Comprende el Universo

Venus

noreply@blogger.com (Francisco Falder) — Sun, 22 Jan 2012 12:51:00 +0000

Venus es el segundo planeta del Sistema Solar en orden de distancia desde el Sol, y el tercero en cuanto a tamaño, de menor a mayor. Recibe su nombre en honor a Venus, la diosa romana del amor. Se trata de un planeta de tipo rocoso y terrestre, llamado con frecuencia el planeta hermano de la Tierra, ya que ambos son similares en cuanto a tamaño, masa y composición, aunque totalmente diferentes en cuestiones térmicas y atmosféricas. La órbita de Venus es una elipse con una excentricidad de menos del 1%, formando la órbita más circular de todos los planetas; apenas supera la de Neptuno. Su presión atmosférica es 94 veces superior a la terrestre; es por tanto la mayor presión atmosférica de todos los planetas rocosos. A pesar de no estar más cerca del sol que Mercurio, Venus posee la atmósfera más caliente, pues esta atrapa mucho más calor del sol. Este planeta además posee el día más largo del sistema solar: 243 días terrestres, y su movimiento es retrógrado, por lo que en un día venusiano el sol sale por el oeste y se esconde por el este.

Al encontrarse Venus más cercano al Sol que la Tierra, siempre se puede encontrar, aproximadamente, en la misma dirección del Sol (su mayor elongación es de 47,8°), por lo que desde la Tierra se puede ver sólo unas cuantas horas antes del orto, en unos meses del año, o después del ocaso, en el resto del año. A pesar de ello, cuando Venus es más brillante, puede ser visto durante el día, siendo uno de los tres únicos cuerpos celestes que pueden ser vistos de día a simple vista, además de la Luna y el Sol. Venus es normalmente conocido como la estrella de la mañana (Lucero del Alba) o la estrella de la tarde (Lucero Vespertino) y, cuando es visible en el cielo nocturno, es el segundo objeto más brillante del firmamento, tras la Luna.

Por este motivo, Venus debió ser ya conocido desde los tiempos prehistóricos. Sus movimientos en el cielo eran conocidos por la mayoría de las antiguas civilizaciones, adquiriendo importancia en casi todas las interpretaciones astrológicas del movimiento planetario.

55 Cancri

noreply@blogger.com (Francisco Falder) — Sat, 17 Sep 2011 08:53:00 +0000

55 Cancri (abreviadamente 55 Cnc; denominación de Bayer Rho1 Cancri A, Rho-1 Cancri) es una estrella cercana de magnitud 6 en la constelación de Cáncer. La estrella es un sistema planetario binario. El componente primario es, como nuestro Sol, una enana amarilla, pero levemente más ligero y luminoso. La distancia al sistema es 41 años luz. El componente más luminoso es visible a simple vista o con prismáticos en los cielos muy oscuros. El secundario, 55 Cancri B , es una estrella de magnitud 13 débil enana roja, de clasificación espectral M4V .

Gira alrededor del componente más luminoso a una distancia de ~1065 UA, y en una revolución orbital que dura por lo menos decenas de miles de años.Se han descubierto cinco planetas extrasolares alrededor de 55 Cancri, fue el sistema planetario con más planetas conocidos hasta el descubrimiento de nuevos planetas en Gliese 581 y en HD 10180. Éste es el primero y hasta ahora único sistema planetario conocido con cinco planetas. Sus planetas orbitan con períodos de 3, 15, 44, 260 y 4.520 días. El más pequeño es el planeta que orbita la estrella en sólo tres días, es del mismo tamaño que Neptuno, siendo uno de los planetas extrasolares más pequeños hasta ahora descubiertos. El último en ser descubierto posee 45 veces la masa terrestre.

Tradicionalmente, se nombran los planetas extrasolares usando el nombre de su estrella primaria más una letra minúscula ordenada según el orden del descubrimiento del planeta de la estrella, empezando con "b" y siguiendo con c, d, e, f,.... Por ejemplo, el tercer planeta descubierto alrededor de 55 Cancri se llama "55 Cancri d". Las letras mayúsculas A, B, C, D se usa para los compañeros estelares; esto lleva a una situación donde la estrella compañera de 55 Cancri A se llama 55 Cancri B, pero el primer planeta descubierto de la estrella se llama 55 Cancri b. A veces, para evitar la confusión, el planeta se llama 55 Cancri Ab, mientras que a la estrella primaria se le llama 55 Cancri A en lugar de 55 Cancri. En el año 2004 se publicó la existencia de 55 Cancri e, un exoplaneta de tamaño similar a Neptuno, con una órbita de 2,8 días, que podría ser un pequeño gigante gaseoso o un gran planeta terrestre. Las medidas confirmaban, además, la existencia de 55 Cancri c. Mediante medidas del telescopio orbital Hubble se estimó la inclinación de la órbita.Un equipo internacional de astrónomos acaba de revelar nuevos y sorprendentes datos sobre 55 Cancri e, que ha resultado ser, hasta la fecha, el planeta más denso jamás observado.

Corot-9B

noreply@blogger.com (Francisco Falder) — Tue, 13 Sep 2011 05:31:00 +0000

COROT-9b es un exoplaneta que orbita alrededor de la estrella COROT-9, aproximadamente a 1.500 años luz de distancia en la constelación Serpens. La distancia de aproximación más cercana de COROT-9b a su estrella es de aproximadamente 0,36 UA es la más grande de todos los planetas en tránsito conocidos, con un período orbital de 95 días. El tránsito de este planeta dura 8 horas, y su temperatura se sitúa entre 250 K (−23°C; −10°F) y 430 K (157°C; 314°F).

Fue descubierto por el satélite COROT en órbita polar alrededor de la Tierra, este busca un pequeño declive en la luz de las estrellas mientras que un planeta pasa delante de él. Este descubrimiento fue anunciado en el 2010 en el día de San Patricio, después de 145 días de observaciones continuas en el verano del 2008. Tiene una masa de 0.84 MJ según lo determinado por la espectroscopia de HARPS, y tiene un radio de 1.05 RJ según lo determinado en el tránsito por la fotometría de la curva de la luz del planeta mientras pasa enfrente de su estrella. Esto implica que este planeta tiene una densidad correspondiente al 96% de la densidad del agua, la gravedad es 1.93 veces la de Tierra.

Puesto que es el primer planeta gigante templado encontrado por el método del tránsito, permitirá por primera vez que los astrónomos sean capaces de estudiar la atmósfera de un planeta gigante templado, examinando de que están compuestas las nubes, la composición de la atmósfera, de las distribuciones de la temperatura, e inclusive el interior del planeta. La atmósfera de este planeta es probablemente dominada por el hidrógeno y el helio (como Júpiter y Saturno) con hasta 20 masas de Tierra de otros elementos, incluyendo agua y roca a altas temperaturas y presiones.

KY Cygni

noreply@blogger.com (Francisco Falder) — Sat, 10 Sep 2011 03:00:00 +0000

KY Cygni (KY Cyg / N 339.1929 / RAFGL 2575) es una estrella de la constelación del Cisne, distante aproximadamente 5200 años luz del Sistema Solar. Es una supergigante roja de tipo espectral M3, pero de un tamaño colosal. Su hallazgo se llevó a cabo tras estudiar una muestra de 74 supergigantes rojas en la Vía Láctea y fue presentado en el encuentro de la Sociedad Astronómica Americana en 2005.

Aunque KY Cygni no es la estrella conocida de mayor tamaño, siendo superada por VY Canis Majoris o VV Cephei, es mucho mayor que otras conocidas supergigantes como Antares y Betelgeuse. Con un diámetro 1420 veces mayor que el diámetro solar, si estuviese situada en el lugar del Sol, su superficie se extendería hasta 6,6 UA, una distancia intermedia entre las órbitas de Júpiter y de Saturno. Con una masa de 25 soles, su futuro es estallar como una supernova, pudiendo dejar como remanente una estrella de neutrones o incluso un agujero negro.

Una estrella tan enorme como KY Cygni también es muy luminosa. Su luminosidad es 270.000 veces superior a la luminosidad solar, aunque en esta faceta es claramente superada por otras estrellas más masivas y calientes. Es una variable irregular cuyo brillo varía entre magnitud aparente +13,5 y +15,5.

OGLE-2005-BLG-390Lb

noreply@blogger.com (Francisco Falder) — Tue, 06 Sep 2011 15:46:00 +0000

OGLE-2005-BLG-390Lb es un planeta extrasolar que orbita la estrella OGLE-2005-BLG-390L, situada a 20.000 años luz de la Tierra, en la constelación de Sagitario, cerca del centro de la Vía Láctea. En el momento del descubrimiento era el exoplaneta más parecido a la Tierra. El descubrimiento del planeta por PLANET/RoboNet (Probing Lensing Anomalies NETwork/Robotic Telescope Network), OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment) y MOA (Microlensing Observations in Astrophysics) fue anunciado el 25 de enero de 2006. Fue descubierto en los observatorios de ESO en Chile.

