medio interestelar de la galaxia. Como resultado, se observan enormes estructuras gaseosas y complejos filamentos.
Algunas de estas formaciones alcanzan dimensiones notables. Por ejemplo, una de las estructuras gaseosas más llamativas mide aproximadamente 3.700 años luz de longitud.
En otras zonas de la galaxia aparecen grandes burbujas de gas ionizado que recuerdan a islas flotando en el espacio. La mayor de estas burbujas tiene un diámetro aproximado de 378 años luz, mientras que la más pequeña alcanza unos 119 años luz.
Estrellas
Estas estructuras están iluminadas por la intensa radiación procedente de las jóvenes estrellas masivas que se encuentran en su interior, algunas de las cuales comienzan a emerger de sus envolturas de gas.
Las imágenes de detalle de NGC 1569 muestran además miles de diminutos puntos luminosos que corresponden a estrellas del halo de la galaxia. En contraste, algunas de las estrellas más brillantes visibles en el campo pertenecen en realidad a nuestra propia galaxia, situadas en primer plano.
Galaxia «Mano de Polvo» (NGC 2146)
NGC 2146 es una peculiar galaxia espiral barrada de brote estelar (starburst) que experimenta episodios muy intensos de formación estelar. Fue descubierta por Friedrich August Theodor Winnecke en 1876 y se encuentra a 60–90 millones de años luz de la Tierra.
Se localiza a unos 11,5 grados al oeste de Gamma Cam.
Se clasifica como galaxia espiral barrada tipo Sab (pec) por su morfología general, pero su rasgo más distintivo es el brazo espiral cargado de polvo que, desde nuestra perspectiva, parece curvarse y pasar por delante del núcleo galáctico.
Perturbaciones gravitatorias
Las fuerzas necesarias para alterar esta estructura desde su forma natural y retorcerla hasta unos 45° son colosales. La explicación más probable es que una galaxia vecina esté perturbándola gravitatoriamente, distorsionando las órbitas de muchas de sus estrellas.
De este modo, es probable que estemos observando las etapas finales de un proceso que lleva desarrollándose decenas de millones de años.
Aunque los episodios intensos de formación estelar son comunes entre las galaxias espirales barradas, la perturbación gravitatoria adicional que sufre NGC 2146 probablemente intensifique el fenómeno, comprimiendo nebulosas ricas en hidrógeno y desencadenando la formación de nuevas estrellas.
Galaxias NGC 2366 y NGC 2363
NGC 2366 es una galaxia enana irregular barrada de tipo Magallánico a una distancia de unos 10 millones de años luz de la Tierra. Fue descubierta por William Herschel en 1788.
Se localiza a unos 14,5 grados al noroeste de Alpha Cam. A diferencia de las galaxias espirales grandes, NGC 2366 carece de brazos espirales definidos, pero alberga regiones de formación estelar muy brillantes.
En su extremo sur de esta galaxia se encuentra la luminosa región HII conocida como Markarian 71 (Mrk 71), una de las zonas más activas en creación de estrellas dentro de la galaxia.
Debido a su relativa cercanía, NGC 2366 permite a los astrónomos resolver individualmente sus estrellas, lo que facilita el estudio de su población estelar y de los procesos de formación estelar en galaxias enanas irregulares.
Además, existen ciertas confusiones históricas sobre la identificación de algunos de sus componentes y su relación con la vecina NGC 2363, lo que ha requerido observaciones detalladas para esclarecer la estructura completa del sistema.
Galaxia NGC 2403 (Caldwell 7)
NGC 2403, o Caldwell 7, es una galaxia espiral del grupo de galaxias de M81, con un diámetro de unos 80.000 años luz y a una distancia de 10-12 millones de años luz de la Tierra. Fue descubierta por William Herschel en 1788. Se localiza a unos 16 grados al noroeste de Alpha Cam.
Esta galaxia de color azul aparece salpicada de regiones gaseosas rosadas en forma de «flores» y filamentos granulares de polvo oscuro. Estas áreas rosadas son vastas regiones de hidrógeno ionizado (regiones HII), donde se forman miles de estrellas en unos pocos millones de años.
Cada estrella recién nacida emite una intensa radiación ultravioleta que ioniza aún más el gas circundante, manteniendo estas regiones brillantes y activas.
Entre estas zonas de formación estelar, los filamentos de polvo oscuro destacan sobre los brazos espirales, mientras que las estrellas jóvenes aparecen con un intenso brillo azul.
Se aprecia como una mancha difusa alargada con una magnitud aparente de 8,9. Dos estrellas brillantes que parecen formar parte de la galaxia en algunas imágenes corresponden en realidad a estrellas locales de la Vía Láctea.
Supernovas
Caldwell 7 alcanzó notoriedad entre los cazadores de supernovas en 2004, cuando produjo la supernova más brillante observada en más de una década: la supernova 2004dj, que alcanzó una magnitud de 11,2.
Esta explosión estelar ocurrió en un cúmulo estelar conocido como Sandage 96 y fue detectada gracias a imágenes del Telescopio Espacial Hubble que mostraron un aumento repentino del brillo de la estrella.
Galaxias NGC 2655, NGC 2715 y UGC 4701
En la imagen de cielo profundo más abajo destaca NGC 2655 a la derecha, una galaxia lenticular con signos de interacciones gravitatorias pasadas. Le compaña la galaxia espiral NGC 2715 a la izquierda, que muestra una estructura más regular.
Entre ambas aparece la pequeña y tenue UGC 4701, una galaxia espiral enana que forma parte del mismo entorno galáctico. Las tres pertenecen al grupo de galaxias NGC 2655. y se encuentran a unos 19,5 grados al oeste de Gamma Cam.
