Hola, bienvenidos a mi post de astronomia.
Esta es la segunda parte de mi anterior post, de las estrellas mas luminosas del universo conocido.
En la primera parte, habiamos terminado con la estrella Bellatrix la cual es 6400 veces la luminosidad del sol, aca seguimos con las siguientes que son unos monstruos de luz.
Esta es la segunda parte de mi anterior post, de las estrellas mas luminosas del universo conocido.
En la primera parte, habiamos terminado con la estrella Bellatrix la cual es 6400 veces la luminosidad del sol, aca seguimos con las siguientes que son unos monstruos de luz.
Enif
Luminosidad equivale a 6700 soles
Enif (ε Pegasi / ε Peg / 8 Pegasi)1 es la estrella más brillante de la constelación de Pegaso con magnitud aparente +2,38.
A una distancia aproximada de 670 años luz, Enif es una supergigante naranja de tipo espectral K2Ib en las etapas finales de su evolución estelar y, como tal, se puede considerar una estrella que está muriendo. Probablemente sólo le queden unos pocos millones de años, y puede finalizar sus días explotando como una supernova o convirtiéndose en una enana blanca del raro tipo neón-oxígeno.
Como supergigante que es, su luminosidad equivale a 6700 soles y su radio es aproximadamente 150 veces más grande que el radio solar. Tiene una masa aproximada de unas 10 masas solares. Hay que señalar que en alguna ocasión se ha observado que la estrella aumenta de brillo de forma notable en un corto espacio de tiempo, lo que ha planteado la hipótesis de que esta estrella pueda sufrir gigantescas erupciones o llamaradas.
Parece estar relacionada con otras dos supergigantes, Sadalmelik (α Aquarii) y Sadalsuud (β Aquarii), cuya luminosidad y distancia son similares. Se piensa que las tres estrellas pueden haber nacido en un mismo grupo que con el tiempo se ha ido disgregando.
Shaula
Luminosidad equivale a 8500 soles
Shaula o Lambda Scorpion (λ Sco / 35 Sco) es un sistema estelar 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».
VV Orionis
Luminosidad equivale a 9400 soles
VV Orionis (VV Ori / HD 36695 / HR 1868) es un sistema estelar situado debajo del Cinturón de Orión, en la constelación del mismo nombre. De acuerdo a su paralaje se halla a 1850 años luz del Sistema Solar.
La estrella principal del sistema es una binaria espectroscópica con un período orbital de 1,485378 días (1 día, 11 horas y 39 minutos). La solución orbital otorga una separación entre las componentes de sólo 0,063 UA —un 15% de la distancia entre Mercurio y el Sol.
La más luminosa del par es una estrella azul de tipo espectral B1V con una incierta temperatura comprendida entre 21.000 y 25.000 K. Es también la componente más masiva con una masa aproximada de 10,8 masas solares y una luminosidad 9400 veces mayor que la luminosidad solar. Su radio es 2,5 veces más grande que el del Sol.
Hadar
Luminosidad equivale a 11.200 soles
Hadar o Agena (Beta Centauri / β Cen)1 es la segunda estrella más brillante de la constelación de Centaurus y la décima del firmamento. Su magnitud aparente es +0,60.
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, Joan Voûte 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.
Hatysa
Luminosidad equivale a 11.070 / 14.000 soles
Hatsya (ι Ori / ι Orionis / 44 Orionis) es una estrella de la constelación de Orión, la octava más brillante de la misma y la más brillante de las que conforman la espada de Orión, con magnitud aparente +2,75. La estrella también es conocida por el nombre árabe Na’ir al Saif, que significa precisamente «la brillante de la espada».
Situada a una incierta distancia de 1300 años luz —pero que puede llegar a ser de hasta 2000 años luz—, Hatysa es una gigante azul de tipo espectral O9III muy caliente. Con una temperatura efectiva de 31.500 K, es más de 25.000 K más caliente que el Sol.
Hatysa es, además, una binaria espectroscópica. Junto a la gigante azul, con un período orbital de sólo 29 días, se mueve una estrella blanco-azulada de tipo B1 en una órbita muy excéntrica que hace que la separación entre las dos estrellas oscile entre 0,11 y 0,8 UA. La gran excentricidad del sistema puede explicarse en base a dos estrellas fugitivas de tipo espectral casi idéntico, AE Aurigae y μ Columbae. El cálculo de las trayectorias de las estrellas sugiere que hace 2,5 millones de años, un encuentro próximo entre dos sistemas binarios resultó en la expulsión a gran velocidad de dos de las estrellas —AE Aurigae y μ Columbae— mientras que las otras dos consiguieron permanecer unidas en una órbita muy excéntrica —Hatysa—.