OGLE-2005-BLG-390Lb orbita alrededor de una estrella enana roja a una distancia de 2,5 UA, aproximadamente unos 380 millones de kilómetros, algo menos que la distancia entre Júpiter y el Sol. Hasta este descubrimiento, no se había encontrando ningún planeta extrasolar a mayor distancia de 0,15 UA de su estrella. El planeta tiene un tiempo de traslación de unos 10 años terrestres.
Se ha estimado que la masa del planeta es sobre cinco veces la de la Tierra (con un factor de incertidumbre de dos). Algunos astrónomos han especulado que puede tener un núcleo rocoso como el terrestre, con una atmósfera tenue. La distancia a la estrella, y la relativa temperatura baja de ésta, da como temperatura superficial del planeta alrededor de los 53 K o -220°C. Si es un mundo rocoso, esta temperatura dejaría a sustancias volátiles, como el amoníaco, metano y nitrógeno, convertidos en sólidos por congelación. Michael Turner, director auxiliar para el directorio de ciencias físicas y matemáticas de la National Science Foundation, ha dicho que "el equipo ha descubierto el planeta más parecido a la Tierra" . Anterior a este descubrimiento, el más pequeño de los planetas extrasolares (Gliese 876 d) tenía 7,5 veces la masa terrestre.

Mu Arae C

noreply@blogger.com (Francisco Falder) — Mon, 05 Sep 2011 13:48:00 +0000

Mu Arae c (también conocido como HD 160691 c) es el segundo planeta extrasolar que se descubrió en órbita alrededor de la estrella subgigante amarilla Mu Arae. Situado en la constelación de Ara, a una distancia aproximada de 49,8 años luz de la Tierra, Mu Arae c es el primer planeta en distancia desde su estrella de los cuatro planetas conocidos que componen el sistema planetario. Su descubrimiento fue anunciado el 25 de agosto de 2004.

Ninguno de los cuatro planetas que orbitan Mu Arae son visibles desde la Tierra por medios directos basados en la tecnología disponible actualmente; todos ellos fueron hallados mediante el estudio de la velocidad radial de su estrella. El descubrimiento de Mu Arae c se realizó con la ayuda del espectrómetro HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher, en inglés; Buscador de Planetas por Velocidad Radial de Alta Precisión, en español), en el European Southern Observatorydel Observatorio de La Silla, Chile. Los datos que revelaron la presencia del planeta fueron reunidos mediante las observaciones efectuadas durante ocho noches en junio de 2004.

La órbita del planeta se halla muy cercana a Mu Arae, por lo que logra completarla cada 9,6 días. Al momento del descubrimiento se creyó que su masa mínima era de sólo 14 veces la de la Tierra, aunque análisis posteriores han establecido que su masa equivale a 10,5 veces la masa terrestre.
Suponiendo que su masa verdadera sea similar a la de Neptuno y Gliese 436 b, en teoría el tamaño máximo de un planeta terrestre sería de 14 veces el de la Tierra. Es posible que se haya formado un planeta rocoso de este tamaño, ya que Mu Arae cuenta con una metalicidad superior a la de nuestro Sol. Además, se cree que se habría formado dentro de la «línea de nieve» del sistema, a 3,2 UA. No obstante, las distintas hipótesis de creación del sistema coinciden en que el planeta luego habría atraído grandes cantidades de elementos volátiles antes de que su estrella pudiese eliminar el hielo, por lo que ahora tendría un núcleo de tan sólo 6 veces la masa terrestre. Posiblemente, dicho núcleo se encuentre envuelto en el suficiente hielo caliente y gases para que el comportamiento del planeta se asemeje más al de Neptuno.
μ Arae c se halla demasiado lejos de su estrella para estar sujeto a eyecciones de masa coronal. Existen desacuerdos dentro de la comunidad científica con respecto a si se trata o se trató de un Neptuno caliente en cuanto a su masa (Lammer); o si podría haberse desarrollado a partir de un gigante gaseoso, perdiendo la mayoría de su masa en el proceso (Baraffe). En el caso de tratarse de un gigante gaseoso «erosionado», su estrella habría transformado a Mu Arae c a partir de un protoplaneta de gran tamaño que habría tenido entre 20 veces la masa de la Tierra y la mitad de la masa de Júpiter. Si la última suposición fuese la correcta, su radio actual sería de unas 0,6 veces el de Júpiter.
Debido a su proximidad a Mu Arae, la temperatura del planeta debe ser alta. Sus descubridores optaron por un albedo de 0,35 (algo más leve que otros albedos elegidos para calcular la temperatura de Júpiteres calientes como, por ejemplo, tau Boötis b. Posiblemente, esto se deba a que los descubridores suponen que el planeta se trata de una Súper-Tierra de silicato desprovista de nubes y una atmósfera espesa con dispersión de Rayleigh. De ser así, la temperatura en la superficie rondaría los 900 K.Siguiendo un esquema de Sudarsky tipo III o IV con nubes oscuras y/o una atmósfera espesa (que es lo más probable), la temperatura serìa mucho mayor.
Las posibilidades de que en este planeta exista vida tal como la conocemos son extremadamente bajas.

Eta Carinae

noreply@blogger.com (Francisco Falder) — Sun, 04 Sep 2011 10:10:00 +0000

Eta Carinae (η Car / η Carinae) es una estrella del tipo variable luminosa azul, situada en la constelación de la Quilla. Su masa oscila entre 100 y 150 veces la masa solar, lo que la convierte en una de las estrellas más masivas conocidas en nuestra Galaxia. Asimismo, posee una altísima luminosidad, de alrededor de cuatro millones de veces la del Sol; debido a la gran cantidad de polvo existente a su alrededor, Eta Carinae irradia el 99% de su luminosidad en la parte infrarroja del espectro, lo que la convierte en el objeto más brillante del cielo en el intervalo de longitudes de onda entre 10 y 20 µm. Eta Carinae es una estrella muy joven, con una edad entre los 2 y los 3 millones de años, y se encuentra situada en NGC 3372, también llamada la Gran Nebulosa de Carina o simplemente Nebulosa de Carina. Dicha nebulosa contiene varias estrellas supermasivas, incluyendo además de a Eta Carinae a la estrella HD 93129A.

La estrella está rodeada por una nebulosa conocida como la Nebulosa del Homúnculo. Dada su gran masa, Eta Carinae es altamente inestable y propensa a violentas eyecciones de materia. Según las teorías actuales de la estructura y de la evolución estelares, esta inestabilidad es causada por luminosidad extrema y una temperatura superficial no excesivamente caliente, lo que la sitúa dentro del diagrama Hertzsprung-Russell en una región afectada por el límite de Eddington. En dichas circunstancias, la elevadísima presión de la radiación en la "superficie" de la estrella hace que ésta expulse grandes cantidades de materia de sus capas exteriores al espacio. En la imagen se puede apreciar la nebulosa Homúnculo, formada por estas eyecciones de materia. Eta Carinae probablemente termine su vida en una explosión de supernova dentro de unos pocos cientos de miles de años. Algunos astrónomos especulan con que esto ocurrirá dentro de un lapso mucho menor de tiempo, pero existen muchas incertidumbres al respecto, pues la evolución de las estrellas supermasivas es muy difícil de modelar numéricamente.

Eta Carinae presenta ocasionalmente grandes erupciones, la última en 1841. La razón de estas explosiones no es bien conocida, aunque se cree que son causadas por acumulación de radiación procedente de la enorme luminosidad de la estrella. Existen teorías recientes que indican que las erupciones podrían estar provocadas por el paso de su estrella compañera por el periastro de la órbita.

Las estrellas extremadamente grandes como Eta Carinae consumen su combustible muy rápidamente, como lo evidencia su alta luminosidad, y se convierten en supernova o hipernova a los tres millones de años desde su formación (se estima el tiempo proyectado de existencia de nuestro Sol en unos 12 mil millones de años, de los cuales ya han transcurrido 4,6). Observaciones recientes parecen indicar que Eta Carinae es una estrella binaria, con dos estrellas orbitando en un periodo de aproximadamente 5,54 años. Las observaciones realizadas por el Observatorio de rayos X Chandra muestran que otra supernova procedente de una estrella similar a Eta Carinae se vio precedida por erupciones semejantes a las que ésta muestra con cierta frecuencia, por lo que sería posible que, en cualquier momento, esta estrella se convirtiera en supernova. Debido a la cercanía de esta estrella a la Tierra (7.500 años-luz, una distancia ínfima comparada con las supernovas observadas en otras galaxias), un fenómeno de este tipo se convertiría en uno de los acontecimientos astronómicos más importantes de todos los tiempos.

CW Leonis

noreply@blogger.com (Francisco Falder) — Sun, 04 Sep 2011 10:04:00 +0000

CW Leonis (IRC +10216 / CGCS 2619) es el nombre de la estrella de carbono más conocida y estudiada, que se encuentra en la constelación de Leo. Aunque visualmente es una estrella muy tenue, es, después de Eta Carinae, el objeto extrasolar más brillante del cielo en longitud de onda de 10 μm, ya que emite la mayor parte de su energía como radiación infrarroja. Se encuentra aproximadamente a 490 años luz del Sistema Solar.De tipo espectral C9.5e o CV7, CW Leonis muestra una relación entre los contenidos de carbono y oxígeno de 1,4. Tiene una temperatura superficial de tan sólo 1915 K y es una supergigante cuyo radio es 826 veces más grande que el radio solar. Su luminosidad bolométrica es 17.000 mayor que la luminosidad solar.

