28 Jun Guía de las constelaciones de verano
En verano las noches se acortan y se reduce nuestro tiempo de observación, pero a cambio las temperaturas nocturnas son más suaves. En el firmamento se elevan constelaciones de verano tan notables como Sagitario o Escorpio. El verano es la temporada de Via Láctea.
Verano, hace demasiado calor para conciliar el sueño y nos mantenemos despiertos hasta la madrugada. Con suerte estamos en el campo o en la playa, en algún lugar oscuro, lejos de las luces de las grandes ciudades.
Entonces elevamos la mirada y nos maravillamos con el espectáculo de la vía láctea, esplendorosa y serpenteante. Como un río nebuloso que alberga en su interior miles de millones de estrellas, y quién sabe si alguna civilización inteligente como la nuestra.
Admirados, contemplamos impávidos el firmamento durante unos instantes y entonces ocurre el milagro y empiezan a llover meteoros desde la constelación de Perseo. Son las famosas Perseidas, conocidas también como “lágrimas de San Lorenzo”.
Y es que el verano, por sus suaves temperaturas nocturnas, es un momento ideal para reconciliarnos finalmente con los astros, a los que solemos dar la espalda, o mejor dicho la coronilla, durante el resto del año.
Constelaciones de verano: El solsticio de verano
El verano astronómico comienza en el solsticio de verano, que corresponde al 20/21 de junio en el hemisferio norte y 21/22 de diciembre en el hemisferio sur. El comienzo del verano en el hemisferio norte coincide con el comienzo del invierno en el hemisferio sur.
Solsticio es un término que proviene del latín (solstitium o Sol statum) y significa literalmente “sol quieto”, ya que la altura del Sol sobre el horizonte al mediodía parece no cambiar durante varios días consecutivos.
Además, durante el solsticio de verano, el sol alcanza su mayor altura sobre el horizonte al mediodía y describe en el cielo su arco de mayor longitud en el año. De este modo, aumentan las horas de luz y también la radiación solar que recibimos, ya que el ángulo de incidencia de los rayos solares es mayor.
Constelaciones de verano: El triángulo del verano
Si observamos justo sobre nuestras cabezas a mitad de la noche, cerca del Zenith, encontraremos un trío de estrellas muy brillantes: es el Triángulo de verano.
Es el asterismo más conocido del cielo de verano, formado por tres estrellas: Vega en Lira, Deneb en El Cisne y Altair en el Águila. Deneb y Altair son estrellas de primera magnitud, mientras que Vega, la más brillante del trío, es de magnitud cero.
Podría parecernos que las tres están próximas entre sí, pero en el firmamento nocturno a menudo las apariencias engañan. Mientras Vega se encuentra a una distancia de 25 años luz y Altair a unos 17, Deneb se halla a 1.400 años luz de distancia.
Constelaciones de verano: Lluvias de estrellas
Perseidas
Las Perseidas, una de las lluvias de meteoros más esperadas del verano, tienen lugar entre el 17 de julio y el 24 de agosto. Su pico de actividad es alrededor del 12 de agosto, cuando se pueden observar entre 60 y 100 meteoros por hora en condiciones ideales.
Esta lluvia es especialmente popular debido a la rapidez y brillo de sus meteoros, algunos de los cuales dejan rastros largos en el cielo. La visibilidad suele ser excelente, y el buen tiempo típico de la época facilita disfrutar del fenómeno.
Delta Acuáridas
Las Delta Acuáridas se pueden observar desde el 12 de julio hasta el 23 de agosto, alcanzando su pico de actividad alrededor del 28 o 29 de julio. Durante este máximo, la tasa es de entre 15 y 20 meteoros por hora.
Esta lluvia es conocida por sus meteoros de velocidad moderada, que suelen dejar rastros persistentes en el cielo. Aunque no es especialmente intensa, su visibilidad es buena, sobre todo en lugares con cielos despejados.
Alfa Capricórnidas
Las Alfa Capricórnidas ocurren desde el 3 de julio hasta el 15 de agosto, con su punto máximo alrededor del 30 o 31 de julio. Aunque la tasa es más baja, con unos 5 meteoros por hora en su pico, esta lluvia destaca por sus meteoros lentos y brillantes, que frecuentemente incluyen bolas de fuego.
Constelaciones de verano: Temporada de Vía Láctea
El verano es un momento excepcional para explorar y disfrutar de los objetos astronómicos de la Vía Láctea. En esta época del año, especialmente en el hemisferio norte, la posición de la Tierra permite observar el núcleo galáctico.
Esta es la región más brillante y densa de nuestra galaxia y se encuentra en dirección de las constelaciones de Sagitario y Escorpio. El verano se convierte así en una ventana privilegiada a la Vía Láctea, llena de espectaculares nebulosas y cúmulos estelares.
Los veranos del hemisferio norte suelen tener noches cálidas, lo que permite una observación prolongada y cómoda, sin tener que enfrentarse al frío de las noches invernales. Además, los cielos despejados, típicos del verano, brindan una mayor transparencia atmosférica.
Doce son las constelaciones de verano más destacables: Capricornio, El Cisne, Lira, El Águila, Vulpécula (La Zorrilla), Scutum (Escudo), Sagitario, Ofiuco, Serpens, Corona Borealis, Scorpius (Escorpio) y Hércules.
Constelación de Capricornus (Capricornio)
La constelación de Capricornus (Capricornio) representa a la cabra acuática, un animal mitológico mitad cabra, mitad pez. Es, junto con Acuario y Piscis, una de las tres «constelaciones acuáticas» del zodíaco.
Historia y ubicación
Capricornio, el décimo signo del Zodíaco, forma parte de las constelaciones “acuáticas” junto a Acuario, Piscis, La Ballena, El Pez Austral y Eridanus (El río). Es la segunda constelación más tenue del cielo, después de Cáncer, y se encuentra entre Acuario y Sagitario.
Capricornio representa un animal medio pez, medio cabra y se ve más alta en el horizonte mirando hacia el sur hacia principios de agosto.
Mitología
En la antigua Babilonia, la constelación de Capricornio era conocida como «Suhurmashu» o «Enki». Suhurmashu se traduce aproximadamente como «cabra-pez». La dualidad de Enki simbolizaba su conexión con la tierra y el agua, y su conexión con la fertilidad y la vida.
Según la mitología griega, hay dos mitos relacionados con la constelación de Capricornus (Capricornio):
El Dios Pan
En la mitología griega, Capricornus simboliza al dios Pan, el dios de los pastores, los rebaños y la naturaleza salvaje. Pan era una cabra de cintura para abajo y un hombre de cintura para arriba, aunque con orejas y cuernos de cabra.
Tifón
Durante el periodo de guerras entre Dioses y Titanes, Gaia, la diosa primordial de la Tierra, envió a su hijo Tifón a luchar contra los Dioses. Este era un monstruo gigante, con cien cabezas de dragón, dedos de serpiente, alas y mirada ígnea, que todo lo abrasaba.
Tifón llegó entonces al Monte Olimpo, sembrando el pánico entre los dioses. Al ver al monstruo, los dioses olímpicos, a pesar de su poder, quedaron aterrorizados. Muchos de ellos decidieron huir de inmediato para evitar el enfrentamiento directo con el monstruo.
Los dioses se disfrazan
Pan sugirió entonces a los dioses que se disfrazaran de animales para escapar de Tifón y huyesen a Egipto. Pan mismo eludió al monstruo saltando al río Nilo y adoptando una forma híbrida, mitad cabra, mitad pez.
Zeus se transformó en un carnero, Hera en una vaca blanca, Apolo adoptó la forma de un cuervo, Artemisa se disfrazó de gata, Hermes se convirtió en un ibis y Afrodita y Eros se transformaron en peces, dando origen a la constelación de Piscis.
Zeus vence a Tifón
Los dioses escaparon así temporalmente de la furia de Tifón. Sin embargo, más tarde, Tifón logró enfrentarse a Zeus y le arrancó los tendones, dejándolo incapacitado. Hermes y Pan, mostrando gran valentía y astucia, lograron recuperarlos y devolvérselos a Zeus.
Zeus finalmente, recuperada ya su fuerza, derribó a Tifón con sus rayos y colocó a Pan en el cielo en su forma híbrida, en agradecimiento por haber acudido al rescate de los dioses.
La cabra Amaltea
Amaltea es la cabra divina que amamantó y cuidó a Zeus en su infancia y lo salvó de ser devorado por Cronos, su propio padre.
Cronos, el padre de Zeus, empezó a devorar a sus hijos para evitar ser derrocado por uno de ellos, tal y como señalaba la profecía. Entonces Rea, la madre de Zeus, desesperada por salvar a su hijo, ideó un plan.
Cuando Rea dio a luz a Zeus, lo escondió en una cueva en el monte Ida, en la isla de Creta. Para engañar a Cronos, Rea envolvió una piedra en pañales, que Cronos se tragó, pensando que era su hijo recién nacido.
En la cueva, Zeus fue cuidado por Amaltea, que le proporcionó leche. Además de Amaltea, las ninfas Adrastea e Ida, también cuidaron del joven dios.
La Cornucopia
Un día, mientras jugaba con Amaltea, Zeus rompió accidentalmente uno de sus cuernos. Para compensar la pérdida, Zeus dotó al cuerno de la cabra de poderes mágicos.
Y asi es como el cuerno de Amaltea se convirtió en la Cornucopia o Cuerno de la Abundancia, que tenía la capacidad de proporcionar alimentos y riquezas inagotables.
Finalmente, Zeus colocó a Amaltea en los cielos, en agradecimiento por los cuidados recibidos durante su infancia.
Estrellas principales
Las estrellas más brilantes de la constelación de Capricornus (Capricornio), la cabra acuática, son: Deneb Algedi (δ Cap), Dabih (β Cap) y Algedi (α Cap).
Algedi y Dabih forman los cuernos de Capricornus. Algedi tiene forma alargada, como resultado de ser una estrella doble óptica visible a simple vista. Dabih, justo abajo y a la izquierda de ella, es, sin embargo, una estrella doble real.
En el extremo izquierdo está Deneb Algedi, en la cola de Capricornus, la estrella más brillante de la constelación, a pesar de su denominación Delta de Bayer.
Deneb Algedi (δ Cap, Delta Capricorni)
Con una magnitud 2.87, Deneb Algedi (δ Cap) es la estrella más brillante de la constelación de Capricornus (Capricornio). Se encuentra a 39 años luz de distancia y tiene una luminosidad 8.5 veces la del Sol.
«Deneb Algedi» en árabe significa «la cola de la Cabra». Otras estrellas que se refieren a la cola del animal que representan las constelaciones en las que se encuentran son: Deneb (α Cygni), Denébola (β Leonis) y Deneb Kaitos (β Ceti).
Deneb Algedi (δ Cap) es una estrella blanca de clase A con una temperatura superficial de 7.700 K. Tiene un compañero de tipo desconocido que la eclipsa cada 1.023 días, causando que su brillo aparente disminuya en aproximadamente 0.2 magnitudes.
Una estrella difícil de clasificar
Deneb Algedi podría ser una estrella de la «secuencia principal» que está fusionando hidrógeno. O una estrella que ha cesado dicha fusión, y se ha expandido como «gigante», o bien una «subgigante», una fase intermedia entre ambas.
Lo más probable, sin embargo, es que esté en sus últimas etapas de vida solar ordinaria.
Se trata de una de las estrellas «A metálicas» más brillantes. Estas son estrellas blancas con temperaturas superficiales de 7.500 – 10.000 K, altamente enriquecidas en la mayoría de los metales, pero deficientes en otros, como el calcio.
Para explicar esta extraña composición, hay teorías que apuntan a la contaminación de una compañera que, en el proceso de morir, le pasó materia enriquecida. Más probablemente, sin embargo, algún proceso interno ha causado que algunos elementos desciendan y otros asciendan a la superficie.
Además, se sospecha que Deneb Algedi es una estrella ligeramente variable, de un tipo llamado «Delta Scuti», donde las variaciones de brillo son causadas por pulsaciones no radiales. Esto significa que diferentes partes de su superficie se expanden y contraen de manera desigual.
Dabih (β Cap, Beta Capricorni)
Con una magnitud 3.08, Dabih (β Cap) es la segunda estrella más brillante de la constelación de Capricornus (Capricornio) y se encuentra a una distancia de 330 años luz. «Dabih» significa «el que sacrifica» o «el matador», nombre asociado con la tradición islámica.
Un sistema doble real
Dabih (β Cap) es una doble real visible a simple vista, compuesta por un par de estrellas, Dabih Mayor (o Beta-1) y Dabih Menor (o Beta-2), separadas por más de tres minutos de arco.
«Dabih Mayor», de tercera magnitud, es la estrella dominante del par. Su compañera «Dabih Menor» es una estrella de sexta magnitud (6.10). Las dos están separadas por al menos 21 mil UA y tardan al menos un millón de años en completar una órbita.
Dahib Menor
Dabih Menor es en realidad un sistema estelar, compuesto por una gigante o subgigante de clase B (B9.5) que brilla unas 40 veces más que nuestro Sol, y una enana normal de clase F más fría, separada de su anfitriona por unas 30 UA.
Dabih Menor es un sistema bien conocido, ya que su componente más brillante de clase B es una estrella «de mercurio-manganeso», como Alpheratz (la más brillante de ellas), Elnath y Gienah Corvi.
Dahib Mayor
Dabih Mayor es un sistema estelar más complejo, formado probablemente por una gigante de clase K (K0), acoplada con una estrella de clase B (B8).
La estrella gigante de clase K tiene una masa de casi 4 veces la del Sol, una temperatura de 4.900 K, una luminosidad de 600 soles y un radio de alrededor de 35 soles.
La estrella de clase B, con aproximadamente la misma masa, orbita a una distancia de unas 4 UA. Sin embargo, también es doble, formada por un par cercano que tarda solo 8.7 días en orbitar entre sí.
Algedi (α Cap, Alpha Capricorni)
Con una magnitud de 3.58, Algedi (α Cap) es la tercera estrella más brillante en la constelación de Capricornus (Capricornio), a pesar de su designación Alfa de Bayer y se encuentra a 109 años luz de distancia.
«Algedi» en árabe significa «La Cabra», nombre que se refiere a toda la constelación de Capricornus y consiste en dos estrellas de cuarta magnitud, una notablemente más brillante que la otra, separadas entre sí por unos 6.6 minutos de arco.
Un sistema doble óptico
Se trata en realidad de un sistema doble óptico, ya que ambas estrellas se encuentran a distancias muy diferentes, estando una de ellas más de 6 veces más cerca de la Tierra que la otra, por lo que no están físicamente asociadas.
Efectivamente, la más tenue, llamada Alfa-1 debido a su posición más occidental, está a 690 años luz de distancia de la Tierra, mientras que la más brillante, Alfa-2, se encuentra a una distancia de 109 años luz.
La coincidencia visual entre estrellas brillantes visibles a simple vista es inusual. Pero aún más inusual es que sus categorías sean similares y relativamente raras.
Ambas son estrellas amarillas evolucionadas de clase G (G3 para Alfa-1, G8 para Alfa-2), y a 5 mil K, bastante similares en temperatura al Sol.
Alfa-1 y Alfa-2
Alfa-2, la más cercana, es una estrella gigante 43 veces más luminosa que el Sol, mientras que Alfa-1 es una supergigante 930 veces más brillante que el Sol (21 veces más brillante que Alfa-2), que, sin embargo, parece más tenue debido solo a su mayor distancia.
Alfa-1, la supergigante, es la más grande de las dos, con un radio 40 veces el del Sol (5 veces más grande que Alfa-2), siendo bastante pequeña para ser una supergigante. También es la más masiva, conteniendo 5 masas solares, el doble que Alfa-2.
Ambas estrellas han dejado de fusionar hidrógeno en sus núcleos y se están preparando para fusionar helio en carbono, si es que no lo han hecho ya.
Asterismos
No hay asterismos conocidos en la constelación de Capricornus (Capricornio).
Objetos más interesantes
En la constelación de Capricornus (Capricornio) no destacan muchos objetos celestes. Sin embargo, contiene un conocido objeto Messier.
Cúmulo globular «Medusa» (M30)
M30 es un cúmulo globular de magnitud aparente 7.2, descubierto por Messier en el siglo XVIII. Se halla a una distancia de 26 mil años luz y es el objeto del espacio profundo más destacado de la constelación de Capricornus (Capricornio).
Se encuentra a unos 3 grados al sureste de ζ Cap, aproximadamente a mitad de camino entre Fomalhaut (α PsA) en Piscis Austrinus y Dabih (β Cap). Es un objeto fácilmente visible incluso para telescopios pequeños.
Aunque M30 está poblado principalmente por estrellas viejas de entre 12 y 13 mil millones de años, la enorme densidad estelar que existe en el interior de los cúmulos globulares hace que se produzcan colisiones y “vampirizaciones” frecuentes.
En ellas, algunas de estas estrellas recuperan su juventud como «rezagadas azules».
Los astrónomos han identificado en M30 dos tipos de rezagadas azules, las que se forman en colisiones casi frontales entre dos estrellas y las que se encuentran en sistemas binarios.
«Striptease» estelar
Cuando estas estrellas pasan a través del denso núcleo del cúmulo globular en colisiones casi frontales, pierden sus capas exteriores más frías debido a la atracción gravitatoria de estrellas cercanas.
Este proceso, llamado «striptease estelar», las hace volver a brillar en colores más azulados, al exponer su núcleo caliente y azul. De este modo, aparentan una juventud que no tienen.
«Lifting» estelar
En sistemas binarios, sin embargo, una estrella “vampiro” extrae hidrógeno de su compañera, rejuveneciendo a su costa en una especie de «lifting estelar».
Esta compañera, más evolucionada, puede transferir masa a la estrella «vampiro» cuando llena su lóbulo de Roche.
Galaxia NGC 6907
Es una galaxia espiral barrada, situada a 140 millones de años luz. Fue descubierta William Herschel el 12 de julio de 1784. Es también el miembro más prominente de un pequeño grupo de galaxias, conocido como «Grupo NGC 6907».
Su magnitud relativa es 11 y ocupa un tamaño aparente de 3,3 x 2,7 minutos de arco en el cielo. Se encuentra a casi 5 grados al oeste de la estrella ψ Cap.
NGC 6907 presenta varias regiones HII de formación estelar activa, lo que es común en galaxias espirales barradas. Estas regiones se destacan como manchas brillantes de color rosáceo.
Uns galaxia superpuesta
NGC 6908 se observa como una galaxia de fondo que se superpone visualmente con los brazos espirales de NGC 6907. Fue descubierta por Albert Marth el 24 de septiembre de 1864.
Las evidencias sugieren que NGC 6907 y NGC 6908 no solo están interactuando gravitacionalmente entre sí, sino que terminarán fusionándose en una sola galaxia.
En el año 2004 se observó en NGC 6907 la explosión de una supernova de tipo Ia, llamada SN2004bv. Se trata de la estrella azul cerca del centro de NGC 6907, en el interior de esta galaxia.
Más Información: Capricornus constellation
Constelación de Cygnus (el Cisne)
La constelación de Cygnus (el Cisne) se encuentra en el plano de la Vía Láctea y es fácilmente reconocible por el asterismo llamado «Cruz del Norte», formado por cinco estrellas brillantes que dibujan la forma de una cruz en el firmamento.
Historia y ubicación
La constelación de Cygnus (el Cisne) es una de las más grandes. Representa a un cisne con sus alas abiertas, volando perpetuamente hacia el sur a lo largo de la Vía Láctea.
Cefeo queda al norte de Cygnus, la lyra al oeste y Vulpecula y Aquila al sur. Cygnus es también muy rica en objetos de espacio profundo, especialmente nebulosas.
Si trazamos una línea entre Deneb y Albireo, Deneb marca la cola del cisne y Albireo su cabeza. Sadr, entre ambas, marca su pecho. En perpendicular, Gienah marca el ala que apunta al este, y Fawaris (Delta Cygni) el que apunta al oeste.
Estas cinco estrellas conforman el asterismo de la «Cruz del Norte» y dibujan una gran cruz en el cielo del hemisferio norte, visible especialmente en verano.
Mitología
Hay tres mitos griegos asociados a la constelación de Cygnus (el Cisne), quizás el mas conocido sea el de la reina Leda de Esparta. También hay un romántico mito chino relacionado con esta constelación.
Leda, reina de Esparta
Zeus quedó prendido de la belleza de Leda, esposa de Tíndaro, rey de Esparta, y urdió un plan para poseerla. Se transformó en un cisne y mandó a Afrodita a perseguirle disfrazada de un enorme águila.
Zeus, en forma de cisne, bajó fingiendo huir del águila hacia donde estaba Leda y ésta, apiadándose de él, abrió los brazos para acogerlo. Una vez en sus brazos, Zeus aprovechó para poseerla.
Esa misma noche, Leda intimó con su marido Tíndaro. Como resultado de estos dos encuentros amorosos, Leda puso dos huevos, y de estos huevos nacieron cuatro hijos.
Cástor y Clitemnestra eran hijos de Tíndaro, y por tanto mortales. Pólux y Helena, futura reina de Esparta y protagonista de la Guerra de Troya, eran hijos de Zeus y por tanto inmortales. Cástor y Póllux, los hermanos gemelos, están representados en la constelación de Géminis.
Orfeo
Cuando Orfeo fracasó en su intento de liberar a su amada Eurídice del Inframundo, se retiró a los montes. Allí evitó relacionarse con cualquier mujer, a pesar de que se le ofrecieron muchas ninfas.
En esos montes, fue visto por las Ménades tracias adoradoras de Dioniso, que sintiéndose despreciadas por él, lo apedrearon y despedazaron, esparciendo sus miembros. Dioniso entonces castigó a las Ménades, convirtiéndolas en árboles.
Orfeo fue transformado en cisne y llevado a los cielos como la constelación de Cygnus (el Cisne). Allí fue colocado junto a su lira, representada en el cielo por la constelación de Lyra (la Lira).
Cicno y Faetón
Cicno, hijo de Esténelo y Clímene, ninfa del océano, era rey de Liguria. Tenía a Faetón, el hijo mortal de Helios, dios del Sol, como hermanastro y amigo íntimo.
Cuando Faetón murió fulminado por el rayo de su padre Helios, Cicno quedó profundamente afectado. Abandonó entonces sus deberes reales, para lamentarse de la muerte de su amigo Faetón junto al río Eridano.
Día y noche, Cicno recorría las orillas del Eridano, acompañando el suave murmullo del agua con sus cantos llenos de melancolía por la muerte de su amigo. Mientras tanto, los álamos (Las hermanas de Faetón, transformadas) se estremecían.
A pesar del paso de los años, su dolor no disminuyó. Con el tiempo, los dioses, conmovidos por su sufrimiento, cambiaron sus canas por plumas y lo transformaron en un cisne, pero su corazón aún anhelaba al amigo que perdió.
Permaneció en tierra, en constante lamento, rechazando el vuelo y viviendo en el polo opuesto al ardor del fuego que había consumido a Faetón. Tras su muerte, los dioses lo colocaron entre las estrellas, en la que hoy es la constelación de Cygnus (el Cisne).
El puente de urracas
Los chinos también asocian la constelación de Cygnus (el Cisne) con el mito de «el puente de las urracas», o «Que Qiao» en chino. En la historia, los amantes Niu Lang y Zhi Nu son separados por la Diosa del Cielo, porque Zhi Nu es una hada y, por lo tanto, no se le permite estar con un mortal.
Cuando la Diosa se entera de que ambos se han terminado casando en secreto, se lleva a Zhi Nu consigo y crea un río en el cielo para mantener a los amantes separados. El río está representado por la Vía Láctea.
Una vez al año, todas las urracas del mundo se reúnen para ayudar a los amantes a estar juntos nuevamente, formando un puente enorme sobre el río. La constelación de Cygnus representa este puente de urracas.
Estrellas principales
La estrella más brillante de la constelación de Cygnus (el Cisne) es Deneb, que forma parte de dos asterismos al mismo tiempo, la «Cruz del Norte» y el «Triángulo del Verano».
La estrella Sadr ocupa el corazón del cisne y es la segunda estrella más brillante de la constelación. La tercera en brillo es Gienah, en el ala del cisne. Albireo es la gema del Cisne, compuesta por un par de estrellas de preciosos colores dorado y azul.
Deneb (α Cyg, Alpha Cygni)
Con una magnitud aparente de 1.25, Deneb (α Cyg) es la estrella más brillante de la constelación de Cygnus (el Cisne), y la decimonovena más brillante del firmamento. Su nombre significa «cola» en árabe, ya que su posición marca la cola del cisne. Se encuentra a una distancia de 1.425 años luz de la Tierra.
Deneb es una verdadera supergigante de clase A (A2), y su luminosidad, equivalente a la de 54,4 mil Soles, la coloca entre las estrellas intrínsecamente más brillantes y más grandes de su tipo en la Galaxia. Su diámetro es 108 veces el del Sol, la mitad del tamaño de la órbita terrestre.
La estrella está evolucionando y ha dejado de fusionar hidrógeno en su núcleo. Sin embargo, es difícil saber qué está pasando exactamente.
Podría estar expandiéndose y enfriándose con un núcleo de helio muerto y en camino de convertirse en una supergigante roja, o podría haber avanzado al estado de fusión de helio en su núcleo.
Deneb fue una estrella polar bastante decente hace 18.000 años, cuando se encontraba a solo 7 grados del Polo Norte celeste, y lo será de nuevo alrededor del año 9.800. Su destino, casi con certeza, es explotar como una gran supernova.
Sadr (γ Cyg, Gamma Cygni)
Con una magnitud de 2.20, Sadr (γ Cyg) es la segunda estrella más brillante de la constelación de Cygnus (el Cisne), aunque se denomine con la letra γ (Gamma). Está ubicada en el centro del famoso asterismo de «La Cruz del Norte», en el cruce de las dos líneas imaginarias que forman la cruz.
Sadr es una supergigante de clase F (F8) bastante inusual. La mayoría de las supergigantes son o bastante calientes o bastante frías y rojizas. Pocas, como Sadr, son blanco-amarillentas y se encuentran en el rango medio de temperatura, cerca de 5.800 K, cercano al del Sol.
Aunque Gamma Cyg está en proceso de morir, habiendo cesado la fusión de hidrógeno en su núcleo, no es posible saber en qué estado se encuentra. Su superficie puede estar en proceso de calentamiento o enfriamiento, y la fusión de helio en su núcleo puede haber empezado ya o quizás no.
Sadr se encuentra a 1.830 años luz de distancia de la Tierra, su luminosidad es la de 60 mil Soles y su radio es 235 veces el solar, un 10 por ciento más grande que la órbita de la Tierra.
El nombre de Sadr proviene de una frase árabe que significa «el pecho de la gallina» y ocupa una posición privilegiada en mitad de la Vía Lactea, cerca del extremo norte del famoso Gran Rift.
El Gran Rift
El Gran Rift es una franja oscura que parece dividir la Vía Láctea, el disco de nuestra Galaxia, en dos. Esta franja se extiende atravesando Aquila (el Águila) hasta Sagitario y Escorpio.
El Rift está formado por un enorme complejo de nubes de polvo frío bastante cercanas, en las que están naciendo nuevas estrellas.
Un estudio más detallado de la región alrededor de Sadr muestra que está llena de brillantes nubes interestelares y el remanente de una estrella colapsada. La región, brillante en el espectro de radio, fue nombrada hace mucho tiempo como «Cygnus X».
Gienah (ε Cyg, Epsilon Cygni)
Con una magnitud de 2.46, Gienah (ε Cyg) es la tercera estrella más brillante de la constelación de Cygnus (el Cisne). Su nombre significa «ala» en árabe y con este mismo nombre existe otra estrella, Gienah, que representa un ala de Corvus, el Cuervo (Gamma Corvi).
Gienah es una estrella gigante de clase K (K0) amarillo-anaranjada, ubicada a una distancia de 72 años luz, con una luminosidad 61 veces la del Sol y un diámetro 12 veces el solar. Su masa es 2,5 veces la del Sol y tiene alrededor de 1.5 mil millones de años.
Esta estrella ya ha empezado a morir, y probablemente esté ya fusionando helio en su núcleo. Era una enana ordinaria de clase A de color blanco hace solo unos pocos millones de años, quizás como Altair.
Gienah tiene una estrella compañera, una enana roja de clase M a 40 veces la distancia de Plutón al Sol, con un período orbital de al menos 50.000 años.
Desde Gienah, la estrella compañera aparecería casi tan brillante como Júpiter en nuestros cielos, mientras que desde la compañera, Gienah brillaría con una luminosidad de más de 2 lunas llenas.
Albireo (β Cyg, Beta Cygni)
Con una magnitud visual de 3, Albireo es la quinta estrella más brillante de la constelación de Cygnus (el Cisne), justo detrás de Fawaris (Delta Cyg), aunque se le asigne la letra Beta del abecedario griego.
Albireo es también una estrella doble y uno de los mayores espectáculos visuales al alcance de pequeños telescopios. Sus componentes, de magnitudes 3.3 y 5.5, ofrecen un atractivo contraste de colores dorado y azul.
Con una separación de 34 segundos de arco, la pareja se ve fácilmente en oculares de baja potencia. Albireo está ubicada a unos 380 años luz de distancia de la Tierra.
Las estrellas que forman Albireo están bastante separadas entre sí, unas 4.400 UA, y tienen una órbita extremadamente larga, con un período de al menos 75 mil años. Pero Albireo es en realidad un sistema triple.
Sistema Triple
El miembro más brillante de color dorado, Albireo A, es en realidad una sistema binario mucho más cercano, pero no es fácil de resolver en un telescopio.
Este sistema está compuesto por una brillante gigante estable de helio de tercera magnitud (3.3) de clase K (K3) y una enana caliente, pero más débil (magnitud 5.5), de fusión de hidrógeno de clase B (B9).
La gigante K tiene una temperatura de alrededor de 4.400 K, una luminosidad 950 veces la del Sol, un radio 50 veces el solar y una masa considerable de aproximadamente 5 solares. El compañero cercano tiene 11.000 K, 100 luminosidades solares y 3.2 masas solares.
Separadas en promedio por unas 40 UA, tardan casi 100 años en orbitarse mutuamente en una órbita altamente excéntrica.
La estrella azul, Albireo B, es similar a la compañera de Albireo A, y es una enana de clase B (B8) con una temperatura de 12.100 K, una luminosidad de 190 soles y una masa 3.3 la del Sol.
Asterismos
La constelación de Cygnus (el Cisne) contiene un conocido asterismo llamado «La Cruz del Norte». Sin embargo, también forma otro famoso asterismo con las constelaciones de Lyra (la Lira) y Aquila (el Águila): «El Triángulo del Verano».
La Cruz del Norte
El asterismo de la «Cruz del Norte» está formado por cinco estrellas que dibujan la forma de una cruz en el firmamento: Deneb (α Cyg), Albireo (β Cyg), Sadr (γ Cygni), Gienah (ε Cyg) y Fawaris (δ Cygni):
El Triángulo del Verano
El asterismo «Triángulo del Verano» está formado por tres estrellas: Deneb (α Cyg) en Cygnus (el Cisne), Vega (α Lyr) en Lyra (la Lira) y Altair (α Aql) en Aquila (el Águila). Deneb se encuentra en el vértice noreste del triángulo.
Objetos más interesantes
La constelación de Cygnus (el Cisne) atraviesa una rica region de la Vía Láctea, contiene dos objetos Messier y multitud de nebulosas conocidas por los aficionados a la Astronomía y la Astrofotografía.
- M29 (NGC 6913), cúmulo abierto «Torre de Enfriamiento».
- M39 (NGC 7092), cúmulo abierto.
- NGC 6960, nebulosa «del Velo» y NGC 6960/ NGC 6992/ NGC 6995/ NGC 6974/ NGC 6979, «Bucle de Cygnus».
- NGC 7000 (Caldwell 20), nebulosa «Norteamérica».
- IC 5070/ IC 5067, nebulosa «del Pelícano».
- IC 1318, nebulosa de Gamma Cygni o «Mariposa».
- IC 5146 (Caldwell 19), nebulosa «del Capullo».
- NGC 6888 (Caldwell 27), nebulosa «Creciente».
- Sh2-101, nebulosa «Tulipán».
- NGC 6826 (Caldwell 15), nebulosa planetaria «Parpadeante».
- NGC 7027, nebulosa planetaria «Escarabajo Joya».
- NGC 6946 (Arp 29), galaxia espiral «Fuegos Artificiales».
Cúmulo «Torre de Enfriamiento» (M29) (NGC 6913)
M29 fue catalogado originalmente por Charles Messier el 29 de julio de 1764. Es uno de los dos únicos objetos celestes en Cygnus incluidos en la lista de Messier, junto con el cúmulo abierto M39.
Está ubicado en las proximidades de la brillante estrella supergigante Sadr (Gamma Cygni), que marca la intersección de los dos brazos de la «Cruz del Norte». Se puede encontrar a 1.7 grados al sur y un poco al este de Sadr.
Tambien denominado como NGC 6913, M29 es un cúmulo abierto con una edad de 10 millones de años que se encuentra en una zona congestionada de la Vía Láctea. Su distancia, 4.000 – 6.000 años luz, es incierta, ya que el polvo interestelar amortigua fuertemente la señal que recibimos del cúmulo.
El cúmulo tiene una magnitud aparente de 7.1, por lo que es demasiado débil para ser visto a simple vista. Puede ser observado con prismáticos, pero es mejor observarlo en telescopios con objetivos de baja potencia.
Cuatro de sus estrellas más brillantes forman un cuadrilátero y otras tres un triángulo, ubicado justo al norte del cuadrilátero, dando a M29 la forma de un cucharón aplastado.
La disposición de seis de sus estrellas más brillantes también recuerda la forma hiperbólica de una torre de enfriamiento, de ahi su nombre.
Cygnus OB1
M29 es relativamente pequeño, ocupando un área de 7 minutos de arco en el cielo, equivalente a un cuarto del tamaño de la Luna llena. Con un diámetro de solo 11 años luz, es un cúmulo disperso que contiene menos de 50 estrellas. Muestra nebulosidad asociada (apreciable en fotografía).
Es parte de la asociación Cygnus OB1, un grupo de estrellas que comparten un movimiento, edad y lugar de origen comunes. Los cinco miembros más calientes de M29 son estrellas gigantes pertenecientes a la clase espectral B0, aproximadamente 160 mil veces más luminosas que el Sol.
Cúmulo abierto M39 (NGC 7092)
M39 es un cúmulo abierto, bastante disperso y cercano, a solo unos 800 años luz de distancia de la Tierra. Tiene alrededor de 30 miembros y una edad aproximada de unos 300 millones de años.
Aunque sus estrellas puedan parecer bastante separadas en el cielo, en realidad están muy cerca unas de otras, ya que el cúmulo tiene un diámetro de solo 7 años luz. Con una magnitud aparente 5.5, M39 se encuentra a dos grados al sur de la gigante azul Pi2 Cygni.
Debido a su proximidad a Deneb y a que es tan grande en el cielo como una Luna llena (diámetro de 29 minutos de arco), M39 se puede observar fácilmente con prismáticos o pequeños telescopios de pocos aumentos.