Otras dos estrellas mucho más alejadas, a 50 y 11 segundos de arco, completan el sistema estelar de Hatsya.
Arneb
Luminosidad equivale a 13.000 soles
Arneb (α Leporis / α Lep / 11 Leporis) es una estrella de magnitud aparente +2,58, la más brillante en la constelación de Lepus, la liebre. Su nombre, proveniente del árabe al-arneb, significa «la liebre», aludiendo al conjunto de la constelación.
Arneb es una supergigante amarilla, no muy distinta de Canopus (α Carinae), y solamente su lejanía —unos 1300 años luz respecto al Sistema Solar— hace que no aparezca más brillante. Con una magnitud absoluta de -5,40 es una de las estrellas intrínsecamente más luminosas que se pueden observar a simple vista, siendo su luminosidad equivalente a 13.000 soles. Su diámetro es también muy grande, 75 veces más grande que el del Sol. Tiene una temperatura superficial de 7000 K.
En la fase final de su vida, se piensa que Arneb ya ha pasado la fase de supergigante roja y está en proceso de contracción y calentamiento, si bien pudiera ser que estuviera en la fase expansión hacia una supergigante roja. Como resultado del proceso de envejecimiento, presenta un contenido de nitrógeno cinco veces mayor que el solar —resultado de la fusión del hidrógeno en helio a través del ciclo CNO, produciéndose nitrógeno como subproducto— y un contenido de sodio doble que el del Sol. Con una masa en el momento de su nacimiento entre 8 y 10 masas solares, Arneb acabará sus días como una densa enana blanca de tamaño similar al de la Tierra.
Canopus
Luminosidad equivale a 13.300 soles
Canopus o Canopo es el nombre de la estrella Alfa Carinae (α Car). Con magnitud aparente -0,72, es la más brillante de la constelación de Carina («La Quilla») y la segunda más brillante del cielo nocturno tras Sirio (α Canis Majoris), cuya magnitud es -1,47. 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).
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.
Spica
Luminosidad equivale a 13.400 soles
Espiga o Spica (Alfa Virginis / α Vir / 67 Vir)1 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 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. Posee una metalicidad algo inferior a la solar ([M/H] = -0,12 ± 0,08). 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.
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.
Ras Algethi
Luminosidad equivale a 17.000 soles
Ras Algethi o Rasalgethi (α Herculis / α Her / 64 Herculis) es una estrella de magnitud aparente +3,31 en la constelación de Hércules. Se encuentra a 382 años luz de distancia del Sistema Solar.
Ras Algethi es un sistema estelar quíntuple, cuya estrella principal, Ras Algethi A (HR 6406), es una supergigante o gigante roja luminosa de tipo espectral M5II. Su luminosidad, en el espectro visible, es 475 veces mayor que la del Sol, pero si se incluye la energía que la estrella emite como radiación infrarroja, su luminosidad asciende hasta 17.000 soles. Su radio, 400 veces más grande que el del Sol, es de 1,9 UA; situada en el centro del Sistema Solar, la estrella se extendería más allá de la órbita de Marte. Es, además, una variable irregular cuyo brillo varía del orden de una magnitud en períodos que van de meses a años. Estudios realizados mediante interferometría muestran que tiene dos compañeras muy cercanas; la primera se puede resolver sólo en ocasiones y está separada 0,02 segundos de arco de ella, mientras que la segunda tarda 10 años en orbitarla.
Pi Puppis
Luminosidad equivale a 19.200 soles
Pi Puppis (π Pup / HD 56855 / HR 2773)1 es la segunda estrella más brillante de la constelación de Puppis después de Naos (ζ Puppis), con una magnitud aparente de +2,71. Ocasionalmente también es conocida con el nombre de Ahadi.
Es una estrella binaria situada a unos 1100 años luz de distancia del Sistema Solar.