Como otras estrellas semejantes, CW Leonis pierde masa estelar a un fuerte ritmo; cada año pierde el equivalente a 3,3 × 10-5 masas solares. Se encuentra envuelta por un caparazón de gas y polvo formado por material arrastrado por el viento estelar. En el caparazón se han detectado, entre otros elementos, carbono, nitrógeno, oxígeno, silicio, hierro y también agua. Se piensa que es un raro caso de protonebulosa planetaria, un sistema en una primera fase de evolución hacia una nebulosa planetaria. En el transcurso de los próximos 10.000 - 30.000 años, CW Leonis morirá dejando tras de sí una nebulosa planetaria y una enana blanca.Como estrella variable, CW Leonis es una variable Mira con un período de 630 días cuyo brillo varía entre magnitud aparente +10,96 y +14,8.

Cinturon de asteroides

noreply@blogger.com (Francisco Falder) — Fri, 17 Jun 2011 06:52:00 +0000

El cinturón de asteroides es una región del Sistema Solar comprendida aproximadamente entre las órbitas de Marte y Júpiter. Alberga multitud de objetos irregulares denominados asteroides o planetas menores. Esta región también se denomina cinturón principal con la finalidad de distinguirla de otras agrupaciones de planetas menores dentro del Sistema Solar, como el cinturón de Kuiper o el disco disperso.Más de la mitad de la masa total del cinturón está contenida en los cuatro objetos de mayor masa: Ceres, Palas, Vesta e Higia. Ceres, el más masivo de todos y el único planeta enano del cinturón, posee un diámetro de 950 km y una masa doble que Palas y Vesta juntos.

La mayoría de cuerpos que componen el cinturón son mucho más pequeños. El material del cinturón, apenas un 4% de la masa de la Luna, se encuentra disperso por todo el volumen de la órbita, por lo que sería muy difícil atravesarlo y chocar con uno de estos objetos. No obstante, dos asteroides de gran tamaño pueden chocar entre sí, formando las que se conocen como familias de asteroides, que poseen composiciones y características similares. Las colisiones también producen un polvo que forma el componente mayoritario de la luz zodiacal. Los asteroides pueden clasificarse, según su espectro y composición, en tres tipos principales: carbonáceos (tipo-C), de silicato (tipo-S) y metálicos (tipo-M).
El cinturón de asteroides se formó en la nebulosa protosolar junto con el resto del Sistema Solar. Los fragmentos de material contenidos en la región del cinturón hubieran formado un planeta, pero las perturbaciones gravitacionales de Júpiter, el planeta más masivo, produjeron que estos fragmentos colisionaran entre sí a grandes velocidades y no pudieran agruparse, resultando en el residuo rocoso que se observa en la actualidad.

Una consecuencia de estas perturbaciones son los huecos de Kirkwood; zonas donde no se encuentran asteroides debido a resonancias orbitales con Júpiter, y sus órbitas se tornan inestables. Si algún asteroide pasa a ocupar esta zona es expelido en la mayoría de los casos fuera del Sistema Solar, aunque en ocasiones puede ser enviado hacia algún planeta interior, como la Tierra, y colisionar con ella. Desde su formación se ha expulsado la mayor parte del material.

Shaula

noreply@blogger.com (Francisco Falder) — Thu, 02 Jun 2011 07:52:00 +0000

Shaula (λ Sco / 35 Sco) es una estrella situada en la constelación de Escorpio («El Escorpión»). A pesar de su designación Bayer «Lambda» (sexta letra del alfabeto griego) es, tras Antares (α Scorpii), el segundo punto más brillante de la constelación. Su nombre proviene del árabe الشولاء aš-šawlā´, «el aguijón».Shaula aparece visualmente como una estrella múltiple con tres componentes: λ Scorpii A, de magnitud aparente +1,62, λ Scorpii B a una distancia de 42 segundos de arco, y λ Scorpii C, a una distancia de 95 segundos de arco de A. Se desconoce si las componentes B y C están físicamente asociadas a A.

Lambda Scorpii A es, a su vez, un sistema estelar triple. La componente principal, Shaula A o Shaula Aa, está catalogada como una subgigante azul de tipo espectral B2IV y una temperatura superficial de 25.000 K. Su radio es 6,2 veces mayor que el solar y su masa equivale a unas 11 masas solares, parámetros más en concordancia con una estrella de secuencia principal y no con una subgigante. Es además una variable pulsante de tipo Beta Cephei con dos períodos superpuestos de 0,2137 y 0,1069 días.Shaula B orbita cada 2,96 años alrededor de la estrella principal, a una separación media real de 5,7 unidades astronómicas (ua). Se la puede considerar una versión menor de Shaula A; su radio es 5,4 veces el solar y su masa es 8 veces la del Sol. Con una temperatura superficial de 21.000 K, es 5.000 veces más luminosa que el Sol.

La tercera componente, denominada Shaula Ab, tiene un período orbital en torno a Shaula Aa de sólo 5,9525 días, en una órbita excéntrica -a pesar de su proximidad- que hace que la separación entre las dos estrellas varíe entre 0,11 y 0,19 ua. Con una masa estimada 1,8 veces mayor que la masa solar, Shaula Ab puede ser una estrella de neutrones, una enana blanca masiva o, quizás con mayor probabilidad, una estrella T Tauri aún en formación, dada la juventud del sistema, que es inferior a los 15 millones de años.Aunque el satélite Hipparcos situó a Shaula a 700 años luz de distancia de la Tierra, observaciones más recientes sugieren que la distancia puede ser de sólo 365 años luz, prácticamente la mitad del valor anterior.

Acrux

noreply@blogger.com (Francisco Falder) — Thu, 19 May 2011 21:43:00 +0000

Ácrux (α Crucis), es la decimocuarta estrella más brillante del cielo, con una magnitud total de 1,05 e identificada como doble por los misioneros jesuitas.

Está compuesta por dos estrellas azules, una subgigante de magnitud 1,33 y una enana de secuencia principal de magnitud 1,7; en conjunto (es decir, sin resolver el par) se observa con una magnitud de 0,73. Cada uno de los miembros de la estrella es, a su vez, una doble espectroscópica de períodos 75d769 y 56d respectivamente. Ácrux es, por lo tanto, un sistema estelar cuádruple.

Son estrellas de helio, luminosísimas y dotadas de una temperatura superficial de unos 30.000 K. El sistema cuádruple de Ácrux está situado a 510 años luz de distancia y sobre esta base se calcula que la separación entre las dos parejas espectroscópicas es de unas 500 unidades astronómicas, algo así como seis veces todo nuestro Sistema Solar.

La alineación de las estrellas de la Cruz del Sur γ-α nos indica la dirección al Polo Sur Celeste (ver esfera celeste); la traza imaginaria de una bisectriz a la línea que une α Centauri (Rigil Kentaurus) con β Centauri (Hadar) corta a la anterior línea más o menos sobre el polo sur. La estrella polar sur (Polaris Australis) es σ Octantis (α=21h08m44s9; δ= -88º57'44" )

Polux

noreply@blogger.com (Francisco Falder) — Tue, 17 May 2011 09:45:00 +0000

Para algunos el nombre de Pólux significa «mucho vino», ya que en astrología Pólux se asocia con prosperidad y celebraciones con vino. De forma más específica, Pólux hace referencia al hermano inmortal de los Dioscuros, Pólux o Polideuco, hijo de Zeus y Leda.La estrella también recibe el nombre árabe Al-Ras al-Tau'am al-Mu'akhar (الرأس التؤام المؤخر), literalmente «la cabeza del segundo gemelo». En Babilonia determinaba la duodécima constelación eclíptica, Mash-mashu-arkū, «el gemelo oriental»; individualmente recibía el título de Mu-sir-kes-da, el «yugo del cercado». En China denominan a esta estrella Yang, que en la filosofía oriental es una de las dos fuerzas fundamentales, opuestas pero complementarias, que se encuentran en todas las cosas.Junto a Cástor forma la nakshatra (mansión astrológica hindú) llamada Punarvasu en el calendario astronómico hindú.

Pólux es una estrella gigante naranja de tipo espectral K0IIIb. Situada a 33,7 años luz de distancia, es la gigante naranja más próxima al Sistema Solar. Con una temperatura superficial de 4770 K, su radio es 9 o 10 veces mayor que el radio solar. Incluyendo la energía radiada en el infrarrojo, su luminosidad, aunque muy superior a la del Sol —46 veces mayor—, es baja en comparación a otras gigantes naranjas cercanas como Arturo (α Boötis) o Menkent (θ Centauri). Su luminosidad y temperatura permiten estimar una masa 1,8 veces mayor que la masa solar. Como estrella gigante que es, en su núcleo se produce la fusión del helio en carbono y oxígeno.