Todas sus estrellas se encuentran en la secuencia principal y las más brillantes de ellas están a punto de evolucionar hacia la fase de gigante roja.
Nebulosa «del Velo» (NGC 6960) y «Bucle de Cygnus» (NGC 6960/ NGC 6992/ NGC 6995/ NGC 6974/ NGC 6979)
La Nebulosa «del Velo» (NGC 6960), también llamada a veces «Escoba de la Bruja», se encuentra a unos 2.100 años luz de la Tierra, lo que la convierte en una vecina relativamente cercana en términos astronómicos.
Se trata de la porción visible y más occidental del «Bucle de Cygnus», un remanente de supernova formado hace aproximadamente 10.000 años por la muerte de una estrella masiva.
La Nebulosa «del Velo» es uno de los restos de supernova más conocidos, derivando su nombre de sus delicadas estructuras filamentosas. Toda la nebulosa tiene un diámetro de 110 años luz y cubre una extensión de tres lunas llenas en el cielo.
La estrella progenitora de la Nebulosa «del Velo», que tenía 20 veces la masa del Sol, vivió deprisa y murió joven. Terminó así su vida con una explosión cataclísmica de energía. 52 Cyg, la brillante estrella en la parte superior de la imagen, no está relacionada con la supernova.
A pesar de esta violencia estelar, las ondas de choque y los escombros de la supernova esculpieron el delicado encaje de gas ionizado de la Nebulosa «del Velo», creando una escena de sorprendente belleza.
Nebulosa «Norteamérica» (NGC 7000) (Caldwell 20)
NGC 7000 (Caldwell 20), o Nebulosa «Norteamérica», fue descubierta por Sir William Herschel en 1786 y apodada así por su parecido con el continente de América del Norte. Se encuentra a 1.800 años luz de la Tierra y ocupa en el cielo un espacio equivalente a unas cuatro lunas llenas.
La nebulosa «Norteamérica» es un impresionante ejemplo de nebulosa de emisión, en la que una estrella cercana ioniza las nubes de gas que la componen. Esto provoca la emisión de energía del gas, haciendo que la nebulosa brille.
A pesar de tener una magnitud aparente de 5, la nebulosa no aparece muy brillante en el cielo, contra el fondo de la Vía Láctea. NGC 7000 puede verse con prismáticos, o mejor con un telescopio pequeño, al noreste de Deneb.
Pequeño Orión
Siete estrellas en primer plano, justo en medio de la oscura nube molecular de polvo en el centro de la imagen, forman el asterismo «Pequeño Orión», llamado así por su similitud con la constelación del mismo nombre.
A la derecha de la Nebulosa «Norteamérica» y separada de ella por una densa nube de polvo oscuro, se encuentra IC 5070, también conocida como la Nebulosa «del Pelícano».
Dos brillantes estrellas flanquean la cabeza del Pelícano, arriba de color azul, 57 Cyg, y abajo de color blanco, 56 Cyg. La brillante estrella de color dorado a la izquierda es ξ Cyg y Deneb quedaría arriba a la derecha, fuera del marco de la fotografía.
Nebulosa «del Pelícano» (IC 5070/ IC 5067)
La nebulosa «del Pelícano» (IC 5070/5067) fue descubierta por Sir William Herschel en 1786. Se encuentra al sur de la Nebulosa «Norteamérica» (NGC 7000).
Es más pequeña y ténue que NGC 7000 y está separada de ella por una oscura nube molecular de polvo. Se halla a una distancia de 2 mil años luz.
El intrincado borde oriental de la Nebulosa «Norteamérica», donde estaría México y América Central, es conocido como el «Muro de Cygnus», una región de gas caliente, polvo y estrellas jóvenes.
Una Nebulosa en evolución
La nebulosa «Pelícano» está cambiando, y es particularmente interesante porque es una mezcla inusualmente activa de formación estelar y nubes de gas en evolución.
La luz ultravioleta emitida por estrellas jóvenes y energéticas está transformando lentamente el gas frío en gas caliente. Este proceso está creando un «frente de ionización», visible en color rojo brillante en el centro de la imagen.
Dentro de millones de años, esta nebulosa podría no ser conocida ya como la «del Pelícano». Efectivamente, para entonces, el nuevo equilibrio y disposición de gas y estrellas, moldeará una figura completamente diferente a la actual.
Nebulosa de Gamma Cygni o «Mariposa» (IC 1318)
IC 1318 es una nebulosa de emisión a unos 4.000 años luz de distancia. Su brillo proviene de estrellas cercanas que liberan corrientes de partículas cargadas, conocidas como vientos estelares. Estos vientos ionizan los gases circundantes, haciéndolos emitir luz.
IC 1318 es a menudo conocida como la Nebulosa Gamma Cygni y puede ser vista alrededor de la estrella Sadr (γ Cyg). Sin embargo, esta estrella no está asociada a la nebulosa de emisión y no es la causa de su brillo.
Mariposa cósmica
IC 1318 también es a veces conocida como la Nebulosa «Mariposa», ya que forma lo que parecen dos brillantes «alas cósmicas». Estas alas están divididas por una larga franja oscura de polvo, que representaría el cuerpo de la mariposa.
Pero esta nube cósmica de dos lóbulos no debe confundirse con NGC 6302, también conocida como «Mariposa». Esta última es una nebulosa planetaria a unos 3.800 años luz en la constelación de Scorpius (El Escorpión).
En la imagen detallada se aprecian intrincados patrones en el gas brillante y el polvo oscuro. Estos son causados por complejas interacciones entre vientos interestelares, presiones radiativas, campos magnéticos y gravedad.
La imagen detallada de IC 1318 captura la emisión de átomos ionizados de azufre (S), hidrógeno (H) y oxígeno (O). Estas emisiones están mapeadas en rojo, verde y azul, según la conocida «Paleta Hubble (SHO)». Esta imagen abarca aproximadamente 100 años luz.
Nebulosa «del Capullo» (IC 5146) (Caldwell 19)
IC 5146, o nebulosa «del Capullo», tiene casi 15 años luz de ancho y está ubicada a 3.300 años luz de distancia. Dentro de la nebulosa hay un grupo de estrellas en reciente desarrollo. Destaca un largo rastro de oscuras nubes de polvo interestelar a su izquierda.
Al igual que otras regiones de formación estelar, el gas hidrógeno brilla en color rojo, excitado por estrellas jóvenes y calientes. Por otro lado, el polvo de la nube molecular refleja la luz de las estrellas, dándole una tonalidad azul a la nebulosa.
La brillante estrella cerca del centro de esta nebulosa probablemente tenga solo unos pocos cientos de miles de años. Esta estrella contribuye al brillo de la nebulosa, mientras esculpe lentamente una cavidad en el polvo y gas de la nube molecular.
Nebulosa «Creciente» (NGC 6888) (Caldwell 27)
NGC 6888, o nebulosa «Creciente», fue descubierta por Sir William Herschel en 1792. Esta zona de demolición estelar se encuentra a unos 4.700 años luz de la Tierra. Puede observarse con un telescopio de tamaño moderado en cielos oscuros.
Se halla a 2 grados y 43 minutos de Sadr (γ Cyg) en la dirección de η Cyg y Albireo (β Cyg), es decir, en la dirección del eje mayor del asterismo «Cruz del Norte».
Con una magnitud de 8.8, la Nebulosa «Creciente» no es visible a simple vista. Pero si lo fuera, aparecería en el cielo como una elipse con un tamaño la cuarta parte del de una luna llena.
El nebuloso y moteado envoltorio de NGC 6888 alberga un tipo de estrella extremadamente caliente y de corta vida llamada estrella Wolf-Rayet.
WR 136
Apodada WR 136, esta estrella colosal está liberando un poderoso viento estelar de partículas cargadas desde su superficie. Estas partículas están desgarrando el material circundante que la estrella expulsó hace 250 mil años.
WR 136 creó este entramado de material brillante durante las etapas tardías de su vida. Primero expulsó parte de su masa al hincharse y convertirse en una supergigante roja. Luego, este material se agrupó a su alrededor, formando una vasta nube casi esférica.
Luego, cuando la estrella evolucionó de una supergigante a una estrella Wolf-Rayet, desarrolló un viento estelar aún más feroz. Comenzó así a expulsar masa a un ritmo frenético.
El viento estelar chocó con el material circundante, reduciéndolo a un delgado envoltorio, que luego terminó desintegrándose para formar un entramado de material brillante.
En el futuro, el envoltorio de la nebulosa puede llegar a colapsar y brillar nuevamente. Esto sucederá cuando la estrella Wolf-Rayet se convierta en supernova, produciendo una poderosa onda de choque expansiva.
Nebulosa «Tulipán» (Sh2-101)
La Nebulosa «Tulipán» es una nebulosa de emisión ubicada a unos 6.000 años luz. Esta brillante nube de polvo y gas fue catalogada como Sh2-101 por el astrónomo Stewart Sharpless en 1959. Se encuentra a unos 2 grados al sur de la Nebulosa «Creciente» (NGC 6888).
Con un ancho de 70 años luz, su luminosidad se debe a la energética radiación ultravioleta de estrellas jóvenes cerca del borde de la asociación «Cygnus OB3». Estas estrellas ionizan el gas cósmico, provocando la emisión de luz visible.
Particularmente importante en este proceso de ionización es la estrella tipo O catalogada como HDE 227018. Esta es la estrella brillante de color blanco que aparece situada en la zona azulada en el centro de la nebulosa, a la izquierda de un luminoso arco azul de gas.
La imagen está procesada en «paleta Hubble (SHO)». Los tonos rojo, verde y azul corresponden a emisiones de átomos ionizados de azufre (S), hidrógeno (H) y oxígeno (O) respectivamente.
Nebulosa planetaria «Parpadeante» (NGC 6826) (Caldwell 15)
NGC 6826, tambien llamada nebulosa «Parpadeante», es una nebulosa planetaria descubierta por Sir William Herschel en 1793. Se encuentra a unos 2.200 años luz de distancia de la Tierra y tiene una magnitud de 8.8.
La nebulosa «Parpadeante» es joven, con solo unos mil años de antigüedad. También es pequeña, con un diámetro inferior a la mitad de un año luz.
Cuando se observa la nebulosa a través de un telescopio, solo se ve la estrella central brillando en un blanco centelleante. Sin embargo, al desviar ligeramente la mirada de esta estrella, la nebulosa de pronto se hace visible.
El «truco» de utilizar la «visión periférica» para apreciar con más claridad objetos astronómicos de bajo contraste, le valió a esta nebulosa planetaria el nombre de nebulosa «Parpadeante», ya que aparece y desaparece a la vista segun se desplaza la mirada.
FLIERS
La brillante estrella central de la nebulosa «Parpadeante» es una enana blanca, el remanente de una estrella colapsada. Esta estrella, al colapsar, expulsó al espacio sus capas de gas más externas, creando la esfera verdosa de gas y polvo que vemos actualmente.
Esta nube de gas y polvo está flanqueada a ambos lados por ráfagas de gas rojo llamadas FLIERS, o regiones de emisión rápida de baja ionización. Estas estructuras relativamente jóvenes, lanzan al espacio átomos cargados eléctricamente a velocidades supersónicas.
Durante los próximos miles de años, la nebulosa se dispersará gradualmente en el espacio. Luego la estrella central se enfriará lentamente, mientras irradia su energía durante miles de millones de años como enana blanca.
Nebulosa planetaria «Escarabajo Joya» (NGC 7027)
NGC 7027, también llamada «Escarabajo Joya», es una nebulosa planetaria descubierta en 1878 por el astrónomo francés Edouard Jean-Marie Stephan. Se encuentra a unos 3.000 años luz de distancia de la Tierra.
Se trata de una de las nebulosas planetarias más pequeñas, brillantes y de formas más inusuales conocidas. Dado su ritmo de expansión, NGC 7027 comenzó a expandirse hace solo unos 600 años.
Durante gran parte de su historia, la nebulosa ha estado expulsando capas de gas, como se ve en azul en la imagen de detalle. Sin embargo, en tiempos modernos y por razones desconocidas, comenzó a expulsar gas y polvo (en rojo) en direcciones específicas que crearon un nuevo patrón, que parece tener cuatro esquinas.
Aunque no se conoce con certeza, una hipótesis sugiere que en el centro de la nebulosa podría haber un sistema binario cercano, en el que una de las estrellas está arrojando gas sobre el disco errático que orbita la otra.
La estructura interna está envuelta por una nube de gas y polvo translúcida con forma de almohada. Esta nube se considera la etapa inicial de la expansión de la nebulosa planetaria. Pronto, la tenue nube de polvo se dispersará para formar una brillante nebulosa anular.
Galaxia «Fuegos Artificiales» (NGC 6946) (Arp 29)
NGC 6946 es una galaxia espiral de tamaño medio, vista de frente. Fue descubierta por Sir William Herschel el 9 de septiembre de 1798. Se encuentra a unos 22 millones de años luz de distancia, en el límite entre las constelaciones de 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.
NGC 6946 contiene aproximadamente la mitad de estrellas que la Vía Láctea y la utilizan los astrónomos para estudiar la evolución de estrellas masivas y las propiedades del gas interestelar.
Más Información: Cygnus constellation
Constelación de Lyra (la Lira)
La constelación de Lyra (la Lira) representa la lira de Orfeo y contiene la estrella Vega. Esta es una de las más brillantes del firmamento nocturno y forma parte del famoso asterismo «Triángulo del Verano».
Historia y ubicación
La constelación de Lyra (la Lira) representa la lira de Orfeo y se encuentra entre Cygnus (el Cisne) al noreste y Hércules al suroeste. Contiene la brillante estrella Vega y la famosa estrella variable RR Lyr.
Vega (α Lyr) es la estrella más brillante de la constelación de Lyra (la Lira). Con una magnitud aparente de cero, es la quinta estrella más brillante del firmamento nocturno, justo detrás de Arturo (Alfa Bootis).
Según la leyenda, Apolo quedó tan prendado con la música de Orfeo que le regaló la lira que Hermes había fabricado con el caparazón de una tortuga. Esta es la Lira que aparece representada en la constelación de Lyra (la Lira).
Constelación de Lyra (la Lira): Mitología
La constelación de Lyra (la Lira) está relacionada con el mito de Orfeo, que para los antiguos griegos era el músico y poeta más talentoso de todos los tiempos.
Orfeo era hijo de Eagro, rey de Tracia, y de la musa Calíope. Cuando era joven, el dios Apolo le regaló una lira de oro y le enseñó a tocarla. Además, su madre, la más grande de todas las musas, le enseñó a escribir versos con inigualable maestría.
El poder seductor de la lira
A Orfeo se le atribuye la invención de la cítara y el mérito de añadir dos cuerdas más a la lira, que antes tenía siete. Así, la lira de Orfeo tenia nueve cuerdas, en honor a las nueve musas.
Tal era el poder de seducción de la lira de Orfeo que las fieras abandonaban sus guaridas para ir a escucharle, postrándose a sus pies. Hasta los árboles y piedras se conmovían al oir sus melodías.
Su lira fue fundamental para el éxito de la aventura de los Argonautas. Calmó las olas del mar impidiendo tempestades, detuvo las rocas que amenazaban con aplastar al Argos, sometió al dragón custodio del Vellocino de Oro y neutralizó el fatal canto de las Sirenas.
Orfeo y Eurídice
Eurídice, la bella esposa de Orfeo, se paseaba un día por las orillas del río Estrimón, en Tracia, cuando fue vista por Aristeo. Este se encaprichó de ella por su gran belleza y quiso atraparla.
Huyendo de él, Eurídice pisó inadvertidamente una víbora, y esta terminó mordiéndola en el talón, provocándole la muerte.
Al encontrar el cuerpo de su amada, Orfeo, profundamente conmovido, comenzó a entonar cánticos que hicieron llorar a dioses y ninfas. Estos, compadeciéndose de él, le aconsejaron que viajara al Inframundo para recuperar a Eurídice.
Orfeo baja al Inframundo
Orfeo, inconsolable, bajó entonces al Inframundo para tratar de rescatarla de la muerte. Allí, Hades y Perséfone, conmovidos por su amor y seducidos por sus cantos, aceptaron devolvérsela al mundo de los vivos, pero con una condición.
Orfeo debía caminar delante de Eurídice y no mirar nunca atrás, hasta que ambos hubieran llegado al mundo superior y Eurídice estuviese enteramente bañada por la luz del Sol. En caso contrario, perdería a su amada para siempre.
Orfeo contuvo su deseo de volver la mirada hacia su amada durante todo el trayecto, no volviéndose ni siquiera para asegurarse de que Eurídice estuviera a salvo cuando pasaban cerca de un demonio u otro peligro.
Pero cuando ambos emergieron a la superficie, Orfeo no pudo ya evitar dirigir la mirada hacia su amada. Sin embargo, Eurídice todavía tenía un pie en el inframundo, por lo que se desvaneció al instante para siempre.
La muerte de Orfeo
Fracasado su intento de liberar a su amada Eurídice del Inframundo, Orfeo se retiró a los montes. Allí evitó relacionarse con otras mujeres, pues seguía profesando un amor eterno hacia su amada Eurídice.
Las ménades tracias adoradoras de Dioniso, al sentirse despreciadas por él, lo terminaron matando. Lo despedazaron y esparcieron sus miembros, arrojando su cabeza y su lira al río Hebro. Dioniso castigó entonces a las ménades, convirtiéndolas en árboles.
Orfeo, al morir, pudo al fin reunirse con su amada Eurídice en el inframundo. Las Musas recogieron los fragmentos de su cuerpo, enterrándolos bajo el Monte Olimpo, y llevaron su lira al cielo, representada por la constelación de Lyra (la Lira).
Estrellas principales
Debajo de la brillante estrella Vega (α Lyr), un pequeño paralelogramo de estrellas más tenues forma la figura de la constelación de Lyra (la Lira). Sheliak (β Lyr) está en la esquina inferior derecha y Sulafat (γ Lyr) en la esquina inferior izquierda del paralelogramo.
En la esquina superior izquierda está Delta Lyr (compuesta por Delta-2, la más brillante, y Delta-1). Zeta Lyr está en la esquina superior derecha, debajo de Vega (α Lyr). Epsilon Lyr, la famosa estrella Doble Doble, está debajo y a la izquierda de Vega (α Lyr).
R (13) Lyr es la estrella más brillante arriba y a la izquierda de Epsilon Lyr. Eta Lyr es la estrella de arriba del par que está a la izquierda de Delta Lyr.
Vega (α Lyr, Alpha Lyrae)
Con una magnitud de 0.03, Vega (α Lyr) es la estrella más brillante de la constelación de Lyra (la Lira) y la quinta más brillante del cielo, justo detrás de Arcturus y delante de Capella. Es una de las estrellas más cercanas, a solo 25 años luz de distancia de la Tierra.
Vega representa la lira del mítico Orfeo, el músico y poeta más talentoso de la antigua Grecia. Su nombre deriva de una frase árabe que significa «el águila que se precipita», ya que estaba asociada a la figura de un águila.
Es una de las tres estrellas más brillantes que dividen los cielos del norte en aproximadamente tres tercios, las otras son Arcturus y Capella. Junto con Altair (α Aql) y Deneb (α Cyg) forma el famoso asterismo «Triángulo del Verano».
Vega es una enana de clase A (A0) blanca en la secuencia principal. Al igual que el Sol, está a mitad de camino de su vida estable de fusión de hidrógeno. Es unas 36 veces más brillante que el Sol, tiene 2.3 masas solares y una edad de unos 400 millones de años.
Vega evolucionará hacia gigante roja de clase M en unos 500 millones de años, expulsando su envoltorio exterior de gas al espacio. Finalmente morirá, conviertiéndose en una enana blanca.
Un achatado estándar de medición
Su color blanco y brillo aparente convierten a Vega en un estándar básico para comparar magnitudes aparentes de otras estrellas.
Sin embargo, los estudios de Vega sufren de una grave complicación. Aunque parece rotar lentamente, Vega es en realidad un rotador rápido, con su eje casi apuntando hacia la Tierra.
La rotación hace que una estrella se achate por los polos, convirtiéndose en un esferoide oblato. Los polos, por lo tanto, se vuelven más calientes y el ecuador más frío. Un fenómeno bien conocido, llamado «oscurecimiento gravitacional».
Debido a su rápida rotación, el polo de Vega es, por tanto, considerablemente más brillante que el ecuador. Esto hace que el cálculo de luminosidad sea mucho más difícil de realizar que en estrellas de rotación lenta.
Disco de polvo
Vega es una de las primeras estrellas en las que se ha descubierto un gran halo luminoso de radiación infrarroja, que revela una nube circumestelar de polvo cálido.
Dado que Vega está rotando con su eje apuntando hacia la Tierra, la nube de polvo representa un disco de frente que puede no ser diferente al disco que rodea al Sol, que contiene los planetas.
Varias otras estrellas similares a Vega (Fomalhaut, Denebola, Merak) poseen discos similares. Los astrónomos especulan que pueden indicar la existencia de sistemas planetarios, aunque hasta ahora no se han detectado.
Sulafat (γ Lyr, Gamma Lyrae)
Con una magnitud 3,24, Sulafat (γ Lyr) es la segunda estrella más brillante de la constelación de Lyra (la Lira). Recibió la designación Gamma (γ) de Bayer, quien aparentemente catalogó las estrellas de Lyra en un patrón espiral.
«Sulafat» significa «tortuga» en árabe y se refiere no al animal, sino a su caparazón. La lira fue entregada a Apolo por Hermes, quien utilizó una concha de tortuga y siete cuerdas de tripa de oveja en su confección.
Sulafat es una estrella de clase B fría y tiene un color muy similar al de Vega. Sin embargo, a diferencia de Vega, es una estrella gigante. Se encuentra a 630 años luz de la Tierra, es 2.100 vecse más grande que el Sol y su diámetro es 15 veces el solar.
Con una masa 5 veces la del Sol, Sulafat dejó de fusionar hidrógeno en su núcleo hace unos 150 mil años. Su núcleo ahora está compuesto de helio y rodeado por una capa de hidrógeno en proceso de fusión.
En unos 200 mil años, Sulafat se habrá enfriado lo suficiente como para convertirse en una gigante naranja. Comenzará entonces a brillar más intensamente, a medida que el helio de su núcleo comience a fusionarse, formando carbono.
Sulafat terminará así conviertiéndose en una enana blanca pesada, compuesta de carbono y oxígeno. Una densa y compacta ascua cósmica del tamaño de la Tierra.
Sheliak (β Lyr, Beta Lyrae)
Con una magnitud 3,45, Sheliak (β Lyr) es la tercera estrella más brillante de la constelación de Lyra (la Lira). Está ubicada a 962 años luz de distancia de la Tierra y su luminosidad es 4.600 veces la del Sol.
«Sheliak» deriva originalmente de una antigua palabra griega que se refería a toda la constelación de Lyra. Los árabes adaptaron este término griego a su propio idioma, transformándolo en «Sheliak».
Sistema binario eclipsante
Sheliak es un sistema binario compuesto de una brillante gigante azul de clase B (B7), con una temperatura de 14.500 K, junto con una enana de clase B0.5 mucho más caliente e incluso más azul, a 30.400 K.
Este sistema binario es peculiar, ya que sus estrellas se eclipsan mutuamente. El plano de la órbita está inclinado de tal manera que durante un período orbital de 12.9 días una estrella eclipsa a la otra, resultando en una variabilidad de magnitud de 3.4-4.6.
Estas variaciones de luminosidad de Sheliak fueron descubiertas en 1784. Son fácilmente visibles a simple vista al comparar Sheliak con otras estrellas en la constelación, específicamente con su vecina Sulafat (γ Lyr).
La gigante azul de clase B7 es 8.300 veces más luminoso que el Sol, tiene un radio de 14,4 veces el solar y una masa de 2,25 soles. La enana de clase B0.5 tiene un brillo de 27.700 soles, 6 radios solares y una masa de 13,3 soles.
Lóbulo de Roche
Las dos estrellas están tan juntas (unas 0,25 UA) que las fuerzas de marea distorsionan intensamente al gigante azul de clase B7, obligándolo a llenar su «Lóbulo de Roche», una superficie con forma de «gota de agua estirada» a lo largo de la cual se equilibran las gravedades de las estrellas.
Como resultado, a medida que la gigante evoluciona, envía masa a través del punto Lagrangiano interno L1 (Ver dibujo) a una tasa de aproximadamente una centésima de masa solar por año (mil millones de veces la tasa de flujo del viento solar) hacia la enana más masiva, que va ganando peso a expensas de su compañera.
Sin embargo, la materia no fluye directamente de la gigante a la enana, sino que primero forma un grueso disco de acreción alrededor de la enana. Luego, el material del disco de acreción, procedente de la gigante, termina cayendo hacia la enana.
Entre la distorsión producida por las estrellas en órbita cercana y la masa que fluye en el sistema, el brillo de la estrella cambia continuamente, independientemente de si están o no eclipsándose mutuamente.
Doble Doble (ε Lyr, Epsilon Lyrae)
Doble Doble (ε Lyr) es bastante fácil de encontrar una vez localizada la estrella Vega (α Lyr), ya que esta forma un triángulo equilátero con sus vecinas ζ Lyr y Doble Doble (ε Lyr).
Con el uso de unos prismáticos podemos ver que esta estrella de cuarta magnitud (3.85) es en realidad un sistema de dos estrellas casi idénticas juntas, separadas por 3.5 minutos de arco. La estrella más occidental es Epsilon-1 y la más oriental Epsilon-2.
Ya con un telescopio, se aprecia que cada una de estas estrellas se divide a su vez en dos estrellas de clase A, aun más similares. El par de estrellas de Eps-1 están separadas por 2.8 segundos de arco y el de Eps-2 por 2.2 segundos de arco.
De oeste a este, el par de Eps-1 está formado por Eps-1 A y Eps-1 B y el par de Eps-2 por Eps-2 C y Eps-2 D. Todas ellas están ubicadas a 161 años luz de distancia de la Tierra.
Mizar y Castor, mucho más brillantes, son similares, pero sus pares individuales no pueden dividirse fácilmente y requieren un espectrógrafo u otras técnicas sofisticadas. Doble Doble (ε Lyr), sin embargo, es una excepción, ya que puede llegar a resolverse incluso a simple vista.
Un sistema cuádruple
El par de Eps-1 (Epsilon A y B) tiene período orbital de 1.800 años, una separación promedio de 235 UA y una alta excentricidad, que los acerca a 73 UA y los aleja hasta 400 UA. El par de Eps-2 (Eps C y D) tiene un período orbital de 724 años y una separación media de 145 UA (de 95 a 195).
Eps-1 y Eps-2 están demasiado separadas entre sí como para que se note algún movimiento orbital. Se encuentran separadas por un mínimo de 10.000 UA y deben tener un período orbital de unos 400 mil años.
Aún no sabemos cómo se forman estos sistemas cuádruples, con pares razonablemente cercanos y pares de pares tan separados entre sí. Sin embargo, las influencias gravitacionales de estrellas cercanas y las mareas galácticas probablemente separarán a Eps-1 y Eps-2 en dobles que tomarán caminos separados.
RR Lyrae
RR Lyrae es una estrella de séptima-octava magnitud a 10 grados al noreste de Vega. Se encuentra a 850 años luz, su luminosidad es 30-85 veces la del Sol y su radio es entre 4 y 8 veces el solar.
Es el prototipo de las «estrellas RR Lyrae», un conjunto enorme y profundamente importante de estrellas, que abundan en una buena fracción de los cúmulos globulares, de ahí el término alternativo de «variables de cúmulos».
Las «estrellas RR Lyrae»
RR Lyrae es el prototipo de las «estrellas RR Lyrae», que pulsan en radio y brillo en períodos muy cortos. La propia RR Lyrae cambia aproximadamente una magnitud (de 7.06 a 8.12) en apenas 13.6 horas. El brillo aumenta rápidamente hasta alcanzar un máximo, seguido por un lento declive.
RR Lyrae y el resto de su grupo, son versiones de período corto y bajo contenido en metal de las variables gigantes/supergigantes Cefeidas, ejemplificadas por Delta Cephei, Zeta Geminorum y Eta Aquilae. La mayoría de estos gigantes pertenecen a la clase K, o al extremo frío de la clase G.
Un contenido en metal muy bajo (7 por ciento del solar) hace que RR Lyrae sea más pequeña y más caliente que una gigante ordinaria, lo que la convierte en una estrella nominal de clase media-F (F5).
Pero como variable pulsante, la temperatura superficial también varía, por lo que la clase va desde A8 hasta F7 (típico del rango completo de estrellas RR Lyrae). La temperatura en sí misma no se conoce bien, pero parece estar en promedio entre 6.200 y 7.000 K.
Habitantes del halo galáctico
El Sol, y la mayoría de las estrellas que nos rodean, habitan en el disco galáctico («Población I»). Sin embargo, RR Lyrae y el resto de su grupo, son habitantes del halo galáctico, al igual que los cúmulos globulares («Población II»).
Las estrellas del disco, como el Sol, tienen órbitas más o menos circulares alrededor del centro de la galaxia y bajas velocidades relativas entre sí. Sin embargo, en el halo galáctico las estrellas y cúmulos se mueven rápidamente a través del disco, y sus órbitas son altamente elípticas.
RR Lyrae no es una excepción en este sentido: Está pasando rápidamente junto a nosotros a 285 kilómetros por segundo, cerca de 20 veces la velocidad normal para las estrellas circundantes del disco galáctico.
Todas las estrellas RR Lyrae tienen aproximadamente las mismas luminosidades absolutas promedio (magnitudes visuales absolutas de -0.7), lo que las convierte en excelentes indicadores de distancia cuando se observan en otras galaxias.
Asterismos
La constelación de Lyra (la Lira) no contiene ningún asterismo propio. Sin embargo, forma un famoso asterismo con las constelaciones de Cygnus (el Cisne) y Aquila (el Águila): «El Triángulo del Verano».
El Triángulo del Verano
El asterismo «Triángulo del Verano» está formado por tres estrellas: Deneb (α Cyg) en Cygnus (el Cisne), Vega (α Lyr) en Lyra (la Lira) y Altair (α Aql) en Aquila (el Águila). Vega se encuentra en el vértice este del triángulo.
Objetos más interesantes
La constelación de Lyra (la Lira) es el hogar de la famosa Nebulosa del Anillo (M57), que se encuentra entre Sheliak y Sulafat. También alberga el cúmulo globular M56 y la famosa estrella variable RR Lyrae.
- M56 (NGC 6779), cúmulo globular.
- NGC 6791, cúmulo abierto.
- M57 (NGC 6720), nebulosa «del anillo».
- NGC 6745, galaxia «Cabeza de Pájaro».
Cúmulo M56 (NGC 6779)
El cúmulo globular M56 fue descubierto por Charles Messier en 1779 y se encuentra a unos 33.000 años luz de la Tierra. Tiene una magnitud aparente de 8.3 y puede verse con un telescopio pequeño.
Charles Messier describió M56 como «una nebulosa sin estrellas», al igual que la mayoría de los cúmulos globulares que descubrió. Esto se debe a que su telescopio no era lo suficientemente potente como para resolver individualmente ninguna de sus estrellas.
M56 tiene relativamente pocos elementos más pesados que el hidrógeno y el helio, lo que sugiere que sus estrellas nacieron temprano en la historia del Universo, antes de que muchos de los elementos existentes hoy en día se formaran en cantidades significativas.
Los astrónomos han descubierto que la mayoría de los cúmulos con este tipo de composición química se encuentran distribuidos en un mismo plano, en el halo de la Vía Láctea.
Esto sugiere que no son miembros del sistema de cúmulos globulares de la Vía Láctea, como se creía anteriormente, sino que proceden de una galaxia satélite.
Cúmulo NGC 6791
NGC 6791 es uno de los cúmulos abiertos más grandes y antiguos conocidos. Unas 10 veces más grande que la mayoría de los cúmulos abiertos y con una edad estimada de unos 10 mil millones de años. Está situado a 13.000 años luz y contiene unas 10.000 estrellas.
Es un cúmulo aparentemente poco llamativo. Sin embargo, al observarlo más detenidamente, se percibe el inusual tono amarillento de sus estrellas. Esto le da la apariencia no de un cúmulo abierto común, sino más bien de un cúmulo globular poco compacto.
Un anómalo cúmulo abierto
Los cúmulos globulares son antiguos grupos de estrellas que han estado presentes casi desde el inicio del Universo. Y ahí radica la clave de la singularidad de NGC 6791, ya que es un cúmulo abierto sorprendentemente antiguo.
Este cúmulo abierto se ha mantenido unido durante unos 10 mil millones de años, lo que posiblemente lo convierte en el segundo cúmulo abierto más antiguo, después de Berkeley 17, en Auriga.
Dentro del cúmulo, un grupo de enanas blancas parece tener 6 mil millones de años y otro 4 mil millones. Estas edades además están desincronizadas con las de las estrellas normales del cúmulo, que tienen 8 mil millones de años.
Un misterio aun sin resolver
La discrepancia de edad es un problema, porque las estrellas en un cúmulo abierto deberían tener todas la misma edad, ya que se forman al mismo tiempo dentro de una gran nube de gas y polvo interestelar.
Después de un extenso análisis, los astrónomos se dieron cuenta de que las enanas blancas del grupo aparentemente más joven pueden estar formando sistemas binarios, y debido a la gran distancia del cúmulo, parecer una sola estrella más brillante, y por tanto, más joven.
Sin embargo, aun no han sido capaces de reconciliar una edad de 6 mil millones de años para las enanas blancas, con otra de 8 mil millones de años para la población estelar normal dentro del mismo cúmulo.
Nebulosa «del anillo» (M57) (NGC 6720)
M57, o nebulosa del anillo, es una nebulosa planetaria descubierta por el astrónomo francés Antoine Darquier de Pellepoix en 1779. Está ubicada a 2.000 años luz de distancia, tiene una magnitud aparente de 8.8 y puede ser observada con telescopios de tamaño moderado.
M57 está orientada hacia la Tierra, de manera que los astrónomos ven el anillo de frente. El gas verdoso en el centro de la nebulosa es en realidad una estructura en forma de balón de rugby vista de frente, que atraviesa el material rojo en forma de rosquilla.
Estructura
El borde interno del anillo muestra una estructura intrincada de nudos oscuros e irregulares de gas denso que los vientos estelares aún no han podido dispersar. Los nudos y sus colas se parecen a los radios de una bicicleta.
El color verde oscuro en el centro representa el helio, el color verde claro del anillo interno es el resplandor del hidrógeno y oxígeno, y el color rojizo del anillo externo representa el nitrógeno y el azufre.
La nebulosa tiene forma de una rosquilla distorsionada y aunque el centro de esta rosquilla puede parecer vacío, en realidad está lleno de material de baja densidad con una forma similar a la de un balón de rugby, encajado en el agujero central de la rosquilla.
El anillo principal está compuesto de gas expulsado por una estrella moribunda en el centro de la nebulosa. Esta estrella está en camino de convertirse en una enana blanca, un cuerpo muy pequeño, denso y caliente, que es la etapa evolutiva final de una estrella como el Sol.