Pi Puppis A es una estrella supergigante naranja de tipo espectral K3Ib. Su luminosidad es equivalente a 19.200 soles y su radio es 290 veces el radio solar, es decir, 1,35 UA. Su masa es unas 13 o 14 veces mayor que la masa solar, por lo que acabará sus días explotando como supernova.2
La separación mínima con la estrella principal es de 20.000 UA, empleando unos 700.000 años en completar la órbita.
Becrux
Luminosidad equivale a 19.600 soles
Becrux o Mimosa son nombres que recibe la estrella Beta Crucis (β Cru / HD 111123 / HR 4853),1 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 B0.5IV1 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.
Adhara
Luminosidad equivale a 22.300 soles
Adhara (Épsilon Canis Majoris / ε CMa / 21 Canis Majoris) es una estrella en la constelación Canis Major de magnitud aparente +1,51.1 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.
Es conocida en China como 弧矢七, «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.
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.
Ácrux
Luminosidad equivale a 25.000 soles
Ácrux (α Crucis) es la decimocuarta estrella más brillante del cielo con magnitud aparente +0,77. Se encuentra a 325 años luz del Sistema Solar en dirección de la constelación de la Cruz del Sur.
La componente principal de Alfa-1 Crucis tiene una temperatura superficial de 30.000 K. Las dos estrellas de este subsistema son, respectivamente, 25.000 y 7.000 veces más luminosas que el Sol. Alfa-2 Crucis tiene una temperatura de 27.000 K y una luminosidad aproximadamente 20.000 veces superior a la luminosidad solar. Su masa es unas 13 veces mayor que la masa solar.
Almaaz
Luminosidad equivale a 47.000 soles
Almaaz, Haldus o Al Anz (ε Aurigae / ε Aur / 7 Aurigae) es la quinta estrella más brillante de la constelación de Auriga. Es una binaria eclipsante cuya magnitud aparente varía entre +3,0 y +3,8 en un ciclo de unos 27,12 años y el eclipse dura dos años aproximadamente. Está a unos 2000 años luz de distancia del Sistema Solar.
La componente visible de Almaaz es una supergigante blanco-amarilla de tipo espectral F0 o A8 con una temperatura superficial de 7800 K. Una de las estrellas más luminosas en los 1000 pársecs más cercanos al Sol, su luminosidad equivale a 47.000 soles. Con un diámetro unas 100 veces mayor que el del Sol, tiene una masa estimada entre 15 y 19 masas solares.
La naturaleza de la otra componente del sistema no es conocida; no es visible pero ha de ser algo enorme por la duración del eclipse. La primera hipótesis, planteada en 1937 por Gerard Kuiper, Otto Struve, y Bengt Strömgren, sugería que podía tratarse de una estrella extremadamente fría y tenue, pareciendo por ello semitransparente. La teoría actual más probable es que consiste en una o dos estrellas pequeñas con un grueso anillo de polvo oscuro alrededor. Puede ser una única estrella que ha desarrollado el disco debido a un fuerte viento estelar —la hipótesis más aceptada— o bien pueden ser dos estrellas de tipo B muy próximas entre sí. Se piensa que puede(n) estar separada(s) de Almaaz A unas 30 UA, siendo el diámetro del anillo de ~ 20 UA. El anillo parece tener un agujero en su centro, ya que el brillo del sistema aumenta ligeramente a mitad del eclipse.
El último eclipse tuvo lugar entre 1982 y 1984, y el siguiente es entre 2009 y 2011. Se espera que las amplias observaciones que tendrán lugar sirvan para esclarecer la naturaleza de este sistema estelar.
Wezen
Luminosidad equivale a 50.000 soles
Wezen o Wesen (Delta Canis Majoris / δ CMa / 25 Canis Majoris) es la tercera estrella más brillante de la constelación del Can Mayor, con magnitud aparente +1,83, por detrás de Sirio (α Canis Majoris) y Adhara (ε Canis Majoris). Su nombre, del árabe وزن wazn, significa «peso». El nombre es muy acertado ya que se trata de una estrella supergigante y una de las más masivas que se pueden ver a simple vista. Se encuentra a una incierta distancia de 1800 años luz de la Tierra.
De color blanco-amarillo y tipo espectral F8Ib, Wezen tiene una temperatura superficial de 6200 K. Su radio es 200 veces más grande que el radio solar, por lo que si estuviera situada en el lugar del Sol, la superficie de la estrella prácticamente alcanzaría la órbita terrestre. Tiene una luminosidad 50.000 veces mayor que la del Sol. A partir de la medida de su velocidad de rotación, 28 km/s, se sabe que Wezen emplea casi un año en completar una vuelta alrededor de su eje.