Pólux es la estrella más brillante a la que se le ha descubierto un planeta extrasolar. Este, denominado Pólux b, tiene una masa mínima 2,9 veces mayor que la masa de Júpiter y describe una órbita casi circular a 1,69 ua de Pólux, siendo su período orbital de 1,6 años. Dada la luminosidad de la estrella central y su distancia a la misma, el planeta recibe 16 veces más radiación que la que recibe la Tierra del Sol.

Adhara

noreply@blogger.com (Francisco Falder) — Thu, 05 May 2011 01:30:00 +0000

Adhara (Épsilon Canis Majoris / ε CMa / 21 Canis Majoris) es una estrella en la constelación Canis Major de magnitud aparente +1,51. Posee la designación Bayer «Épsilon», quinta letra del alfabeto griego, a pesar de ser la segunda más brillante en su constelación y una de las más brillantes del cielo nocturno. El nombre tradicional de Adhara —a veces escrito Adara o Adharaz— proviene de la palabra árabe عذارى ‘aðāra’, «vírgenes». Su principal significado es «flor de azahar», de ahí su derivación a «vírgenes» por ser la flor representante de la pureza. También es conocida en China como 弧矢七, simbolizando concretamente «la séptima estrella del arco y la flecha».

Adhara es una estrella binaria distante 405 años luz del Sol. La estrella principal es una supergigante azul o gigante luminosa de tipo espectral B2Iab. Tiene una temperatura superficial de 21.900 K y posee una luminosidad (radiación total) equivalente a 22.300 veces la del Sol. Si estuviera a la misma distancia que Sirio (α Canis Majoris) tendría una magnitud aparente de -7 y se vería 7 veces más brillante que el planeta Venus. Esta estrella es también uno de los emisores conocidos de rayos ultravioleta más brillantes del cielo. La medida de su diámetro angular conduce a un radio de 10,4 veces el radio solar. Sus parámetros de luminosidad y temperatura permiten estimar su masa entre 11 y 12 veces la masa del Sol, lo que probablemente sea suficiente para que en el futuro explote como supernova.

La componente secundaria del sistema de Adhara, de octava o novena magnitud, probablemente es una estrella en el límite entre los tipos A y F. Visualmente a 7 segundos de arco de Adhara A, la separación real con ella es de, al menos, 900 unidades astronómicas, siendo su período orbital superior a los 7500 años. A pesar de la distancia angular relativamente amplia que las separa, las componentes sólo pueden ser resueltas mediante telescopio, ya que la estrella principal es unas 250 veces más brillante que su compañera.

Hace unos 4.700.000 años, Adhara se encontraba a sólo 34 años luz del Sistema Solar, lo que la convertía en la estrella más brillante del cielo nocturno con una magnitud aparente de -3,99. Ninguna otra estrella ha sido tan brillante desde entonces, ni ninguna alcanzará de nuevo este brillo durante, al menos, los próximos 5 millones de años.

Fomalhaut

noreply@blogger.com (Francisco Falder) — Fri, 29 Apr 2011 08:34:00 +0000

Fomalhaut (Alfa Piscis Austrini / α PsA / 24 Piscis Austrini) es una estrella de magnitud aparente +1,16, la más brillante de la constelación Piscis Austrinus («El Pez Austral») y una de las estrellas más brillantes en el cielo nocturno. El nombre Fomalhaut procede del Árabe فم الحوت, fum al-ħūt, y significa «boca de ballena (o del pez)». A lo largo de la historia esta estrella ha tenido diversas variaciones de su nombre, desde Fomahant —como figura en las Tablas Alfonsíes— hasta Fomalhout. Ya fue identificada en la Prehistoria y hay evidencias arqueológicas de que formaba parte de rituales en la antigua Persia, donde podría haber sido una de las cuatro «estrellas reales» persas, recibiendo el nombre de Hastorang.

En la religión de Streghería, Fomalhaut es un Ángel Caído y el cuarto guardián de la puerta del norte. Fomalhaut es una estrella blanca de la secuencia principal de tipo espectral A4V que se encuentra a aproximadamente 25 años luz —7,7 pársecs— de la Tierra. Se piensa que es una estrella joven, de sólo unos 200 millones de años de edad. Su temperatura superficial es de 8750 K. Comparada con la del Sol, su masa es de 2,3 mayor, y su diámetro es alrededor de 1,7 veces más grande. Brilla con una luminosidad 17,7 veces mayor que la luminosidad solar. Fomalhaut forma parte de la Asociación estelar de Cástor, un grupo de estrellas que comparte un movimiento común a través del espacio. Otros miembros de esta asociación son Cástor (α Geminorum) y Vega (α Lyrae). La estrella variable fulgurante TW Piscis Austrini, miembro de este grupo y distante sólo 0,9 años luz de Fomalhaut, podría estar ligada gravitacionalmente a ella. Fomalhaut está rodeada por un disco de polvo en forma de toroide con un borde interior muy agudo a una distancia radial de 133 unidades astronómicas (ua); el disco está inclinado 24 grados con relación al plano del cielo. El polvo está distribuido en un cinturón de 25 ua de ancho, y el centro geométrico del disco está desplazado a unas 15 ua de Fomalhaut. El disco también es conocido como el “Cinturón de Kuiper de Fomalhaut”. Se cree que el disco que rodea a Fomalhaut es un disco protoplanetario que emite una considerable cantidad de radiación infrarroja. Discos similares se han descubierto en Vega, β Pictoris y Denébola (β Leonis).

El 13 de noviembre de 2008 se anunció el descubrimiento de un planeta extrasolar, denominado Fomalhaut b, en órbita en el límite interior del anillo circumestelar. Fue el primer planeta extrasolar observado en el espectro visible, lo que se llevó a cabo con el Telescopio Espacial Hubble. La existencia del planeta había sido previamente intuida debido al borde interior agudo y elíptico del disco. Se estima que la masa del planeta no excede en tres veces la masa de Júpiter, y es al menos tan masivo como Neptuno. La separación media con respecto a la estrella es de 115 ua —12 veces la distancia entre Saturno y el Sol— pero la excentricidad de la órbita de Fomalhaut b implica una variación de la distancia entre 102 y 127 ua. Su período orbital es de aproximadamente 872 años.Existe evidencia de que la órbita del planeta no está apsidalmente alineada con el disco de polvo, lo que puede indicar que planetas adicionales pueden ser responsables de la actual estructura del disco. No obstante, imágenes en banda M capturadas desde el Observatorio MMT restringen de forma importante la posible existencia de gigantes gaseosos dentro de las 40 ua más cercanas a la estrella.

Rigel

noreply@blogger.com (Francisco Falder) — Tue, 26 Apr 2011 20:44:00 +0000

Rigel (Beta Orionis / β Ori / 19 Orionis) es un sistema estelar en la constelación de Orión. Aunque su denominación de Bayer «Beta» debería corresponder a la segunda estrella más brillante de la constelación, su magnitud aparente de +0,18 la sitúa de hecho como la más brillante de la misma, por delante de Betelgeuse («Alfa» Orionis). Rigel está situada en el supuesto pie izquierdo de la figura del cazador Orión que forman las estrellas de la constelación. De ahí proviene su nombre, del árabe Rijl jauza al-Yusra, «el pie izquierdo del central», en alusión a Orión. Otro nombre de la estrella, rara vez utilizado, es Algebar o Elgebar, derivado del árabe ar-Rijl al-Jabbār, «el pie del gigante». En China era conocida como 宿七, Shēnxi ù Qī, «La Séptima de las Tres Estrellas». Este curioso nombre se debe a que, inicialmente, el Asterismo de Las Tres Estrellas constaba justamente de sólo tres, el célebre Cinturón de Orión (ver constelaciones chinas). Posteriormente se añadieron cuatro estrellas al asterismo, pero el nombre permaneció inalterado.En Japón era conocida como 源氏星, Genjiboshi, «La estrella de Clan Genji».

Situada más lejos de las medidas fiables de paralaje, las estimaciones espectroscópicas sitúan a Rigel entre 700 y 900 años luz —210 y 280 pársecs— del Sistema Solar. La mejor conjetura del satélite Hipparcos es una distancia de 860 años luz. La principal componente del sistema es una supergigante blanco-azulada de tipo espectral B8Iab y con una temperatura superficial de 11.500 K. Estrella muy masiva —tiene una masa de 18 masas solares—, brilla con una luminosidad en el espectro visible 50.000 veces superior a la del Sol; si se considera la luz ultravioleta, su luminosidad aumenta hasta 85.000 veces la emitida por el Sol. Su radio es igual a 73 veces el radio solar —equivalente a 0,34 unidades astronómicas—, por lo que si estuviese en el lugar del Sol, se extendería casi hasta la órbita de Mercurio. Muy avanzada en su evolución, lo más probable es que en su interior exista un núcleo inerte de helio, si bien también podría estar fusionando helio en carbono y oxígeno después de haber pasado por la fase de gigante roja. Estrellas de esta masa finalizan sus vidas en una explosión de supernova.