Galaxia «Cabeza de Pájaro» (NGC 6745)
NGC6745 es un impresionante ejemplo de colisión entre galaxias. Una gran galaxia espiral, con su núcleo aún intacto, ha interactuado con una galaxia pasajera más pequeña.
Las estructuras brillantes de colores azules y blanco azulados donde estaría el pico del pájaro y el contorno curvo de su cabeza, muestran el rastro dejado por la galaxia más pequeña a su paso (situada casi fuera del campo de visión, en la parte inferior derecha de la imagen).
Estas galaxias no interactuaron solo gravitacionalmente al pasar una junto a la otra, sino que chocaron realmente. Cuando las galaxias chocan, las estrellas casi nunca chocan entre sí.
Esto es así porque el tamaño de las estrellas individuales es pequeño en comparación con sus separaciones típicas, lo que hace que la probabilidad de encuentro físico sea relativamente pequeña.
Ondas de choque y formación estelar
Sin embargo, la situación es bastante diferente para el medio interestelar, material que consiste principalmente en nubes de gases atómicos y moleculares y pequeñas partículas de materia y polvo, fuertemente acopladas al gas.
Las nubes interestelares de ambas galaxias no se mueven libremente pasando una junto a la otra sin interrupción como hacen las estrellas, sino que sufren una fuerte colisión.
Las altas velocidades relativas causan ondas de choque en la superficie de contacto entre las nubes interestelares. Esta presión, a su vez, produce grandes densidades de material que colapsa gravitatoriamente, desencadenando episodios de formación estelar.
Las estrellas azules calientes en la imagen son la evidencia de esta formación estelar.
Más Información: Lyra constellation
Constelación de Aquila (el Águila)
La constelación de Aquila (el Águila) se encuentra entre Aquarius (Acuario) y Ophiuchus (Ofiuco). Fue descrita por Ptolomeo en el siglo II A.C y contiene la estrella Altair, una de las más brillantes del cielo, que forma parte del famoso «Triángulo de verano».
Historia y ubicación
La constelación de Aquila (el Águila) simboliza el águila de los truenos, que fue enviado por Zeus para raptar a Ganímedes. Este se convirtió en el copero de los dioses en el monte Olimpo y está representado por la constelación de Acuarius (Acuario).
Aquila (el Águila) se ve más alta en el horizonte mirando hacia el sur a mediados de julio.
Altair es la estrella más brillante de la constelación, que con una magnitud aparente de 0,77, es también la 12ª estrella más brillante del firmamento nocturno. Su nombre en árabe significa “el águila voladora”.
Antinoo, una constelación desaparecida
El emperador Adriano creó en el año 132 una nueva constelación a la que llamó Antinoo, en homenaje a un hermoso joven que era su amante. Antinoo estaba formada por las estrellas de la parte sur de la constelación de Aquila (el Águila).
En distintos momentos, Antinoo ha sido considerada como una constelación separada o como un asterismo. Hasta que en 1922 la Unión Astronómica Internacional (UAI) la descartó definitivamente, formalizando las 88 constelaciones que conocemos hoy en día.
Constelación de Aquila (el Águila): Mitología
En la mitología griega, Aquila (el Águila) se identifica con el águila portador de los rayos de Zeus. Fue enviado por Zeus para raptar a Ganímedes, el joven y bello troyano deseado por Zeus.
En otro mito, Aquila (el Águila) representa a Afrodita disfrazada de águila, fingiendo perseguir a Zeus. También hay una leyenda que cuenta que Zeus adoptó un águila que se le apareció durante un sacrificio, antes de la Guerra de los Titanes.
El rapto de Ganímedes
Según la leyenda, Zeus se enamoró perdidamente de un hermoso joven mortal llamado Ganimedes, al verlo en el monte Ida, cerca de Troya, en Frigia.
Ganimedes estaba cuidando ovejas en el monte Ida cuando de repente un águila lo raptó, transportándolo al Monte Olimpo. Unas veces se dice que el águila fue enviado por Zeus y otras, que era Zeus mismo transformado en águila.
En el Olimpo, Zeus otorgó a Ganimedes juventud eterna e inmortalidad. Lo convirtió en su amante y le nombró copero oficial de los dioses, en lugar de Hebe. Esta fue relevada de sus deberes de copera al casarse con Heracles.
Zeus compensó al padre de Ganimedes, Tros, regalándole unos caballos inmortales, entregados por el dios mensajero Hermes. Ganimedes está representado en el cielo como la constelación de Aquarius (Acuario), adyacente a la constelación de Aquila (el Águila).
Afrodita se disfraza de Águila
Zeus quedó prendido de la belleza de Leda, esposa de Tíndaro, rey de Esparta, y urdió un plan para poseerla. Se transformó en un cisne y mandó a Afrodita a perseguirle disfrazada de un enorme águila.
Zeus, en forma de cisne, bajó fingiendo huir del águila hacia donde estaba Leda y ésta, apiadándose de él, abrió los brazos para acogerlo. Una vez en sus brazos, Zeus aprovechó para poseerla.
La guerra de los Titanes
La guerra de los Titanes es la batalla que, segun la mitología griega, libraron los Olímpicos, dirigidos por Zeus, contra los Titanes, comandados por Crono, padre de Zeus. Por tanto, una batalla primordial entre padre e hijo en toda regla.
Antes de comenzar la guerra contra los Titanes, Zeus reunió a sus aliados para hacer un sacrificio en el altar que le habían construido los Cíclopes. Zeus dedicó sus ofrendas a Urano, Gea y Helio. Se conmemoraba así la alianza de los hijos de Crono con los Cíclopes contra los Titanes.
Entonces, en el momento del sacrificio, se le apareció a Zeus un águila real y este lo interpretó como un presagio de victoria en la batalla que estaba por venir. Se dice que el águila de Zeus, también conocido como «Aetos Dios», era una antigua creación de la diosa Gaia.
Zeus adoptó el águila y lo consagró a su servicio y, a partir de entonces, usó el emblema de un águila real en su estandarte de guerra. Zeus también consideró al águila digno de figurar en el cielo, representado en la constelación de Aquila (el Águila).
Estrellas principales
Altair, la estrella más brillante de la constelación de Aquila (el Águila), está flanqueada por dos estrellas (Alshain, a la izquierda, y Tarazed a la derecha), que parecen formar las alas de un ave o una balanza.
Estas tres estrellas no simbolizan la constelación de Aquila, sino que se ubican en la espalda y cuello del águila que si representa a la constelación. Una línea recta que pasa a través de ellas, hacia abajo, señala a Theta Aquilae.
Eta Aquilae está a la derecha y un poco hacia abajo de Theta. Delta se encuentra debajo y a la derecha de Tarazed, mientras que Sigma está directamente debajo de Altair. Lambda está a la derecha, en el borde inferior.
Un águila girada
La cola del águila está marcada por dos estrellas: Deneb al Okab Australis (ζ Aql) y Deneb al Okab Borealis (ε Aql). Y estas denominaciones no son casuales, ya que la palabra «Deneb» proviene del árabe y significa precisamente «cola».
Sin embargo, en los dibujos modernos estas estrellas ya no están en la cola del águila, sino en un ala, lo que no deja de ser sorprendente.
Efectivamente, la figura del águila se ha girado por conveniencia, para identificarla mejor. La cabeza del águila actualmente apunta hacia Vulpecula (Zorrilla), cuando antes lo hacía hacia Aquarius (Acuario) (ver Antinoo). Más apropiado, si tenemos en cuenta el mito de Ganímedes.
Altair (α Aql, Alpha Aquilae)
Con una magnitud de 0.77, Altair (α Aql) es la estrella más brillante de la Constelación de Aquila (el Águila) y la 12ª estrella más brillante en el cielo. Se encuentra a 16.7 años luz y forma parte del famoso «Triángulo de Verano», con Vega (α Lyr) y Deneb (α Cyg).
El nombre «Altair» proviene del árabe, y significa «el águila voladora», aunque la constelación no se parece mucho a un águila. Sin embargo, Altair está flanqueada por un par de estrellas, Alshain (β Aql) y Tarazed (γ Aql), que si podrían recordar a un ave con las alas extendidas.
Altair es una estrella enana en la secuencia principal (fusiona hidrógeno en su núcleo) de clase A (A7). Es 10.6 veces más brillante que el Sol, tiene un radio 1.8 veces el del Sol y 1.8 masas solares.
Alta velocidad de rotación
Altair se está desplazando contra el fondo de estrellas distantes más rápidamente que la mayoría. En tan solo 5 mil años se habrá desplazado un grado en el cielo. Su velocidad de rotación ecuatorial es de 210 km/s, en comparación con los 2 km/s del Sol.
Su período de rotación es de solo 10 horas máximo, mientras que el Sol tarda casi un mes en completar un giro. Esta alta velocidad de rotación de Altair hace que se distorsione, formando un esferoide oblato con un achatamiento del 14% en los polos.
Altair es una variable «Delta Scuti», la más brillante del cielo nocturno. Las variables «Delta Scuti» o «Cefeidas enanas» son un tipo de estrellas variables que muestran variaciones en su luminosidad debidas a pulsaciones de su superficie.
Tarazed (γ Aql, Gamma Aquilae)
Con una magnitud de 2.72, Tarazed (γ Aql) es la segunda estrella más brillante de la Constelación de Aquila (el Águila). Bayer, sin embargo, le asignó la letra Gamma, y a Alshain, una estrella de cuarta magnitud, la Beta. Se encuentra a una distancia de 460 años luz.
El nombre «Tarazed» proviene del persa, y significa «la viga de la balanza». Para los antiguos persas, Altair y sus dos estrellas acompañantes, Alshain (β Aql) y Tarazed (γ Aql), formaban una balanza en el cielo.
Tarazed es una brillante estrella gigante de clase K (K3), con una una luminosidad 2.960 veces la del Sol, un radio de 110 soles y una masa aproximadamente cinco veces la del Sol.
Es un auténtico gigante astronómico: Si fuera nuestro Sol, se extendería hasta la mitad de la órbita de la Tierra. Cubriría un ángulo de 60 grados en el cielo, dos tercios del camino desde el horizonte hasta el zénit.
Tarazed es tambien una fuente de rayos X y una estrella «híbrida» rara, similar a Sadalmelik (Alpha Aquarii). Como esta, muestra características tanto de gigantes luminosas con vientos fríos, como de estrellas menos luminosas con capas exteriores calientes, más parecidas al Sol.
Con una edad de poco más de 100 millones de años, Tarazed probablemente esté ya fusionando helio en su núcleo para formar carbono. Con el tiempo, se convertirá en una enana blanca.
Deneb al Okab Australis (ζ Aql, Zeta Aquilae)
Con una magnitud de 2.99, Deneb al Okab Australis (ζ Aql) es la tercera estrella más brillante de la Constelación de Aquila (el Águila). Bayer le asignó la letra Zeta, y a su compañera, Deneb al Okab Borealis (ε Aql), la letra épsilon, a pesar de ser más brillante que ésta última.
A una distancia de 83 años luz, Deneb al Okab Australis tiene la luminosidad de 39 soles, un radio 2.2 veces el del Sol y 2.4 masas solares.
El nombre «Deneb» proviene del árabe, y significa «cola». En Cygnus (el Cisne) ya existe una estrella llamada Deneb, justo en la cola del Cisne y son dos las estrellas que también se llamaban originalmente Deneb en la cola del Águila.
Para distinguirlas entre sí y diferenciarlas de la estrella Deneb en Cygnus (el Cisne), hubo que darles nombres más largos. Así, a la que se encontraba más al norte, se la llamó Deneb al Okab Borealis y a la del sur, Deneb al Okab Australis.
En los dibujos modernos de la constelación estas estrellas no están ya en la cola del Águila, sino en un ala (ver un águila girada).
Un gran rotador
Deneb al Okab Australis es una enana blanca de hidrógeno de clase A (A0) aparentemente común. Sin embargo, es una de las estrellas con mayor velocidad de rotación conocidas. Gira a 330 km/s, en el ecuador, 165 veces más que el Sol y tiene un periodo de rotación de tan solo 16 horas.
Tiene dos compañeras enanas M tenues, con una separación de solo 6 segundos de arco aproximadamente. La más próxima está al menos a 125 UA y tarda más de 800 años en completar una revolución orbital.
La más lejana, si de hecho es un compañera real y no una coincidencia de línea de visión, está al menos a 6 mil UA de distancia y tarda al menos 250 mil años en dar una vuelta completa.
Almizan II (η Aql, Eta Aquilae)
Almizan II (η Aql) tiene una magnitud nominal de 3,90 y se encuentra a 1.100 años luz de distancia. Desafortunadamente, no recibió un nombre propio de los antiguos. Representa la cabeza de la desaparecida constelación de Antinoo, transportado este por el águila.
Es una supergigante luminosa de clase F (F6) de color blanco amarillento, que brilla 3.400 veces más que el Sol, tiene un radio 65 veces mayor y una masa aproximada de siete veces la del Sol.
Variable Cefeida
La particularidad más importante de Eta Aquilae es que es una de las variables Cefeidas más prominentes del cielo. Su variabilidad fue descubierta en 1784.
Polaris es en realidad la más brillante de todas las Cefeidas, pero sus pequeñas variaciones no son perceptibles a simple vista.
Las variaciones de brillo de Eta Aquilae, en cambio, si son perceptibles a simple vista. Su brillo cambia de magnitud 3,5 a 4,3, y viceversa, en un preciso periodo de 7d 4h 14m y 22s.
Como todas las Cefeidas, Eta Aquilae ha dejado de fusionar hidrógeno en su núcleo, y probablemente esté fusionando helio. Una capa profunda funciona como una válvula, regulando el flujo de radiación y haciéndola pulsar, cambiando su temperatura superficial y su radio.
Las variables Cefeidas están entre las estrellas más importantes del cielo, ya que sus períodos de variación están estrictamente relacionados con sus luminosidades. Son tan luminosas que se pueden ver fácilmente en otras galaxias, y así determinar sus distancias.
Eta Aquilae dejará algun día de pulsar. Perderá entonces la mayor parte de su envoltura externa y morirá como una diminuta enana blanca, más pequeña que la Tierra.
Asterismos
La constelación de Aquila (el Águila) no contiene ningún asterismo propio. Sin embargo, forma un famoso asterismo con las constelaciones de Cygnus (el Cisne) y Lyra (la Lira): «El Triángulo del Verano».
El Triángulo del Verano
El asterismo «Triángulo del Verano» está formado por tres estrellas: Deneb (α Cyg) en Cygnus (el Cisne), Vega (α Lyr) en Lyra (la Lira) y Altair (α Aql) en Aquila (el Águila). Altair se encuentra en el vértice sureste del triángulo.
Objetos más interesantes
La Constelación de Aquila (el Águila) no contiene ningún objeto Messier. Sin embargo, cuenta con numerosos cúmulos estelares y una buena colección de conocidas nebulosas planetarias.
También hay que destacar la Nebulosa «E», una impresionante nebulosa oscura con forma de letra «E», visible con prismáticos o telescopios de baja potencia.
- NGC 6709, cúmulo abierto «Unicornio Volador».
- NGC 6738, cúmulo abierto.
- NGC 6755 y NGC 6756, cúmulos abiertos.
- NGC 6760 (Mel 219), cúmulo globular.
- NGC 6749, cúmulo globular.
- Barnard 142 y 143, nebulosa oscura «E».
- NGC 6741, nebulosa planetaria «»Traza Fantasma»».
- NGC 6751, nebulosa planetaria «Ojo Resplandeciente».
- NGC 6781, nebulosa planetaria «Burbuja Cósmica».
- NGC 6790, nebulosa planetaria.
Cúmulo abierto «Unicornio Volador» (NGC 6709)
NGC 6709 es un cúmulo abierto descubierto por William Herschel el 19 de julio de 1828. Se encuentra a 5 grados al suroeste de Zeta Aquilae, a una distancia de unos 3.500 años luz. Puede resolverse fácilmente con un telescopio pequeño.
Se trata de un cúmulo abierto bastante disperso que contiene alrededor de 60 estrellas, con magnitudes de 9 a 12. Las más brillantes son un par de estrellas de magnitud 9, una azul y otra dorada, en el extremo occidental.
Sus numerosas estrellas ligeramente azuladas evidencian que se trata de un cúmulo relativamente joven, con una edad de unos 315 millones de años. Por comparación, el Sol, más frío y amarillento, tiene alrededor de 4,5 mil millones de años de edad.
Cúmulo abierto NGC 6738
NGC 6738 es un cúmulo abierto que se encuentra a unos 2,5 grados al suroeste de Zeta Aquilae, cerca de NGC 6709. Está ubicado aproximadamente a 2.300 años luz de distancia de la Tierra.
Se trata de un cúmulo muy disperso, formado por unas 50 estrellas. Cubre un área aproximada en el cielo de 30 minutos de arco, el equivalente a una luna llena.
Sus estrellas más brillantes forman una cadena de norte a sur que atraviesa su centro. Una cadena más ténue se encuentra en el extremo este del cúmulo.
Aunque NGC 6738 está clasificado como un cúmulo abierto, algunos estudios apuntan a que podría ser simplemente un asterismo. Es decir, un conjunto de estrellas que forman un patrón en el cielo, pero sin ninguna relación física entre ellas.
Cúmulos abiertos NGC 6755 y NGC 6756
NGC 6755 es un cúmulo abierto de 80 estrellas de magnitud 10, que ocupa 15 minutos de arco (media luna llena). Una banda oscura divide el cúmulo en dos partes desiguales, siendo la sección situada al sur más grande y brillante. Está ubicado a unos 3 grados al este de Delta Aquilae.
NGC 6756 es un cúmulo abierto de magnitud 10 con una extensión de 4 minutos de arco (4 veces más pequeño que NGC 6755) y con un diámetro de 6 años luz. Está ubicado a solo 30 minutos de arco al noreste de NGC 6755.
Ambos forman un doble cúmulo visual. Sin embargo, probablemente no formen un sistema físico de cúmulos binarios, ya que tienen diferentes edades y están demasiado distantes entre sí.
Efectivamente, NGC 6755 está aproximadamente a 4.700 años luz, mientras que NGC 6756 se encuentra a unos 4.900 años luz. El cúmulo más grande a la izquierda, es NGC 6755 y el más pequeño a la derecha, es NGC 6756.
Al encontrarse en las proximidades del ecuador galáctico, estos cúmulos muestran cierto enrojecimiento debido a la presencia de polvo interestelar.
Cúmulo globular NGC 6760 (Mel 219)
NGC 6760 es un cúmulo globular descubierto por el astrónomo británico John Russell Hind en 1845. Se encuentra a 24 mil años luz de la Tierra y tiene una magnitud de 9.1, por lo que es fácil de encontrar con pequeños telescopios.
Está ubicado a cerca de 4 grados al suroeste de Delta Aquilae, tiene un tamaño aparente en el cielo de 9,6 minutos de arco y un diámetro de 67 años luz.
Los cúmulos globulares, segun su trayectoria, pueden llegar a pasar a través del disco de la Vía Láctea, desencadenando un proceso de formación estelar que lleva al nacimiento de cúmulos abiertos.
De este modo, hace 64.5 millones de años, NGC 6760 habría dado lugar a los cúmulos abiertos Ruprecht 127 y VdB 202.
Cúmulo globular NGC 6749
NGC 6749 es un débil cúmulo globular, ubicado a 26 mil años luz de la Tierra. Tiene un tamaño aparente en el cielo de solo 4 minutos de arco y un diámetro de 30 años luz.
Es un cúmulo globular muy poco compacto, con una magnitud superficial de 21.8, y se encuentra en un rico campo estelar. Todo esto convierte a NGC 6749 en el cúmulo globular más difícil de observar.
Fue descubierto por John Herschel el 15 de julio de 1827 y, sorprendentemente, a pesar de que es un objeto dificil de observar, este fue el primer cúmulo estelar que descubrió.
El cúmulo tiene una latitud galáctica de solo -2.2°, lo que lo situa prácticamente en el ecuador galáctico. Por lo tanto, lo observamos a través de una densa capa de gas y polvo interestelar que dispersa la luz azul, haciendo que el cúmulo adquiera una tonalidad rojiza.
Nebulosa Oscura «E» (Barnard 142 y 143)
La llamada nebulosa «E» son en realidad dos nebulosas oscuras cercanas, registradas en el catálogo del astrónomo estadounidense Edward Emerson Barnard con los números 142 y 143. Se encuentra a 1,6 grados al oeste de Tarazed (γ Aql).
Barnard 143, con una característica forma de «C», se encuentra al norte de Barnard 142 y es fácil de detectar. Esta última forma la barra horizontal inferior de la ‘E’ y es, en cambio, significativamente menos conspicua.
La nebulosa «E» abarca un grado en el cielo, unas dos veces el tamaño de la luna llena. Puede verse fácilmente con prismáticos o un telescopio pequeño de baja potencia. La parte inferior de la vertical de la E es muy sutil y difícil de apreciar.
Nebulosas oscuras
Las nebulosas oscuras son objetos que ni emiten luz propia, ni reflejan la de las estrellas próximas. Las vemos solo porque destacan en primer plano sobre brillantes fondos estrellados. Son nubes de polvo y gas muy frío, que pueden llegar a formar estrellas algún día.
Para que esto suceda, la temperatura del hidrógeno en las nebulosas oscuras debe ser como mucho de 10 grados Celsius por encima del cero absoluto. Si está más caliente, los átomos se moverán demasiado deprisa, y cuando colisionen, no se fusionarán para formar estrellas.
Nebulosa planetaria «Traza Fantasma»» (NGC 6741)
NGC 6741, o nebulosa «Traza Fantasma», es una nebulosa planetaria a 7.000 años luz. Aunque bastante brillante, este objeto de solo 0,1 x 0,1 minutos de arco se ve muy pequeño a través de un típico telescopio de aficionado.
Fue por ello pasado por alto por los primeros exploradores del cielo, hasta que en 1882 fue descubierto por el astrónomo norteamericano Edward Charles Pickering.
Se encuentra ubicada a poco menos de 5 grados al norte de Lambda Aquilae, a una distancia de unos 7.000 años luz. Su diámetro es de entre dos décimas y un tercio de año luz.
La nebulosa brilla con un intenso resplandor ultravioleta, proveniente de la pequeña y caliente enana blanca en su centro. Esta estrella tiene una magnitud de 20, y por lo tanto, es difícil de visualizar dentro de la brillante nebulosidad.
Nebulosas Planetarias
Las estrellas con tamaños desde algo inferiores a nuestro Sol, hasta varias veces su masa, a menudo se convierten en nebulosas planetarias. Esta fase breve y tardía se inicia después de que las estrellas se hayan expandido hasta convertirse en gigantes rojas.
Los núcleos aún energéticos de estas estrellas hinchadas provocan que expulsen sus capas exteriores de gas, haciendo que la burbuja en expansión brille bajo la intensa luz ultravioleta de la estrella central.
La nebulosa planetaria recién formada brilla durante quizás 10 mil años, antes de que el material se disipe y la estrella progenitora se enfríe y desvanezca muy lentamente. El Sol expulsará su propia nebulosa planetaria dentro de unos 6 mil millones de años.
Las nebulosas planetarias tienen una amplia variedad de tamaños y formas. Solo alrededor de una quinta parte son esféricas. Otras. pueden parecer anillos, discos, tubos o carecer por completo de simetría.
Esta variedad se debe a las distorsiones provocadas por campos magnéticos, estrellas centrales binarias y otros fenómenos aún sin explicación.
Nebulosa planetaria «Ojo Resplandeciente» (NGC 6751)
Tambien conocida como «Ojo Resplandeciente», NGC 6751 es una nebulosa planetaria 1,1 grados al sur de Lambda Aquilae, a unos 6.500 años luz de distancia. Tiene un diámetro de unos 0,8 años luz, unas 600 veces el de nuestro sistema solar.
NGC 6751 se creó hace varios miles de años, cuando su envejecida estrella central comenzó a agotar el combustible nuclear. En sus convulsiones finales, la estrella expulsó sus capas externas al espacio, formando la nebulosa planetaria.
El núcleo colapsado de la estrella permanece en el centro de la nebulosa como una enana blanca, con una infernal temperatura superficial estimada en nada menos que 140.000 K.
La nebulosa muestra varias características notables poco comprendidas. Las regiones azuladas en la imagen marcan la posición del gas brillante más caliente, que forma un anillo casi circular alrededor del remanente estelar central.
En naranja y rojo se muestran las ubicaciones del gas más frío. Este tiende a formar largas corrientes que apuntan lejos de la estrella central, y un anillo circundante, con aspecto desgarrado, en el borde exterior de la nebulosa.
El origen de estas nubes más frías dentro de la nebulosa aún es desconocido. Sin embargo, las corrientes son una evidencia clara de que sus formas se ven afectadas por la radiación y los vientos estelares de la estrella caliente en el centro.
Nebulosa planetaria «Burbuja Cósmica» (NGC 6781)
NGC 6781, también conocida como «Burbuja Cósmica», es una nebulosa planetaria a 5 mil años luz de distancia. Se encuentra a unos 4 grados de Delta Aquilae, siguiendo la línea imaginaria que une esta estrella con Zeta Aquilae, hacia el noroeste.
NGC 6781 es una burbuja de gas casi perfecta, arrojada al espacio por una estrella moribunda. Esta burbuja de gas, que aun continúa en expansión, tiene ahora unos dos años luz de diámetro. La estrella central se enfriará paulatinamente, desapareciendo para siempre en la oscuridad del Cosmos.
Su forma imperfecta desde nuestra perspectiva, se debe a un fenómeno llamado «fotodisociación», producido por la radiación ultravioleta de estrellas cercanas. Los fotones altamente energéticos de estas estrellas descomponen las moléculas de la burbuja de gas, dispersándolas.
Nebulosa planetaria NGC 6790
NGC 6741 es una nebulosa planetaria con un diámetro angular de solo unos 5 segundos de arco y una magnitud de 10.5. Se encuentra a 1,5 grados al sur de Delta Aquilae, a 19 mil años luz de distancia.
Es un objeto difícil de observar, incluso en grandes aperturas. Vista con telescopio, parece poco más que una estrella difusa de color azul verdoso, por lo que se recomienda el uso de un filtro de OIII para resaltar la nebulosa.
La nebulosa muestra una estructura escalonada en tres niveles: Un brillante anillo interno aparece rodeado por una capa de material, que a su vez está envuelta en un halo más grande.
Más Información: Aquila constellation
Constelación de Vulpecula (Zorrilla)
La pequeña constelación de Vulpecula (Zorrilla) está ubicada entre Albireo, en Cygnus (el Cisne), y Sagitta (Flecha). El nombre es una abreviatura de «Vulpecula cum Ansere», o «la Zorra con el Ganso», que es como se representaba originalmente.
Historia y ubicación
Vulpecula (Zorrilla) es una pequeña constelación moderna creada en el siglo XVII por el astrónomo polaco Johannes Hevelius. Representa a una Zorrilla llevando un ganso entre sus fauces y está ubicada entre Albireo, en Cygnus (el Cisne), y Sagitta (Flecha).
También es una de las constelaciones más difíciles de localizar, ya que está compuesta fundamentalmente por estrellas de quinta magnitud.
Mitología
La Constelación de Vulpecula (Zorrilla) no tiene una mitología antigua asociada, ya que no era parte del catálogo de constelaciones clásicas de la mitología griega o de otras culturas antiguas.
Vulpecula cum ansere
A finales del siglo XVII, el astrónomo polaco Johannes Hevelius creó la constelación de Vulpecula (Zorrilla). La colocó cerca de dos constelaciones que también representan animales de caza: Aquila (el Águila) y «el Buitre», ahora llamada Lyra (La Lira) y con el cual esta constelación solía estar asociada.
Originalmente, Hevelius la llamó «Vulpecula cum ansere» («La zorrilla con el ganso») y se representaba como una zorrilla llevando un ganso entre sus mandíbulas a Cerbero, el monstruo de tres cabezas que custodiaba la entrada al Inframundo.
Cerbero era una constelación también creada por Hevelius y se representaba como una serpiente de tres cabezas que Hércules sostenía en una mano. Ya no está en uso, y sus estrellas están incluídas en la constelación de Hércules.
De este modo, Hevelius no consideraba a la Zorrilla y al Ganso como dos constelaciones separadas. Sin embargo, más tarde, las estrellas de Vulpecula (Zorrilla) se dividieron para formar dos constelaciones separadas: Vulpecula (Zorrilla) y Anser (Ganso).
Hoy en día, estas constelaciones han vuelto a fusionarse bajo el nombre de Vulpecula (Zorrilla), pero el Ganso es aun recordado por Anser (α Vul), la estrella más brillante de Vulpecula (Zorrilla).
Estrellas principales
La estrella más brillante de Vulpecula (Zorrilla) es Anser (α Vul), también llamada 6 Vul, apenas un poco más brillante que la quinta magnitud. Se encuentra a unos 3 grados al sureste de Albireo.
8 Vul, una estrella de quinta magnitud, se encuentra a solo unos 7 minutos de arco de distancia de Anser. Sin embargo, la duplicidad es solo una coincidencia de línea de visión, ya que 8 Vul está a 485 años luz de distancia, un 60 por ciento más lejos que Anser.
Anser (α Vul, Alpha Vulpeculae)
Aunque apenas llega a la cuarta magnitud (4.44), Anser es la estrella más brillante de la constelación de Vulpecula (Zorrilla). Se encuentra a 297 años luz de distancia de la Tierra, es 390 veces más luminosa que el Sol y su radio es 45 veces el solar.
A diferencia de la mayoría de las estrellas frías visibles a simple vista, que son gigantes de clase K naranja, Anser es un gigante de clase M (M0) con una temperatura relativamente baja de solo 3.850 K.
Con una masa de alrededor de 1.5 veces la del Sol, Anser podría estar brillando con un núcleo inactivo de helio que aún no haya empezado a fusionarse para formar carbono. Pero, por otro lado, también podría estar brillando por segunda vez, con un núcleo inactivo de carbono-oxígeno.
23 Vulpeculae
23 Vul, con una magnitud 4.52, es la segunda estrella más brillante de la constelación de Vulpecula (Zorrilla). Se aprecia a simple vista con un brillo débil de tono anaranjado. Está ubicada a unos 327 años luz de distancia de la Tierra.
Se trata de un sistema estelar triple, donde el componente A forma un sistema binario con un período orbital de 25.33 años, una excentricidad de 0.40 y un semieje mayor de 0.11″.
El componente Aa de este sistema binario es una estrella gigante envejecida de magnitud 4.80 y de tipo K3- III Fe-1, con una escasez de hierro en el espectro. Esta estrella es 146 veces más luminosa que el Sol y tiene 2,4 veces su masa.
Su compañera en el sistema binario, el componente Ab, tiene una magnitud 6.5. El miembro terciario, componente B, tiene una separación de 0.26 segundos respecto del sistema binario y una magnitud de 6.94.
31 Vulpeculae
Con una magnitud de 4.56, 31 Vul es la tercera estrella más brillante de la constelación de Vulpecula (Zorrilla). Se aprecia a simple vista con un brillo débil de tono amarillento. Está ubicada a unos 228 años luz de distancia de la Tierra.
31 Vul es un sistema estelar binario espectroscópico de línea única, con un período orbital de 5.1 años y una excentricidad de 0.38.
El componente primario es una gigante envejecida tipo G7IIIa Fe-1 Ba, lo que indica una ligera composición de bario y una escasez de hierro. Después de agotar el hidrógeno de su núcleo, se expandió hasta un radio ocho veces el del Sol para convertirse en una gigante roja.
Es una gigante roja común, lo que indica que está en la rama horizontal del diagrama de Hertzsprung-Russell y está generando energía a través de la fusión de helio en su núcleo.
Se cree que es una estrella variable, con una magnitud de 3.77 a 4.08. Tiene aproximadamente 700 millones de años de edad, su luminosidad es 53 veces la del Sol y tiene 2,4 veces su masa.
El componente secundario de este sistema binario puede ser una enana blanca degenerada con aproximadamente 0.4 masas solares.
Asterismos
La Constelación de Vulpecula (Zorrilla) contiene dos asterismos: La «Percha» (Collinder 399) y «Mini Casiopea»:
La «Percha» (Collinder 399)
Conocida más formalmente como Collinder 399, la «Percha» es un brillante agrupamiento estelar con una extensión aproximada en el cielo de una luna llena. Se encuentra cerca de la frontera con Sagitta y en su extremo izquierdo se halla el cúmulo abierto NGC 6802.
Para localizarlo, dibujamos una línea imaginaria desde Altair (α Aql) hasta Vega (α Lyr). La «Percha» se encuentra aproximadamente a un tercio de la distancia entre estas dos estrellas. Es fácilmente identificable con prismáticos, por encontrarse en una zona oscura de la Vía Láctea.
La «Percha» está compuesta por 10 estrellas que van desde la magnitud 5 a la 7. El «eje» está formado por 6 estrellas en línea recta y en él predominan las estrellas jóvenes azules. El «gancho» está formado por 4 estrellas en el lado sur y en él predominan las estrellas de color rojizo.
La «Percha» es una herramienta útil para determinar las estrellas más tenues visibles en un telescopio pequeño, ya que contiene una amplia gama de magnitudes estelares concentrada en una pequeña área del cielo.
¿Cúmulo estelar o asterismo?
Durante buena parte del siglo XX se debatió si la «Percha» era un cúmulo abierto físicamente asociado, o solo una proyección visual fortuita, es decir, un asterismo (como, por ejemplo, las estrellas que forman la Osa Mayor).
Precisas mediciones recientes de las estrellas de la «Percha», realizadas desde diferentes puntos de la órbita de la Tierra alrededor del Sol, han revelado discrepancias en los desplazamientos angulares de cada una de ellas.
Esto indica que la «Percha» no es un cúmulo abierto, sino un asterismo, ya que sus estrellas están a diferentes distancias y se mueven por separado. Su aparente proximidad es, por tanto, una simple coincidencia de línea de visión.
«Mini Casiopea»
Se trata de un pequeño asterismo ubicado cerca de la frontera con Sagitta, que recuerda a la forma de W de la constelación de Casiopea, de ahí su nombre. Es, sin embargo, mucho menos conspicuo que esta última.
Está formado por 5 estrellas débiles de entre la quinta y sexta magnitud: 12 Vul, 13 Vul, 14 Vul, 16 Vul y 17 Vul.
Objetos más interesantes
La Constelación de Vulpecula (Zorrilla) tiene un único objeto Messier, la nebulosa «Dumbbell» o de la «Haltera». Se trata de una famosa nebulosa planetaria y una de las grandes joyas del cielo.
También tiene una buena colección de cúmulos abiertos y una nebulosa de emisión. Esta nebulosa muestra pilares semejantes a los famosos «Pilares de la creación» de la Nebulosa del Águila, en la constelación Serpens Cauda.
- NGC 6802, cúmulo abierto.
- NGC 6830, cúmulo abierto «Caniche».
- NGC 6882 (Collinder 416) y NGC 6885 (Collinder 417) (Caldwell 37), cúmulos abiertos.
- NGC 6940, cúmulo abierto «Mothra».
- M27 (NGC 6853), nebulosa «Dumbbell» o «Haltera».