Con una edad aproximada de 10 millones de años, Wezen es mucho más joven que el Sol, pero a diferencia de éste, en su núcleo ya ha finalizado la fusión del hidrógeno. Dicho núcleo está en el proceso de contraerse, calentarse y aumentar de tamaño; en menos de 100.000 años dará comienzo la fusión del helio en su núcleo, cuando la estrella entrará en la fase de supergigante roja. La fusión nuclear interna, la evolución estable, y la mezcla de gases en el interior han cambiado la composición química de la superficie de Wezen, siendo la abundancia de nitrógeno el doble de la normal, y la de sodio es 6 veces mayor.
Siendo su masa 17 veces mayor que la del Sol, Wezen finalizará su vida explotando como una brillante supernova; su núcleo dará lugar a una estrella de neutrones del tamaño de una ciudad pequeña. Las capas externas de la estrella serán expulsadas al espacio interestelar, enriqueciéndolo con gran cantidad de elementos procesados, incluyendo una cantidad enorme de hierro de reciente formación.
Antares
Luminosidad equivale a 60.000 soles
Antares es el nombre de la estrella α Scorpii (α Sco / 21 Sco), la más brillante de la constelación de Escorpio con magnitud aparente +1,09 y la decimosexta más brillante del cielo nocturno. Junto con Aldebarán (α Tauri), Espiga (α Virginis) y Regulus (α Leonis) está entre las cuatro estrellas más brillantes cerca de la eclíptica.
Comparación de tamaños entre Antares, Arturo y el Sol. El círculo negro representa el tamaño de la órbita de Marte. Hay que considerar que el radio de Antares puede ser superior a 300 × 106 km, tal como figura en la imagen.
Antares es una supergigante roja de clase M1.5Iab situada aproximadamente a 550 años luz del Sistema Solar. Se acerca a nosotros a la velocidad de 3,4 km/s: este valor se debe tanto a su movimiento propio como al movimiento del Sol alrededor del centro de la Vía Láctea. Su luminosidad en el espectro visible es 10.000 veces mayor que la del Sol. Tiene una temperatura superficial de «sólo» 3600 K, por lo que emite una considerable fracción de su luminosidad en el infrarrojo, siendo su luminosidad bolométrica 60.000 veces superior a la luminosidad solar. A partir de su temperatura y luminosidad se puede estimar su radio en 645 radios solares, igual a 3 UA. Si estuviese en el centro de nuestro Sistema Solar, su superficie se extendería más allá de la órbita de Marte englobando la práctica totalidad del cinturón principal de asteroides. La medida de su diámetro angular da como resultado un radio aún mayor de 3,4 UA.
Su masa se estima entre 15 y 18 masas solares. Dicho valor, unido al hecho de que esté en la etapa de supergigante roja, indica que Antares no está muy lejos de estallar como una espectacular supernova (lo cual podría suceder en el próximo millón de años), pudiendo dejar como remanente una estrella de neutrones o un agujero negro. Su descomunal tamaño en comparación con su masa da como resultado una densidad media muy baja, mucho menor que la del Sol. Asimismo, es una variable semirregular pulsante1 desde cuya superficie sopla un viento estelar que hace que la estrella se encuentre envuelta en una nube de gas.
Antares forma un sistema binario con una estrella blanco-azulada de clase B2.5, Antares B, separada visualmente 3 segundos de arco. La separación en el espacio entre ambas estrellas es de aproximadamente 550 UA y el período orbital puede ser de unos 2500 años. La compañera tiene magnitud +5,5 y su luminosidad equivale a 1/370 parte de la de su brillante compañera, a pesar de que es 170 veces más luminosa que nuestro Sol. Ha sido descrita frecuentemente como de color verde o esmeralda —probablemente por un efecto de contraste—4 y fue descubierta por Johann Tobias Bürg en 1819 durante una ocultación lunar.
Sadr
Luminosidad equivale a 65000 soles
Sadr, también escrito como Sadir o Sador, es el nombre de la estrella γ Cygni (γ Cyg / 37 Cygni), la segunda más brillante de la constelación del Cisne después de Deneb (α Cygni). Situada en el centro del asterismo de la Cruz del Norte, tiene magnitud aparente +2,23. Se encuentra a unos 1500 años luz de distancia del Sistema Solar.