Al moverse por una región con nebulosidades y siendo tan luminosa, Rigel ilumina varias nubes de polvo cercanas, siendo la más notable IC 2118 (la «Nebulosa Cabeza de Bruja»). Rigel parece también asociada a la Nebulosa de Orión, la cual, aunque situada aproximadamente en la misma línea de visión, se halla casi dos veces más alejada de la Tierra. A pesar de la diferencia de distancia, la proyección de la trayectoria de Rigel por el espacio, considerando su edad estimada —unos 10 millones de años—, la sitúa originalmente cerca de la nebulosa. Aunque Rigel es a veces clasificada como miembro de la Asociación estelar Orión OB1, parece estar demasiado próxima a nosotros para ser considerada un miembro real de la misma, a no ser que —al igual que Betelgeuse (α Orionis)— fuera expulsada de su lugar de nacimiento. Rigel es una estrella variable con pequeñas oscilaciones en su brillo, fenómeno poco común en supergigantes. El rango de variabilidad oscila entre 0,3 y 0,03 magnitudes, equivalente a una variación entre el 3% y el 30%, con un periodo de 25 días. Se ha propuesto que la variabilidad se debe a la existencia de una cuarta estrella en el sistema —véase abajo la sección Sistema estelar—, pero generalmente se considera que la verdadera causa radica en pulsaciones en la superficie de la estrella principal.

Se sabe que Rigel es una binaria visual al menos desde 1831, cuando fue medida por vez primera por Friedrich Georg Wilhelm von Struve. Aunque la estrella acompañante, Rigel B, tiene magnitud +6,7, su proximidad a Rigel A —más de 500 veces más brillante— supone un desafío para telescopios de menos de 150 mm de apertura. A la distancia estimada del sistema, Rigel B está separada de la estrella primaria por más de 2500 unidades astronómicas (ua); consecuentemente, no se ha detectado movimiento orbital alguno, si bien comparten movimiento propio. A su vez, Rigel B es una estrella binaria, compuesta por dos estrellas de secuencia principal separadas entre sí unas 100 ua. El período orbital de esta binaria es de unos 400 años. Una cuarta estrella de magnitud 15 parece también estar asociada al sistema. Visualmente a 44 segundos de arco —que corresponde a una separación real de más de 11.500 ua— puede ser una enana de tipo K que tarda unos 250.000 años en completar una órbita en torno al brillante trío interior.

Hadar

noreply@blogger.com (Francisco Falder) — Sun, 24 Apr 2011 08:48:00 +0000

El nombre de Hadar es de origen árabe y su significado es incierto; para algunos autores significa «suelo». El otro nombre de la estrella, Agena, proviene del latín y significa «la rodilla (del centauro)». El nombre de Wazn, del árabe «peso», parece que se ha utilizado para designar a Alfa y Beta Centauri, así como a estrellas de las constelaciones de Columba y Canis Major; en la actualidad es el nombre habitual de la estrella δ Canis Majoris. Situada a una distancia entre 350 y 392 años luz de distancia, Hadar figura clasificada en los catálogos como una gigante blanco-azulada de magnitud absoluta -5,42, intrínsecamente mucho más luminosa que Alfa Centauri pero 90 veces más alejada que ésta. En 1935, J.G. Voute descubrió que Hadar es una estrella doble, asignándole el identificador VOU 31. La estrella más tenue del par, Hadar B, tiene tipo espectral B8 y magnitud 4, estando separada de la estrella primaria al menos 120 unidades astronómicas (ua). Su período orbital es igual o superior a 225 años.

La estrella principal, Hadar A, es, a su vez una binaria espectroscópica, siendo ambas componentes casi idénticas y de tipo espectral B1 o B2. Con un período orbital de 357 días, la órbita es muy excéntrica, haciendo que la separación entre ambas varíe entre 0,53 y 5,5 ua; la mínima separación tuvo lugar en febrero de 2000. La velocidad de rotación medida —igual o mayor de 140 km/s—, junto con su diámetro —9 veces el del Sol—, dan como resultado un período de rotación inferior a 3 días para una de las estrellas al menos. A su vez, una o las dos estrellas son variables del tipo Beta Cephei con dos períodos de 3,2 y 5,3 horas. La proximidad entre las dos estrellas hace que sean una fuente de rayos X, debido a la existencia de vientos estelares cuya temperatura alcanza los 2 millones de K. Cada una tiene una masa de 14,7 masas solares —aunque otro estudio señala masas inferiores de 10,7 y 10,3 masas solares—, y se piensa que en realidad no son gigantes sino estrellas que aún fusionan hidrógeno en helio, aunque probablemente les quede poco tiempo antes de abanadonar la secuencia principal. Posteriormente se expandirán en gigantes rojas y con seguridad la evolución de cada una de ellas afectará profundamente a la otra.

Altair

noreply@blogger.com (Francisco Falder) — Fri, 22 Apr 2011 08:55:00 +0000

Altair (Alfa Aquilae / α Aql / 53 Aql) es la estrella más brillante de la constelación de Aquila («El Águila»). Los árabes, que también veían en esta constelación una gran águila volando, la llamaron elnars-el-tair, de donde derivó el nombre de Altair. Ocupa el duodécimo lugar en orden de brillo entre todas las estrellas del cielo. Su magnitud en banda B (filtro azul) es 0.99, su magnitud en banda V (filtro verde) es 0.77. Está a 16 años luz del Sistema Solar, acercándose a razón de 26.100 m/s.

Es un astro magnífico, unas cuatro veces más voluminoso que nuestro Sol, de tipo espectral A (color blanco, igual que Sirio) y muchísimo más joven, con sólo 630 millones de años de edad. La temperatura superficial de este tipo espectral oscila entre 7500 y 11000 K, y el espectro presenta líneas intensas del hidrógeno, el calcio ionizado y otros metales ionizados, además de líneas débiles del helio.

Esta estrella, junto con Vega (α Lyrae) y Deneb (α Cygni), configuran en el cielo del Hemisferio Norte lo que se conoce como el triángulo de verano, cuyo centro es la estrella Albireo (β Cygni).Altair posee una de las velocidades de rotación más altas que se conocen, sólo inferior a las de las estrellas de neutrones y las enanas blancas. El periodo de rotación es sólo de 6 horas 30 minutos y sus estratos periféricos ecuatoriales se mueven a la velocidad de 250 km/s. La rápida rotación axial de Altair se supone que está relacionada con la joven edad de la misma y resalta inmediatamente al examinar el espectro, cuyas líneas aparecen considerablemente ensanchadas debido al claro desfasaje en longitud de onda, de la radiación emitida por las partes de la estrella que se aproximan, con relación a la que proviene de las que se alejan. Debido a las grandes fuerzas centrífugas que se desarrollan en el interior de su propia masa, la estrella ha tomado forma achatada y su diámetro ecuatorial es un 20% mayor que el polar. Asimismo se verificó el fenómeno propio de estrellas de alta rotación conocido como «oscurecimiento gravitatorio».

Altair es una variable de tipo Delta Scuti y una doble óptica: tiene una compañera de magnitud +10 que, por el movimiento propio de Altair, se está alejando de ella; actualmente la separación ha alcanzado un valor de 165 segundos de arco.

Betelgeuse

noreply@blogger.com (Francisco Falder) — Mon, 18 Apr 2011 09:54:00 +0000

Betelgeuse, también llamada α Orionis o HIP 27989, es una brillante estrella roja en la constelación de Orión. Es la novena estrella más brillante en el cielo, y es un objeto intrínsecamente grande y luminoso, por tratarse de una supergigante roja. El color característico de esta estrella proviene de las bajas temperaturas de su superficie (unos 3000 K). El estado evolutivo de la estrella es avanzado: ha pasado ya la etapa más importante de su vida, la secuencia principal, agotado ya el combustible en su núcleo que le proporcionaba energía (por fusión del hidrógeno), después de lo cual aumentó su tamaño hasta las enormes dimensiones actuales. Sus variaciones de luminosidad son propias de su presente como estrella gigante. Betelgeuse es una estrella supergigante, razón por la cual su brillo es tan elevado a pesar de tener una temperatura superficial relativamente baja. A pesar de ser la estrella α de Orión, no es la más brillante de la constelación en luz visible, sino Rígel (β Orionis), pero en luz roja e infrarroja cercana, Betelgeuse sí es la más brillante.

El nombre es una corrupción de la palabra árabe يد الجوزا, (transcrita como yad al-jawzā, o sea ‘la mano de Jauza’), siendo Jauza una figura mitológica de sexo femenino, inicialmente identificada por los antiguos árabes en el firmamento con Géminis y posteriormente asociada con la constelación de Orión. Durante la Edad Media, cuando el nombre de la estrella fue transcrito al latín, el carácter arábigo inicial, "Ya" (ي) de sonido "y", fue malinterpretado como una "Ba" (ب), de sonido "b", debido probablemente a que la escritura árabe permite que "Ya" altere su grafía en los inicios de palabra, y "Yad al-Jauza" se convirtió en "Bedalgeuze". Más tarde, durante el Renacimiento, se especuló entre los eruditos occidentales que el nombre original habría sido "Bait al-Jauza", cuyo significado se pretendía que fuera "hombro de Jauza" en árabe, lo que condujo a la forma actual "Betelgeuse"; aun así, la forma correcta de "hombro" en árabe sería ابط ("Ibţ"). Pronunciaciones como la popular inglesa homófona de Beetlejuice, u otras como Betelgeux o Betelgés están mucho menos justificadas por la etimología.