- NGC 6820 (Sh2-86), nebulosa y NGC 6823, cúmulo abierto.
Cúmulo abierto NGC 6802
NGC 6802 es un cúmulo abierto ubicado al este del asterismo de la «Percha» (Collinder 399) y descubierto por el astrónomo germano-británico William Herschel en 1783. Con una magnitud de 8.8, se ve como una débil nebulosidad ovalada con un eje de norte a sur.
Tiene un tamaño aparente de 5 minutos de arco y se encuentra a unos 6 mil años luz de distancia de la Tierra, por lo que debe tener un tamaño real de unos 11 años luz de diámetro.
Según la clasificación de cúmulos abiertos de Robert Trumpler, este cúmulo contiene entre 50 y 100 estrellas. La brillante estrella azul a la derecha de la imagen es 7 Vul, la más oriental de la «Percha».
Cúmulo abierto «Caniche» (NGC 6830)
NGC 6830 es un joven cúmulo abierto con una edad de unos 125 millones de años. Está ubicado a 30 minutos al noroeste de 12 Vul, la estrella en uno de los extremos del asterismo «Mini Casiopea» (en el otro extremo está 17 Vul).
Fue descubierto por William Herschel en 1784, se encuentra a unos 6 mil años luz de distancia y cubre unos 7 minutos de arco en el cielo. Según la clasificación de cúmulos abiertos de Robert Trumpler, contiene unas 50 estrellas de magnitudes de 12 a 15.
Con una magnitud de 7.9, NGC 6830 puede ser difícil de distinguir contra el fondo de la Vía Láctea. Este cúmulo es una dispersa y difusa colección de estrellas azules que ocupan una región de menos de veinte años luz de diámetro.
La mayoría de sus estrellas más brillantes están distribuídas en un asterismo en forma de «V» que apunta al norte. Al oeste de este asterismo, se distingue una pequeña cadena de estrellas zigzageantes.
Cúmulos abiertos NGC 6882 (Collinder 416) y NGC 6885 (Collinder 417) (Caldwell 37)
NGC 6885 es un cúmulo abierto visualmente agrupado alrededor de 20 Vul (la estrella azul más cercana al borde inferior de la imagen), aunque esta estrella no pertenece al cúmulo. A 1,5 grados al noreste está 23 Vul y a 9 grados al oeste, Albireo, en Cygnus.
NGC 6882 es un cúmulo abierto más débil, más pequeño y menos rico que NGC 6885. Está ubicado en el borde noroeste de NGC 6885, alrededor de 19 Vul (en color dorado en la imagen).
Una confusa historia
En septiembre de 1784, William Herschel descubrió dos cúmulos abiertos, NGC 6885 y NGC 6882. Posteriormente, al catalogarlos, les dio descripciones idénticas.
Debido a ello, existe una considerable discusión sobre si Herschel los duplicó o no accidentalmente en su observación original de 1784.
Dado que no existe ningún cúmulo que coincida con la ubicación y descripción que Herschel hizo de NGC 6882 en 1784, muchos astrónomos creen que cometió un error y simplemente repitió su observación.
Sin embargo, actualmente se sabe de la existencia de un cúmulo más débil y pequeño, Collinder 416, ubicado en el borde noroeste de NGC 6885. Algunos astrónomos creen que este es el cúmulo al que Herschel bautizó originalmente como NGC 6882.
Cúmulo abierto «Mothra» (NGC 6940)
NGC 6940 fue descubierto por William Herschel en 1784. Se encuentra a una distancia de unos 2.500 años luz. Tiene una edad de casi mil millones de años y está formado por al menos 170 estrellas. Está considerado como el mejor cúmulo abierto de Vulpecula.
Está ubicado un poco más de dos grados al sur de 41 Cygni y tres grados y medio al suroeste de 52 Cygni, en la nebulosa del «Velo». El cúmulo es lo suficientemente brillante como para ser visto incluso con pequeños prismáticos.
Es un cúmulo algo disperso, con estrellas visibles entre las del cúmulo que, sin embargo, no forman parte de él. Como es el caso de las brillantes estrellas azules de la imagen, que no forman parte del cúmulo.
La estrella más brillante del cúmulo, en color rojo cerca del centro de la imagen, es la gigante roja FG Vul. Se trata de una estrella variable semirregular cuya magnitud varía entre 9.0 y 9.5 aproximadamente cada 80 días.
NGC 6940 es rico en gigantes rojas, más de 20 según la base de datos WEBDA. En este cúmulo se han detectado 8 estrellas variables, cuya variabilidad es consistente con las estrellas variables delta Scuti.
Nebulosa «Dumbbell» o «Haltera» (M27) (NGC 6853)
M27, o nebulosa de la «Haltera», es una nebulosa planetaria a más de 1.200 años luz de distancia, descubierta por Charles Messier en 1764. Con una magnitud aparente de 7.5, puede verse fácilmente con un telescopio pequeño.
Una vez localizado el asterismo «Mini Casiopea» al noroeste de la constelación de Sagitta (Flecha), M27 se encuentra a unos 25 minutos hacia el sureste de 14 vul, la estrella central de la W del asterismo.
M27 fue la primera nebulosa planetaria descubierta. Este término, sin embargo, es incorrecto. Messier lo introdujo basándose en la apariencia redonda y similar a un planeta de este objeto visto a través de telescopios pequeños, pero no está relacionado con los planetas.
Nebulosas planetarias
Una estrella moribunda en el centro de esta nebulosa ha estado expulsando sus capas exteriores de gas caliente al espacio durante 48 mil años. Esta estrella es una subenana muy caliente y azulada que emite radiación altamente energética.
Esta energía es absorbida por el gas de la nebulosa, excitándola, y luego es reemitida, produciendo colores característicos. En la imagen, el azul representa oxígeno, el verde hidrógeno y el rojo indica azufre y nitrógeno.
Nudos de gas y polvo
M27 alberga muchos nudos de gas y polvo. Algunos parecen dedos señalando hacia la estrella central, otros son nubes aisladas, algunas con colas y otras sin ellas. Sus tamaños generalmente oscilan entre 17 mil millones y 56 mil millones de kilómetros.
Estos densos nudos de gas y polvo parecen formar parte de la evolución natural de una nebulosa planetaria.
Se forman cuando los vientos estelares no son lo suficientemente fuertes como para dispersar un gran grupo de materia, pero, en cambio, sí pueden dispersar partículas más pequeñas, creando una estela detrás del grupo.
Las formas de estos nudos cambian a medida que la nebulosa se expande. Se han descubierto nudos similares en otras nebulosas planetarias cercanas que forman parte del mismo esquema evolutivo.
Nebulosa NGC 6820 (Sh2-86) y cúmulo abierto NGC 6823
NGC 6820, tambien llamada Sh2-86, es una nebulosa de emisión asociada con el cúmulo abierto NGC 6823 (centro de la imagen). Se encuentra a tres grados al oeste de M27, la nebulosa de la «Haltera» y a tres grados al este de Anser (α Vul).
El cúmulo abierto NGC 6823 tiene unos 50 años luz de diámetro y se encuentra a unos 6 mil años luz. El centro del cúmulo se formó hace aproximadamente dos millones de años y está dominado por una gran cantidad de estrellas jóvenes y brillantes de color azul.
La estructura más llamativa de esta nebulosa es el pilar que apunta hacia el cúmulo. La intensa luz de las estrellas calientes y masivas del cúmulo dispersa el gas en la nebulosa, provocando las distintivas formas de «pilares» (centro-izquierda de la imagen).
La imagen de detalle fue generada siguiendo el patrón de colores de la «Paleta Hubble» con observaciones en filtros de Hidrógeno alfa (rojo), Oxígeno OIII y Azufre SII.
Alrededor del cúmulo, se pueden ver muchos otros pilares. También son visibles oscuras «nubes Bok» de gas y polvo, donde nacen nuevas estrellas.
Más Información: Vulpecula constellation
Constelación de Scutum (Escudo)
La constelación de Scutum (Escudo) se encuentra al norte de Sagitario, en una región particularmente rica de la Vía Láctea. Es una constelación moderna, creada por Johannes Hevelius en 1684. Es pequeña y débil, siendo sus estrellas principales de cuarta y quinta magnitud.
Historia y ubicación
La Constelación de Scutum (Escudo) se encuentra ubicada al sur del ecuador celeste, entre Aquila al norte y al noreste, Sagitario al sur y al sureste y Serpens al norte, al este y al suroeste. Sus cuatro estrellas más brillantes forman un estrecho diamante.
Fue creada por el astrónomo polaco Johannes Hevelius en 1684, quien originalmente la llamó «Scutum Sobiescianum» (Escudo de Sobieski) para conmemorar la victoria de las fuerzas cristianas, lideradas por el rey polaco Juan III Sobieski, en la batalla de Viena de 1683.
Una constelación sin números Flamsteed
De las siete constelaciones de Hevelius que finalmente fueron adoptadas en el siglo XX, Scutum fue la única que John Flamsteed no aceptó, al considerarla parte de la constelación de Aquila (el Águila).
Como resultado, Scutum no tiene números Flamsteed propios, sino los que corresponden a Aquila. Así, Beta Sct es también 6 Aquilae, y Alfa y Delta Sct son respectivamente 1 y 2 Aql, nombres que ya no se usan.
Dado que Scutumn no fue inventada hasta mucho después de la época de Bayer, las letras griegas que definen actualmente a sus estrellas se asignaron posteriormente.
Mitología
No existe ninguna mitología griega antigua relacionada con Scutum (Escudo), ya que es una constelación moderna. Fue creada en 1684 por el astrónomo polaco Johannes Hevelius. Esta es su historia:
En 1684, Johannes Hevelius decidió nombrar una nueva constelación, a la que llamó originalmente «Scutum Sobiescianum», o «Escudo de Sobieski» en latín. Este nombre fue elegido por Hevelius para honrar al rey polaco Juan III Sobieski.
Sobieski fue el líder de las fuerzas cristianas en la batalla de Viena de 1683. Esta batalla fue crucial para las fuerzas cristianas, ya que lograron detener el avance del Imperio Otomano hacia Europa central. La victoria fue vista como un gran triunfo para la cristiandad.
Hevelius eligió el término «Scutum Sobiescianum» para simbolizar la defensa y protección que Sobieski y sus fuerzas proporcionaron a Europa durante esa batalla. Con el tiempo, y para abreviar, la constelación terminó llamandose «Scutum».
Estrellas principales
Las estrellas de Scutum no tienen nombres propios. Ni siquiera la más brillante, llamada simplemente alfa Scuti (α Sct).
Y aunque son débiles (de cuarta y quinta magnitud), se encuentran fácilmente, ya que enmarcan la «nube estelar de Scutum» en la Vía Láctea, con Beta Scuti al norte y Alfa y Delta Scuti al sur.
α Sct (Alfa Scuti)
Con una magnitud de 3.85, α Sct es la estrella más brillante de la constelación de Scutum (Escudo). Es una gigante naranja de clase K3 ligeramente más fría que la mayoría, con una temperatura superficial de 4.300 K.
α Sct se encuentra a una distancia de 175 años luz, su luminosidad es 132 veces la del Sol y ocupa un radio la cuarta parte del tamaño de la órbita de Mercurio. Es una estrella de 1.7 masas solares que tiene al menos 2 mil millones de años.
α Sct es ligeramente variable, con una oscilación de brillo de alrededor de un 10 por ciento. Sin embargo, aun no se conoce su período de oscilación y tampoco se sabe qué clase de estrella variable podría ser.
Su estado evolutivo es ambiguo, aunque el hecho de que la estrella sea variable sugiere que podría estar iluminándose por última vez con un «núcleo muerto» compuesto por carbono.
β Sct (Beta Scuti)
Con una magnitud de 4.22, β Sct es la segunda estrella más brillante de la constelación de Scutum (Escudo). Es una supergigante brillante blanco-amarillenta de clase G (G5), con una temperatura superficial de 4.700 K.
β Sct se encuentra a una distancia de 916 años luz, su luminosidad es 3.100 veces la del Sol y es una doble espectroscópica con un período de 2.28 años. Su compañera está catalogada como una enana de fusión de hidrógeno de clase A (A0).
β Sct tiene un radio 84 veces el del Sol y una masa de 6 veces la solar. Comenzó su vida como una estrella caliente de clase B3 hace unos 55 millones de años, y ahora está fusionando helio en su núcleo, para formar carbono y oxígeno.
γ Sct (Gamma Scuti)
Con una magnitud de 4.67, γ Sct es la tercera estrella más brillante de la constelación de Scutum (Escudo), seguida muy de cerca por δ Sct (4.70).
Se trata de una subgigante-enana A1 a 319 años luz de distancia de la Tierra que acaba de dejar de fusionar hidrógeno. Su luminosidad es 113 veces la del Sol, un radio de 4 veces el solar y una masa de 2.7 a 2.8 veces la del Sol
Su rotación es muy rápida, de al menos 223 kilómetros por segundo en el ecuador, lo que provoca distorsión elipsoidal. El período de rotación es inferior a un día, a diferencia de casi un mes para el Sol.
Dentro de 2.1 millones de años, γ Sct pasará a solo 14 años luz de nosotros y brillará a una magnitud de menos dos (casi el doble de brillante que Sirius), convirtiéndose entonces en la estrella más brillante del cielo.
δ Sct (Delta Scuti)
Con una magnitud de 4.70, δ Sct es la cuarta estrella más brillante de la constelación de Scutum (Escudo).
δ Sct destaca especialmente por ser una estrella variable prototipo de las llamadas «estrellas variables Delta Scuti», de las cuales Caph, en Casiopea, es la más brillante.
Es una subgigante de clase F (F2) a una distancia de 202 años luz y una temperatura superficial de 6.860 K. Su luminosidad es 39 veces la del Sol, tiene una masa de 2 veces la del Sol y un radio 4.1 veces el solar.
δ Sct está cerca de dejar de fusionar hidrógeno en su núcleo y pronto estará en camino de expandirse para convertirse en una gigante roja, mucho más grande.
Sus variaciones de brillo son pequeñas, solo alrededor de 0.2 magnitudes (aproximadamente 20%), justo por encima del límite de 0.1 magnitudes que puede registrar el ojo humano.
δ Sct y las estrellas de su tipo, tienen múltiples períodos de pulsación. El período principal de δ Sct es de 4.65 horas, mientras que el secundario es de 4.48 horas.
A estos se suman períodos de 2.79 horas, 2.28 horas, 2.89 horas y 20.11 horas. Todos ellos «laten» entre sí para producir un patrón de variación muy complejo.
Sistema triple
δ Sct es el componente «A» de un sistema triple, con dos estrellas compañeras, «B» y «C». «Delta B», de magnitud doce (12.2), se encuentra a 15.2 segundos de arco de «Delta A», y «Delta C», de novena magnitud (9.2), a 52.2 segundos de distancia.
La componente «Delta B» es de clase K8, mientras que «Delta C» es de clase G7, no mucho menos masiva que el Sol. Mientras que «Delta B» orbita «Delta A» a una distancia mínima de 870 UA, «Delta C» está al menos a 3.000 UA de distancia.
Asterismos
No hay asterismos conocidos en la constelación de Scutum (Escudo).
Objetos más interesantes
Al norte de la constelación de Scutum (Escudo) podemos encontrar la «nube estelar de Scutum», una de las áreas más ricas en estrellas de nuestra galaxia. En ella podemos encontrar múltiples cúmulos abiertos, entre los que destacan M11 y M26.
Cúmulo «Pato Salvaje» M11 (NGC 6705) (Mel 213)
Messier 11, tambien conocido como NGC 6705, es un cúmulo abierto, descubierto por el astrónomo alemán Gottfried Kirch en 1681. Está ubicado a 6.200 años luz de la Tierra y tiene una magnitud aparente de 6.3.
Se llama cúmulo del «Pato Salvaje» por la forma en «V» de sus estrellas más brillantes, que recuerda una bandada de patos. Ocupa un tercio del tamaño aparente de la Luna y se encuentra aproximadamente a un grado al sureste de R Sct.
De los 26 cúmulos abiertos incluidos en el catálogo Messier, M11 es el más distante que se puede ver a simple vista. Visto con prismáticos, aparece como un parche triangular.
Con más de más de 2.900 estrellas, Messier 11 es uno de los cúmulos abiertos más densamente poblados y compactos que se conocen. Tanto es así que tiene la apariencia de un cúmulo globular disperso.
Los astrónomos estiman que se formó hace aproximadamente 220 millones de años.
Cúmulos abiertos y globulares
Los cúmulos abiertos tienden a contener menos estrellas y más jóvenes que los globulares más compactos. Messier 11 no es una excepción, y en su centro se encuentran muchas estrellas azules, calientes y jóvenes.
La vida de los cúmulos abiertos también es relativamente corta en comparación con la de los globulares.
Las estrellas en los cúmulos abiertos están más separadas entre sí y, por lo tanto, no están tan fuertemente unidas por la gravedad, lo que hace que se alejen más fácilmente por la acción de fuerzas gravitatorias más fuertes.
Como resultado, es probable que Messier 11 se disperse en unos pocos millones de años. Sus miembros irán escapando del cúmulo, atraídos por otros objetos de sus cercanías.
Cúmulo M26 (NGC 6694) (Mel 212)
Messier 26, también conocido como NGC 6694, es un cúmulo abierto descubierto por Charles Messier en 1764. Está ubicado a 5 mil años luz de la Tierra y tiene una magnitud aparente de 8.
Se encuentra aproximadamente a 50 minutos al sureste de δ Sct, prolongando hacia la izquierda la línea que une α Sct con δ Sct. Contiene unas 30 estrellas en un tamaño aparente de unos 14 minutos de arco.
M26 abarca un tamaño de 22 años luz, con un radio de marea de 25 años luz. La estrella más brillante tiene una magnitud de 11 y su edad es de 85.3 millones de años.
Anillo de baja densidad estelar
Messier 26 sigue siendo una fuente de misterio para los astrónomos, debido a lo que parece ser un «anillo de baja densidad estelar» en su núcleo.
Este anillo se puede apreciar en la fotografía como una zona circular oscura alrededor del núcleo de Messier 26.
Una hipótesis apuntaba a que la responsable era una esfera de materia estelar oscura que envolvía al cúmulo. Esta esfera oscura ocultaría las estrellas situadas detrás de él en un patrón circular.
Sin embargo, el astrónomo norteamericano James Cuffey descartó esta posibilidad en un artículo publicado en 1940. En él apuntaba a la existencia en M26 de una esfera «hueca» de baja densidad estelar.
A pesar del tiempo que ha pasado desde entonces, aún no hay una explicación clara para este fenómeno.
Más Información: Scutum constellation
Constelación de Sagitario (Sagittarius)
La constelación de Sagitario (Sagittarius) representa a un arquero que apunta con su arco al centro de la Vía Láctea. Es la constelación Zodiacal que marca el Solsticio de Invierno, es especialmente visible en verano en el hemisferio norte y contiene muchas nebulosas y cúmulos estelares.
Historia y ubicación
La constelación de Sagitario (Sagittarius) se encuentra entre Capricornio al este, Ofiuco y Escorpión al oeste, Águila, Escudo y Cabeza de Serpiente al norte y Corona Austral al Sur. Fue descrita por Ptolomeo en el siglo II A.C y ocupa la región central de la vía láctea.
Esta es un área densamente poblada por cúmulos estelares y nebulosas, razón por la cual Sagitario contiene la mayor colección de objetos de espacio profundo de entre todas las constelaciones.
Sagitario es también llamada «La Tetera», porque contiene un asterismo que tiene la forma de una tetera inclinada hacia abajo, con el asa en la parte superior izquierda, la tapa en la parte central y el pitorro en la parte inferior derecha.
Mitología
La constelación de Sagitario (Sagittarius) simboliza en la mitología griega al mismo tiempo al sátiro Croto y al centauro Quirón, ambos músicos y hábiles cazadores, con el añadido de que Quirón fue además un gran médico.
Croto, un brillante músico y arquero
Crotos era un sátiro, una criatura mitad hombre y mitad cabra, hijo de Pan, el dios de los pastores, y de la ninfa Eufeme, nodriza de las Musas, diosas de las artes y las ciencias.
Crotos creció en el monte Helicón, donde vivió junto a las Musas. Fue su compañero fiel y protector, y les tenía una gran devoción. Ellas le enseñaron las artes y, a cambio, él desarrolló una gran habilidad en la caza y en el manejo del arco.
El inventor del aplauso
Se dice que disfrutaba tanto de las actuaciones de las Musas, que golpeaba sus manos como muestra de aprobación. Y así es como se le considera a Croto el inventor del aplauso, gesto que aún hoy usamos.
En reconocimiento a su lealtad, habilidad y devoción, las Musas pidieron a Zeus que honrara a Crotos colocándolo entre las estrellas. Zeus accedió y lo situó en el cielo como la constelación de Sagitario, representada como un arquero apuntando con su arco.
En algunas representaciones, se le muestra con la parte inferior de un caballo, mezclando así su naturaleza de sátiro con la imagen clásica del centauro, probablemente debido a la mezcla de tradiciones en las versiones del mito.
Quirón, un sabio centauro
Cronos, el titán del tiempo, se había enamorado de una ninfa llamada Fílira. Para escapar de la mirada celosa de su esposa Rea, Cronos se transformó en un caballo y, en esa forma, se unió a Fílira.
De esta unión nació Quirón, un ser mitad hombre y mitad caballo. Fílira, horrorizada por haber dado a luz a una criatura tan extraña, imploró a los dioses que la liberaran de su sufrimiento. Los dioses finalmente accedieron, convirtiéndola en un tilo, un árbol sagrado.
A diferencia de otros centauros, de naturaleza salvaje y violenta, Quirón era bondadoso, sabio y amable. Fue criado por Apolo, el dios de la música, la profecía y la medicina, y por Artemisa, la diosa de la caza y la naturaleza.
Bajo su tutela, Quirón se convirtió en maestro de muchas artes, como la música, la medicina, la caza, y sobre todo, la sabiduría. A su cueva en el monte Pelión acudían muchos héroes griegos, como Aquiles, Asclepio y Jasón, en busca de su sabiduría.
La herida incurable
Durante un conflicto, Heracles (Hércules), uno de sus discípulos, se encontraba luchando contra otros centauros. En medio del caos, Heracles disparó una flecha envenenada con la sangre de la Hidra, hiriendo accidentalmente a Quirón.
Aunque era inmortal y no podía morir, Quirón sufria terribles dolores que ningún remedio podía aliviar. Incapaz de soportar el dolor y deseoso de liberarse de su sufrimiento, Quirón decidió sacrificar su inmortalidad.
Así, Quirón ofreció su vida para que Prometeo, quien había sido castigado por Zeus, pudiera ser liberado de su eterna tortura. Zeus aceptó el sacrificio y colocó a Quirón en el cielo, donde se convirtió en la constelación de Sagitario.
Estrellas principales
Las estrellas de la constelación de Sagitario (Sagittarius) tienen asignadas letras griegas fuera del orden habitual de brillo. Kaus Australis, la estrella más brillante de la constelación, es la Épsilon, mientras que Nunki, la siguiente en brillo, es la Sigma.
Rukbat (Alfa) y Arkab (Beta), deberían ser las más brillantes. Sin embargo, son estrellas tenues de cuarta magnitud, muy al sur de Kaus Australis, la más brillante.
Kaus Australis significa «el arco del sur» y viene de la palabra árabe “qaws”, que significa “arco” y del latín “australis”, que significa “sur”. Se trata de una estrella gigante de magnitud 1.8 que ocupa la parte baja del arco.
Kaus Media y Kaus Borealis ocupan la parte media y la parte superior del arco respectivamente.
La parte principal del «arco» de Sagitario comienza al final del mango de «El Cucharón», marcado por Kaus Borealis. El arco se curva hacia abajo hacia Kaus Media y termina en Kaus Australis.
La «flecha» recorre el centro del arco hacia abajo y a la derecha hasta la estrella Alnasl, que marca apunta al centro de la Vía Láctea. El «arco», la «flecha» y «El Cucharón» juntos forman «la Tetera».
Kaus Australis (ε Sgr, Epsilon Sagittarii)
Con una magnitud 1.85, Kaus Australis (ε Sgr) es la estrella más brillante de la constelación de Sagitario (Sagittarius). Se encuentra a una distancia de 145 años luz de la Tierra y es la más sureña de las tres que forman el «arco».
Kaus Australis tiene uno de los pocos nombres de estrellas con un origen mixto, ya que «Kaus» viene del árabe y significa «arco». «Australis», sin embargo, viene del latín y significa «austral» o «del sur».
Tradicionalmente, se la ha clasificado como una gigante azul fría de clase B (B9.5), con una temperatura de 9.200 K. Recientemente, sin embargo, ha sido reclasificada como una gigante caliente de clase A (A0 II).
Kaus Australis tiene una masa casi cuatro veces la del Sol y es 7 veces más grande que éste. Es también 375 veces más brillante que el Sol y mucho más brillante que sus equivalentes de la secuencia principal.
Por eso, Kaus Australis está claramente en un estado de evolución más avanzado. Es probable que tenga un núcleo de helio contrayendose y calentandose, mientras se prepara para fusionarse en carbono y oxígeno.
Nunki (σ Sgr, Sigma Sagittarii)
Con una magnitud 2.02, Nunki (σ Sgr) es la segunda estrella más brillante de la constelación de Sagitario (Sagittarius). Se encuentra a una distancia de 225 años luz de la Tierra y es la más norteña del asterismo «El Cucharón».
El nombre «Nunki» es de origen babilónico y su significado es desconocido. Algunos investigadores creen que podría tener su raíz en palabras relacionadas con el agua o el mar, en referencia a deidades babilónicas acuáticas o marinas.
Nunki es una estrella azul de clase B (B2.5) en la secuencia principal, 3.300 veces más brillante que el Sol. Con una temperatura superficial de 20 mil K, Nunki es una de las estrellas brillantes más calientes.
Su diámetro es unas cinco veces el del Sol y su masa es unas siete veces la del Sol. Las tasas de fusión interna son tan rápidas que se le estima una vida de 50 millones de años como mucho. No se sabe lo avanzado que está su ciclo de vida, pero no le debe quedar mucho.
La estrella finalmente se convertirá en una enana blanca con una masa aproximadamente igual a la del Sol. Hay alguna indicación de que tiene una compañera cercana.
Ascella (ζ Sgr, Zeta Sagittarii)
Con una magnitud 2.61, Ascella (ζ Sgr) es la tercera estrella más brillante de la constelación de Sagitario (Sagittarius). Se encuentra a una distancia de 89 años luz de la Tierra y es la más sureña del asterismo «El Cucharón».
Su nombre proviene del latín y significa «axila», marcando esta posición en la figura del arquero.
Sistema binario
Ascella es un sistema doble compuesto por dos estrellas de clase A, de magnitudes 3.26 y 3.47, separadas por aproximadamente medio segundo de arco.
Sus luminosidades respectivas son de 31 y 26 veces la del Sol, con temperaturas estimadas de 9 mil y 8.500 K y masas de 2.2 y 2.1 veces la solar, mostrando claramente que ambas son realmente enanas en la secuencia principal.
Ambas se orbitan cada 21.075 años a una separación promedio de 13.4 UA, un 40% más lejos que Saturno del Sol. La órbita es bastante elíptica, oscilando su separación entre 10.6 – 16.1 UA.
A una separación de 75 segundos de arco se encuentra un tercer componente de magnitud 10.63, que probablemente sea solo una coincidencia de línea de visión.
Asterismos
En la constelación de Sagitario se encuentran dos asterismos principales: «El Cucharón» y «La Tetera».
El Cucharón
Las estrellas que lo componen son Ascella (Zeta), Tau, Nunki (Sigma) y Phi, formando el cuerpo de «El Cucharón» y Kaus Borealis (Lambda) en el extremo del mango. Se asemeja a un cucharón invertido, con su mango adentrándose en la Vía Láctea.
La Tetera
Las estrellas que lo componen son: Ascella (Zeta), Tau, Nunki (Sigma), Phi, Kaus Borealis (Lambda), Kaus Media (Delta), Alnasl (Gamma) y Kaus Australis (Épsilon). Se asemeja a una tetera inclinada, con el pitorro apuntando hacia abajo.
Tau y Nunki (Sigma) marcan el asa, Ascella (Zeta), Phi, Kaus Media (Delta) y Kaus Australis (Épsilon) forman el cuerpo de la Tetera, Kaus Borealis (Lambda) marca la tapa y Alnasl (Gamma) marca el pitorro.
Objetos más interesantes
La constelación de Sagitario (Sagittarius) es la más rica en objetos de espacio profundo. Contiene 15 objetos del catálogo Messier, que abarcan conocidas nebulosas y muchos cúmulos estelares.
- M8 (NGC 6523), nebulosa «de la Laguna».
- M17 (NGC 6618), nebulosa «Omega».
- M18 (NGC 6613), cúmulo abierto.
- M20 (NGC 6514), nebulosa «Trífida» y M21 (NGC 6531), cúmulo abierto.
- M22 (NGC 6656), cúmulo globular «Gran Cúmulo de Sagitario».
- M23 (NGC 6494), cúmulo abierto.
- M24 (NGC 6603) (IC 4715), nube estelar «Pequeña Nube de Sagitario».
- M25 (IC 4725), cúmulo abierto.
- M28 (NGC 6626), cúmulo globular.
- M54 (NGC 6715), cúmulo globular.
- M55 (NGC 6809), cúmulo globular.
- M69 (NGC 6637), cúmulo globular.
- M70 (NGC 6681), cúmulo globular.
- M75 (NGC 6864), cúmulo globular.
- NGC 6559, nebulosa.
- NGC 6822 (IC 4895) (Caldwell 57), galaxia Barnard.
- NGC 6565, nebulosa planetaria.
- NGC 6445, nebulosa planetaria «Pequeña Gema» o «Caja».
- NGC 6537, nebulosa planetaria «Araña Roja».
- NGC 6818, nebulosa planetaria «Pequeña Gema».
Nebulosa de la Laguna (M8) (NGC 6523)
La Nebulosa de la Laguna, conocida como M8, es una nebulosa de emisión situada a aproximadamente 5 mil años luz de la Tierra. Con unas dimensiones de 140 x 60 años luz y una magnitud aparente de 6, es apenas visible a simple vista en cielos oscuros.
Fue descubierta en 1654 por el astrónomo italiano Giovanni Battista Hodierna, quien buscaba catalogar objetos nebulosos en el cielo nocturno. Se encuentra a unos 5,5 grados al oeste de Kaus Borealis (λ Sgr), la estrella más al norte del arco de Sagitario.
M8 alberga el cúmulo estelar NGC 6530, una colección de varios miles de estrellas que se encuentran a unos 4,350 años luz de distancia. Las estrellas masivas de este cúmulo emiten radiación ultravioleta intensa, ionizando el gas circundante y provocando el brillo característico de la nebulosa.
Estructura y Formación Estelar
En la zona más brillante de M8, conocida como el “Reloj de Arena”, el gas de color rojo brillante resulta de la radiación estelar de alta energía que impacta contra el hidrógeno interestelar, generando una intensa actividad de formación de estrellas.
Este fenómeno ha sido fundamental para el descubrimiento de los glóbulos de Bok, nebulosas oscuras que contienen hidrógeno molecular y donde se forman nuevas estrellas.
La Nebulosa de la Laguna ha sido objeto de numerosas observaciones, siendo una de las más destacadas la realizada por el Telescopio Espacial Hubble.
Utilizando la «Cámara Avanzada para Sondeos» (ACS) y la «Cámara Planetaria de Gran Campo 2» (WFPC2), los astrónomos investigaron NGC 6530 en busca de discos protoplanetarios que rodean estrellas recién nacidas.
Nebulosa «Omega» (M17) (NGC 6618)
La Nebulosa Omega, también conocida como la Nebulosa del Cisne (M17), es una de las regiones de formación estelar más grandes de la Vía Láctea. Fue descubierta en 1745 por el astrónomo suizo Jean-Philippe Loys de Chéseaux.
Se ubica en el extremo norte de la costelación de Sagitario, en el borde con Scutum y Ofiuco, a unos 5 grados al norte de Polis (μ Sgr). Se encuentra a unos 5 mil años luz de distancia de la Tierra.
Con un diámetro de unos 15 años luz y una magnitud aparente de 6.0, M17 es visible con prismáticos en noches despejadas, especialmente durante el mes de agosto.
Estructura y Composición
La Nebulosa Omega alberga uno de los cúmulos de estrellas más jóvenes de nuestra galaxia, con solo 1 millón de años de antigüedad. Sin embargo, muchas de estas estrellas jóvenes son difíciles de observar debido al gas y polvo que las rodea.
La poderosa radiación de estas estrellas evapora y erosiona las densas nubes de gas frío donde se forman nuevas estrellas.
Cúmulo M18 (NGC 6613)
Messier 18, o NGC 6613, es un cúmulo abierto descubierto por Charles Messier el 3 de junio de 1764. Se encuentra a aproximadamente 4.900 años luz de distancia de la Tierra.
Está situado entre la Nebulosa Omega (M17) y la Nube estelar «Pequeña Nube de Sagitario» (M24), formando parte de una región rica en formación estelar. Se encuentra a unos 4 grados al norte de Polis (μ Sgr).
M18 es un cúmulo pobre y disperso, con un diámetro de alrededor de 0.2 grados, visible mejor con telescopios pequeños. Se estima que contiene más de una docena de estrellas brillantes.
Su tipo Trumpler es II,3,p,n, donde la «n» indica cierta nebulosidad. Su diámetro es de unos 17 años luz y sus estrellas son principalmente de tipo B3. Esto muestra que el cúmulo es bastante joven, con una edad de unos 32 millones de años.
En la imagen se pueden observar estrellas brillantes de color azul, amarillo o naranja, lo que sugiere una población estelar activa.
Cúmulos Abiertos
Los cúmulos abiertos como M18 son esenciales para los astrónomos, ya que todas sus estrellas nacen juntas a partir del mismo material, lo que proporciona pistas sobre la formación, evolución y muerte de las estrellas.
Los colores azul y blanco de sus estrellas indican su juventud, permitiendo a los investigadores estudiar las diferencias entre ellas, que en cúmulos abiertos se deben únicamente a sus masas.
Formación Estelar
La mayoría de las estrellas se forman en grupos a partir de una nube de gas que colapsa bajo la gravedad. La nube restante, o nube molecular, suele ser expulsada por los vientos estelares, debilitando los lazos gravitacionales entre las estrellas hermanas.
Con el tiempo, estas interacciones pueden causar que las estrellas se separen y se dispersen por la galaxia. Es probable que nuestro propio Sol haya formado parte de un cúmulo similar a Messier 18 antes de que sus compañeras se dispersaran.
Nebulosa «Trífida» (M20) (NGC 6514) y Cúmulo M21 (NGC 6531)
La nebulosa «Trífida» (M20) (NGC 6514) y el cúmulo M21 (NGC 6531) pueden observarse juntas en imágenes de gran campo. Sus distancias a la tierra son similares (4-5 mil años luz).
Sin embargo, a pesar de su cercanía, no hay una conexión aparente entre ambos. De hecho, las estrellas de M21 son mucho más antiguas, con unos 8 millones de años de edad.