Sadr es una estrella supergigante amarilla de tipo espectral F8Ib, aproximadamente 65.000 veces más luminosa que el Sol, cuya temperatura superficial es de 6500 K. De acuerdo a su brillo y temperatura, se puede estimar que en el momento de su nacimiento su masa era unas 12 veces mayor que la masa solar, lo que la sitúa cerca del límite por encima del cual las estrellas terminan sus días como una supernova. Su metalicidad —abundancia relativa de elementos más pesados que el helio— es un 50% mayor que la del Sol ([Fe/H] = +0,18).
Ómicron1 Canis Majoris
Luminosidad equivale a 65.000 soles
Ómicron1 Canis Majoris (ο CMa / 16 Canis Majoris / HD 50877) es una estrella en la constelación de Canis Major de magnitud aparente +3,82. Comparte la denominación de Bayer «Ómicron» con la estrella ο Canis Majoris, separadas visualmente 2 grados. Aunque físicamente no están relacionadas ya que se hallan separadas al menos 70 años luz, se piensa que ambas estrellas nacieron en el mismo complejo de gas y polvo interestelar.
A una incierta distancia de 1980 años luz del Sistema Solar, Ómicron1 Canis Majoris es una estrella supergigante anaranjada de tipo espectral K2Iab. Es una estrella fría de 4000 K de temperatura y, como tal, una parte significativa de su radiación es emitida en la región infrarroja, siendo 65.000 veces más luminosa que el Sol. Su tamaño es mucho más grande que el del Sol, siendo su diámetro 530 veces mayor. Si se encontrase en el centro del Sistema Solar, se extendería un 60% más allá de la órbita de Marte. Con una masa de 18 masas solares, actualmente fusiona su helio interno, y en un futuro acabará explotando como una supernova.
Ómicron1 Canis Majoris está catalogada como una variable irregular de tipo LC, variando su brillo de magnitud +3,78 a +3,99.
Meissa
Luminosidad equivale a 65.000 soles
Meissa (λ Ori / λ Orionis / 39 Orionis), también conocida como Heka o Raselgeuse, es una estrella de la constelación de Orión, estando situada en la cabeza del cazador. Ambos nombres provienen del árabe, Al-Maisan «la estrella brillante» y Al-Haq’ah «la mancha blanca».
A unos 1100 años luz de distancia, Meissa es una estrella binaria cuyas componentes están separadas 4,4 segundos de arco y pueden resolverse fácilmente con un pequeño telescopio. La estrella más brillante, de magnitud aparente +3,39, es una gigante azul muy caliente cuya temperatura superficial es de 35.000 K. De tipo espectral O8, es una de las pocas estrellas de este tipo visibles a simple vista, junto a Naos (ζ Puppis), Al Niyat (σ Scorpii) o Alnitak (ζ Orionis), ésta última también en la constelación de Orión. Incluyendo la radiación emitida en el ultravioleta, su luminosidad es 65.000 veces mayor que la del Sol, y es una de las estrellas más luminosas que se conocen. Su masa también es muy grande, 25 veces mayor que la masa solar, con lo que concluirá su vida explotando como una supernova.
La otra componente, de magnitud 5,61, es una estrella de tipo espectral B0.5V con una temperatura de 27.000 K. Es 5500 veces más luminosa que el Sol.
Meissa forma parte del cúmulo estelar Collinder 69. Está rodeada por un enorme anillo de gas de 150 años luz de diámetro iluminado por la estrella.
Saiph
Luminosidad equivale a 65.000 soles
Saiph (κ Ori / κ Orionis / 53 Orionis) es la sexta estrella más brillante de la constelación de Orión con magnitud aparente +2,06. Su nombre proviene del árabe saif al jabbar, que significa «espada del gigante». Se encuentra a unos 720 años luz de distancia del Sistema Solar.
Con una temperatura superficial de 26.000 K, Saiph es una supergigante azul luminosa de tipo espectral B0.5Ia, cuya luminosidad —incluida una gran parte de su radiación emitida en el ultravioleta— es 65.000 veces mayor que la del Sol. Su diámetro angular ha sido medido y ha permitido obtener directamente el valor de de su radio, 11 veces mayor que el radio solar. Aunque en términos generales presenta una composición química normal, su abundancia relativa de carbono es sólo una décima parte de la que tiene el Sol. Su enorme luminosidad conlleva una gran masa, en torno a 15 o 17 masas solares, lo que implica que Saiph, después de pasar por la fase de supergigante roja, llevará a cabo en su núcleo interno la fusión nuclear de otros elementos en hierro, haciendo que la estrella colapse. Finalmente explosianará como una brillante supernova.