Betelgeuse fue la primera estrella cuyo diámetro pudo ser medido con exactitud utilizando técnicas interferométricas siendo éste variable y oscilando entre los 290 y los 480 millones de kilómetros. En su tamaño máximo la estrella se extendería hasta más allá de la órbita de Marte. Su masa es 20 veces la masa del Sol y su tamaño es 40 millones de veces mayor. Los astrofísicos predicen que Betelgeuse explotará como supernova de tipo II al final de su vida. Algunos de ellos afirman, basándose en la variabilidad mostrada por la estrella, que tal explosión podría producirse en un plazo de tiempo muy cercano (en los próximos miles de años). Otros astrofísicos son más conservadores y piensan que podría continuar con su actividad actual durante un período mucho mayor. Estudios recientes muestran que, durante los últimos quince años, el diámetro de Betelgeuse ha encogido un 15%, desconociéndose las razones de este fenómeno. Otros muestran que tiene una forma algo ovalada.
El disco de Betelgeuse ha podido ser resuelto mediante el uso del telescopio VLT, mostrando la mejor imagen que se tiene de la estrella hasta la fecha Betelgeuse, finalmente, es una estrella fugitiva que ha sido expulsada de la asociación estelar Orion OB1.

Los astrónomos predicen que Betelgeuse se convertirá, finalmente, en una supernova de Tipo II, aunque es posible que su masa sea lo suficientemente baja para dejar tras de sí una rara enana blanca de oxígeno y neón, no una estrella de neutrones. Hay división de opiniones sobre el tiempo que tardará en ocurrir este evento: aunque Betelgeuse tiene aproximadamente la edad de 10 millones de años, pero debido a su gran masa ha evolucionado rápidamente algunos señalan que la actual variabilidad de la estrella indicaría que está en la fase de quema de carbono de su ciclo de vida y, por lo tanto, explotará en algún punto de los próximos 1000 años. Los escépticos disienten de este cálculo y creen que la estrella podría sobrevivir mucho más, en torno a un 10 000 años. El evento será, en cualquier caso, espectacular aunque no está claro si tendrá efectos importantes para la vida en nuestro planeta, al encontrarse Betelgeuse cerca del límite de distancia al cual los rayos cósmicos pueden afectar significativamente a la capa de ozono. En ese momento, Betelgeuse brillaría al menos 10 000 veces más que una supernova ordinaria, con la luminosidad de la Luna en cuarto creciente. Algunas fuentes predicen una magnitud máxima aparente a la de la Luna llena, durando varios meses. Sería un punto extremadamente brillante en el cielo, pudiéndose observar inclusive de día. Tras este periodo, iría extinguiéndose gradualmente hasta que, tras meses o tal vez años, fuese inapreciable a simple vista. El hombro derecho de Orión desaparecerá hasta que, tras unos pocos siglos, se desarrollará en el lugar una espléndida nebulosa. Notablemente, en 1980, un equipo de arqueólogos descubrieron unos informes chinos del siglo I que se refieren al color de Betelgeuse como blanco o amarillo. Sin embargo, Ptolomeo, en un escrito del año 150, la cataloga como estrella roja (aunque también cataloga a Sirio como roja, pese a que es blanca). Por lo tanto, Fang Lizhi, astrofísico chino, propone que Betelgeuse podría haberse convertido en una gigante roja durante ese período. Se sabe que las estrellas cambian de color al expulsar una capa superficial de polvo y gas (capa que, incluso ahora, puede verse alejándose de Betelgeuse). Así, si esta teoría es cierta, es improbable que Betelgeuse se convierta en supernova en breve, pues una estrella suele permanecer como gigante roja durante decenas de miles de años.

Alfa Crucis

noreply@blogger.com (Francisco Falder) — Sun, 17 Apr 2011 11:27:00 +0000

Alfa Crucis: con este nombre podemos referirnos a dos estrellas de constelaciones diferentes, una en cada uno de los dos hemisferios celestes. Nos referimos a α Cygni (Deneb) y a α Crucis (Ácrux).
Según la mitología, un amigo del semidiós Faetón ó Faetonte, hijo de Helios y de Clímene, lloró su muerte al conducir el fabuloso carro de fuego. Faetón se jactaba de sus orígenes divinos y uno de sus compañeros le retó a que lo demostrara, con lo cual Faetón acudió a su padre Helios para que le ayudara. El joven pidió que le dejara conducir el carro de fuego, y Helios no tuvo más remedio que acceder a pesar de sus temores. Pero no conociendo a los caballos, lo hizo tan torpemente que, acercándose demasiado a la Tierra, la abrasaba, por lo que Zeus, espantado del desastre fulminó a Faetón con su rayo cayendo al río Erídano. Como consuelo, el amigo fue colocado en los cielos como un cisne. Para otros, es el cisne en que se transformó Zeus para seducir a Leda. Para aquellos que estén familiarizados con las configuraciones estelares del Hemisferio Norte, conocen bien el dibujo que, en forma de cruz latina y en la zona en donde la Vía Láctea se separa en dos ramas, forman las estrellas del Cisne. Esta constelación en algunos países es conocida como la «Cruz del Cisne» o «del Norte», y en realidad su figura parece ser más acorde con estos nombres que la de la pequeña y brillante Cruz del Sur (Crux Australis), cuyas estrellas parecen más bien formar un rombo que una cruz.

Deneb (α Cygni) es un nombre que parece es derivado del árabe Deneb-al-Dagiagiah («la cola de gallina»). El nombre parece un poco irreverente para una estrella supergigante, de color blanco muy puro, que ocupa el lugar 19º de las estrellas más brillantes del cielo. Su tipo espectral es A2, su luminosidad es unas 57.000 veces la del Sol, y su temperatura superficial es de 9.500 K. Su distancia estimada es de unos 1.500 años luz. Es una variable pulsante que sufre pulsaciones no radiales, con una amplitud en brillo de aproximadamente 0’1 magnitudes, dando origen a unas curvas de luz muy irregulares. Su diámetro aparente es de 0.0022 segundos de arco, que a la distancia que se encuentra equivale a unos 145 millones de kilómetros. Deneb se transformará en una supergigante roja debido a la rapidez con que consume su propia masa.

Canopus

noreply@blogger.com (Francisco Falder) — Fri, 15 Apr 2011 06:33:00 +0000

Canopus o Canopo es el nombre propio de la estrella Alfa Carinae (α Car / HD 45348 / HR 2326), la más brillante de la constelación de Carina («La Quilla») y la segunda más brillante del cielo, tras Sirio (α Canis Majoris), con una magnitud aparente de -0,72. Aunque se trata de una estrella del hemisferio celeste Sur profundo, puede observarse incluso desde la costa africana del Mar Mediterráneo. Es circumpolar al sur de latitud 38° S, en ciudades como Bahía Blanca (Argentina) y Valdivia (Chile). De acuerdo con la obra de Richard Hinckley Allen Star Names: Their Lore and Meaning, el nombre Canopus tiene dos orígenes posibles. El primero proviene de las leyendas de la guerra de Troya, ya que la constelación de Carina formaba parte en la antigüedad de la gigantesca constelación Argo Navis («El Navío Argos»), es decir, el barco utilizado por Jasón y los Argonautas; la estrella más brillante de la constelación recibió el nombre del piloto del barco de Menelao, Canopus. El segundo origen del nombre proviene del idioma copto, hablado en Egipto; Kahi Nub («Tierra dorada»), haría referencia al color de la estrella vista sobre el horizonte desde este país, enrojecido por la extinción atmosférica.

En la antigua astrología hindú, la estrella es conocida como Agastya, uno de los rishi —sabios míticos—, hijo de los dioses Varuna y Mitra. La distancia a la que se halla Canopus fue objeto de discusión hasta que fue medida con precisión por el satélite Hipparcos a partir de su paralaje, resultando en 309 años luz. Con una luminosidad 13.300 veces la de nuestro Sol, es la estrella de mayor brillo intrínseco en un radio de 700 años luz del Sistema Solar. Es, por ejemplo, mucho más luminosa que Sirio, cuya luminosidad equivale únicamente a unas 22 veces la del Sol. Canopus es una gigante luminosa o supergigante blanco-amarilla de tipo espectral F0II con una temperatura superficial de 7280 K. Las supergigantes de tipo F como Canopus son escasas y mal conocidas; pueden ser estrellas en proceso de evolucionar hacia la etapa de gigante roja o, por el contrario, podrían estar «regresando» desde dicha fase. Lo más probable es que Canopus se halle en esta última situación, fusionando helio en carbono y oxígeno en su núcleo. Su radio es 71 veces más grande que el radio solar; situada en el lugar del Sol, se extendería hasta 9/10 partes de la órbita de Mercurio. Tiene una corona muy caliente, diez veces más caliente que la del Sol, observable tanto en rayos X como en ondas de radio. Con una masa de 8 o 9 masas solares, Canopus se encuentra en el límite entre las estrellas de masa intermedia y las masivas; su masa no es, por lo tanto, suficiente para que acabe explotando como supernova y concluirá sus días como una enana blanca compuesta por neón y oxígeno y no, como la mayor parte de estos remanentes estelares, por carbono y oxígeno.
Debido a su posición fuera del plano de la eclíptica —al contrario que Sirio— y a su brillo, Canopus es una estrella utilizada a menudo por las sondas espaciales para orientar su posición.