M21 y M20 se encuentran a entre 2,5 y 3 grados al suroeste de Polis (μ Sgr), respectivamente.
Nebulosa «Trífida» (M20) (NGC 6514)
La Nebulosa Trífida, conocida como Messier 20 (M20) o NGC 6514, fue descubierta por Charles Messier en 1764. Se encuentra a unos 5 mil años luz de distancia.
Con una magnitud aparente de 6.3, M20 es una de las nebulosas más notables y fáciles de localizar. Fue descubierta por Charles Messier en 1764 y se observa mejor en agosto, incluso con prismáticos.
Esta nebulosa abarca aproximadamente 40 años luz y tiene apenas 300 mil años de antigüedad, lo que la convierte en una de las regiones de formación estelar más jóvenes del cielo nocturno.
Estructura y Composición
Su estructura es compleja, con bandas de polvo en forma de alas que destacan la actividad estelar. M20 es una mezcla única de varios tipos de nebulosas:
- Nebulosa de emisión: Presenta un color rosáceo.
- Nebulosa de reflexión: Se observa en tonalidades azuladas.
- Nebulosa oscura: Divide la nebulosa de emisión en tres secciones, dándole su nombre distintivo.
La intensa radiación ultravioleta de las brillantes estrellas del centro de M20 influye notablemente en la evolución de la nebulosa circundante, destruyendo el gas y el polvo que son fundamentales para la formación de nuevas estrellas.
Las imagenes del Hubble de esta nebulosa muestran chorros en forma de dedos, que podrían estar formando nuevas estrellas en sus puntas.
Cúmulo M21 (NGC 6531)
El cúmulo abierto Messier 21 (M21) se encuentra a aproximadamente 4.250 años luz de distancia, justo al noroeste de la Nebulosa Trífida. Tiene una magnitud aparente de 6.5, está compuesto por unas 57 estrellas de diversas magnitudes y es parte de la Asociación Sagitario OB1.
Fue descubierto por Charles Messier el 5 de junio de 1764, describiéndolo como un cúmulo estelar cerca de Messier 20. Su cercanía a M20 y su ubicación en la misma región del cielo lo convierten en un objeto complementario en el estudio de la formación estelar.
M21 puede observarse con prismáticos y telescopios de 6 pulgadas o más. Se encuentra a solo 2,5 grados al noroeste de la Nebulosa de la Laguna (M8) y a 0,75 grados al noreste de la Nebulosa Trífida (M20).
Aunque no es visible a simple vista, su proximidad a ambas nebulosas lo convierte en un objeto atractivo para el aficionado a la Astronomía.
Composición y Estructura
M21 es un cúmulo relativamente joven, con una edad de unos 4,6 millones de años. Su clasificación como Trumpler I 3 r indica que tiene una fuerte concentración central y está compuesto tanto por estrellas brillantes como tenues.
Las estrellas de M21 son predominantemente pequeñas y tenues, aunque también se pueden encontrar algunas gigantes azules.
«Gran Cúmulo de Sagitario» M22 (NGC 6656)
Messier 22, o NGC 6656, es uno de los cúmulos globulares más brillantes y vistosos del firmamento. Fue descubierto por el astrónomo alemán Abraham Ihle en 1665, y se considera el primer cúmulo globular (o uno de los primeros) en ser descubierto.
M22 se encuentra a unos 2,5 grados al noreste de de Kaus Borealis (λ Sgr), la estrella más al norte del arco de Sagitario.
Charles Messier catalogó este objeto el 5 de junio de 1764, y lo incluyó en su lista de objetos celestes. Es uno de los cúmulos estelares más cercanos, a una distancia de unos 10 mil años luz de la Tierra.
M22 es un objeto popular para los aficionados a la Astronomía, y se puede ver a simple vista. El mejor momento para su observación es durante el mes de agosto. Aunque su luz está atenuada por el polvo y el gas entre el cúmulo y la Tierra, su brillo lo convierte en un objeto atractivo.
Tamaño y magnitud
M22 tiene un diámetro angular de 32 minutos de arco, lo que corresponde a un tamaño lineal de unos 97 años luz. Visualmente, ocupa unos 17 minutos de arco en el cielo.
Con una magnitud aparente de 5.1, es más brillante que M13 (5.8) y visible a simple vista en latitudes medias del hemisferio norte. Se estima que contiene 70 mil estrellas, aunque solo se han identificado 32 estrellas variables.
Un Cúmulo con mucho contenido
M22 es especial porque contiene:
- Una nebulosa planetaria débil catalogada como IRAS 18333-2357 o GJJC 1. Se trata de una de las cuatro nebulosas planetarias conocidas en cúmulos globulares de la Vía Láctea.
- Dos agujeros negros de masa estelar, así como seis objetos del tamaño de planetas que no orbitan alrededor de ninguna estrella. Estos objetos fueron descubiertos mediante efectos de microlente.
Cúmulo M23 (NGC 6494)
Messier 23, o NGC 6494, es un cúmulo estelar abierto descubierto por Charles Messier en 1764. Es uno de los cúmulos más brillantes y extensos de la Vía Láctea.
M23 se halla en una zona rica en estrellas, a unos 4,5 grados al noroeste de de Polis (μ Sgr).
Ubicado a unos 2.150 años luz de la Tierra, M23 tiene un diámetro de entre 15 y 20 años luz. Ocupa un área en el cielo de 27 a 35 minutos de arco, equivalente al tamaño aparente de la Luna llena.
Brillo y estructura
Su brillo, con una magnitud aparente de entre 6 y 7, permite observarlo a través de prismáticos y pequeños telescopios en cielos oscuros. M23 alberga alrededor de 176 estrellas confirmadas.
La estrella más brillante tiene una magnitud de 9.21, lo que proporciona una visión de contraste entre los diferentes tonos y brillos de las estrellas que componen el cúmulo.
Según la clasificación de Trumpler, M23 se clasifica como I 2 r, lo cual indica que es un cúmulo compacto con un rango de brillo estelar moderado y una forma algo irregular.
Con una edad estimada de entre 220 y 300 millones de años, sus estrellas más calientes son del tipo espectral B9 y, entre ellas, algunas se consideran posibles estrellas rezagadas azules.
Al encontrarse en el plano galáctico, M23 aparece rodeado por una gran cantidad de estrellas de fondo. Muchas de ellas aparecen enrojecidas por la absorción del polvo interestelar, creando una serie de contrastes en la imagen.
En algunas zonas, el polvo es tan denso que bloquea completamente la luz de las estrellas más distantes, dejando áreas oscuras en el cúmulo.
Nube estelar «Pequeña Nube de Sagitario» (M24) (NGC 6603) (IC 4715)
Descubierto por Messier en 1764, M24 es un objeto peculiar. En efecto, a diferencia de otros objetos de cielo profundo, M24 es en realidad una vasta nube estelar de aproximadamente 1,5 grados de ancho y 3 de largo.
En cielos oscuros, M24 aparece como una nube de estrellas a unos 2 grados al norte de Polis (μ Sgr). Puede observarse con prismáticos y pequeños telescopios.
De este modo, M24 no es un cúmulo o nebulosa en el sentido tradicional, sino una concentración de estrellas visibles a través de una apertura en el polvo interestelar. Esta apertura ofrece una visión directa de uno de los brazos espirales de nuestra galaxia.
Para diferenciarla de la «Gran Nube Estelar de Sagitario» al sur, a M24 también se le conoce como la «Pequeña Nube Estelar de Sagitario». Dentro de M24, se halla el cúmulo abierto NGC 6603, que aunque débil, se asocia frecuentemente con el número Messier de la nube.
Una «ventana» galáctica
Normalmente, el polvo interestelar atenúa la luz de las estrellas lejanas, pero se distribuye de manera desigual y en ocasiones se agrupa en nubes de unos 25 años luz de diámetro.
De este modo, ciertas «ventanas» galácticas como M24 permiten ver áreas distantes del centro galáctico, a unos 30 mil años luz de distancia. Estas aperturas son esenciales para estudiar la estructura galáctica, ya que exponen regiones que de otra forma estarían ocultas.
Las estrellas, cúmulos y otros elementos de M24 pertenecen al brazo espiral de Sagitario o Sagitario-Carina, y se extienden entre 10 mil y 16 mil años luz. Este objeto probablemente guarda similitudes con la nube estelar NGC 206, en la galaxia de Andrómeda (M31).
Objetos de interés
El astrónomo Edward Emerson Barnard identificó dos prominentes nebulosas oscuras en la porción norte de M24, catalogándolas como Barnard 92 y 93. En este entorno también se encuentran otros objetos de interés, como:
- Los cúmulos Collinder 469 y Markarian 38
- La nebulosa de emisión IC 1283-1284
- Las nebulosas de reflexión NGC 6589 y NGC 6590
- La nebulosa planetaria NGC 6567
- La variable WZ Sagittarii, que varía en brillo entre magnitudes 7.45 y 8.53 con un ciclo de 21.85 días.
Cúmulo M25 (IC 4725)
Messier 25 es un brillante cúmulo abierto a unos 2 mil años luz de la Tierra. Este cúmulo tiene una magnitud aparente de 4.6 y se extiende a lo largo de 19 años luz, cubriendo un área de 32 minutos de arco en el cielo.
M25 se encuentra a unos 4,5 grados al noreste de Polis (μ Sgr), o a unos 6,5 grados al norte de Kaus Borealis (λ Sgr). También se encuentra a apenas 3,5 grados al este de la «Pequeña Nube Estelar de Sagitario» (Messier 24).
Fue descubierto entre 1745 y 1746 por Philippe Loys de Chéseaux, quien lo describió como un cúmulo «entre el arco y la cabeza de Sagitario.» Messier lo observó y lo añadió a su catálogo el 20 de junio de 1764.
Otros astrónomos como J. E. Bode y W. Herschel también lo estudiaron, y sin embargo, solo recibió un número en el catálogo IC. A pesar de ello, M25 continúa siendo un objeto popular, ya que ofrece una atractiva combinación de colores y magnitudes.
Visible a simple vista
Gracias a su brillo y extensión, M25 es visible a simple vista bajo cielos oscuros y sin contaminación lumínica, y es especialmente accesible para la observación con prismáticos.
M25 es un objeto ideal para observar con telescopios de menor apertura, ya que revelan alrededor de 30 estrellas en su mayoría blancas. Los de mayor tamaño permiten ver hasta 60 estrellas de diversos colores.
Con prismáticos de 10×50 se resuelven las estrellas más brillantes, apareciendo el cúmulo como un pegote difuso en el cielo. La edad de M25 se estima en 90 millones de años, lo que lo convierte en un cúmulo relativamente antiguo.
Objetos de interés
Este cúmulo alberga 601 estrellas conocidas. Entre ellas, dos gigantes de tipo G y dos gigantes de clase M que, sin embargo, no pertenecen a él.
Entre las estrellas que sí forman parte de M25, destaca U Sagittarii, una variable de tipo Delta Cephei descubierta por J.B. Irwin en 1956, que varía entre magnitudes 6.3 y 7.1 en un período de 6.74 días.
Cúmulo M28 (NGC 6626)
Messier 28, o NGC 6626, es un cúmulo globular a una distancia de unos 18 mil años luz de la Tierra. Con una magnitud 7.7, M28 aparece como una mancha de luz más pequeña y compacta en comparación con su vecino M22.
M28 se encuentra aproximadamente a un grado al noroeste de Kaus Borealis (λ Sgr), la estrella más al norte del arco de Sagitario.
Este cúmulo se extiende a lo largo de 60 años luz y tiene una forma ligeramente elíptica, según lo describió Harlow Shapley. A diferencia de algunos cúmulos globulares más cercanos, M28 requiere telescopios de gran apertura para resolver sus estrellas individuales.
Fue observado por primera vez por Messier en 1764 y William Herschel lo describió por primera vez como «una nube de estrellas». Es notable por contener varias estrellas variables, incluyendo 18 de tipo RR Lyrae y una Cefeida de población II, del tipo W Virginis, con un período de 17 días.
Además, se ha identificado una segunda variable de período largo, la Variable #17, que podría pertenecer al tipo RV Tauri.
Púlsares
Uno de los aspectos más destacados de M28 es el descubrimiento de un púlsar de milisegundos, el primero de su clase detectado en un cúmulo globular.
Conocido como PSR B1821–24, este púlsar es una estrella de neutrones extremadamente densa, que gira cada tres milisegundos y emite radiación desde sus polos. Esto crea un efecto similar al haz de luz de un faro cuando la Tierra se encuentra en su trayectoria.
PSR B1821–24 fue descubierto en 1986 con el Telescopio Lovell, en Inglaterra, y posteriormente, en 1987, se identificó otro púlsar de milisegundos en el cúmulo, el PSR 1620-26, que rota cada 11 milisegundos.
Estos descubrimientos posicionaron a M28 como un objeto de interés para el estudio de los púlsares en cúmulos globulares, siendo este cúmulo solo el segundo en el que se ha encontrado un púlsar de milisegundos, después de M4.
Cúmulo M54 (NGC 6715)
Messier 54, o NGC 6715, es un notable cúmulo globular a una distancia de unos 90 mil años luz de la Tierra. Con una magnitud 8.4, M54 aparece como una mancha de luz que se resuelve mejor con telescopios de gran apertura.
M54 se encuentra a menos de dos grados al suroeste de Ascella (ζ Sgr), la estrella más sureña del asterismo «El Cucharón».
M54 es un cúmulo difícil de observar en detalle debido a su distancia. A simple vista o con prismáticos, aparece como una tenue mancha de luz en el cielo nocturno. Telescopios de 4 pulgadas y superiores pueden mostrar una textura moteada con algunos nudos estelares.
Sin embargo, el cúmulo permanece sin resolver incluso en telescopios grandes, lo que resalta su densidad y la distancia considerable a la que se encuentra.
Un cúmulo extragaláctico
Aunque pequeño y compacto, M54 destaca por su importancia en la astronomía extragaláctica, brindando a los astrónomos una valiosa oportunidad para estudiar la interacción de nuestra galaxia con sus vecinos más cercanos.
En efecto, M54 es especialmente importante por ser el primer cúmulo globular extragaláctico. Charles Messier lo catalogó en 1778, sin saber que pertenecía a la «Galaxia Elíptica Enana de Sagitario» (SagDEG), una galaxia satélite de la Vía Láctea.
Aunque considerado desde hace mucho tiempo parte de la Vía Láctea, en 1994 se confirmó su ubicación en SagDEG. Esta galaxia está siendo absorbida por la atracción gravitatoria de la Vía Láctea. Así, M54 terminará formando parte de nuestra propia galaxia.
Estructura y propiedades
M54 tiene una estructura densa y compacta, con una clase de concentración III. Su brillante núcleo tiene un diámetro de 2,1 minutos de arco, que se extiende hasta unos 12 en exposiciones prolongadas.
El cúmulo se aleja de nosotros a una velocidad de unos 142 km/s, y contiene al menos 82 estrellas variables, en su mayoría de tipo RR Lyrae, además de algunas variables rojas semi-regulares.
En términos de brillo, M54 es uno de los cúmulos globulares más luminosos conocidos, con una magnitud visual absoluta de -10.01 y un brillo estimado en aproximadamente 850 mil veces el del Sol.
Cúmulo M55 (NGC 6809)
Messier 55, o NGC 6809, es un cúmulo globular grande y brillante, aunque presenta ciertos desafíos para su observación debido a su falta de un núcleo denso y la debilidad de muchas de sus estrellas.
M55 se encuentra a unos 8 grados al sureste de Ascella (ζ Sgr), la estrella más sureña del asterismo «El Cucharón».
Fue descubierto originalmente en 1752 por el astrónomo francés Nicolas Louis de Lacaille durante sus observaciones en Sudáfrica. Sin embargo, M55 no fue registrado oficialmente en un catálogo hasta que Messier lo identificó en 1778.
Messier ya lo había buscado infructuosamente desde 1764, probablemente debido a su baja posición en el cielo del hemisferio norte. Esta ubicación limita su visibilidad, al tener que atravesar una mayor cantidad de atmósfera, vapor de agua y contaminación lumínica.
M55 se encuentra a unos 20 mil años luz de distancia y tiene un diámetro de unos 100 años luz. Esto le da un tamaño aparente de unos 19 minutos de arco en el cielo, alrededor de dos tercios del diámetro de la Luna llena.
Observación
En cielos oscuros y claros, M55 puede verse como una mancha redonda y neblinosa con prismáticos, mientras que telescopios pequeños permiten comenzar a resolver algunas de sus estrellas.
Con telescopios de mayor apertura, es posible observar una estructura más granular y bien definida, aunque su apariencia es más dispersa que la de otros cúmulos globulares.
A pesar de su magnitud aparente de entre 5 y 7, M55 cuenta con una luminosidad total que se aproxima a 100 mil veces la del Sol y es uno de los cúmulos globulares más grandes en apariencia visual.
Su baja densidad de estrellas variables, con solo 5 o 6 conocidas, y su disposición dispersa lo distinguen de otros cúmulos más compactos.
Cúmulo M69 (NGC 6637)
Messier 69, o NGC 6637, es un cúmulo globular relativamente pequeño y tenue, similar a su vecino M70. Este cúmulo fue descubierto por Charles Messier y agregado a su catálogo el 31 de agosto de 1780, la misma noche en que encontró M70.
M69 se encuentra a unos 2 grados al norte de Kaus Australis (ε Sgr), la estrella más al sur del arco de Sagitario.
A pesar de ser un cúmulo tenue, con una magnitud aparente de 8.3, M69 puede verse con prismáticos como una mancha difusa. Con telescopios más grandes, se pueden resolver ya algunas de sus estrellas.
La proximidad de M69 a otros cúmulos como M70 y M54 permite a los astrónomos estudiar sus relaciones y orígenes en el contexto de la formación estelar y la evolución de las galaxias.
Alta metalicidad
Messier 69 es notable por ser uno de los cúmulos más ricos en metales jamás observados. En astronomía, el término «metal» se refiere a cualquier elemento más pesado que los dos elementos más comunes en nuestro universo: el hidrógeno y el helio.
La fusión nuclear que impulsa a las estrellas ha creado muchos de estos elementos metálicos, desde el calcio en nuestros huesos hasta el carbono en los diamantes.
Las nuevas estrellas se forman a partir de los restos de sus predecesoras, lo que significa que los cúmulos globulares antiguos tienen abundancias metálicas mucho más bajas en comparación con las estrellas más recientes, como nuestro Sol.
M69 destaca por tener más de diez veces más hierro que otros cúmulos globulares de la misma edad. Estudiar la composición de las estrellas en cúmulos globulares como M69 ha ayudado a los astrónomos a rastrear la evolución de la formación estelar en el cosmos.
No obstante, esta abundancia es significativamente menor que la de las estrellas más jóvenes, como nuestro Sol, lo que sugiere que M69 se formó en tiempos cósmicos tempranos, cuando el Universo contenía menos elementos pesados.
Características Principales
M69 está ubicado a 29.700 años luz de distancia de la Tierra. A esa distancia, su diámetro aparente de solo 7,1 minutos de arco equivale a unos 61 años luz.
Las fotos de mayor exposición revelan que el cúmulo es un poco más extenso, con un diámetro de 9,8 minutos de arco o alrededor de 85 años luz. Su brillante núcleo central tiene menos de 3 minutos de arco.
M69 tiene una concentración estelar promedio, clasificada como clase de concentración V, con un radio de masa media de 0.83 minutos de arco (aproximadamente 7.2 años luz) y un núcleo central que abarca 0.68 minutos de arco (cerca de 6 años luz).
M69 es pobre en estrellas variables, ya que Harlow Shapley no encontró ninguna en sus observaciones iniciales, y actualmente se conocen solo 8 estrellas variables, de las cuales 2 son del tipo Mira, con períodos de aproximadamente 200 días.
Cúmulo M70 (NGC 6681)
Messier 70, o NGC 6681, es uno de los cúmulos globulares menos brillantes y conspicuos del catálogo de Messier. Con una magnitud aparente de 9.1, es visible a través de un telescopio pequeño, especialmente en el mes de agosto.
M70 se encuentra a menos de 5 grados al sureste de Ascella (ζ Sgr), la estrella más sureña del asterismo «El Cucharón», y en la línea que une a esta con Kaus Australis (ε Sgr).
A una distancia de 29.300 años luz, M70 es solo un poco más grande y luminoso que su tenue vecino M69, que se encuentra casi a su misma distancia (29.700 años luz). Ambos están bastante cerca del centro galáctico, por lo que están sujetos a intensas fuerzas de marea.
Messier descubrió este cúmulo el 31 de agosto de 1780 y lo describió como una «nebulosa sin estrellas». William Herschel, primero en resolverlo en estrellas, lo describió como «una miniatura de M3».
Un núcleo colapsado
Messier 70 es un cúmulo globular que se caracteriza por haber experimentado un colapso de su núcleo. Este fenómeno explica por qué el nucleo de M70 aparece tan comprimido en comparación con cúmulos globulares promedio.
En los cúmulos globulares, las estrellas orbitan alrededor de un centro de gravedad común. Con el tiempo, a medida que las estrellas interactúan, las más ligeras tienden a ganar velocidad, migrando hacia los bordes del cúmulo, mientras que las más pesadas se congregan en el centro.
Este proceso genera un núcleo denso, característico de los cúmulos que han sufrido un colapso de núcleo. Se estima que aproximadamente una quinta parte de los alrededor de 150 cúmulos globulares en la Vía Láctea han experimentado este tipo de colapso.
Características Principales
M70 tiene un diámetro de 8 minutos de arco equivalente a 68 años luz. Su brillante núcleo central tiene menos de 4 minutos de arco. Solo se conocen 2 estrellas variables en este enjambre estelar.
El cúmulo globular M70 se hizo famoso en 1995 cuando el gran cometa Hale-Bopp fue descubierto cerca de él por Alan Hale y Thomas Bopp mientras observaban este cúmulo.
Cúmulo M75 (NGC 6864)
Messier 75, o NGC 6864, es un cúmulo globular descubierto en 1780 por Pierre Méchain. También fue observado por Charles Messier, quien lo agregó a su catálogo ese mismo año.
M75 está situado en la región occidental de Sagitario, en el borde con Capricornio. Se encuentra a unos 8 grados al sur de Dabih (β Cap), en la constelación de Capricornio.
Con una magnitud de 8.6, este cúmulo es sorprendentemente fácil de identificar con prismáticos gracias su núcleo extremadamente compacto. Sin embargo, y aunque fácilmente identificable, visto con prismáticos parece una estrella.
Muy lejano y compacto
Este cúmulo se encuentra a unos 67.500 años luz, lo que lo convierte en uno de los más lejanos del catálogo Messier. En efecto, M75 estaría ubicado bastante más allá del centro galáctico (a 47.600 años luz).
Clasificado como clase I, M75 es de hecho uno de los cúmulos más compactos y densos conocidos. Esta característica, junto con su lejanía, hace necesario el uso de telescopios grandes, de al menos 10 pulgadas, para poder resolver sus estrellas.
Su diámetro angular es de 6.6 minutos de arco, equivalente a unos 130 años luz. Con una magnitud absoluta de -8.55, es 180 mil veces más brillante que el Sol.
Nebulosa NGC 6559
NGC 6559 es una nebulosa a unos 5 mil años luz de distancia, que incluye tanto regiones de emisión como de reflexión. En ella ocurren complejos procesos de formación estelar y dispersión de la luz.
NGC 6559 se encuentra a solo 1 grado al suroeste de la nebulosa de la Laguna (M8). Tambien puede ubicarse a unos 3 grados al sur-suroeste de Polis (μ Sgr), o a unos 4,5 grados al noroeste de Kaus Borealis (λ Sgr).
Gran variedad de objetos
En esta región de formación estelar las estrellas se forman en un entorno caótico y dinámico. La complejidad de este proceso se hace evidente por la existencia en su interior de una gran variedad de objetos astronómicos de interés:
- Nebulosas de emisión: Estas regiones brillan en color rojo debido al gas hidrógeno ionizado por la intensa radiación de estrellas masivas cercanas. Esta emisión es un sello distintivo de la formación estelar activa.
- Nebulosas de reflexión: El color azul proviene del polvo que refleja la luz de estrellas cercanas. A diferencia de las nebulosas de emisión, las nebulosas de reflexión no emiten luz propia, sino que brillan al dispersar la luz de otras estrellas.
- Nebulosas de absorción: Estas son nubes densas de polvo y gas que bloquean la luz de objetos situados detrás de ellas, creando zonas oscuras en la imagen. Pueden ser regiones donde se están formando nuevas estrellas.
- Estrellas en formación: Son el producto del gas y el polvo existentes en NGC 6559, y muestran varias etapas de la evolución estelar.
El fondo de la imagen está lleno de estrellas amarillas, las más antiguas de la Vía Láctea, algunas de las cuales se ven más tenues y rojizas debido al polvo interestelar.
El proceso de formación estelar
El componente principal de NGC 6559 es el gas hidrógeno, que actúa como combustible para la formación estelar. A medida que las regiones dentro de la nebulosa acumulan suficiente material, la gravedad desencadena un colapso, lo que lleva a la formación de estrellas.
El intenso calor y la presión en el núcleo inician la fusión nuclear, en la que los átomos de hidrógeno se combinan para formar helio. De este modo se libera la energía que hace brillar intensamente a estas jóvenes estrellas.
En las primeras etapas de la formación estelar, las primeras estrellas masivas emergen del denso gas. Su luz energética y los vientos estelares tienen efectos significativos en su entorno, causando la fragmentación y erosión del material nebuloso.
Con el tiempo, algunas de estas estrellas terminan explotando en supernovas, impactando aún más en el medio interestelar.
Este proceso continúa a lo largo de decenas de millones de años: el polvo y el gas se disipan y finalmente, lo que queda es un cúmulo abierto de estrellas, habiendo dejado atrás la caótica cuna en la que nacieron.
Galaxia Barnard (NGC 6822) (IC 4895) (Caldwell 57)
La Galaxia Barnard, o NGC 6822, es una galaxia enana irregular, similar a la Pequeña Nube de Magallanes, perteneciente al Grupo Local. Fue descubierta por E. E. Barnard en 1884.
NGC 6822 se encuentra a unos 8,5 grados al oeste-suroeste de Algedi (α Cap) o a aproximadamente la misma distancia al oeste de Dabih (β Cap), ambas en la contigua constelación de Carpicornio.
Edwin Hubble identificó en 1925 a NGC 6822 como un «sistema estelar remoto», distante de la Vía Láctea. Se encuentra entre las galaxias más próximas a la Vía Láctea, a tan solo 1,5 millones de años luz.
En esta galaxia se detectaron por primera vez variables cefeidas. Destacan sus jóvenes estrellas azules, que conforman la mayor parte de su estructura, junto a manchas rosadas típicas regiones HII de formación estelar.
Desde entonces, esta galaxia ha sido observada en numerosas ocasiones, siendo el telescopio espacial James Webb uno de los últimos en estudiarla. Sin embargo, Euclid fue el primer observatorio en capturar la galaxia completa en alta resolución en solo una hora.
Baja metalicidad
Un dato interesante sobre NGC 6822 es que sus estrellas muestran una baja presencia de elementos más pesados que el hidrógeno y el helio.
Estos elementos, conocidos como «metales», se originan en los procesos vitales de las estrellas y eran escasos en el Universo temprano, antes de la formación y evolución de las primeras generaciones estelares.
Nebulosa NGC 6565
NGC 6565 es una nebulosa planetaria de magnitud 13 que mide 8 x 10 segundos de arco. Fue registrada en 1888 por John Louis Emil Dreyer en el Nuevo Catálogo General (NGC).
Se encuentra a unos 2,5 grados al norte de Kaus Media (δ Sgr), a una distancia de unos 15 mil años luz de la Tierra.
Sin embargo, antiguas estimaciones situaban a NGC 6565 a 6.500 años luz. Esto es debido a que estimar la distancia a la que se encuentran las nebulosas planetarias es complicado.
Nebulosas planetarias
NGC 6565 se originó cuando una estrella agonizante, en su etapa final, produjo fuertes vientos estelares que expulsaron sus capas exteriores hacia el espacio. Al desprenderse de suficiente material, el núcleo de la estrella quedó expuesto, emitiendo radiación ultravioleta.
Esta radiación UV excita el gas a su alrededor y otorga a NGC 6565 la variedad de colores intensos que podemos ver actualmente, similares a los de la Nebulosa del Anillo (Messier 57).
Las nebulosas planetarias, como NGC 6565, se mantienen visibles durante unos 10 mil años. Luego, su estrella central comienza a enfriarse y a perder intensidad, evolucionando hacia una enana blanca.
Al disminuir su luz, deja de excitar el gas circundante, haciendo que la nebulosa se desvanezca.
Nebulosa «Pequeña Gema» o «Caja» (NGC 6445)
NGC 6445, también conocida como la Nebulosa Pequeña Joya o Nebulosa Caja, es una nebulosa planetaria descubierta por William Herschel en 1786. Se encuentra a una distancia de 6,800 años luz y tiene una magnitud aparente de 11.
Se encuentra a unos 6 grados al oeste de Polis (μ Sgr). También puede localizarse a 2 grados al suroeste del cúmulo abierto Messier 23 y a 23 minutos al norte de NGC 6440, ambos objetos visibles en un ocular de gran campo.
Clasificada como una nebulosa planetaria bipolar, NGC 6445 presenta una brillante morfología en forma de anillo central con lóbulos bipolares abiertos. Sus relaciones de abundancia de He/H y N/O son consistentes con el Tipo I, y la emisión de su envoltura externa es dominante en NII.
A bajas magnificaciones, la nebulosa se ve como una estrella borrosa, mientras que a mayores aumentos se revela su disco rectangular. NGC 6445 está incluida en el Catálogo Herschel 400.
Nebulosa «Araña Roja» (NGC 6537)
NGC 6537, o nebulosa de la «Araña Roja», es una nebulosa planetaria situada a una distancia de entre 4 y 6 mil años luz. Muestra una compleja estructura como resultado de los gases que expulsa la enana blanca que alberga en su interior.
Se encuentra a unos 2,5 grados al noroeste de Polis (μ Sgr), en la línea que une a esta última con Nunki (σ Sgr), en «El Cucharón».
Se trata de una nebulosa planetaria bipolar, con una estructura simétrica de dos lóbulos y alberga una de las enanas blancas más calientes jamás observadas, probablemente parte de un sistema binario.
Estructura
Con una forma que recuerda a una mariposa o a un reloj de arena, NGC 6537, se formó cuando una estrella similar al Sol, cerca del final de su vida, expulsó sus capas exteriores al espacio circundante.
Los vientos internos que emanan de las estrellas centrales alcanzan velocidades superiores a los mil kilómetros por segundo y expanden la nebulosa, fluyendo a lo largo de sus paredes y provocando la colisión de ondas de gas caliente y polvo.
En las nebulosas bipolares, este material se canaliza hacia los polos de la estrella envejecida, creando la distintiva estructura de doble lóbulo.
Nebulosa «Pequeña Gema» (NGC 6818)
NGC 6818 es una pequeña nebulosa planetaria que se formó hace unos 3.500 años, cuando una estrella similar al Sol alcanzó el final de su vida y expulsó sus capas exteriores al espacio. Se encuentra a una distancia de unos 6 mil años luz de la Tierra.
Puede localizarse a unos 8,5 grados al oeste-suroeste de Algedi (α Cap) o a unos 9 grados al oeste de Dabih (β Cap), ambas en la contigua constelación de Carpicornio. A solo 40 minutos al nor-noroeste de ella se halla la Galaxia Barnard (NGC 6822).
Fue fotografiada por primera vez por la «Cámara Planetaria y de Gran Angular 2» del telescopio espacial Hubble en 1997.
Estructura
NGC 6818 presenta unos enrevesados filamentos rosados y dos capas turquesa. Una interior, ovalada y brillante, y otra exterior, esférica, que envuelve a la primera como un velo traslúcido.
La estrella central cuenta con una tenue compañera a unas 150 UA, 5 veces la distancia entre el Sol y Neptuno. Con un diámetro de algo más de medio año luz, la nebulosa planetaria en sí es unas 250 veces mayor que el sistema binario.
Sin embargo, la materia de la nebulosa está lo bastante cerca de su estrella progenitora como para que la radiación ultravioleta, liberada por la estrella, ionice el gas polvoriento, haciéndolo brillar.
Los científicos creen que las partículas a alta velocidad expulsadas por los vientos estelares son las responsables de la forma ovalada de la región interior de la nebulosa. Este veloz viento empuja el gas, que lentamente va perforando la burbuja interior por los extremos del óvalo.
Constelación de Ophiuchus (Ofiuco)
La constelación de Ophiuchus (Ofiuco) representa a Asclepio, el portador de la serpiente y dios griego de la medicina y la curación. Aunque pasa por la eclíptica, Ofiuco no se considera una constelación zodiacal.
Historia y ubicación
La constelación de Ophiuchus (Ofiuco) se encuentra entre Sagitario y Escorpio al sur, Serpens Cauda y Caput a oeste y este respectivamente y Hercules al norte.
A ambos lados de Ofiuco están las dos partes de Serpens: Serpens Cauda (la cola de la serpiente ) y Serpens Caput (la cabeza de la serpiente). Serpens es la única constelación dividida del cielo.
Ofiuco representa a Asclepio, el dios griego de la medicina y la curación. De este modo, el bastón de Asclepio, una vara con una serpiente enroscada, es el símbolo de la Medicina.
Mitología
En la mitología griega, Asclepio, el diós de la Medicina y la curación, tiene una historia profundamente entrelazada con la constelación de Ofiuco, el portador de la serpiente.
Asclepio, hijo de Apolo
Asclepio era el hijo de Apolo, el dios de la luz, la verdad y la profecía, y de una mortal llamada Corónide. Corónide, aunque prometida a Apolo, se enamoró de un mortal, lo que llevó a su trágico destino.
Cuando Apolo descubrió la infidelidad de Corónide, en su furia y desesperación, envió a su hermana Artemisa a matarla. Sin embargo, el amor de Apolo por su hijo no nacido fue más fuerte que su enojo.
En el último momento, Apolo rescató al niño del vientre de su madre moribunda y lo confió a Quirón, el sabio centauro conocido por su vasto conocimiento en medicina y artes curativas.
Quirón, el centauro
Quirón, el mentor de héroes, crió a Asclepio como su propio hijo y le transmitió todos sus conocimientos sobre la medicina. Bajo su tutela, Asclepio se convirtió en un médico extraordinario.
Su habilidad para curar enfermedades y sanar heridas era inigualable. Con el tiempo, su destreza llegó a tal punto que podía devolver la vida a los muertos.
Se dice que el secreto de su poder radicaba en la sangre de la Gorgona Medusa. La sangre extraída del lado derecho del cuerpo de Medusa tenía propiedades curativas milagrosas, mientras que la del lado izquierdo era letal.
Hades, dios del inframundo
Se contaba que Asclepio había resucitado a varias personas, alterando el equilibrio entre la vida y la muerte. Esta hazaña, sin embargo, no pasó desapercibida para Hades, el dios del inframundo.