Saiph parece ser una estrella ligeramente variable, con una variación en su brillo de 0,08 magnitudes.
Rigel
Luminosidad equivale a 85.000 soles
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).
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.
Comparación entre el tamaño de Rigel y el del Sol.
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.
Mintaka
Luminosidad equivale a 90.000 soles
Mintaka (Delta Orionis / δ Ori / 34 Orionis) es una estrella en la constelación de Orión cuyo nombre deriva de la palabra árabe para cinturón, منطقة manţaqah. Junto a Alnitak (ζ Orionis) y Alnilam (ε Orionis), forma parte del llamado Cinturón de Orión, y con ellas forma el grupo conocido como «Las tres Marías».
En realidad Mintaka es una estrella múltiple compleja; a un minuto de arco de la estrella principal se puede observar otra estrella de magnitud aparente +6,8. A la distancia de 915 años luz a la que se encuentra Mintaka, la separación real entre ambas es de al menos 0,25 años luz. Entre estas dos componentes existe una tenue estrella de magnitud 14. La estrella de magnitud 6,8 es además una binaria espectroscópica.
La componente principal —que llamamos Mintaka— tiene magnitud +2,23 y es también una estrella binaria, cuya duplicidad ha sido descubierta también mediante espectroscopia. Está compuesta por una estrella azul de tipo espectral O9.5II y una estrella clasificada como B0III o B2V. Cada una de ellas es 90.000 veces más luminosa que el Sol, siendo estrellas muy masivas, con una masa de 20 masas solares cada una. El período orbital del par es de 5,73 días, eclipsándose ligeramente la una a la otra, lo que conlleva una caída en el brillo de 0,2 magnitudes.
En 1904 Johannes Hartmann, usando la luz proveniente de Mintaka, descubrió que el espacio interestelar de la galaxia no está vacío y contiene gas y polvo.
Gamma Velorum
Luminosidad equivale a 100.000 / 180.000 soles
Gamma Velorum (γ Vel) es la estrella más brillante de la constelación de Vela con magnitud aparente +1,75. En realidad es un sistema estelar complejo con, al menos, siete componentes.
La componente más brillante, Gamma Velorum o Gamma Velorum A (HD 68273), es una estrella binaria formada por dos estrellas muy masivas y calientes: una estrella de Wolf-Rayet y una estrella azul de tipo espectral O7. La primera tiene una temperatura superficial entre 57.000 y 70.000 K, mientras que la de la segunda es de 32.500 K.
Las dos estrellas son extraordinariamente luminosas, la estrella azul 180.000 veces más luminosa que el Sol, y la estrella de Wolf-Rayet es 100.000 veces más luminosa.
La estrella azul es una estrella masiva con una masa 30 veces mayor que la del Sol, y su radio es 13 veces más grande que el radio solar. Sin embargo, la estrella de Wolf-Rayet, más evolucionada que su compañera, era antaño más masiva, con una masa inicial de 40 masas solares. Hoy tiene una masa 10 veces mayor que la del Sol debido a la pérdida de masa estelar; el fuerte viento estelar que sopla desde su superficie hace que cada año pierda el equivalente a una cienmilésima de la masa solar. Con una edad de unos pocos millones de años, se encuentra en las últimas etapas antes de explotar como supernova. La separación entre las dos estrellas es de aproximadamente 1 unidad astronómica (ua) con un período orbital de unos 78,5 días.
Alnitak
Luminosidad equivale a 100.000 soles
Alnitak (Dseta Orionis / ζ Ori / 50 Ori) es un sistema estelar situado en la constelación de Orión. Forma parte del llamado Cinturón de Orión junto a Mintaka (δ Orionis) y Alnilam (ε Orionis) y con ellas forma el grupo conocido como «las tres Marías», siendo Alnitak la estrella situada más al sur. Su nombre proviene del árabe النطاق an-niṭāq y significa «el cinturón». Aunque inicialmente se pensaba que se encontraba a unos 1.500 años luz del Sistema Solar, la medida de su paralaje por el satélite Hipparcos dio como resultado una distancia de sólo unos 700 años luz.