Becrux

noreply@blogger.com (Francisco Falder) — Thu, 14 Apr 2011 08:04:00 +0000

Becrux o Mimosa son nombres que recibe la estrella Beta Crucis (β Cru / HD 111123 / HR 4853), la segunda más brillante en la constelación de la Cruz del Sur (Crux Australis) y la vigésima más brillante del cielo nocturno. El término «Becrux» no es más que una contracción de la letra griega Beta y la palabra Crux, mientras que el origen del nombre «Mimosa» puede estar relacionado con la flor del mismo nombre. Becrux es una estrella subgigante de magnitud visual +1,30 de color azul y tipo espectral B0.5IV con una temperatura cercana a los 27.000 K. Su luminosidad, 2000 veces mayor que la del Sol en el espectro visible, asciende a 19.600 soles cuando se considera la radiación emitida en el ultravioleta, que en una estrella tan caliente supone una proporción importante. Su diámetro es aproximadamente 7 veces el del Sol, y su masa es 14 veces la solar. Es una estrella joven, con una edad estimada de 10 millones de años, cuyo contenido relativo de hierro es igual a 3/4 partes del encontrado en el Sol. Es una variable pulsante de tipo Beta Cephei, cuyo brillo varía entre magnitud +1,23 y +1,33 con períodos de 4,588, 4,028, 4,386, 6,805 y 8,618 horas.

Situada a 280 años luz del Sistema Solar, el espectro de Becrux revela que es una estrella binaria cercana cuyas dos componentes, separadas unas 7 unidades astronómicas, tienen un período orbital de 5 años. Además, se ha descubierto una segunda compañera de masa baja, no observable en el espectro visible pero activa en rayos X; es una estrella pre-secuencia principal, es decir, está todavía en proceso de formación. Separada al menos 350 ua del par interior, emplea 1600 años o más en completar una órbita. Una cuarta estrella, visualmente a 42 segundos de arco, puede también pertenecer al sistema. Si realmente forma parte del mismo, sería una enana naranja distante al menos 3600 ua de la componente más brillante.

Capella

noreply@blogger.com (Francisco Falder) — Wed, 13 Apr 2011 11:15:00 +0000

Capella (Alfa Aurigae / α Aur / 13 Aurigae) es el nombre de la estrella más brillante de la constelación de Auriga, («El Cochero»), y la sexta más brillante del cielo. Es la estrella de primera magnitud más cercana al Polo Norte Celeste. Se encuentra a 42,2 años luz de distancia del Sol. Su nombre procede del latín capella, «pequeña cabra», y es el origen del mito romano de la cabra Amaltea que amamantó a Zeus. También recibe los nombres árabes de Alhajoth, que igualmente significa «La Cabra», y Al Rakib, «El Conductor», porque en los atardeceres y en las luces crepusculares era la primera estrella que se veía entre todas las que la rodeaban. En el antiguo acadio recibía el nombre de Dil-gan I-ku, la «Mensajera de la Luz», así como Dil-gan Babill, la «Estrella honorífica de Babilonia». Se han descubierto algunos templos celtas que se encontraban orientados de tal forma que recibían el primer rayo de Capella al salir ésta. Los antiguos observadores le atribuyeron una coloración rojiza, del todo inexplicable.En la mitología hindú, Capella era Brahma Ridaya, simbolizando el corazón de Brahmā.

Aunque Capella es una estrella cuádruple, primero se reconoció su condición de estrella doble a través de estudios espectroscópicos y luego (en 1919) con interferometría. La separación visual de estas componentes, A y B, no supera los 0,05 segundos de arco, correspondiendo a una separación real de 0,73 unidades astronómicas (ua). Se mueven a lo largo de una órbita prácticamente circular con un periodo orbital de 104 días. A 12 minutos de arco de A+B hay dos compañeras más tenues, denominadas C y D, que se encuentran a 11.000 ua (0,17 años luz) del par principal, describiendo una órbita tan enorme que todavía no se ha podido completar por medio de las observaciones; un cálculo de primera aproximación para esta órbita arroja un periodo de unos 400 años. La separación media entre C y D es de unas 48,1 ua. El modelo que ofrece Capella puede asimilarse a dos esferas de 35 y 20 cm de diámetro separadas 3 m entre sí; a 40 km de la pareja principal se situarían dos esferitas de 2 cm, separadas entre sí 120 m.El sistema forma parte de la corriente de las Híades.

Los dos astros principales del sistema, Capella A y Capella B, son estrellas gigantes amarillas con temperaturas superficiales similares a la del Sol; sus tamaños, sin embargo, son mucho mayores que el de éste. La luz combinada de este par es la que origina, cuando se la observa a simple vista en la noche, el intenso color amarillo de Capella.

Capella A, de tipo espectral G8IIIe, tiene un radio 12,2 veces mayor que el radio solar y una masa de 2,7 masas solares. Con una luminosidad 78,5 veces mayor que la del Sol, su edad se estima en unos 525 millones de años. La baja abundancia de litio en su superficie indica que en su núcleo ha comenzado la fusión nuclear de helio en carbono. Asimismo, es una estrella variable de tipo RS Canum Venaticorum. Capella B, de tipo espectral G1III, tiene un radio de 9 radios solares, una masa de 2,6 masas solares y una luminosidad 77,6 veces mayor que la del Sol. Su velocidad de rotación es mucho mayor que la de Capella A, por lo que su actividad cromosférica es mayor. Se piensa que está menos evolucionada que su compañera y que en su núcleo no ha comenzado aún la transformación de helio en carbono. De todos modos, ambas estrellas están ahora en el proceso de expandirse y enfriarse en su camino de transformación a gigantes rojas, lo que les tomará algunos millones de años. Capella C y Capella D son dos enanas rojas de magnitudes 10 y 12 respectivamente. Capella C tiene tipo espectral M1V y, con un radio del 58% del radio solar, su luminosidad es tan sólo el 1,3% de la del Sol. Capella D, de tipo M4-5V, es aún más pequeña y tenue, con una luminosidad que apenas alcanza el 0,05% de la del Sol.

Espiga

noreply@blogger.com (Francisco Falder) — Tue, 12 Apr 2011 07:12:00 +0000

Espiga o Spica (Alfa Virginis / α Vir / 67 Vir) es la estrella más brillante de la constelación de Virgo y la decimoquinta más brillante del cielo nocturno. De magnitud aparente +1,04, se encuentra a 260 años luz del Sistema Solar. Se piensa que Hiparco de Nicea descubrió la precesión de los equinoccios a partir de los datos obtenidos de Espiga. Espiga o Spica son nombres que provienen del latín spica virginis, la espiga de grano (habitualmente trigo) de La Virgen. Para los romanos esta estrella simbolizaba a Ceres, diosa de la agricultura. Spicum, Spigha, Stachys —del griego stakhus, «espiga de trigo»— y Arista —en latín «espiga de grano»— eran otros nombres romanos de la estrella. Otras denominaciones como Sunbala o Sumbela proceden de la palabra árabe sunbula, sinónimo de espiga. Un nombre alternativo de la estrella es Azimech, del árabe al simak al a'zal, «la indefensa», que alude a su separación respecto de las estrellas cercanas. Un tercer nombre, Alaraph, se ha utilizado para designar a esta estrella así como a las vecinas Vindemiatrix (ε Virginis) y Zavijava (β Virginis). En Babilonia, representando la constelación entera, personificaba la «esposa de Bēl» y, como Sa-Sha-Shirū, «la faja de la Virgen», señalaba el vigésimo asterismo eclíptico del mismo nombre. También era Emuku Tin-tir-Ki, un título común para la propia Babilonia. En el antiguo Egipto era conocida como «la portadora del laúd», siendo notable su importancia, pues otro nombre egipcio que recibía era Repā, «el Señor». Algunos autores sostienen que uno de los templos de Tebas, construido en honor a Menat alrededor del año 3200 a.C., está orientado hacia esta estrella.En la astronomía china era llamada Kió, «el cuerno» o «el pincho», y en tiempos antiguos fue Keok o Guik, la estrella especial de la primavera. Junto a Heze (ζ Virginis) forma la constelación china de Jiăo (角). Para los hindúes Espiga corresponde a la nakshatra o mansión astrológica de Citrā.