Hades observaba con creciente inquietud cómo el número de almas en su dominio disminuía debido a las acciones de Asclepio. La capacidad de Asclepio para desafiar a la muerte amenazaba el orden natural y el poder de Hades sobre las almas de los fallecidos.
Perturbado por esta anomalía, Hades llevó sus preocupaciones al dios supremo, Zeus. Hades argumentó que el don de Asclepio alteraba el balance fundamental del Universo, y que permitirle continuar resucitando a los muertos causaría un caos indescriptible. Zeus, conocido por su firme mano manteniendo el equilibrio cósmico, comprendió la gravedad de la situación.
Para restaurar el orden natural y evitar que Asclepio siguiera perturbando el ciclo de la vida y la muerte, Zeus tomó una decisión drástica. Con un rayo, símbolo de su poder absoluto, Zeus fulminó a Asclepio, poniendo fin a su capacidad de desafiar la muerte.
Así, el equilibrio fue restaurado, y Hades pudo respirar aliviado, sabiendo que su reino ya no estaba en peligro de quedarse sin almas.
Asclepio es catasterizado
Apolo, aunque afligido por la muerte de su hijo, comprendió la necesidad del sacrificio. Pero Zeus, reconociendo la gran contribución de Asclepio a la humanidad y su sabiduría en el campo de la medicina, decidió honrarlo elevándolo a los cielos y convirtiéndolo en la constelación de Ofiuco, el portador de la serpiente.
De este modo, Ofiuco representa a Asclepio sosteniendo una serpiente. En muchas culturas, las serpientes simbolizan el renacimiento y la curación, debido a su capacidad de mudar la piel y «renacer».
Esta imagen se convirtió en un símbolo duradero de la medicina, reflejado en el bastón de Asclepio, un palo con una serpiente enrollada alrededor, conocido hoy como el Caduceo de Asclepio.
Estrellas principales
Ofiuco es una figura con forma de pentágono distorsionado. Su base está formada en el extremo derecho por dos estrellas muy juntas, Yed Prior y Yed Posterior. En el extremo izquierdo se sitúa la brillante Sabik, con Zeta Ophiuchi a mitad de camino.
En el vértice del pentágono se encuentra Rasalhague (Alfa), su estrella más brillante. Abajo a su izquierda está Cebalrai y k Oph a su derecha, formando las tres un triángulo que delimita la cabeza y hombros de Ofiuco.
Saliendo de la parte inferior y extendiéndose hacia arriba tanto a la derecha como a la izquierda, hay dos filas de estrellas que forman la figura dividida de Serpens, la Serpiente.
La fila a la izquierda es Serpens Cauda, la Cola de la Serpiente, y la de la derecha es Serpens Caput, la Cabeza de la Serpiente.
Rasalhague (α Oph, Alfa Ophiuchi)
Con una magnitud de 2.08, Rasalhague es la estrella más brillante de la constelación de Ophiuchus (Ofiuco). Se encuentra muy cerca Rasalgethi, una estrella con nombre similar en la constelación de Hércules.
Rasalhague en sí misma encarna la constelación, ya que su nombre proviene de una frase árabe que significa «la cabeza del portador de la serpiente.» Se encuentra a solo solo 47 años luz y brilla 25 veces más que el Sol.
Sistema binario
Tiene una compañera tenue y muy cercana, a solo medio segundo de arco de distancia, que orbita con un período de 8,7 años. Esta separación corresponde a una órbita con un radio de 7 UA, a medio camino entre las órbitas de Júpiter y Saturno.
Rasalhague tiene una masa de entre 2 y 4 veces la del Sol, mientras que su compañera tiene no mucho más de la mitad de una masa solar.
Es una estrella de clase A (A5), un poco más brillante que otras estrellas de su misma temperatura (unos 8.500 K), pero se clasifica como una estrella gigante en lugar de una estrella de la secuencia principal, como el Sol.
Esto es así porque Rasalhague ha agotado recientemente su combustible interno de hidrógeno y está ahora en las etapas iniciales de su muerte, con un núcleo de helio en contracción.
Rasalhague también es ligeramente variable, como muchas otras de su clase, aunque el efecto es demasiado sutil para ser visto a simple vista.
Sabik (η Oph, Eta Ophiuchi)
Con una magnitud de 2.4, Sabik es la segunda estrella más brillante de la constelación de Ophiuchus (Ofiuco). Se encuentra a una distancia de 84 años luz de la Tierra.
En lugar de recibir la designación Beta que le corresponde por brillo, Sabik fue designada por Bayer como Eta, seguramente debido a su posición meridional dentro de la constelación.
Sabik en árabe significa «la que precede», nombre que alude a su posición más oriental en la constelación. Efectivamente, Sabik se encuentra a la cabeza de un reguero de estrellas formado por ella misma y las subsiguientes Zeta, Eta y Delta Oph.
Sistema binario
Sabik es en realidad una doble cercana bastante inusual y difícil de resolver para el aficionado. El sistema está formado por dos estrellas de clase A de magnitudes 3 y 3.5 que giran una alrededor de la otra cada 88 años.
Su separación es de solo 1,3 segundos de arco, correspondientes a 33,5 UA, un poco más lejos que la órbita de Neptuno. El sistema muestra una inusualmente alta excentricidad, con valores de separación que oscilan entre 2 y 65 UA en un periodo de 44 años.
La más brillante del par tiene una temperatura superficial de 8.900 K, es 35 veces más brillante que el Sol, 2,5 veces más grande que éste y tiene una masa de 2,3 soles.
La más tenue es más fria, con una temperatura superficial de 300 K, es 21 veces más brillante que el Sol, 2 veces más grande que éste y tiene una masa de 2 soles.
ζ Oph (Zeta Ophiuchi)
Con una magnitud de 2.56, Zeta Oph es la tercera estrella más brillante de la constelación de Ophiuchus (Ofiuco). Se encuentra a una distancia de 460 años luz de la Tierra.
Aún siendo la tercera en brillo, Zeta Oph no tiene nombre propio. Esto es extraño si se tiene en cuenta que está en mitad de la línea formada por Sabik a su izquierda y Yed Prior y Yed Posterior a su derecha, todas ellas con nombre propio.
Una famosa «fugitiva»
Zeta Oph es una enana de clase O 9,5 V blanco-azulada en la secuencia principal. Sin embargo, no parece tan blanco-azulada. Esto es debido a que su brillo se ve afectado por la absorción y enrojecimiento de su luz al pasar a través del polvo interestelar.
La estrella está profundamente sumergida entre nubes de gas y polvo, a las que ilumina. Por eso, su luz se utiliza para estudiar las propiedades de la materia interestelar.
Su temperatura es de 32.500 K, brilla 68 mil veces más que el Sol, y tiene una masa de 20 soles. Zeta Oph está a mitad de su corta vida de unos 8 millones de años. Se terminará expandiendo como supergigante, antes de explotar como supernova.
Es una de las «estrellas fugitivas» más famosas del cielo. Fue expulsada de un sistema doble cuando su compañera, bastante más masiva, explotó y se convirtió en una «estrella de neutrones» del tamaño de una ciudad.
Asterismos
En el siglo XVIII se creó una nueva constelación, hoy ya en desuso, situada justo al norte de Serpens Cauda (la cola de la serpiente). Sus estrellas actualmente forman parte de las constelaciones de Ofiuco y el Águila.
Constelación Taurus Poniatovii
Taurus Poniatovii, o «Toro de Poniatowski» en latín, fue una constelación creada en 1777 por Marcin Odlanicki, ex rector de la Universidad de Vilna, en honor a Stanislaus Poniatowski, Rey de Polonia y Gran Duque de Lituania.
La «cornamenta» de Taurus Poniatovii estaba formada por 71 Oph (4.0) y 72 Oph (3.7), la estrella más brillante de la constelación.
La «cara» de Taurus Poniatovii estaba formada por 67 Oph (4.0), 68 Oph (4.4) y 70 Oph (4.0).
La «parte trasera» de Taurus Poniatovii. estaba formada por algunas estrellas menores, de magnitudes 5 y 6, que ahora están en Águila.
Asterismo «Toro de Poniatowski»
La parte más occidental de esta antigua constelación se conoce en la actualidad como el asterismo «Toro de Poniatowski». Está formado por 73 Oph, Rho Oph (70 Oph), 68 Oph, 67 Oph y 66 Oph.
Objetos más interesantes
Debido a su cercanía al centro de la Vía Láctea, la constelación de Ophiuchus (Ofiuco) contiene una gran colección de cúmulos globulares, siendo siete de ellos objetos Messier. También es famosa por contener la colorida nebulosa de Rho Ophiuchi.
- M9 (NGC 6333), cúmulo globular.
- M10 (NGC 6254), cúmulo globular.
- M12 (NGC 6218), cúmulo globular «Bola de Chicle».
- M14 (NGC 6402), cúmulo globular.
- M19 (NGC 6273), cúmulo globular.
- M62 (NGC 6266), cúmulo globular «del Parpadeo».
- M107 (NGC 6171), cúmulo globular «del Crucifijo».
- IC 4603/IC 4604/IC 4605/IC 4606, nebulosa de Rho Ophiuchi.
- IC 4665, cúmulo abierto «Colmena de verano».
- Barnard 72, nebulosa oscura «de la Serpiente».
- NGC 6572, nebulosa planetaria.
Cúmulo M9 (NGC 6333)
M9 es un cúmulo globular situado a unos 3,5 grados al sureste de Sabik (η Oph). A unos 70 minutos al noreste se encuentra NGC 6356 y a la misma distancia, pero al sureste, NGC 6342, ambos tambien cúmulos globulares.
Fue descubierto por Charles Messier en 1764. Tiene una magnitud aparente de 8.4 y puede observarse con un pequeño telescopio, o incluso con prismáticos en cielos suficientemente oscuros.
M9 está ubicado a 25 mil años luz de distancia de la Tierra.y es uno de los cúmulos globulares más cercanos al centro de la Vía Láctea, a sólo 5.500 años luz de él.
Los cúmulos globulares suelen ser esféricos. Efectivamente, la gran masa central de los cúmulos globulares atrae gravitacionalmente a las estrellas más exteriores hacia adentro y es la responsable de su característica forma esférica.
Sin embargo, la proximidad de M9 al masivo centro de la Vía Láctea ha deformado el cúmulo por la acción de fuerzas de marea galácticas, por lo que parece menos esférico que otros objetos de su tipo.
Cúmulo M10 (NGC 6254)
Messier 10 es un cúmulo globular a unos 15 mil años luz de la Tierra. Tiene 80 años luz de diámetro y ocupa en el cielo dos tercios del tamaño de una Luna llena. Se encuentra a un grado al oeste de 30 Oph.
Fue descubierto por Charles Messier en 1764 y tiene una magnitud aparente de 6.4, por lo que puede observarse con unos prismáticos. Es más fácilmente visible durante julio.
Las regiones exteriores de M10 son extremadamente difusas, y el núcleo, aunque comparativamente más brillante, es demasiado tenue como para verse a simple vista.
Rezagadas azules
M10 es notable por su alta población de rezagadas azules. Estas son estrellas que parecen ser mucho más jóvenes que sus vecinas. Se cree que las estrellas en los cúmulos globulares se formaron y envejecieron juntas, por lo que todas deberían tener aproximadamente la misma edad.
Estas estrellas anómalas, más azules que sus compañeras, se crearon por colisiones u otras interacciones estelares. Estos sucesos son habituales en los cúmulos globulares, con densas agrupaciones de millones de estrellas.
Cúmulo «Bola de Chicle » M12 (NGC 6218)
M 12 es un cúmulo globular ubicado a 23 mil años luz de la Tierra. Fue descubierto por Charles Messier en 1764 y tiene una magnitud aparente de 7.7, por lo que puede observarse con prismáticos.
Se encuentra a unos 4 grados al noroeste de 30 Oph y a tres grados al noroeste de Messier 10, del cual es casi gemelo. M12, sin embargo, es un poco más grande y ténue que M10.
Inesperados sistemas binarios
Debido a que los cúmulos globulares como M12 tienen concentraciones tan altas de estrellas, a menudo contienen sistemas de estrellas binarias, es decir, sistemas de dos estrellas que están en órbita mutua.
A medida que las estrellas interactúan, el material de una estrella puede transferirse a su compañera, produciendo rayos X en el proceso. Estos rayos X son la firma inconfundible de los sistemas binarios en interacción, muchos de los cuales han sido detectados en M12.
Esto es algo inesperado, porque M12 es un cúmulo globular relativamente difuso. Esto significa que sus estrellas deberían tener menos probabilidades de interactuar en comparación con cúmulos mas densamente poblados.
Menos estrellas de baja masa
M12 también contiene menos estrellas de baja masa de lo esperado. La gravedad ha arrancado muchas de sus estrellas de baja masa, mientras pasaba por regiones densas de la Vía Láctea, en su órbita alrededor del centro galáctico.
Se cree que M12 ha podido perder cerca de un millón de estrellas por efecto de las mareas galácticas.
Cúmulo M14 (NGC 6402)
M14 es un cúmulo globular ubicado a 29 mil años luz de la Tierra. Fue descubierto por Charles Messier en 1764. Tiene una magnitud aparente de 8.3, por lo que se observa mejor con telescopio.
Se encuentra a unos 8 grados al suroeste de Cebalrai (β Oph), aproximadamente a un tercio de la distancia entre esta estrella y Sabik (η Oph).
M14 tiene una forma alargada, con la apariencia de una galaxia elíptica a primera vista. Alberga más de 150 mil estrellas en un radio de unos 100 mil años luz.
La nova de 1938
En el verano de 1938, M14 albergó una nova, un evento extraordinariamente raro en un cúmulo de este tipo. Sin embargo, no fue descubierta hasta 1964, cuando se estudiaron las placas fotográficas realizadas en aquellos tiempos.
Una nova es una erupción estelar repentina en la que, en solo unos días, el brillo de una estrella se incrementa 10 mil veces. Luego, en los meses posteriores, el estallido se desvanece y la estrella vuelve a su brillo normal.
Cúmulo M19 (NGC 6273)
Messier 19 es un cúmulo globular ubicado a 28.500 años luz de la Tierra. Fue descubierto por Charles Messier en 1764 y tiene una magnitud aparente de 7.7, por lo que puede verse con prismáticos.
Se encuentra a unos 7,5 grados al noreste de Antares (α Sco).
Las estrellas en los cúmulos globulares orbitan alrededor de un núcleo masivo, por lo que estos cúmulos suelen ser esféricos. Sin embargo, M19 tiene una forma ligeramente elíptica.
Efectivamente, con una elipticidad E3-E4, M19 es el cúmulo globular más alargado conocido. Se encuentra a solo 6. 500 años luz del centro de la Vía Láctea, por lo que las fuerzas de marea del centro galáctico podrían estar causando su alargamiento.
Cúmulo «del Parpadeo» M62 (NGC 6266)
Messier 62 es un cúmulo globular ubicado a 22.200 años luz de la Tierra. Fue descubierto por Charles Messier en 1771 y tiene una magnitud aparente de 6.6, por lo que puede verse con prismáticos.
Se encuentra a unos 8 grados al sureste de Antares (α Sco) y a unos 4 grados al suroeste de M19, justo en el límite entre las constelaciones de Ofiuco y Escorpio.
Un cúmulo con forma de cometa
Con una edad de unos 12 millones de años, M62 es conocido por ser uno de los cúmulos globulares más irregulares de nuestra galaxia. Se encuentra a solo 6.100 años luz del centro de la Vía Láctea y, por lo tanto, está afectado por las fuerzas de marea.
M62 tiene un núcleo extremadamente denso con unas 150 mil estrellas, y está tan distorsionado que tiene una forma similar a la de un cometa, con una cabeza brillante y una cola.
Según observaciones del Observatorio de Rayos X Chandra de la NASA, M62 también contiene una gran cantidad de estrellas binarias con emisión de rayos X, que se formaron en encuentros cercanos entre estrellas del cúmulo.
Agujero negro de masa estelar
En el interior de los cúmulos globulares se forman enormes estrellas que rápidamente agotan su combustible, explotan violentamente y colapsan para formar enanas blancas, estrellas de neutrones e incluso agujeros negros.
Durante muchos años, se creyó que cualquier agujero negro que se formara en un cúmulo globular sería rápidamente expulsado, debido a las violentas interacciones que allí ocurren.
Sin embargo, en 2013, se descubrió un agujero negro de masa estelar en Messier 62, y fue el primero que se encontró en un cúmulo globular de la Vía Láctea.
Cúmulo «del Crucifijo» M107 (NGC 6171)
Messier 107 es un cúmulo globular ubicado a 20 mil años luz de la Tierra. Fue descubierto en 1782 por Pierre Méchain, astrónomo colega de Charles Messier. Sin embargo, la astrónoma Helen Sawyer Hogg lo añadió al catálogo Messier en 1947.
Tiene una magnitud aparente de 8.9 y se puede observar con un pequeño telescopio. Se encuentra a casi 3 grados al suroeste de ζ Oph.
En comparación con otros cúmulos globulares, como M53 o M54, M107 no es particularmente denso. Visualmente, puede observarse que no es un cúmulo tan compacto, por lo que sus estrellas son más fáciles de distinguir.
M107 contiene unas 50 mil estrellas en un diámetro de unos 80 años luz, 25 de las cuales son conocidas estrellas variables.
Nebulosa de Rho Ophiuchi (IC 4603/IC 4604/IC 4605/IC 4606)
La nebulosa de Rho Ophiuchi está situada a unos 400 años luz de la Tierra. Contiene nubes muy frías (alrededor de -250 grados Celsius) y densas de gas y polvo cósmico, en las que se están formando nuevas estrellas.
La nebulosa está asociada a Rho Ofiuchi (ρ Oph), una estrella situada a tres grados al noreste de Antares (α Sco). El cúmulo globular M4 se encuentra a tan solo tres grados al suroeste de Rho Opiuchi.
En la imagen, Rho Ophiuchi es la estrella más brillante de la azulada nebulosa de reflexión, arriba a la izquierda. La brillante estrella de la parte superior central es 19 Sco.
La estrella más brillante de la rojiza nebulosa de emisión, a la derecha, es Alniyat I (σ Sco). Antares es la brillante estrella amarillenta en la parte inferior derecha. Encima de Antares y ligeramente a su derecha, se encuentra el cúmulo globular Messier 4.
Región de formación estelar
Las nubes de Rho Ophiuchi están compuestas fundamentalmente de hidrógeno, pero contienen trazas de otros elementos. Son objeto preferente de estudio para la búsqueda de moléculas en el espacio interestelar.
En esta región, los astrónomos descubrieron, por primera vez, moléculas de peróxido de hidrógeno gracias al uso del telescopio APEX.
Los colores de Rho Ophiuchi
Los numerosos y espectaculares colores de las nubes de Rho Ophiuchi dan pistas sobre los muchos procesos que allí ocurren. Las regiones que brillan en color azul son nebulosas de reflexión.
La luz azul del sistema estelar Rho Ophiuchi, y las estrellas cercanas, se refleja de manera más eficiente en esta parte de la nebulosa que la luz roja. Es el mismo principio por el cual vemos el cielo azul en la Tierra.
Las regiones de color rojizo y amarillento son nebulosas de emisión, que brillan debido a la emisión del gas atómico y molecular de la nebulosa. La luz de las jóvenes y energéticas estrellas azules cercanas arranca electrones del gas, que brilla cuando los electrones se recombinan.
Las regiones de color marrón son nebulosas oscuras, formadas por granos de polvo que se originan en atmósferas estelares jóvenes. Estos granos de polvo bloquean la luz de los focos de emisión situados detrás de ellos.
Cúmulo «Colmena de verano» (IC 4665)
IC 4665 es un cúmulo estelar abierto formado por 30 estrellas, la más brillante de las cuales tiene una magnitud de 6.86. Tiene una edad estimada de 36 millones de años y se encuentra a una distancia de 1.400 años luz de la Tierra.
Se halla aproximadamente a un grado al noreste de Cebalrai (β Oph) y es uno de los cúmulos más brillantes de la Vía Láctea. Por su tamaño, se observa mejor con prismáticos o telescopios de focal corta.
Sin embargo, y a pesar de ser un objeto tan conspicuo, IC 4665 no figura ni en el Catálogo Messier, ni en el NGC.
Un cúmulo olvidado
IC 4665 fue descubierto en 1745 por el astrónomo suizo Philippe Loys de Chéseaux. Pero como su lista no llegó a publicarse, fue redescubierto de forma independiente por Johann Elert Bode, quien lo incluyó en su lista en 1782.
El 31 de julio de 1783 fue observado por William y Caroline Herschel, pero no se terminó incluyendo en ninguno de sus catálogos. En vista de estos hechos, el objeto pasó desapercibido, y no fue incluido ni en el catálogo NGC ni en el primer catálogo IC.
Hubo que esperar a 1908 para que fuese agregado al segundo catálogo IC, cuando Solon I. Bailey lo redescubrió en placas fotográficas tomadas con el telescopio Bruce del Observatorio de Harvard.
IC 4665 es un cúmulo muy conspicuo para un telescopio de campo amplio, pero difícil de detectar en telescopios más grandes debido a su estructura tan dispersa. Probablemente esta sea la razón por la cual Messier nunca lo llegó a encontrar.
Nebulosa «de la Serpiente» (Barnard 72)
Barnard 72, o nebulosa «de la Serpiente», es una nebulosa oscura con forma de «S» que se extiende frente a las nubes estelares de la Vía Láctea, desde el borde norte-noroeste de la Nebulosa «de la Pipa».
Se encuentra a 1,5 grados al noreste de Theta Ophiuchi (θ Oph) y a unos 13 grados al noreste de Antares (α Sco).
La Nebulosa «de la Pipa» pertenece al complejo de nebulosas oscuras de Ofiuco, ubicado a unos 450 años luz. Forma parte de una nebulosa mucho más grande, conocida como la Nebulosa «del Caballo Oscuro».
Las nebulosas oscuras son nubes interestelares de gas y polvo que ocultan la luz detrás de ellas. El colapso gravitacional de los densos núcleos de gas y polvo de la Nebulosa «de la Pipa» origina la formación de nuevas estrellas en su interior.
La «S» tiene un grosor de entre 2 y 3 minutos de arco, y ocupa una extensión de 30 x 15 minutos de arco. Puede verse con pequeños telescopios, pero requiere cielos oscuros y despejados.
Nebulosa Planetaria (NGC 6572)
NGC 6572 es una nebulosa planetaria a 3.500 años luz de distancia de la Tierra. Tiene una magnitud de 8.1, lo suficientemente brillante como para ser observada con telescopios de aficionado.
Fue descubierta en 1825 por el astrónomo alemán Friedrich Georg Wilhelm von Struve y se encuentra a 7,5 grados al noreste de Cebalrai (β Oph). A baja magnificación parece una estrella colorida, pero focales de al menos 2.000 mm empiezan ya a revelar su forma.
Nebulosas planetarias
El nombre de «nebulosa planetaria» es un vestigio que proviene de la época en que los primeros telescopios no eran lo suficientemente buenos como para revelar la verdadera naturaleza de estos objetos.
Para muchos astrónomos, su forma de disco se asemejaba a la de los planetas, de ahí el nombre de nebulosas «planetarias». Más tarde, ya en el siglo XIX, el análisis espectral reveló que eran nubes de gas resplandecientes.
Las nebulosas planetarias se forman durante las etapas finales de la evolución estelar. Estas estrellas agonizantes expulsan gas al espacio y emiten intensa radiación ultravioleta, lo que hace que el material brille.
Una joven nebulosa planetaria
NGC 6572 comenzó a liberar sus gases solo hace unos pocos miles de años, por lo que es una nebulosa planetaria relativamente joven. Como resultado, el material está todavía bastante concentrado, lo que explica su anormalmente intenso brillo.
Su envoltorio de gas se está expandiendo aceleradamente hacia el espacio exterior a una velocidad de unos 15 km/s. A medida que se vaya expandiendo, se volverá más difuso, y su brillo se atenuará.
Constelación de Serpens (la Serpiente)
La constelación de Serpens (la Serpiente) es la única dividida en dos partes separadas entre sí. Al oeste está la cabeza de la serpiente (Serpens Caput), y al este la cola (Serpens Cauda). Entre ambas y sosteniendo a Serpens, se encuentra Ophiuchus (Ofiuco), el Portador de la Serpiente.
Historia y ubicación
Serpens (la Serpiente), es una constelación grande, pero con pocas estrellas brillantes. Es la única constelación dividida en dos partes separadas entre sí. Según la mitología griega, Serpens simboliza a la serpiente que sostiene Ofiuco, el portador de serpientes.
Desde la base del pentágono irregular de Ophiuchus (Ofiuco), y extendiéndose hacia arriba a derecha e izquierda, hay dos hileras de estrellas que forman la figura dividida de Serpens, la Serpiente.
La hilera de la izquierda es Serpens Cauda, la cola de la Serpiente. A la derecha se encuentra Serpens Caput, la cabeza de la Serpiente.
Mitología
En la mitología griega, Asclepio, el diós de la Medicina y la curación, tiene una historia profundamente entrelazada con la constelación de Serpens, la serpiente que sostiene Ofiuco.
Asclepio, hijo de Apolo
Asclepio era el hijo de Apolo, el dios de la luz, la verdad y la profecía, y de una mortal llamada Corónide. Corónide, aunque prometida a Apolo, se enamoró de un mortal, lo que llevó a su trágico destino.
Cuando Apolo descubrió la infidelidad de Corónide, en su furia y desesperación, envió a su hermana Artemisa a matarla. Sin embargo, el amor de Apolo por su hijo no nacido fue más fuerte que su enojo.
En el último momento, Apolo rescató al niño del vientre de su madre moribunda y lo confió a Quirón, el sabio centauro conocido por su vasto conocimiento en medicina y artes curativas.
Quirón, el centauro
Quirón, el mentor de héroes, crió a Asclepio como su propio hijo y le transmitió todos sus conocimientos sobre la medicina. Bajo su tutela, Asclepio se convirtió en un médico extraordinario.
Su habilidad para curar enfermedades y sanar heridas era inigualable. Con el tiempo, su destreza llegó a tal punto que podía devolver la vida a los muertos.
Se dice que el secreto de su poder radicaba en la sangre de la Gorgona Medusa. La sangre extraída del lado derecho del cuerpo de Medusa tenía propiedades curativas milagrosas, mientras que la del lado izquierdo era letal.
Hades, dios del inframundo
Se contaba que Asclepio había resucitado a varias personas, alterando el equilibrio entre la vida y la muerte. Esta hazaña, sin embargo, no pasó desapercibida para Hades, el dios del inframundo.
Hades observaba con creciente inquietud cómo el número de almas en su dominio disminuía debido a las acciones de Asclepio. La capacidad de Asclepio para desafiar a la muerte amenazaba el orden natural y el poder de Hades sobre las almas de los fallecidos.
Perturbado por esta anomalía, Hades llevó sus preocupaciones al dios supremo, Zeus. Hades argumentó que el don de Asclepio alteraba el balance fundamental del Universo, y que permitirle continuar resucitando a los muertos causaría un caos indescriptible. Zeus, conocido por su firme mano manteniendo el equilibrio cósmico, comprendió la gravedad de la situación.
Para restaurar el orden natural y evitar que Asclepio siguiera perturbando el ciclo de la vida y la muerte, Zeus tomó una decisión drástica. Con un rayo, símbolo de su poder absoluto, Zeus fulminó a Asclepio, poniendo fin a su capacidad de desafiar la muerte.
Así, el equilibrio fue restaurado, y Hades pudo respirar aliviado, sabiendo que su reino ya no estaba en peligro de quedarse sin almas.
Asclepio es catasterizado
Apolo, aunque afligido por la muerte de su hijo, comprendió la necesidad del sacrificio. Pero Zeus, reconociendo la gran contribución de Asclepio a la humanidad y su sabiduría en el campo de la medicina, decidió honrarlo elevándolo a los cielos y convirtiéndolo en la constelación de Ofiuco, el portador de la serpiente.
De este modo, Ofiuco representa a Asclepio sosteniendo una serpiente. En muchas culturas, las serpientes simbolizan el renacimiento y la curación, debido a su capacidad de mudar la piel y «renacer».
Esta imagen se convirtió en un símbolo duradero de la medicina, reflejado en el bastón de Asclepio, un palo con una serpiente enrollada alrededor, conocido hoy como el Caduceo de Asclepio.
Estrellas principales
Unukalhai (Alfa Ser), ubicada en Serpens Caput, es la estrella más brillante de la constelación. Epsilon Ser está inmediatamente a la izquierda de Unukalhai, mientras que Lambda Ser está justo encima de ella.
Delta Ser está a la derecha de Unukalhai, un poco más arriba. Beta Ser y Gamma Ser están sucesivamente más arriba de Delta Ser, en la cabeza de la Serpiente. Kappa Ser se encuentra a la derecha de Gamma Ser.
En Serpens Cauda, Xi Ser está arriba y a la izquierda de Sabik. Muy arriba, en la parte superior, está Eta Ser. Serpens Cauda continúa hacia arriba y termina en Alya (Theta Ser), muy cerca ya de Aquila (el Águila).
Unukalhai (α Ser, Alfa Serpentis)
Con una magnitud 2.65, Unukalhai (α Ser) es la estrella más brillante de la constelación de Serpens (la Serpiente) y también la estrella Alfa. Se encuentra en Serpens Caput, a una distancia de 73 años luz de la Tierra.
El nombre «Unukalhai» proviene del árabe y significa «el cuello de la serpiente». Aunque la estrella también se denomina «Cor Serpentis», «el corazón de la serpiente».
α Ser es una gigante naranja caliente de clase K (K2) con una temperatura superficial de 4.300 grados K y un diámetro 15 veces el del Sol. La estrella ya agotó el hidrógeno de su núcleo y está ahora fundiendo helio para formar carbono y oxígeno.
Las gigantes naranjas calientes emiten rayos X, mientras que las gigantes naranjas frías no lo hacen. La radiación de alta energía que emiten proviene de una actividad similar a la producida por la actividad solar asociada con las manchas solares.
α Ser es un emisor modesto de rayos X, pero destaca como ejemplo de «gigante de líneas espectrales fuertes». Esto es resultado de una mayor proporción de metales y carbono en su atmósfera de lo que es habitual.
η Ser (Eta Serpentis)
Con una magnitud 3.26, Eta Serpentis (η Ser) es la segunda estrella más brillante de la constelación de Serpens (la Serpiente). Se encuentra en Serpens Cauda, a una distancia de 60,5 años luz de la Tierra.
Sin embargo, no tiene la denominación Beta. Esto es debido a que Bayer ordenó algunas de las estrellas de la constelación por su posición, en lugar de por su brillo.
η Ser es una gigante naranja de clase K (K2) con una temperatura superficial de 4.890 K, un brillo 19 veces el del Sol y un radio 6,1 veces el solar. Tiene una masa bastante baja, de aproximadamente 1,5 soles.
η Ser tiene una edad de 2,8 mil millones de años y dejó de fusionar hidrógeno hace 150 millones de años. Es una gigante roja con un núcleo de helio inactivo, que se volverá 25 veces más brillante cuando se active para producir carbono y oxígeno.
Aunque η Ser parece una estrella doble con una débil compañera de magnitud 11, en realidad no lo es. Su compañera η Ser B se ha desplazado 140 segundos de arco en un período de 175 años, por lo que es solo una estrella distante.
ξ Ser (Xi Serpentis)
Con una magnitud 3.54, Xi Serpentis (ξ Ser) es la tercera estrella más brillante de la constelación de Serpens (la Serpiente). Se encuentra en Serpens Cauda, a 105 años luz de distancia de la Tierra
ξ Ser es una estrella gigante de clase F (F0) con una temperatura superficial de 7.100 K. Es 31 veces más brillante que el Sol, tiene un radio 3,7 veces el del Sol y una masa dos veces la solar.
Con una edad cercana a 1,1 mil millones de años, ξ Ser está dejando de fusionar hidrógeno en su núcleo. O posiblemente lo haya hecho ya.
Una estrella enigmática
ξ Ser está clasificada como variable «Delta Scuti» y como estrella «peculiar». Esto último implica la existencia de un campo magnético y raras abundancias químicas. Sin embargo, no hay medidas claras ni de la variabilidad, ni del supuesto campo magnético.
Excepto por una baja abundancia en carbono, su composición química es similar a la del Sol. Tiene una compañera cercana, con un período orbital de solo 2,29 días, que orbita a 0,05 UA y cuya composición y propiedades son desconocidas.
Asterismos
El asterismo «Cabeza de serpiente» es un triángulo formado por β Ser, γ Ser y κ Ser, que recuerda a la cabeza triangular de las víboras. Se encuentra en Serpens Caput, a mitad de camino entre Arturo (α Boo) y Rasalhague (α Oph).
Objetos más interesantes
La constelación de Serpens (la Serpiente) contiene una de las nebulosas más conocidas del cielo, la Nebulosa del Águila (Messier 16). En ella se encuentran los famosos «Pilares de la Creación».
Serpens contiene también uno de los mejores cúmulos globulares del hemisferio norte, Messier 5 y el famoso sexteto de Seyfert, un conjunto de galaxias en interacción gravitacional visibles en el mismo campo de visión.
- M5 (NGC 5904), cúmulo globular.
- NGC 6535, cúmulo globular.
- IC 4756, cúmulo abierto «de Graff».
- M16 (NGC 6611) (IC 4703), nebulosa «del Águila».
- NGC 6027, sexteto de Seyfert.
- NGC 6118, galaxia «Parpadeante».
- NGC 5962, galaxia.
Cúmulo M5 (NGC 5904)
M5 es uno de los cúmulos globulares más antiguos de la Vía Láctea. Fue descubierto en 1702 por el astrónomo alemán Gottfried Kirch. Tiene una magnitud aparente de 6.7 y está ubicado en Serpens Caput, a 25 mil años luz de distancia.
Se encuentra a unos 8 grados al suroeste de Unukalhai (α Ser). Aproximadamente a la mitad y a la derecha de la línea que une Zubeneschamali (β Lib) con Unukalhai (α Ser).
Aunque a Messier le pareció una nube redonda sin estrellas, hoy sabemos que M5 contiene más de 100 mil estrellas unidas gravitacionalmente, y agrupadas en una región de unos 165 años luz de diámetro.
La mayoría de las estrellas de M5 se formaron hace más de 12 mil millones de años, pero hay algunas rezagadas azules que añaden algo de vitalidad a esta población envejecida.
Rezagadas azules
Las estrellas en cúmulos globulares se forman en la misma guardería estelar y envejecen juntas. Las más masivas envejecen rápidamente, agotando su suministro de combustible en menos de un millón de años y terminando sus vidas como supernovas.
Este proceso debería haber dejado a M5 solo con estrellas viejas y de baja masa, que, al envejecer y enfriarse, se convierten en gigantes rojas. Sin embargo, los astrónomos han detectado muchas estrellas jóvenes y azules en el cúmulo.
Los astrónomos piensan que estas estrellas rezagadas, llamadas rezagadas azules, fueron creadas ya sea por eventos de colisión entre estrellas u otras interacciones estelares.