Alnitak es un sistema estelar triple, cuyas componentes principales están separadas 2,1 segundos de arco. La estrella principal del sistema, Alnitak A, es a su vez una estrella binaria, carácter recién descubierto en 1998. La componente principal, Alnitak Aa, es una supergigante azul de tipo espectral O9.5Ib y magnitud aparente +1,89, la más brillante en el cielo de este tipo espectral. Alnitak Ab, 2 magnitudes más tenue, es igualmente una estrella de tipo O, aunque de secuencia principal.
Alnitak Aa es una estrella muy caliente con una temperatura efectiva de 29.500 ± 1.000 K, 10.000 veces más luminosa que el Sol en el espectro visible, aunque si se considera la importante cantidad de radiación ultravioleta que emite, su luminosidad es 100.000 mayor que la solar. Su masa se estima en unas 20 masas solares. Alnitak es una fuente de rayos X provenientes del fuerte viento estelar que sopla a casi 2.000 km/s desde su superficie. Con una edad de apenas 6 millones de años, en su núcleo la fusión del hidrógeno ha finalizado y avanza en su evolución para convertirse en una supergigante roja, posteriormente explotar como supernova y, en última instancia, concluir como estrella de neutrones.
Ómicron2 Canis Majoris
Luminosidad equivale a 110.000 soles
Ómicron2 Canis Majoris (ο2 CMa / 24 Canis Majoris / HD 53138) es una estrella en la constelación de Canis Major de magnitud aparente +3,02. Comparte la denominación de Bayer Ómicron con la estrella ο Canis Majoris, visualmente 2 grados al oeste. Aunque físicamente no están relacionadas al hallarse separadas al menos 70 años luz, se piensa que las dos nacieron en el mismo complejo de gas y polvo interestelar. Ambas estrellas parecen formar parte de una amplia asociación de estrellas O y B, que también incluye a Wezen (δ Canis Majoris), denominada Collinder 121.
A una imprecisa distancia de 2500 años luz del Sistema Solar, Ómicron2 Canis Majoris es una supergigante azul de tipo espectral B3Ia. Es una estrella caliente de 14.700 K de temperatura y una de las estrellas más luminosas que se conocen, siendo su luminosidad —incluida la radiación ultravioleta emitida— 110.000 veces mayor que la del Sol. Con una edad de solo 8 millones de años, en su núcleo ya se produce la transformación de helio en carbono y oxígeno. Siendo su masa 20 veces mayor que la masa solar, su destino es explotar como una brillante supernova.
Ómicron2 Canis Majoris está catalogada como una variable Alfa Cygni, variando su brillo entre magnitud +2,98 y +3,04.
Betelgeuse
Luminosidad equivale a 140.000 soles
Betelgeuse, también llamada α Orionis o HIP 27989, es una brillante supergigante 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.
Comparación entre el Sol y Betelgeuse.
Betelgeuse fue la primera estrella cuyo diámetro pudo ser medido con exactitud utilizando técnicas interferométricas oscilando entre unos 850 o 905 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.
VV Cephei
Luminosidad equivale a 163.000 - 535.000 soles
VV Cephei (VV Cep / HD 208816) es una estrella variable situada en la constelación de Cepheus de magnitud aparente +4,91. Es una estrella binaria compuesta por una hipergigante roja, VV Cephei A, y una estrella blanco-azulada de la secuencia principal, VV Cephei B. El sistema se encuentra a unos 3000 años luz del Sistema Solar.
VV Cephei A es una hipergigante roja luminosa de tipo espectral M2Iape, siendo una de las estrellas más grandes conocidas con un radio comprendido entre 1000 y 2200 veces el radio solar. Traducido a unidades astronómicas (UA), tiene un radio entre 4,7 y 10,4 UA, lo que implica que si se encontrase en el lugar del Sol —considerando el valor máximo—, su superficie se extendería más allá de la órbita de Saturno. Su temperatura superficial no bien conocida, cifrándose en el rango de 3300 - 3650 K. Al estar muy alejada de la Tierra, la distancia a la que se encuentra es incierta, por lo que su luminosidad puede estar comprendida entre 163.000 y 535.000 veces la del Sol. Su masa se estima entre 25 y 40 masas solares.
En la proxima parte y ultima, las 25 estrellas mas brillantes.
saludos y gracias por entrar.