Espiga forma un sistema binario cuyas componentes, de tipo espectral B, están muy próximas entre sí. La separación entre ambas es de apenas 0,12 unidades astronómicas (ua) y su período orbital es de 4,0145 días. Es una intensa fuente de rayos X que parecen generarse en la colisión de los fuertes vientos estelares emitidos por ambas estrellas. La estrella principal, Espiga A, tiene tipo espectral B1 —clasificada como gigante o subgigante— y una temperatura superficial de 22.400 K. Con una luminosidad intrínseca de 13.400 veces la del Sol, su radio es 7,4 veces más grande que el radio solar —casi el 30% de la separación entre las dos estrellas— y rota muy deprisa con una velocidad de rotación en su ecuador de 199 km/s. Tiene una masa 11 veces mayor que la masa solar, siendo una de las estrellas más cercanas a nosotros con masa suficiente para acabar su vida como una supernova de tipo II. Por su proximidad a la estrella principal, los parámetros de Espiga B son mal conocidos; parece que es una estrella de secuencia principal de tipo B4V con una temperatura superficial de 18.500 K. Espiga B es unas 1700 veces más luminosa que el Sol, su radio es casi 4 veces más grande que el de éste y su masa es algo inferior a 7 masas solares. Es una de las pocas estrellas en donde se observa el «efecto de Struve-Sahade», variación anómala de la intensidad de las líneas espectrales en el transcurso de una órbita, volviéndose las líneas más débiles al alejarse la estrella del observador. Puede originarse por el fuerte viento estelar de la primaria al dispersar la luz de la secundaria cuando ésta se aleja.

Espiga A+B es una estrella variable cuya variación de brillo entre magnitud +0,92 y 1,04 es apreciable a simple vista. Una variación de 0,03 magnitudes se debe a que Espiga es una variable elipsoidal rotante, la más brillante de esta clase. En estas variables las dos estrellas están tan cerca que, debido a las fuerzas de marea, sus formas no son esféricas sino elipsoidales. Esto hace que fluctúe su brillo en función del área visible por el observador en un instante dado. A su vez, Espiga A es una variable de tipo Beta Cephei, como Murzim (β Canis Majoris), cuyas variaciones de brillo son causadas por pulsaciones no radiales en la superficie a lo largo de un período de 0,17 días.
Al encontrarse cerca de la eclíptica, Espiga puede ser ocultada por la Luna y a veces por planetas. La próxima ocultación por un planeta tendrá lugar el 2 de septiembre de 2197, cuando Venus pase por delante de Espiga.

Castor

noreply@blogger.com (Francisco Falder) — Mon, 11 Apr 2011 06:24:00 +0000

Cástor (α Geminorum / α Gem / 66 Geminorum / HIP 36850)[1] es la segunda estrella más brillante de la constelación de Géminis después de Pólux (β Geminorum). Junto con ésta representa los dos gemelos celestiales que dan a la constelación de Géminis su nombre (Gemini en latín significa «los gemelos»). En 1678 se descubrió que Cástor es una binaria visual cuyas componentes, separadas unos 6 segundos de arco, tienen magnitudes aparentes de +2,91 y +1,96. El nombre de Cástor, usado durante siglos para designar a α Geminorum, hace referencia al hermano mortal de los Dioscuros, gemelo de Pólux. Sin embargo, en la antigua Grecia esta estrella era conocida como Apollo (Ἀπόλλων), nombre que parece haber perdurado hasta los tiempos de John Flamsteed. En el dialecto dórico era Ἀπέλλων, término que ha dado lugar a las variantes Afelar, Aphellon, Apullum y Avellar. La estrella también lleva el nombre árabe Al-Ras al-Taum al-Muqadim, literalmente «la cabeza del primer gemelo». No obstante, de acuerdo a Al Tizini, su primer nombre indígena fue Al Awwal al Dhirāʽ, «la primera en la garra / brazo»; hacía referencia a la figura celestial de un enorme león, Asad, representada por los nómadas del desierto. En la antigua Babilonia Cástor señalaba la undécima constelación eclíptica, Mash-mashu-Mahrū, «el gemelo occidental». En China reconocían a esta estrella como Yin, que en la filosofía oriental es una de las dos fuerzas fundamentales, opuestas pero complementarias, que se encuentran en todas las cosas.

Cástor es una estrella binaria visual cuyas componentes, Cástor A y Cástor B, completan una órbita cada 445 años. Aunque la distancia media entre ambas es de 104 ua, la excentricidad de la órbita (ε = 0,34) hace que la separación entre ellas varíe entre 71 y 138 ua. El plano orbital está inclinado 25º respecto a la línea de visión. A su vez, cada una de las componentes es una binaria espectroscópica: las componentes de Cástor A están separadas 0,12 ua con un período orbital de 9,21 días, mientras que las componentes de Cástor B, separadas 0,03 ua, completan una órbita cada 2,93 días. Pero Cástor es, en realidad, una estrella «séxtuple»: tiene una acompañante muy poco luminosa a unos 72 segundos de arco, Cástor C, cuyos paralaje y movimiento propio son iguales al del par Cástor AB. Cástor C es también una binaria espectroscópica y además una binaria eclipsante, cuyas componentes se mueven en una órbita circular con una separación de 0,018 ua, completando una vuelta cada 19,5 horas. La distancia entre Cástor C y el par Cástor AB es tan grande (unas 1000 ua) que aún no se ha observado movimiento orbital alguno.

La estrella principal de Cástor A es una estrella blanca de la secuencia principal de tipo espectral A1 V. Tiene una temperatura de 9500 K y una luminosidad 37 veces mayor que la del Sol. Por su parte, la componente principal de Cástor B es una estrella con líneas metálicas —lo que ha llevado a que sea catalogada entre A2 y A5— con una temperatura de 8300 K y 13 veces más luminosa que el Sol. Las masas respectivas de A y B son 2,4 y 1,9 masas solares. Las acompañantes de estas dos estrellas blancas no son bien conocidas; la compañera de Cástor A puede ser de tipo K tardío y la de Cástor B una enana roja. Ambas binarias emiten rayos X, probablemente por la actividad magnética de las compañeras invisibles.

Vega

noreply@blogger.com (Francisco Falder) — Sat, 09 Apr 2011 05:09:00 +0000

Vega (Alfa Lyrae / α Lyr) es una estrella de primera magnitud (en la clasificación de Ptolomeo) de la constelación de la Lira y la principal de la misma. Su nombre proviene de la latinización medieval de su denominación árabe, waqi (ؤاقع) que significa que cae. Para un observador ubicado en una latitud norte central, se aproxima al cenit durante el verano boreal. A tan sólo 25 años luz, se cuenta como una de las estrellas más cercanas al Sistema Solar, y como una de las más brillantes entre las vecinas del Sol junto con Sirio y Arturo. Es la quinta estrella más brillante del cielo nocturno.

Según análisis espectrográficos, Vega está en la etapa de secuencia principal, es decir, está convirtiendo hidrógeno en helio en su núcleo. Puesto que las estrellas más masivas y brillantes consumen su combustible más rápidamente, la vida de Vega se estima solamente en mil millones de años, un décimo de la de nuestro Sol. Vega es dos veces y media más masiva que el Sol y arde con una luminosidad treinta y siete veces la de éste. Vega posee un disco de polvo y gas a su alrededor que fue descubierto por el satélite IRAS a mediados de la década de los 80. Esto puede significar que o bien tiene planetas, o que se podrían formar relativamente pronto. En el año 13.600 será la estrella Polar (lugar ocupado en estos momentos por Polaris) debido al fenómeno de la precesión de los equinoccios. Los astrónomos profesionales han utilizado a Vega para fijar los baremos absolutos de brillo fotométrico, lo que supone que la magnitud visual de Vega es aproximadamente cero en todas las longitudes de onda. La intención original era que el valor fuera exactamente cero, pero en la práctica no resultó así. Por ejemplo, en el filtro V de Johnson (el más usado por los astrónomos en el rango visible o visual), la magnitud de Vega es 0,026 ± 0,008, y en otros filtros hay también desviaciones de unas pocas centésimas.

Tiene también un espectro relativamente plano en la región visual (un campo de longitud de onda que va desde los 350 a los 850 nanómetros, la mayoría de las cuales son visibles al ojo humano), de modo que las densidades de flujo son aproximadamente iguales, 2000-4000 Jy. La densidad de flujo de Vega se reduce rápidamente en el infrarrojo y se acerca a los 100 Jy en 5 micrómetros). Vega es un ejemplo de estrella que rota a gran velocidad, como Altair (α Aquilae) o Regulus (α Leonis), por lo que su radio ecuatorial es significativamente mayor que su radio polar. Una velocidad de rotación alta también genera diferencias de temperatura superficial entre el ecuador y los polos. La velocidad de rotación en el ecuador de Vega es de 275 km/s, lo que hace que los polos estén a una temperatura superficial de 10.150 K y el ecuador a una temperatura de 7.900 K.