Estos eventos son más probables en cúmulos globulares, ya que están densamente poblados de estrellas. En ellos puede haber hasta algunos millones de estrellas estrechamente agrupadas.
Cúmulo NGC 6535
NGC 6535 es un cúmulo globular, de un año luz de diámetro, ubicado a 22 mil años luz de distancia en Serpens Cauda. Su descubrimiento se atribuye generalmente al astrónomo inglés John Russell Hind en 1852
Sin embargo, algunas evidencias apuntan a que William Herschel, el astrónomo y músico germano-británico, ya lo habría observado el 24 de agosto de 1780.
Los cúmulos globulares son grupos de estrellas estrechamente unidas que orbitan sus galaxias anfitrionas. La gran masa estelar del núcleo del cúmulo atrae a sus estrellas más externas hacia adentro, formando una bola.
Los cúmulos globulares son generalmente objetos muy antiguos, formados aproximadamente al mismo tiempo que las galaxias en las que habitan.
Hasta la fecha, no se han observado nuevas formaciones estelares dentro de un cúmulo globular, lo que explica la abundancia de viejas estrellas amarillentas, la mayoría de ellas con muy pocos elementos pesados.
Un cúmulo bastante inusual
Se sospecha que NGC 6535 alberga un agujero negro de masa intermedia en su centro, algo poco habitual para un cúmulo globular. Adicionalmente, NGC 6535 ha tenido múltiples generaciones de estrellas, lo que también es inusual para un cúmulo globular de baja masa.
Pero aquí no terminan sus rarezas, ya que NGC 6535 es bastante más pequeño y disperso de lo habitual en un cúmulo globular. Además, este cúmulo no contiene variables RR Lyrae conocidas, lo cual es también bastante inusual.
Cúmulo «de Graff» (IC 4756)
IC 4756 es un cúmulo abierto ubicado en Serpens Cauda, a una distancia de unos 1.500 años luz de la Tierra. Con una magnitud visual de 4.6, el cúmulo es un buen objeto para observar con prismáticos.
Se encuentra a unos 9 grados al noreste de η Ser, aproximadamente a mitad de la línea que une esta con Okab (ζ Aql).
El cúmulo de Graff se encuentra en una región que alberga brillantes cúmulos globulares y abiertos. En efecto, IC 4665 se encuentra a solo 3 grados de NGC 6633, un cúmulo abierto en la constelación de Ophiuchus (Ofiuco).
En la primera mitad del tramo entre Theta Ser, en la cola de Serpens, y Rasalhague, se encuentran primero IC 4665 y luego NGC 6633, a tres grados del primero. Ambos pueden observarse en el mismo campo de visión con prismáticos.
Debido a su aspecto tan disperso, el cúmulo es difícil de distinguir de la relativamente densa población de estrellas de fondo. Esto explica su descubrimiento algo tardío.
Un disputado descubrimiento
IC 4756 lleva el apodo de Cúmulo de Graff, en honor al astrónomo alemán Kasimir Graff, quien lo descubrió de forma independiente en 1922. Sin embargo, no fue el primero en detectar el cúmulo.
Muchos atribuyen su descubrimiento al astrónomo estadounidense Solon Bailey, quien en 1896 lo identificó en fotografías tomadas en la estación de Arequipa del «Harvard College» en Perú.
Pero el primero en descubrir IC 4756 fue el reverendo inglés Thomas Webb, quien ya lo mencionó en su clásico manual de Astronomía de 1881, titulado «Objetos celestiales para telescopios comunes».
Nebulosa «del Águila» (M16) (NGC 6611) (IC 4703)
Messier 16, también conocido como «nebulosa del Águila», es una gigantesca nube de gas y polvo interestelar ubicada en Serpens Cauda, a 7 mil años luz de la Tierra. En su interior se halla un cúmulo de estrellas jóvenes llamado NGC 6611.
M 16 se encuentra en el borde de las constelaciones de Scutum (el Escudo) y Sagittarius (Sagitario) con Serpens Cauda, a unos 2,5 grados al noroeste de Gamma Scuti, la estrella más occidental de Scutum.
NGC 6611 fue descubierto por Philippe Loys de Cheseaux en 1745-1746, quien, sin embargo, no detectó la nebulosa. Los hermanos Herschel tampoco percibieron la nebulosa, por lo que sus catálogos solo describen el cúmulo.
Fue Charles Messier el primero en descubrirla en 1764, al percibir nebulosidad alrededor del cúmulo. Fue fotografiada por primera vez por Isaac Roberts en 1897 y añadida al segundo «Catálogo Índice» en 1908, como IC 4703.
Con una magnitud aparente de 6.4, M16 puede observarse con un pequeño telescopio en cielos oscuros. Sin embargo, para resolver los «Pilares de la Creación» se necesita un telescopio grande y condiciones óptimas de observación.
Los «Pilares de la Creación»
Los «Pilares de la Creación» son unos imponentes filamentos de polvo y gas cósmico en el corazón de la Nebulosa del Águila. Son parte de una región activa de formación estelar y esconden estrellas recién nacidas entre sus «etéreas» columnas.
Los pilares están bañados por la abrasadora luz ultravioleta de las estrellas jóvenes y calientes tipo O6 de NGC 6611. Los vientos de estas estrellas están erosionando lentamente las columnas de gas y polvo.
Al final de cada pilar, este viento estelar está vaporizando parte del gas hidrógeno y formando estructuras llamadas «EGGs» (Glóbulos Gaseosos en Evaporación).
Los científicos descubrieron en 2007 evidencias de que los Pilares fueron destruidos por una explosión de supernova hace unos 6 mil años. Sin embargo, no podremos ver la nueva forma de la nebulosa hasta dentro de otro milenio.
Con una extensión de 4 – 5 años luz, los «Pilares de la Creación» son una estructura relativamente pequeña dentro de la Nebulosa del Águila, que tiene una extensión de 70 x 55 años luz.
Galaxias «Sexteto de Seyfert» (NGC 6027)
El Sexteto de Seyfert se encuentra justo sobre la cabeza de la Serpiente, a unos 3,5 grados al norteste de κ Ser, la estrella más boreal de Serpens Caput. Sin embargo, el sexteto contiene solo cuatro galaxias en interacción.
En efecto, NGC 6027D no pertenece al grupo, sino que aparece casualmente alineada con él, ya que se encuentra casi 5 veces más atrás. Además, NGC 6027E probablemente no sea una galaxia, sino una cola de marea de NGC 6027.
Se llama Sexteto de Seyfert en honor al astrónomo Carl Seyfert, quien lo descubrió a finales de los años 40. Por aquel entonces, Seyfert ya sospechaba que NGC 6027E no era una galaxia, sino una cola de marea.
De este modo, el sexteto es en realidad un quinteto de galaxias, cuatro de ellas formando un verdadero grupo de galaxias interactivas. Por eso, al sexteto se le llama tambien a veces «Quinteto Seyfert»: una denominación menos usual, pero más adecuada.
Un grupo muy compacto
Ubicadas a unos 190 millones de años luz de distancia, las cuatro galaxias en interacción, de unos 35 mil años luz de ancho cada una, están agrupadas en una región de unos 100 mil años luz de diámetro, comparable al tamaño de la Vía Láctea.
Se trata, por tanto, de uno de los grupos de galaxias más densos conocidos. El grupo está tan estrechamente unido, que es posible que se fusione en una sola gran galaxia elíptica en los próximos miles de millones de años.
Distorsiones gravitacionales
Tres de las cuatro galaxias interactivas, NGC 6027, NGC 6027A y NGC 6027B, muestran distorsiones características de interacciones gravitatorias cercanas entre sí.
Los halos a su alrededor, son zonas en las que las estrellas han sido expulsadas de los límites galácticos por interacción gravitacional con las otras galaxias.
También se aprecia una banda de estrellas en forma de cola arrancada a NGC 6027, llamada cola de marea. Esta cola de marea tiene 35 mil años luz de longitud y se formó hace unos 500 millones de años.
Sin embargo, NGC 6027C permanece prácticamente inalterada, a pesar de formar parte del grupo interactivo, salvo por una ligera deformación en su disco. La mayoría de sus estrellas han permanecido dentro de los límites galácticos.
Sin cúmulos estelares jóvenes
Este grupo no muestra evidencia de las características regiones azules de cúmulos estelares jóvenes, que generalmente surgen durante las interacciones galácticas.
La ausencia de estos cúmulos estelares es una rareza del Sexteto de Seyfert en comparación con sistemas similares, como el Quinteto de Stephan, otro agrupamiento de galaxias en interacción.
La diferencia entre estos dos sistemas podría deberse a que estamos viendo al sexteto en los comienzos de su interacción mutua. Por tanto, no habría pasado suficiente tiempo para ver aparecer estos jóvenes cúmulos estelares.
Las galaxias en el Sexteto de Seyfert continuarán interactuando y dentro de miles de millones de años, las cuatro podrían fusionarse para formar una sola galaxia.
Galaxia «Parpadeante» (NGC 6118)
NGC 6118 es una galaxia espiral de Gran Diseño situada a 83 millones de años luz en Serpens Caput. Mide unos 110 mil años luz de diámetro, un tamaño similar a la Vía Láctea (100 mil años luz).
Se encuentra muy cerca del borde de Serpens Caput con la constelación de Ophiuchus (Ofiuco), a tan solo 2,5 grados al noreste de Yed Posterior (ε Oph).
NGC 6118 es difícil de ver con un telescopio pequeño. Los aficionados la han apodado «la Galaxia Parpadeante», ya que tiene una tendencia a aparecer y desaparecer de la vista según como se la mire por el ocular.
Su clasificación morfológica es «SA(s)cd», lo que significa que no tiene barra central y presenta varios brazos espirales bastante sueltos. Las numerosas y brillantes regiones azuladas son áreas activas de formación estelar, donde se pueden percibir algunas estrellas muy luminosas y jóvenes.
Galaxia NGC 5962
NGC 5962 es una galaxia espiral a 120 millones de años luz. Fue descubierta por el astrónomo anglo-alemán William Herschel el 21 de marzo de 1784. Se halla a 2,5 grados al noroeste de β Ser, en la cabeza de la Serpiente.
Es el miembro más brillante del grupo NGC 5962, que lleva su nombre, y que se superpone con el grupo cercano NGC 5970. Los dos grupos podrían estar ligados gravitacionalmente.
Su clasificación morfológica en el IR es SAB(rs,nrl)c. Esto indica que la galaxia tiene una estructura de barra alrededor del núcleo (SAB), un pseudo-anillo interior probablemente asociado con la resonancia de Lindblad exterior (rs), una estructura de anillo-lente en el núcleo (nrl) y brazos espirales débilmente enrollados (c).
En el rango óptico, esta galaxia está clasificada como SA(r)c de Hubble, mostrando un anillo interno sin barra visible. El plano galáctico está inclinado con respecto a la línea de visión desde la Tierra, dándole un perfil ovalado.
La estructura del pseudo-anillo es una zona de formación estelar activa. Hay dos galaxias satélites confirmadas y un tercer candidato resultó ser demasiado distante por su valor de corrimiento al rojo.
Se han detectado dos supernovas en NGC 5962: SN 2016afa (tipo II, magnitud 17.1) fue descubierta el 12 de febrero de 2016, y SN 2017ivu (tipo IIP, magnitud 15.4) fue avistada el 11 de diciembre de 2017.
Constelación de Corona Borealis
La constelación de Corona Borealis, la Corona del Norte, es un hermoso arco semicircular de estrellas, que simboliza una diadema o corona y evoca la belleza de Ariadna, princesa de Creta, y su recompensa celestial.
Historia y ubicación
Corona Borealis es una pequeña constelación del hemisferio norte con forma semicircular. Limita al este y sur con Hércules, al suroeste con Serpens Caput y al norte y oeste con Bootes.
Mitología
La constelación Corona Borealis, o Corona del Norte, representa la corona de Ariadna, hija del rey Minos de Creta. Su historia está íntimamente ligada al mito del laberinto de Creta y el héroe Teseo, príncipe de Atenas, del que Ariadna se enamoró.
Teseo, principe de Atenas
Teseo llegó a Creta con la misión de matar al Minotauro, una temible criatura mitad hombre, mitad toro que habitaba en el laberinto construido por el ingenioso arquitecto Dédalo.
Cada año, Creta exigía que Atenas enviara un tributo de jóvenes para ser sacrificados al Minotauro. Teseo decidió romper este ciclo de terror y se ofreció como uno de los sacrificados con la intención oculta de matar al monstruo.
Ariadna, al ver al joven príncipe, quedó profundamente enamorada de él. Sabía que nadie había escapado del laberinto, y su amor por Teseo la impulsó a ayudarlo.
A cambio de la promesa de llevarla con él y convertirla en su esposa, Ariadna le entregó a Teseo un ovillo de hilo que debía desenrollar a medida que avanzara por el laberinto, para así poder encontrar el camino de regreso tras matar al Minotauro.
Teseo, con la ayuda del hilo de Ariadna, logró derrotar al Minotauro y escapar del laberinto. Juntos, huyeron de Creta. Sin embargo, al llegar a la isla de Naxos, Teseo la abandonó mientras dormía.
Cuando Ariadna despertó y se dio cuenta de que había sido traicionada por el hombre al que había salvado y amado, su corazón se rompió en mil pedazos.
Dionisio, dios del vino
Al igual que Ariadne, Dionisio, el dios del vino, la vegetación y el éxtasis, se encontraba tambien en ese momento en Naxos. Al ver a Ariadna desolada, se acercó a ella, sintiéndose atraído por su belleza y nobleza de espíritu.
Dionisio se enamora entonces de Ariadna, y le promete una vida inmortal al lado de los dioses. Como símbolo de esta promesa de amor eterno, Dionisio le ofrece una diadema de oro y piedras preciosas, forjada por Hefesto.
Ariadna ascendió así al Olimpo, convirtiéndose en esposa de Dionisio y viviendo entre los dioses. Dionisio, para inmortalizar este amor, lanzó su corona al cielo, donde se convirtió en la constelación de Corona Borealis.
Estrellas principales
Alphecca o Gemma (Alpha CrB), es la estrella más brillante de la constelación de Corona Borealis. A su derecha están Nusakan (Beta CrB) y Theta CrB, mientras que a su izquierda se encuentran, por orden, Gamma CrB, Delta CrB, Epsilon CrB e Iota CrB.
Alphecca/Gemma (α CrB, Alfa Coronae Borealis)
Alphecca o Gemma, es una de las pocas estrellas con dos nombres comunes. Con una magnitud relativa de 2.23, es la estrella más brillante de la constelación de Corona Borealis y se encuentra a una distancia de 75 años luz de la Tierra.
En árabe, «Alphecca» hace referencia a la forma de la constelación, que se asemeja a un círculo roto o incompleto. En latín, «Gemma» significa «Joya» y deriva de la posición central de la estrella en el semicírculo, como si fuese «la joya de la corona».
Apphecca es una estrella blanca de clase A (A0) en la secuencia principal, con una temperatura de 10 mil K, una luminosidad 67 veces mayor que la del Sol, y un radio 2,7 veces el solar.
Sistema binario
Alphecca es una estrella binaria, con una compañera mucho más tenue de clase G5, similar al Sol. Mientras Alphecca tiene una masa de 2,7 masas solares, su compañera tiene una masa de solo 0,92 masas solares.
La separación media entre ambas es de 0,20 UA, la mitad de la distancia de Mercurio al Sol. Sin embargo, la excentricidad de sus órbitas hace que esta separación oscile entre 0,27 y 0,13 UA.
Alphecca está rodeada por un disco polvoriento, similar al de Vega, mientras que su compañera es una potente fuente de rayos X, con una alta actividad magnética similar a la solar y una edad de unos pocos cientos de millones de años.
Corriente estelar de la Osa Mayor
Alphecca forma parte de la llamada «Corriente o asociación estelar de la Osa Mayor», un cúmulo de estrellas disperso conocido como Collinder 285 que el Sol está atravesando en su movimiento a través de la galaxia.
A una distancia de unos 80 años luz, este cúmulo es el más cercano al Sol, e incluye las cinco estrellas centrales del Carro Mayor, Sirio y otras.
Nusakan (β CrB, Beta Coronae Borealis)
Con una magnitud relativa de 3.68, Nusakan es la segunda estrella más brillante de la constelación de Corona Borealis. Se encuentra a 114 años luz de distancia de la Tierra y es una de las estrellas más inusuales visibles a simple vista.
Su nombre no tiene nada que ver con la corona en sí, sino que hace referencia a dos «líneas» de estrellas que perfilan una antigua gran constelación árabe llamada «El Pastizal», que abarcaba gran parte de las constelaciones de Hércules y Ofiuco.
Una estrella inusual
La primera peculiaridad de Nusakan es que es una estrella binaria «espectroscópica» en la que ambos componentes se han podido resolver individualmente. Estos están separados por 0,3 segundos de arco, equivalentes a unas 10 UA, la distancia entre Saturno y el Sol.
Nusakan tiene un radio 2,5 veces mayor que el del Sol y una masa aproximadamente el doble de la solar, mientras que la masa de su compañera es quizá de 1,3 veces la solar.
La segunda peculiaridad de Nusakan es que es una enana caliente de tipo F (F0p), donde la «p» significa «peculiar». Se trata de una estrella «químicamente peculiar», en la que su contenido en algunos elementos químicos está muy alterado en comparación con otros.
En efecto, Nusakan es extremadamente deficiente en oxígeno, mientras que es extremadamente rica en elementos como el estroncio, el cromo y el europio. Todas estas enanas químicamente peculiares pertenecen a clases cálidas, tipo F, A y B.
Nusakan y otras estrellas de la variedad «p», incluida Cor Caroli, también tienen potentes campos magnéticos irregulares, en los que varios elementos aparecen concentrados en manchas.
A medida que estas estrellas giran y las manchas entran y salen del campo de visión, sus campos magnéticos y composiciones químicas aparentes varían con el tiempo.
γ CrB (Gamma Coronae Borealis)
Con una magnitud relativa de 3.81, Gamma CrB es la tercera estrella más brillante de la constelación de Corona Borealis. Se encuentra a 145 años luz de distancia de la Tierra.
Es un sistema binario en el que Gamma CrB A, la estrella más brillante, es una subgigante de clase B de cuarta magnitud. Gamma CrB B, sin embargo, es una enana de clase A3 de sexta magnitud en la secuencia principal.
Ambos componentes están separados por menos de un segundo de arco, equivalentes a una separación media de 32,7 UA, aproximadamente la distancia entre Neptuno y el Sol. Una excentricidad de 0,48 hace oscilar su separación entre 49 y 17 UA.
La estrella más brillante del sistema, Gamma CrB A, tiene una temperatura de 11 mil k, es 48 veces más luminoso que el Sol, tiene un radio 1,9 veces el solar y una masa 2,6 veces la del Sol.
Su compañera, Gamma CrB B, tiene una temperatura de 8.800 k, es 9 veces más luminoso que el Sol, tiene un radio 1,3 veces el solar y una masa 1,85 veces la del Sol.
Asterismos
No hay asterismos conocidos en la constelación de Corona Borealis.
Objetos más interesantes
En la constelación de Corona Borealis se encuentran sobre todo galaxias y cúmulos galácticos. Sin embargo, la mayoría de ellas son muy débiles, y para poder observarlas se requieren telescopios de gran apertura.
Cúmulo galáctico Abell 2065
Abell 2065 es un cúmulo de galaxias ubicado aproximadamente a 1,5 grados al oeste de Nusakan (Beta CrB).
Se trata de un sistema extremadamente denso y masivo que contiene más de 400 galaxias. Las galaxias dentro de Abell 2065 son, en su mayoría, elípticas y lenticulares.
Las más brillantes de entre ellas son de magnitud 16, lo que significa que son todas extremadamente tenues. Por ello, su observación requiere de telescopios potentes de gran apertura y cielos muy oscuros.
Abell 2065 se encuentra a más de mil millones de años luz de distancia de la Tierra y es parte de una estructura aún mayor, conocida como el Supercúmulo de Corona Borealis.
El Supercúmulo de Corona Borealis incluye otros cúmulos cercanos, como Abell 2061, Abell 2067, Abell 2079, Abell 2089 y Abell 2092.
Cúmulo galáctico Abell 2162
Abell 2162 es un cúmulo de galaxias ubicado aproximadamente a 2,5 grados al sureste de Iota CrB.
NGC 6085 y NGC 6086 son miembros de Abell 2162, el cual a su vez pertenece al grupo de supercúmulos de Hércules. Ambas están lo suficientemente cercanas entre sí como para poder verse en el mismo campo visual.
NGC 6085 es una galaxia espiral de magnitud 13.38, con los característicos brazos en espiral que se extienden desde su núcleo central.
Las galaxias espirales como esta suelen tener una considerable cantidad de gas y polvo, lo que fomenta la formación de nuevas estrellas en sus brazos.
En cambio, NGC 6086 es una galaxia elíptica de magnitud 13.32 en la que se descubrió un agujero negro supermasivo en 2010.
Las galaxias elípticas, a diferencia de las espirales, tienen una forma más redondeada u ovalada y carecen de la estructura en espiral.
Estas galaxias tienden a tener una menor cantidad de gas y polvo, lo que limita la formación de nuevas estrellas. Esta es la razón por la cual las galaxias elípticas están compuestas en su mayoría por estrellas más antiguas.
A pesar de su débil brillo, estas dos galaxias pueden ser observadas conjuntamente debido a su proximidad en el cielo, ofreciendo una interesante comparación entre los dos tipos principales de galaxias en el Universo.
Constelación de Escorpio (el Escorpión)
La Constelación de Escorpio (el Escorpión) es una de las pocas que realmente se parecen a lo que representan. Es fácil de ubicar gracias a Antares, el corazón del escorpión, y es también la constelación zodiacal más meridional de todas.
Historia y ubicación
La constelación de Escorpio (el Escorpión), una de las más antiguas y reconocibles del zodíaco, destaca por su forma característica similar a un escorpión. Su cola se ubica en una región de la Vía Láctea cercana al centro galáctico.
La constelación de Escorpio (el Escorpión) se encuentra entre Libra al oeste, Sagitario al este y Ofiuco al norte. Es famosa por contener estrellas brillantes, como Antares, que representa el corazón del escorpión, o como Shaula y Lesath, que forman su aguijón.
En los veranos templados del hemisferio norte, la constelación de Escorpio (el Escorpión) roza el hemisferio sur con la parte inferior de su cola. En el invierno templado del hemisferio sur, la constelación se desplaza alta en el cielo.
La constelación de Escorpio (el Escorpión) ha sido venerada y estudiada desde la antigüedad, apareciendo en numerosas culturas y tradiciones astronómicas.
Los sumerios la llamaban GIR-TAB, o «el Escorpión», hace 5 mil años. En la mitología griega, se asocia con el escorpión que mató a Orión, el gran cazador.
Mitología
En tiempos antiguos, la constelación de Escorpio era más grande y abarcaba lo que hoy son dos constelaciones: Escorpio y Libra. No solo incluía el cuerpo y el aguijón del escorpión, como en la actualidad, sino también sus pinzas.
Estas pinzas eran conocidas por los griegos como las «Chelae», o «pinzas». Sin embargo, en el siglo I a.C., los romanos convirtieron las «Chelae» en la actual constelación de Libra, despojando así al escorpión de sus pinzas.
Orión, el gran cazador
Orión, el gran cazador, nació de la unión prohibida entre Poseidón, dios del mar, y Euríale, una de las Gorgonas. Desde joven, Orión mostró un talento extraordinario para la caza y una fuerza impresionante. Su estatura colosal y su destreza con el arco y la flecha lo hicieron famoso en toda Grecia.
La fama de Orión llegó a oídos de Artemisa, la diosa de la caza y la Luna, que también era conocida por su deseo de preservar la virginidad y su amor por la soledad. Orión, sin embargo, se enorgulleció de sus habilidades y decidió retar a Artemisa a un desafío de caza.
Artemisa, enfurecida por la arrogancia de Orión, aceptó el reto. Durante el desafío, ambos cazadores demostraron su habilidad, pero Orión, con su fuerza sin igual, superó a la diosa en varias ocasiones.
Aunque Artemisa admiraba la destreza de Orión, su orgullo herido y la amenaza a su estatus como diosa cazadora la llevaron a buscar venganza.
La oportunidad de castigar a Orión llegó cuando, durante una expedición de caza, el gigante conoció a las Pléyades, un grupo de siete hermanas. Fascinado por su belleza, Orión trató de conquistarlas, lo que enfureció aún más a Artemisa, que consideraba a las Pléyades como protegidas suyas.
La muerte de Orión
Enfrentando una creciente ira, Artemisa envió un escorpión gigante, creado por Hefesto, el dios del fuego y la forja, para luchar contra Orión. La batalla fue feroz, y aunque Orión luchó valientemente, el aguijón del escorpión finalmente lo alcanzó. Herido de muerte, Orión cayó al suelo.
Al ver la tragedia que había causado, Artemisa, sintiéndose compasiva y arrepentida, decidió honrar la memoria de Orión. Elevó al cazador y su agresor a los cielos, convirtiéndolos en constelaciones distantes.
Orión se convirtió en la brillante constelación que lleva su nombre, mientras que el escorpión se convirtió en la constelación de Escorpio, siempre persiguiendo a Orión a través del firmamento.
Así se explica la presencia de las constelaciones de Orión y Escorpio en el cielo, y su separación perpetua sirve de lección sobre la importancia de respetar a los dioses de la mitología griega.
Estrellas principales
Antares, la estrella más brillante de la constelación de Escorpio (el Escorpión), aparece flanqueada por Al Niyat I y Al Niyat II. En la esquina superior derecha aparecen tres brillantes estrellas formando la cabeza del Escorpión: Graffias, Dschubba y Fang.
El aguijón del escorpión está representado por el par cercano ubicado en la parte inferior izquierda, justo donde termina la curva que forma la cola del escorpión.
La más brillante del par es Shaula y la más tenue Lesath. Kappa está abajo y un poco a la izquierda de Shaula, mientras que el par hacia abajo y a la izquierda de Kappa está formado por Iota-1 (la más brillante) e Iota-2.
En la parte oriental de la curva que representa la cola, está Girtab (Sargas). En la parte occidental de la curva se encuentra Zeta Sco, que consiste en la cercana (Zeta-2) y una de las estrellas más luminosas de la galaxia, Zeta-1.
El «doble» óptico Mu Sco se encuentra directamente encima de Zeta Sco. Sobre Mu Sco, se encuentra Epsilon Sco. Rho Ophiuchi, ya en la constelación de Ofiuco, está arriba y ligeramente a la izquierda de Antares.
Antares (α Sco, Alfa Scorpii)
Antares, con una magnitud 0.96, es la 15ª estrella más brillante del cielo y la más brillante de la constelación de Escorpio (el Escorpión). Se encuentra a una distancia de 550 años luz.
Es una supergigante roja de clase M (M1.5) que brilla intensamente con un color similar al de Marte. Y al encontrarse cerca de la eclíptica, a menudo se confunde con el planeta rojo.
Esta circustancia queda reflejada en su nombre, Antares, o «Ant-Ares», que significa «Similar a Marte», o «La contraparte de Marte». «Ares» es el nombre griego del dios de la guerra, llamado Marte por los romanos.
Antares es una estrella variable semirregular, que puede cambiar varias décimas de magnitud durante un período de años. Es casi 10 mil veces más brillante que el Sol en el espectro visible.
Sin embargo, al ser una estrella fría, con una temperatura superficial de solo unos 3.600 K, radia una cantidad considerable de luz en el infrarrojo. Esto la convierte en unas 60 mil veces más brillante que el Sol.
Antares es una enorme estrella con un radio de unas 3 UA que se está evaporando lentamente. Un viento estelar feroz la ha envuelto en una nube de gas, o nebulosa, que dispersa su luz.
Sistema binario
Dentro de este fortísimo viento estelar se encuentra una estrella compañera de magnitud 5.5 y clase B (B2.5), oculta por el brillante resplandor de Antares. Ambas están separadas por unas 550 UA y tardan unos 2.500 años en orbitarse mutuamente.
La compañera crea una pequeña región ionizada dentro del viento estelar y, aunque es de color blanco-azulado, puede parecer verde como resultado de un efecto de contraste con su brillante compañera rojiza.
A Antares, con unas 15-18 masas solares, probablemente no le quede mucho tiempo de vida. Efectivamente, es lo suficientemente masiva como para desarrollar algún día un núcleo de hierro y explotar formando una brillante supernova.
Esto podría ocurrir dentro de un millón de años, o en cualquier momento. Su compañera, sin embargo, con alrededor de 7-8 masas solares, parece estar justo por debajo del límite de supernova y probablemente morirá como una enana blanca masiva.
Shaula (λ Sco, Lambda Scorpii)
Al final de la cola de Escorpio, se encuentran un par de estrellas que representan el «aguijón» del escorpión. Este conjunto antiguamente se llamaba Shaula, que en árabe significa precisamente «aguijón».
Sin embargo, en tiempos modernos, la estrella más brillante del conjunto del aguijón pasó a llamarse Shaula, y la más débil, Lesath, que en árabe significa «picadura».
Con una magnitud de 1.62, Shaula es la segunda estrella más brillante de la constelación de Escorpio (el Escorpión). Aunque Bayer la designó como Lambda y no como beta, debido probablemente a su posición tan meridional.
Aunque las estrellas del aguijón parecen estar cerca, solo a medio grado de separación, no son una pareja real. Shaula se encuentra a una distancia de 365 años luz, mientras que Lesath está más lejos, a 520 años luz.
Sistema triple
Shaula es un sistema triple, formado por las estrellas Shaula Aa, Shaula Ab y Shaula B. La estrella principal, Shaula Aa, es una subgigante caliente de clase B (B1.5) con una temperatura de 25 mil K, un radio 6.2 veces el del Sol y 11 masas solares.
También es una variable pulsante sutil tipo «Beta Cephei», que cambia su brillo en menos de una décima de magnitud con al menos dos períodos de 0.2137 y 0.1069 días. Las pulsaciones son causadas por metales ionizantes sub-superficiales que actúan como una válvula de calor.
Shaula B, es una estrella de clase B2, algo menor, que orbita a Shaula A cada 2,96 años. Se encuentra a 5,7 UA de Shaula A, un poco más que la distancia de Júpiter al Sol. Su temperatura es de 21 mil K, es 5 mil veces más luminosa que el Sol, tiene un radio de 5.4 soles y 8 masas solares.
Shaula Ab es mucho menor que Shaula Aa y la orbita con un período de solo 5,9 días. Esta estrella se supone que es el origen de la radiación X altamente inusual de Shaula. Con una masa de 1,8 soles, Shaula Ab orbita a Shaula Aa a solo 0.15 UA, menos de la mitad de la distancia de Mercurio al Sol.
Shaula Ab podría ser una estrella de neutrones creada en una explosión de supernova, una enana blanca masiva, o más probablemente, una estrella «T Tauri». Estas son estrellas aún en proceso de formación y poderosas fuentes de rayos X.
Shaula Aa probablemente explotará como una supernova. Shaula B, por otro lado, si no es absorbida o destruida, probablemente se convertirá en una enana blanca.
Girtab (Sargas) (θ Sco, Theta Scorpii)
Con una magnitud de 1.87, Girtab es la tercera estrella más brillante de la constelación de Escorpio (el Escorpión). Su nombre significa «el Escorpión» en sumerio. Además, tiene un nombre adicional, «Sargas», también sumerio, cuyo significado es desconocido.
A casi 40 grados por debajo del ecuador celeste, Girtab no es visible por encima de los 50 grados de latitud norte. Su posición meridional permite a los observadores norteños utilizarla para evaluar el brillo del cielo nocturno cerca del horizonte.
Girtab es una gigante brillante blanco-amarillenta de clase F (F1) situada a una distancia de 272 años luz. Es 960 veces más brillante que el Sol, tiene una temperatura superficial de 7.200 K y un radio 20 veces el solar.
Con una masa de 3,7 soles, Girtab es una estrella con un núcleo de helio inactivo que está evolucionando rápidamente hacia temperaturas más bajas. Hace cien millones de años, Girtab era una estrella azul de clase B.
Pero a medida que la estrella se expande y su superficie se enfría, Girtab se convertirá en una variable Cefeida en menos de un millón de años. Luego se convertirá en una gigante roja 5 veces más brillante de lo que es ahora.
En ese momento, el helio en su núcleo comenzará a fusionarse para formar carbono y oxígeno, convirtiéndose finalmente en una solitaria enana blanca masiva.
Asterismos
En la constelación de Escorpio (el Escorpión) hay un conocido asterismo llamado «el Anzuelo».
La forma curva de Escorpio se asemeja a un anzuelo gigante o una «J» en el cielo. La estrella más brillante de este asterismo es Antares, que hace las veces de «cebo» en el extremo del anzuelo.
En la mitología hawaiana, «el anzuelo» está asociado con el semidiós Maui, quien lo usó para intentar «pescar» las islas hawaianas del fondo del mar y asi crear el archipiélago hawaiano.
Objetos más interesantes
La constelación de Escorpio (el Escorpión) contiene cuatro objetos Messier: M4, M6, M7 y M80.
El cúmulo globular M4 está justo a la derecha de Antares y M80 más arriba de éste a la derecha. El brillante cúmulo abierto M7 está a la derecha del aguijón, mientras que M6 está justo encima de este.
También contiene interesantes nebulosas, como la nebulosa Planetaria «Mariposa» (NGC 6302), la nebulosa «Zarpa de Gato» (NGC 6334) y la nebulosa «Langosta» (NGC 6357).
- M4 (NGC 6121), cúmulo globular.
- M6 (NGC 6405), cúmulo «Mariposa».
- M7 (NGC 6475), cúmulo «Ptolomeo».
- M80 (NGC 6093), cúmulo globular.
- NGC 6231 (Caldwell 76), Cúmulo «Joyero del Norte».
- Gum 55, Nebulosa.
- NGC 6302 (Caldwell 69), Nebulosa Planetaria «Mariposa».
- NGC 6334, nebulosa «Zarpa de Gato».
- NGC 6357, nebulosa «Langosta».
Cúmulo M4 (NGC 6121)
M4, ubicado a solo 5,500 años luz de distancia, es el cúmulo globular más cercano a la Tierra. Debido a su magnitud aparente de 5.9 y proximidad a Antares (a solo 1 grado al suroeste), es relativamente fácil de encontrar con un telescopio pequeño.
Enanas Blancas
M4 fue descubierto en 1746 por el astrónomo suizo Jean-Philippe Loys de Chéseaux. Contiene más de 100 mil estrellas, 40 mil de ellas son enanas blancas, los núcleos de antiguas estrellas muertas cuyas capas exteriores se han dispersado en el espacio.
A medida que las enanas blancas envejecen, se enfrían, se vuelven más tenues y más difíciles de detectar. Por lo tanto, se puede inferir la edad de un cúmulo globular a partir de la edad de su enana blanca más tenue.
Dado que las estrellas en estos cúmulos son algunas de las más antiguas del Universo, con hasta 13 mil millones de años, los astrónomos pueden usarlas para estimar la edad del Universo.