NGC 2655
NGC 2655 es la galaxia dominante del grupo de galaxias que lleva su nombre y se encuentra a unos 80 millones de años luz de la Tierra. Fue descubierta por William Herschel en 1802.
Se trata de un objeto difícil de encuadrar en las clasificaciones galácticas tradicionales: A simple vista puede parecer un cúmulo de nubes difusas, ya que carece de los brazos bien definidos de una galaxia espiral y del bulbo rojizo característico de las elípticas.
Pero en realidad se trata de una galaxia lenticular, un tipo intermedio entre las espirales y las elípticas: posee forma de disco, como las espirales, pero ya no forma grandes cantidades de estrellas nuevas, albergando principalmente poblaciones estelares envejecidas.
El núcleo de NGC 2655 es extremadamente luminoso, lo que la clasifica adicionalmente como galaxia Seyfert, un tipo de galaxia activa con líneas de emisión intensas y características.
Se cree que esta luminosidad proviene del material que cae hacia el disco de acreción de un agujero negro supermasivo situado en el centro de la galaxia.
Por el contrario, su disco externo muestra una estructura más calmada pero irregular, lo que indica que NGC 2655 ha vivido un pasado turbulento, incluyendo fusiones e interacciones con otras galaxias.
NGC 2715
NGC 2715 es una galaxia espiral intermedia de tipo Sbc descubierta en 1871 por el astrónomo francés Alphonse Borrelly. Presenta un núcleo relativamente brillante rodeado por un disco con brazos espirales débiles, y su tamaño angular es de aproximadamente 4,9 minutos de arco.
Su magnitud aparente es de 12,5 y se encuentra a unos 60-70 millones de años luz, formando parte del grupo galáctico NGC 2655. En 1987 se observó en NGC 2715 la supernova SN 1987M, de tipo Ib y magnitud 15.
UGC 4701
UGC 4701 es una galaxia más pequeña y tenue, catalogada en el Uppsala General Catalogue. Su tamaño angular es inferior a un minuto de arco y su magnitud ronda los 15, lo que la convierte en un objeto considerablemente débil en comparación con NGC 2655 y NGC 2715.
Se considera una galaxia espiral enana o irregular, con un núcleo compacto y débiles indicios de brazos espirales. Su distancia estimada coincide con la del grupo, lo que sugiere que forma parte del mismo sistema galáctico.
En astrofotografías detalladas de espacio profundo se observa como una pequeña estructura difusa cercana a las galaxias mayores del grupo, NGC 2655 y NGC 2715.
Galaxia «Oculta» (IC 342) (Caldwell 5)
IC 342, también conocida como Caldwell 5, es una galaxia espiral situada a aproximadamente 11 millones de años luz de la Tierra. Es relativamente cercana en términos astronómicos y tiene un diámetro aproximado de 50.000 años luz.
Fue descubierta a principios de la década de 1890 por William Frederick Denning, un astrónomo aficionado británico sin formación científica formal que, sin embargo, logró importantes aportes en astronomía.
Se encuentra aproximadamente a una cuarta parte de la distancia entre Gamma Cam y CS Cam y a unos 3 grados al noreste de la primera.
Características más relevantes
Su orientación “de frente” la convierte en un objeto privilegiado para el estudio de la formación estelar y la astroquímica, así como para posibles observaciones de supernovas, aunque hasta la fecha no se ha registrado ninguna.
La galaxia muestra una notable actividad en su núcleo, confirmado en 2003 como núcleo HII, lo que indica la presencia de hidrógeno ionizado y la formación de numerosas estrellas calientes y jóvenes.
Las imágenes del telescopio espacial Hubble revelan un núcleo brillante rodeado de regiones de formación estelar azuladas, zonas de gas más frías y rojizas, y carriles oscuros de polvo que se entrelazan con la estructura espiral de la galaxia.
Una galaxia oculta
A pesar de su magnitud aparente relativamente brillante de 8,4, esta galaxia no destaca en el cielo debido a su posición cerca del plano galáctico de la Vía Láctea. Allí, la visión se ve obstaculizada por densas nubes de gas, polvo interestelar y estrellas brillantes, lo que le ha valido el apodo de «Galaxia Oculta».
Para poder estudiar sus detalles, los astrónomos deben observar a través de años luz de material cósmico, lo que dificulta su visibilidad.
Debido a ello, IC 342 puede ser difícil de localizar, especialmente si el cielo presenta contaminación lumínica o ligera neblina. Se recomienda buscar noches despejadas y alejarse de las luces de la ciudad para observarla con un telescopio.
Goyo
Publicado a las 01:27h, 03 agostoInteresantísimo!!! Muchas gracias por hacernos partícipes de la magia del cielo nocturno.
Fernando Neira Paz
Publicado a las 18:44h, 03 agostoGracias a ti Goyo, un placer.
Ramon Morcillo
Publicado a las 17:38h, 18 agostoMuchas gracias Fernando por tu trabajo e interesante blog
Ramon Morcillo
Fernando Neira Paz
Publicado a las 11:01h, 19 agostoGracias a ti Ramón por tu comentario. Me alegro de que te resulte interesante👍
TALLINA
Publicado a las 19:10h, 18 junioGracias, por llevarnos de viaje por las estrellas 🌟 🌟, es precioso, estás haciendo un trabajo fabuloso
Fernando Neira Paz
Publicado a las 11:24h, 19 junioMuchísimas gracias Tallina 😘
María paz
Publicado a las 22:46h, 06 diciembreMe ha encantado, interesante y super bien explicado. Gracias
Fernando Neira Paz
Publicado a las 12:11h, 09 diciembreGracias a ti María por leerme. Esta guía es de las pocas que aún necesito remodelar para darle mejor contenido y acabado 👍