Las enanas blancas en M4 tienen un brillo aparente de menos de una milmillonésima de las estrellas más tenues que se pueden ver a simple vista. Incluso las enanas blancas más brillantes detectadas no son más luminosas que una bombilla de 100 vatios vista a la distancia de la luna.
El secreto de la eterna juventud
El cúmulo tiene más del doble de la edad de nuestro sistema solar. Trabajos recientes han revelado que una de sus estrellas tiene propiedades extrañas e inesperadas, aparentemente poseyendo el secreto de la eterna juventud.
La galaxia Vía Láctea está rodeada por más de 150 cúmulos estelares globulares que se remontan al pasado distante del Universo. Uno de los más cercanos a la Tierra es el cúmulo Messier 4.
Las estrellas en los cúmulos globulares son antiguas y, por lo tanto, no se espera que sean ricas en elementos químicos más pesados. Esto es lo que se ha encontrado en M4.
Pero también se descubrió en un estudio reciente que una de sus estrellas tiene mucho más litio (un raro elemento ligero) de lo esperable. La fuente de este litio es un misterio.
Normalmente, el litio se destruye gradualmente a lo largo de los miles de millones de años de vida de una estrella, pero esta estrella entre miles parece tener el secreto de la eterna juventud.
Ha logrado de alguna manera retener su litio original, o ha encontrado una manera de enriquecerse con litio recién formado.
Cúmulo «Mariposa» (M6) (NGC 6405)
Messier 6 (M6), o cúmulo de la «Mariposa», es un brillante cúmulo abierto de magnitud 4.2. a una distancia de unos 1.600 años luz. Se encuentra a unos 5 grados al noreste de Shaula (Lambda Scorpii), en dirección al centro galáctico.
Messier 6 fue denominado cúmulo de la Mariposa por el astrónomo estadounidense Robert Burnham, quien lo describió como un “encantador cúmulo estelar cuya disposición sugiere el contorno de una mariposa con las alas abiertas”.
Cómo localizar M6
M6, M7 y Shaula forman un triángulo que se puede ver sin prismáticos a la derecha del asterismo de la Tetera, en Sagitario. M7 es el objeto Messier más austral y se encuentra un poco más al sureste de M6, más cerca del horizonte.
Messier 6 es fácil de ver sin prismáticos bajo buenas condiciones de observación. La forma de mariposa aparece en binoculares 7×50 o 10×50, y se ven más estrellas con telescopios pequeños.
Visualmente sorprende el contraste entre la brillante y naranja BM Scorpii y las demás estrellas del cúmulo.
M6 es el objeto Messier más cercano al centro galáctico. El centro galáctico se encuentra en dirección a la constelación de Sagitario, cerca de los límites con las constelaciones de Escorpio y Ofiuco.
Historia de M6
Fue descubierto por el astrónomo italiano Giovanni Battista Hodierna antes de 1654. El astrónomo griego Claudio Ptolomeo pudo haberlo visto en el s. II, mientras observaba M7 (Cúmulo de Ptolomeo), a solo cinco grados al sureste de M6.
El astrónomo suizo Philippe Loys de Chéseaux descubrió independientemente M6 en 1745-46, describiéndolo como “un cúmulo de estrellas muy fino”.
El astrónomo francés Nicolas Louis de Lacaille incluyó a M6 en su catálogo de 1752 como Lac III.12. Lo describió como un “cúmulo peculiar de pequeñas estrellas, dispuestas en tres bandas paralelas, formando un rombo de 20 a 25 minutos de diámetro y con nebulosidad asociada”.
Charles Messier incluyó M6 en su catálogo en 1764. Su entrada decía: “Un cúmulo de pequeñas estrellas entre el arco de Sagitario y la cola de Escorpio. A simple vista, este cúmulo parece formar una nebulosa sin estrellas, pero incluso con el instrumento más pequeño, se ve un cúmulo de tenues estrellas»
Propiedades de M6
En 1959, el astrónomo sueco Ake Wallenquist identificó unas 80 estrellas en M6, en un diámetro de 54 minutos de arco. La porción principal de M6 tiene un diámetro angular de 25 minutos de arco, lo que corresponde a unos 12 años luz.
Su tamaño aparente en el cielo es el de una Luna llena y contiene más de 300 estrellas. Aunque con prismáticos se ven solo unas pocas docenas, un pequeño telescopio muestra alrededor de 80.
Se estima que Messier 6 tiene alrededor de 100 millones de años. La mayoría de las estrellas brillantes y visibles en él son estrellas jóvenes y calientes de color azul pertenecientes a la clase espectral B4-B5.
Sin embargo, su estrella más brillante es BM Scorpii (HD 160371), una gigante naranja de clase K. Se trata de una variable semirregular que muestra variaciones en brillo, desde la magnitud 5.5 a la 7.
Las estrellas de Messier 6 se formaron en la misma nube molecular hace entre 51 y 95 millones de años y se mueven juntas a través del espacio. Están ligadas débilmente entre sí por gravedad.
Cúmulo «Ptolomeo» (M7) (NGC 6475)
M7 se encuentra justo al lado del aguijón del escorpión, a unos cuatro grados al noreste de Shaula (Lambda Scorpii). Está ubicado cerca de Messier 6, el Cúmulo de la Mariposa, y ambos pueden ser vistos a simple vista sin necesidad de usar prismáticos.
El astrónomo griego Claudio Ptolomeo, registró por primera vez este cúmulo abierto en el año 130 d.C., llamándose desde entonces «cúmulo de Ptolomeo».
El astrónomo francés Charles Messier añadió el cúmulo a su catálogo en mayo de 1764. M7 es el objeto Messier más austral, lo que lo hace difícil de ver para aquellos observadores del hemisferio norte.
El Cúmulo de Ptolomeo es uno de más de mil cúmulos abiertos en la Vía Láctea y contiene alrededor de 80 estrellas. Situado a unos 980 años luz de la Tierra, M7 probablemente se formó hace unos 220 millones de años.
Los cúmulos abiertos contienen estrellas formadas a partir de la misma nube inicial de gas y polvo y su forma es irregular. A medida que los cúmulos abiertos giran alrededor de su galaxia anfitriona, las perturbaciones gravitacionales de otros objetos pueden dispersar sus estrellas.
Cúmulo M80 (NGC 6093)
M80 es uno de los cúmulos globulares más densos de los aproximadamente 150 conocidos en la Vía Láctea. Ubicado a unos 28 mil años luz, M80 contiene cientos de miles de estrellas que se mantienen juntas por atracción gravitatoria.
Se encuentra ubicado a unos 4,5 grados al noroeste de Antares y aproximadamente dos grados al oeste de la nebulosa Rho Ophiuchi, en la constelación de Ofiuco.
M80 tiene una magnitud aparente de 7.9 y fue descubierto por Charles Messier en 1781. Se puede observar con un pequeño telescopio, preferentemente en los meses de verano.
Novas y rezagadas azules
M80 es notable por la famosa nova del 21 de mayo de 1860, descubierta por el astrónomo alemán Arthur von Auwers. Las erupciones de nova pueden ocurrir cuando una estrella compañera cercana transfiere nuevo combustible de hidrógeno a una enana blanca de núcleo inactivo.
Con el tiempo, el hidrógeno termina desencadenando una explosión termonuclear en la superficie de la enana blanca, dando lugar a la erupción de la nova. Las observaciones del Hubble en UV ayudaron a identificar los restos de la enana blanca que produjo esta nova.
El examen del Hubble del núcleo de M80 también ha revelado una gran población de rezagadas azules. Estas son estrellas que parecen inusualmente jóvenes y más masivas que las otras estrellas del cúmulo globular.
M80 contiene más del doble de estas estrellas inusuales que cualquier otro cúmulo globular estudiado por el telescopio espacial Hubble.
Cúmulo «Joyero del Norte» (NGC 6231) (Caldwell 76)
NGC 6231, 0 Caldwell 76, es un cúmulo abierto ubicado a unos 5.600 años luz de la Tierra. Fue descubierto por el astrónomo italiano Giovanni Battista Hodierna. Pertenece a la asociación OB de Escorpio, conocida por sus estrellas jóvenes y calientes, entre ellas ζ1 Sco, la más caliente.
Se encuentra a unos 30 minutos de arco al norte de ζ1 Sco, en la cola del escorpión.
Observación
Con una magnitud aparente de 2.6, NGC 6231 es visible a simple vista bajo cielos oscuros y despejados como una mancha difusa. Sus estrellas pueden resolverse con prismáticos.
Este cúmulo, se observa mejor en invierno desde el hemisferio sur y en verano desde el hemisferio norte, en latitudes bajas. Es un objeto favorito para los observadores australes, ya que forma la «cabeza» del «Falso Cometa» junto con otros dos cúmulos y una nebulosa de emisión que simulan la «cola».
Nebulosa Gum 55
Gum 55 es una nebulosa de emisión en las cercanías del cúmulo abierto NGC 6231, en la parte sur de Escorpio y forma parte del sistema Scorpius OB1. Aparece como una nebulosa de tamaño considerable y forma arqueada.
Se trata de una gran región HII situada en el borde sur de Escorpio, con una forma inusual similar a un anillo alargado, centrado alrededor de las estrellas de NGC 6231, extendiéndose hasta 5°.
Esta forma ha sido modelada por el viento estelar combinado de las estrellas más masivas del cúmulo.
Nebulosa del «Lobo Oscuro»
A unos 40 minutos de arco al sur de ζ1 Sco se encuentra una nebulosa oscura conocida como nebulosa del «Lobo Oscuro». Esta nebulosa se encuentra a unos 5.300 años luz de la Tierra y destaca contra las nubes resplandecientes de formación estelar detrás de él.
Las nubes coloridas están compuestas principalmente de gas hidrógeno y brillan en tonos rojizos debido a la intensa radiación UV de las estrellas recién formadas en su interior.
Nebulosa «Mariposa» NGC 6302 (Caldwell 69)
NGC 6302 o Caldwell 69, es una nebulosa planetaria conocida comúnmente como la Nebulosa «Mariposa» o «Insecto». Se encuentra a unos 4 mil años luz de distancia de la Tierra, a unos 4 grados al oeste de Shaula (Lambda Scorpii).
Con una magnitud de 9.5, NGC 6302 es apenas visible con prismáticos en cielos oscuros, pero un telescopio de al menos 1 metro de focal puede empezar a mostrar su forma de mariposa.
Propiedades de NGC 6302
Los dos lóbulos de material expulsado, que forman las «alas de la mariposa», parecen haberse creado rápidamente (en términos cosmológicos) en un evento hace 2.250 años.
Una densa y masiva agrupación de material alrededor de la estrella central, con forma toroidal ,se produjo más lentamente. Este proceso empezó hace 5 mil años y terminó hace 2.900, precediendo la expulsión de los lóbulos.
La Nebulosa de la Mariposa se observa mejor desde el hemisferio norte en los meses de verano (durante el invierno en el hemisferio sur). Sin embargo, para la mayoría de los observadores de este hemisferio aparecerá bastante baja sobre el horizonte sur.
Nebulosas planetarias
Las estrellas de masa intermedia (entre 1 y 8 masas solares) se vuelven inestables al quedarse sin combustible, expulsando violentamente material al espacio a velocidades de más de 1,6 millones de kilómetros por hora.
Corrientes de radiación ultravioleta altamente energéticas hacen que el material expulsado brille. Pero la nebulosa finalmente terminará desvaneciéndose y dejará solo un pequeño cadáver estelar llamado enana blanca.
Nuestro Sol, una estrella de mediana edad, puede esperar un destino similar, convirtiéndose en una enana blanca una vez que se quede sin combustible, en unos 5 mil millones de años.
Nebulosa «Zarpa de Gato» (NGC 6334)
NGC 6334, o nebulosa «Zarpa de Gato», es una región de formación estelar de la Vía Láctea. Se llama así debido a las grandes y redondeadas formaciones que le confieren una apariencia de zarpa.
Se encuentra a unos 4.200 – 5.500 años luz de distancia, a unos 3 grados al noroeste de Shaula (Lambda Scorpii).
Una nebulosa burbujeante
Enmarcadas por nubes verdes, las brillantes burbujas rojas son la característica dominante de NGC 6334, como puede apreciarse en la imagen.
El gas y el polvo dentro de la nebulosa colapsaron para formar estrellas. Estas, a su vez, calentaron el gas presurizado que las rodeaba, provocando que se expandiese hacia el espacio, formando burbujas.
Las áreas verdes muestran lugares donde la radiación de las estrellas calientes chocó con unas moléculas llamadas «hidrocarburos aromáticos policíclicos», haciéndolas fluorescer. Algunas de estas burbujas terminaron estallando, creando estructuras en forma de U.
Regiones de formación estelar
Los filamentos negros que atraviesan NGC 6334 son regiones de gas y polvo, tan densas, que ni siquiera la luz infrarroja puede atravesarlas. Estas regiones pueden convertirse en guarderías para la próxima generación de estrellas.
Se estima que la región de formación estelar de NGC 6334 tiene entre 80 y 90 años luz de ancho. Esta región intersecta con otra región de formación estelar de tamaño similar: NGC 6357, tambien conocida como nebulosa «Langosta».
Nebulosa «Langosta» (NGC 6357)
NGC 6357, tambien llamada Nebulosa «Langosta», es una region donde la radiación de estrellas jóvenes y calientes está energizando el gas más frío de la nube que las rodea.
Ubicada a unos 5.500 años luz de distancia de la Tierra, la nebulosa «Langosta» se encuentra a unos 3 grados al noroeste de de Shaula (Lambda Scorpii), muy cerca de NGC 6334, o nebulosa «Zarpa de Gato».
NGC 6357 es en realidad un «cúmulo de cúmulos,» que contiene al menos tres cúmulos de estrellas jóvenes, incluidas muchas estrellas calientes, masivas y luminosas.
la nebulosa «Langosta» contiene cientos de estrellas jóvenes, así como una emisión difusa de rayos X de gas caliente. Hay burbujas o cavidades creadas por la radiación que «sopla» desde la superficie de las estrellas masivas, además de explosiones de supernova.
NGC 6357 es una región HII, en la que la radiación de estrellas jóvenes y calientes arranca los electrones de los átomos de hidrógeno neutro del gas circundante para formar nubes de hidrógeno ionizado, que se escribe como «HII».
Más Información: Scorpius constellation
Constelación de Hércules
La constelación de Hércules es la quinta más grande del firmamento y recibe su nombre de la versión romana del héroe griego Heracles. Aunque carece de estrellas muy brillantes, es conocida desde la antigüedad más remota, y ha formado parte de los mitos celestes de muchas culturas.
Historia y ubicación
La constelación de Hércules es una de las más antiguas y conocidas del cielo, a pesar no contener estrellas de primera magnitud. Su estrella más brillante, Kornephoros (Beta Her), es de tercera magnitud (2.77).
La constelación originalmente se conocía como «el Arrodillado», nombre al que todavía hace mención la estrella Rasalgethi (Alfa Her), cuyo significado en árabe es «la cabeza del Arrodillado».
En las representaciones tradicionales, la estrella Rasalgethi (Alfa Her) marca la cabeza de Hércules. Un destacado asterismo llamado «Clave de Bóveda» o «Piedra Angular», marca su torso.
Hércules se representa con su rodilla sobre la cabeza de Ladón, el dragón custodio del jardín de las Hespérides al que venció en el undécimo de sus trabajos. Ladón está representado por la constelación Draco (el Dragón).
Mitología
La constelación de Hércules es conocida desde hace al menos 3 mil años. Los antiguos babilonios ya la incluían en sus mapas estelares, y la identificaban con el héroe Gilgamesh.
Más tarde, los griegos asociaron esta constelación con Heracles, su legendario héroe. Fue luego adoptada por los romanos, quienes la denominaron «Hercules» en honor a la versión romana de Heracles.
También aparece en las tradiciones astronómicas de los antiguos egipcios y más tarde en las culturas islámicas, que preservaron y transmitieron gran parte del conocimiento astronómico griego.
Hércules (Heracles) y el mito de la redención
En la mitología griega, la constelación de Hércules se asocia con el undécimo y penúltimo trabajo de Hércules. Este consistía en robar las manzanas doradas del jardín de las Hespérides, para lo cual antes tenía que derrotar a Ladón, el dragón que las custodiaba.
Ladón está representado por la constelación de Draco (el Dragón) y Hércules se representa arrodillado sobre su cabeza, sometiéndolo, en una pose victoriosa.
El hijo ilegítimo
Zeus, el rey de los dioses, tuvo una aventura con Alcmena, una mortal. Para asegurarse de que su hijo fuera un héroe, Zeus hizo que la noche de su concepción durara tres veces más de lo normal.
Hércules nació con una fuerza descomunal, un rasgo que no pasó desapercibido para Hera, la esposa de Zeus. Esta, furiosa por la infidelidad de su esposo y temerosa del poder que su hijo ilegítimo podría tener, intentó destruir a Hércules.
Hera envió entonces dos serpientes a su cuna, pero el bebé Hércules mostró su extraordinaria fuerza al estrangularlas con sus manos. A medida que Hércules creció, su fuerza y valentía se hicieron legendarias.
El hechizo de Hera
Hércules se casó con Mégara, hija del rey de Tebas, con quien tuvo varios hijos. Sin embargo, Hera le lanzó un hechizo de locura, llevándolo a asesinar a su esposa e hijos en un arrebato de furia incontrolable.
Devastado por sus acciones y buscando expiación, Hércules consultó al oráculo de Delfos, que le dijo que debía servir al rey Euristeo durante doce años y realizar diez trabajos aparentemente imposibles.
Más tarde, estos diez trabajos se convertirían en doce, debido a que dos de ellos fueron considerados no válidos por Euristeo.
Los doce trabajos
Estos trabajos, conocidos como los «Doce Trabajos de Hércules», lo llevaron a enfrentarse a bestias monstruosas, dioses enfurecidos y tareas sobrehumanas.
En sus diez primeros trabajos, Hércules mató al león de Nemea; derrotó a la Hidra de Lerna; capturó a la cierva de Cerinia y al jabalí de Erimanto; limpió los establos de Augías en un solo día; expulsó a las aves del Estínfalo; capturó al toro de Creta; domó a los caballos devoradores de hombres de Diomedes; se apoderó del cinturón de Hipólita y robó el ganado del gigante Gerión.
Y en sus dos últimos trabajos adicionales, Hércules robó las manzanas doradas del jardín de las Hespérides y capturó a Cerbero, el perro guardián del inframundo.
El jardín de las Hespérides
En su undécimo trabajo, Hércules tenía que robar las manzanas doradas del jardín de las Hespérides. Estas manzanas otorgaban la inmortalidad y crecían en un árbol sagrado, custodiado por las ninfas Hespérides. Estas eran hijas de Atlas, el titán condenado a sostener el cielo eternamente.
Hera, la celosa esposa de Zeus, había encargado al dragón Ladón, una criatura inmortal de cien cabezas, la protección del jardín y de su preciado fruto. La ubicación del jardín era un misterio para casi todos, así que Hércules emprendió un largo viaje en su búsqueda.
Durante su travesía, Hércules se encontró con Prometeo, el titán encadenado en el Cáucaso, y condenado por Zeus por haber otorgado a los hombres el fuego, un don muy valioso que previamente había robado del Olimpo.
La condena de Prometeo consistía en que un águila devoraba su hígado diariamente. Este se regeneraba hasta el día siguiente, en que volvía a ser devorado, y así por toda la eternidad.
Pero Hércules mató al águila, liberando así a Prometeo de su condena. En agradecimiento, Prometeo le reveló la ubicación del jardín.
Hércules finalmente llegó al jardín y se enfrentó a Ladón, el dragón de cien cabezas. La criatura era temible, capaz de mantener a raya a cualquier intruso con su ferocidad y su vigilancia perpetua.
Hércules mata a Ladón y roba las manzanas
Pero Hércules, con su fuerza inigualable y su determinación, no se dejó intimidar. Desenvainó su arco y disparó una flecha envenenada con la sangre de la Hidra de Lerna, que había matado en uno de sus trabajos anteriores.
La flecha atravesó a Ladón, y el dragón, a pesar de su naturaleza inmortal, sucumbió al veneno. Las Hespérides, asustadas por la muerte de Ladón, no ofrecieron resistencia, mientras Hércules robaba las manzanas doradas del árbol sagrado.
Con las manzanas en su poder, Hércules regresó a Micenas para presentárselas a Euristeo. Sin embargo, debido a la naturaleza sagrada de las manzanas, Euristeo, temeroso de provocar la ira de Hera, decidió no conservarlas.
Atenea, la diosa de la sabiduría y protectora de Hércules, intervino y devolvió las manzanas al jardín de las Hespérides, restaurando así el orden divino.
Hércules asciende al Olimpo y se convierte en un dios
Hércules muere debido a un veneno que su esposa Deyanira, engañada por el centauro Nessos, le había dado sin saberlo. Al ponerse una túnica impregnada con el veneno, Hércules sufre un dolor insoportable, que lo lleva a querer morir para liberarse de él.
Construye entonces una pira funeraria en el monte Oeta y allí, al ser consumido por el fuego, su alma inmortal asciende al Olimpo, donde es recibido como un dios, dejando atrás su sufrimiento y encontrando la redención en la divinidad.
Estrellas principales
La constelación de Hércules se reconoce fácilmente por el asterismo «Clave de Bóveda», formado por Eta, Zeta, Epsilon y Pi Her.
Rasalgethi (Alfa Her), «la Cabeza del Arrodillado», se encuentra en la esquina inferior izquierda. Kornephoros (Beta Her), la estrella más brillante de la constelación, está justo a su derecha un poco más arriba.
Gamma Her está debajo de Kornephoros y Delta Her está abajo y a la izquierda del centro.
Kornephoros (β Her, Beta Herculis)
Kornephoros es la estrella beta, a pesar de ser la más brillante de la constelación de Hércules. Rasalgethi es la estrella Alfa debido a que se encuentra en la cabeza de «el Arrodillado», al que hace mención su nombre en árabe.
Kornephoros en griego significa «el portador del garrote», haciendo así referencia al propio Hércules portando una de sus poderosas armas.
Es una gigante amarilla, relativamente fría (4.900 K) de clase G (G7), a 148 años luz de distancia. Tiene una luminosidad 175 veces mayor que la del Sol y un radio casi 20 veces mayor que el solar.
Como gigante, Kornephoros está evolucionando rápidamente, y ahora probablemente esté fusionando helio en su núcleo para formar carbono y oxígeno. Kornephoros comenzó su vida como una estrella caliente de la secuencia principal de clase B.
Es una fuente significativa de rayos X que revela algo de actividad magnética y tiene una mayor abundancia relativa de nitrógeno con relación al carbono.
Un sistema binario
Kornephoros tiene una estrella compañera, pero no se ve y solo se conoce a través del efecto gravitacional que ejerce sobre ella. Esta compañera, sobre la cual casi no se sabe nada, probablemente tenga una masa un poco mayor que la del Sol.
Con una masa casi tres veces la del Sol, Kornephoros no es lo suficientemente masiva como para explotar como supernova, y finalmente morirá como una enana blanca.
ζ Her (Zeta Herculis)
Con una magnitud de 2.81, Zeta Her es la segunda estrella más brillante de la constelación de Hércules. Sin embargo, Bayer le dio la sexta letra del alfabeto griego. Se encuentra a 35 años luz de distancia de la Tierra.
Estrella doble
Zeta Her A tiene una compañera de sexta magnitud (5.53), Zeta Her B, a solo un segundo de arco aproximadamente.
Zeta Her A es una subgigante de clase G (G0) con la misma temperatura (5.780 K) que el Sol. Es 6 veces más luminosa que el Sol, y tiene un radio 2,5 veces mayor.
Con una masa un 50% mayor que la del Sol, Zeta Her A ya ha dejado de fusionar hidrógeno en su núcleo.
Zeta Her B es una enana de hidrógeno de clase G (G7), un 65% más luminosa que el Sol y con un 85% de la masa solar. Orbita con un período de 34,5 años a una distancia media de 15 UA, un 50%, más lejos que Saturno del Sol.
Una alta excentricidad orbital hace que la separación entre ambas oscile de 21 UA a 8 UA. En estas condiciones, es muy improbable la existencia de planetas orbitando a su alrededor.
δ Her (Delta Herculis)
Con una magnitud 3.14, Delta Her es la tercera estrella más brillante de la constelación de Hércules, prácticamente empatada en brillo con Pi Her. Se encuentra a 79 años luz de distancia de la Tierra.
Aunque catalogada como subgigante de tipo espectral A3IV, Delta Her es en realidad una estrella doble, con tres posibles acompañantes. Está formada por dos estrellas enanas bastante jóvenes en la secuencia principal.
Sistema doble, que no quíntuple
La pareja Delta Her A, formada por Delta Her Aa y Ab, está separada por solo 0.06 segundos de arco, o 1,45 UA. Tiene un período de rotación de al menos 335 días y se requiere un interferómetro sofisticado para poder separarlas.
Delta Her Aa es una estrella blanca de la secuencia principal. Tiene una magnitud 3.49 y una temperatura superficial de 8.500 K. Es 18.5 veces más brillante que el Sol y tiene un radio 2.0 veces el solar.
La estrella gira rápidamente, con una velocidad de rotación ecuatorial de 270 Km/s y un período de rotación de unas nueve horas. Tiene una masa de 2 soles y una edad de 370 millones de años, un tercio de su vida útil como estrella de fusión de hidrógeno.
La compañera, Delta Her Ab, probablemente sea una enana de clase F (F0) con una temperatura de 7.500 K, una luminosidad de 6.8 soles, un radio de 1.5 veces el solar y una masa de 1.6 soles.
Delta Her B (magnitud 8), Delta Her C (magnitud 10), y Delta Her D (magnitud 11), se encuentran a 12, 172 y 192 segundos de arco de Delta Her A respectivamente. Esto le da al conjunto una apariencia visual de sistema quíntuple.
Sin embargo, el movimiento de Delta Her B, C y D no coincide con el de Delta Her A, por lo que se concluye que no es un sistema quíntuple ligado gravitacionalmente, sino doble, con tres coincidencias de línea de visión.
Asterismos
El asterismo «Clave de Bóveda», «Piedra Angular» o «Trapecio de Hércules», representa el torso de Hércules. Está formado por cuatro estrellas de magnitudes 3 y 4: Pi, Eta, Zeta y Epsilon Herculis, siendo Zeta Her la más brillante del cuarteto.
Objetos más interesantes
En la constelación de Hércules se encuentra Messier 13, el famoso «Gran Cúmulo de Hércules», así como M92, otro brillante e imponente cúmulo globular que, sin embargo, pasa desapercibido debido a la fama de M13.
- M13 (NGC 6205), cúmulo globular «Gran Cúmulo de Hércules».
- M92 (NGC 6341), cúmulo globular.
- NGC 6229, cúmulo globular.
- NGC 6210, nebulosa «Tortuga».
Gran Cúmulo de Hércules (M13) (NGC 6205)
Messier 13 o «Gran Cúmulo de Hércules», es considerado el cúmulo globular más espectacular del hemisferio norte. Fue descubierto por el astrónomo inglés Edmond Halley en 1714.
Charles Messier lo añadió a su catálogo en 1764, pero estaba convencido de que el objeto nebuloso no contenía estrellas. Debido a que están tan densamente agrupadas, las estrellas del cúmulo no fueron resueltas hasta 1779.
En efecto, cerca del núcleo, la densidad estelar es unas cien veces mayor que la de nuestro vecindario solar. En 1787, Sir William Herschel lo describió ya como «un cúmulo de estrellas muy hermoso, extremadamente comprimido en el centro, y muy rico».
Con una magnitud de 5.8, M13 es apenas visible a simple vista, pero puede observarse con prismáticos. Se encuentra a un tercio de la distancia entre Eta y Zeta Her, las dos estrellas más occidentales del asterismo «Clave de Bóveda».
Un brillante cúmulo globular
M13 aparece grande y brillante en el cielo porque está relativamente cerca para ser un cúmulo globular, a unos 25 mil años luz de distancia. A esta distancia, su diámetro angular de 23′ corresponde a 145 años luz.
Pero M13 también es intrínsecamente brillante, con una magnitud absoluta de -8,7, correspondiente a una luminosidad de 250 mil soles. M13 contiene varios cientos de miles de estrellas, siendo la más brillante de todas la variable V11, con una magnitud aparente de 11,95.
A diferencia de los cúmulos abiertos, los cúmulos globulares están estrechamente unidos por gravedad y contienen estrellas muy viejas, en su mayoría rojas. M13 tiene una edad de unos 12 mil millones de años, por lo que es casi tan antiguo como la Vía Láctea.
Las estrellas dentro de M13 están tan densamente agrupadas que pueden llegar a chocar entre sí e incluso formar nuevas estrellas, llamadas «rezagadas azules». Estas son brillantes y azules, y por ello parecen más jóvenes que las estrellas en su entorno.
Cúmulo M92 (NGC 6341)
Messier 92 es uno de los cúmulos globulares más brillantes del hemisferio norte. Sin embargo, a menudo es pasado por alto por los aficionados a la Astronomía debido a su proximidad con el aún más espectacular Messier 13.
M92 fue descubierto por Johann Elert Bode en 1777. Charles Messier lo redescubrió de manera independiente y lo catalogó en 1781. Pero fue William Herschel el primero en resolver sus estrellas, en 1783.
M92 es visible a simple vista en noches oscuras, y con una magnitud de 6.3, es solo ligeramente más débil que M13. Es un tercio más pequeño que este, con un diámetro angular de 14′. Se encuentra a unos 6,5 grados al noreste de Pi Her.
Debido a la precesión del eje de la Tierra, el Polo Norte pasa a menos de 1° de este cúmulo en un ciclo de unos 26 mil años. De este modo, M92 se convertirá en el «Cúmulo del Norte» en unos 14 mil años, como ya lo fue hace unos 12 mil años (14 + 12 = 26).
Un poco más lejano y pequeño que M13
M92 está a 27 mil años luz de distancia, solo un poco más lejos que su vecino más brillante M13, y es intrínsecamente más pequeño y más tenue que él, con un diámetro de unos 100 años luz.
Su magnitud absoluta es de -8.1, equivalente a una luminosidad de 150 mil soles (el 60% de la de M 13), y tiene una masa de unos 330 mil soles.
Las estrellas de M92 son excepcionalmente pobres en hierro y otros elementos más pesados que el hidrógeno. Esto sugiere que M92 se formó antes de que el gas y el polvo de nuestra galaxia se enriquecieran con elementos pesados.
Por lo tanto, M92 es excepcionalmente antiguo, incluso para un cúmulo globular. M92 puede ser un poco más joven que M13, o tener unos 12 mil millones de años de antigüedad.
Se han descubierto solo 16 estrellas variables en este cúmulo globular, 14 de las cuales son del tipo RR Lyrae. Una es del tipo W Ursae Majoris, y una de las pocas binarias eclipsantes encontradas en un cúmulo globular.
Encontrar sistemas binarios en estos densos aglomerados estelares es muy difícil, debido a que los frecuentes encuentros cercanos entre estrellas los terminan perturbando y destruyendo finalmente.
Cúmulo NGC 6229
NGC 6229 es un cúmulo globular a unos 80 mil años luz, en los confines de la Vía Láctea. Fue descubierto por el astrónomo germano-británico William Herschel en 1787.
Se encuentra a unos 8,5 grados al noreste de Eta Her, en línea con Zeta y Eta Her y, las dos estrellas más occidentales del asterismo «Clave de Bóveda», prolongando una vez aproximadamente la distancia que las separa.
Con una magnitud visual de 9.86, NGC 6229 puede observarse con la ayuda de un pequeño telescopio.
¿Núcleo remanente de una antigua galaxia?
NGC 6229 es un cúmulo globular de baja masa con una compleja composición de hierro.
Los elementos ligeros muestran las correlaciones y anticorrelaciones clásicas que se extienden hasta el silicio, pero el cúmulo posee una gran brecha en el plano de oxígeno-sodio, que separa a las estrellas de primera y segunda generación.
NGC 6229 también tiene una abundancia inusualmente baja de [Na, Al/Fe], lo que es consistente con un origen por acreción.
Una comparación con M54 y otros cúmulos de Sagitario sugiere que NGC 6229 podría ser también el núcleo remanente de una antigua galaxia enana esferoidal.
Nebulosa «Tortuga» (NGC 6210)
NGC 6210 es una nebulosa planetaria muy pequeña, de 0,3 x 0,3 minutos de arco, pero muy brillante (magnitud 8.8). Fue descubierta en 1825 por el astrónomo alemán Friedrich Georg Wilhelm Struve.
Su forma recuerda a una tortuga que se ha tragado una concha (con mucha imaginación, eso sí), de ahí su nombre. Se encuentra a unos 4 grados al este de Kornephoros (β Her).
Una tortuga con una concha en su interior
Se estima que está a una distancia de unos 6.200 años luz, y que alcanza una extensión de aproximadamente 0,5 años luz. Con una edad que ronda los 2 mil años, se trata de una nebulosa planetaria bastante joven.
En un telescopio se percibe un color verde azulado, provocado por el elevado brillo superficial de la nebulosa. Por lo tanto, es mejor observarla a grandes aumentos.
La característica más notable de esta nebulosa son los numerosos agujeros en las capas internas, con chorros de material que fluyen desde ellos. Estos chorros producen estructuras en forma de columna que se reflejan en la dirección opuesta.
Las múltiples capas de material expulsadas por la estrella moribunda, le dan a esta nebulosa planetaria su forma peculiar. La región central más brillante parece una concha de nautilus (color blanco) y la estructura exterior más tenue (color verde) parece una tortuga.
La estrella moribunda, remanente de la explosión que originó esta nebulosa planetaria, es el punto blanco visible en el centro de la imagen.
Isabel R
Publicado a las 00:57h, 29 junioEs una preciosidad cawboy del espacio nocturno, no me imaginaba que tenía a un Pitagoras conmigo, pero espero que todas estas maravillas de tu espacio nocturno, podamos verlas juntos.
Fernando Neira Paz
Publicado a las 23:36h, 24 agostoY las veremos 💕
Ramon
Publicado a las 11:29h, 18 julioFernando me ha encantado tu página , muy interesante, pertenezco a la AAM y soy un novato con mi telescopio todavía, tu información me será de gran ayuda, soy también Ing Industrial ya jubilado
Muchas gracias por tu trabajo
Fernando Neira Paz
Publicado a las 17:00h, 26 julioGracias a ti compañero, me alegra que te sea de ayuda y espero que tengas grandes satisfacciones con esta afición.
Ignacio Bañez Rodriguez
Publicado a las 20:01h, 20 julioEnhorabuena Fernando, la web es realmente interesante y la parte de Las Constelaciones , realmente impresionante, para aprender y no parar…. La usare siempre para consulta y como web de referencia en Astronomía. Muchas gracias…
Fernando Neira Paz
Publicado a las 21:04h, 24 julioMuchas gracias Ignacio. Tengo pendiente reconfigurar todas mis guías de constelaciones para que sean aún más claras y comentarios como el tuyo me animan a hacerlo👍.
Ignacio Bañez Rodriguez
Publicado a las 20:02h, 10 agostoMuchas de nada Fernando, las gracias te las debemos dar a ti que nos ayudas a aprender y conocer un poquito más cada día de este mundo