RESULTADOS.                                  Capítulo 13º    Subcap. 28


               <>  ASTRONOMÍA. UNA NUEVA VISIÓN DEL UNIVERSO. (Parte 3/3)
                        
                                    viene de PARTE 2 (Sistema Solar)

                                            Índice de este Apartado:

<> MÁS ALLÁ DEL SISTEMA SOLAR.
    > EL UNIVERSO VISTO DESDE LA TIERRA
        = ASPECTO GENERAL DEL UNIVERSO. LOCALIZACIÓN Y ESTUDIO.
        = CATALOGOS. CLASIFICAR EL CIELO
            - LAS CONSTELACIONES
            - CATÁLOGO MESSIER
            - NGC
        = ASTRÓNOMOS
    > LAS ESTRELLAS Y OTROS OBJETOS
            - CLASIFICAR ESTRELLAS
            - ESTRELLAS BINARIAS
        = EL ESPACIO INTERESTELAR
        = NUBES DE GAS Y POLVO
            - NEBULOSAS PLANETARIAS
        = PROTOESTRELLAS
        = ENANAS MARRONES
        = ROJAS, AMARILLAS, BLANCAS Y AZULES
        = GIGANTES ROJAS
        = NOVAS
        = ENANAS BLANCAS
        = SUPERNOVAS
        = ESTRELLAS DE NEUTRONES
        = LOS PÚLSARES
        = LOS AGUJEROS NEGROS
        = LOS QUÁSARS
        = PLANETAS EN LAS ESTRELLAS
    > GALAXIAS Y CÚMULOS ESTELARES.
        = LA VÍA LÁCTEA
        = GRUPOS DE GALAXIAS. VISION GLOBAL DEL UNIVERSO.
        = EL ESPACIO INTERGALÁCTICO. LA MATERIA OSCURA.
        = CHOQUES DE GALAXIAS
    > COSMOGONIA. ORIGEN Y EVOLUCIÓN DEL UNIVERSO. EL BIG BANG.
            - LA EDAD DEL UNIVERSO
            - EL DESPLAZAMIENTO AL ROJO.
        = MODELOS POSIBLES DE UNIVERSOS IMPROBABLES.
        = EL FIN DEL UNIVERSO.
        = ESPACIO, TIEMPO, GRAVEDAD Y VELOCIDAD.
            - UNA VISIÓN PECULIAR DEL ESPACIO/GRAVEDAD
            - LOS VIAJES EN EL... ¿TIEMPO?
    > LA VIDA EN EL UNIVERSO
        = INTENTOS HUMANOS DE COMUNICACIONES INTERESTELARES
        = ¿CÓMO SERÁN OTROS PLANETAS HABITADOS?
            - ENCUENTROS EN LA ÚLTIMA FASE.
            - REFLEXIÓN: EL CREADOR Y LA VIDA EXTRATERRESTRE




<> MÁS ALLÁ DEL SISTEMA SOLAR.

Solo hay dos infinitos:
el Universo y la mente.
Saber del uno es conocer al otro;
y además cada uno contiene al otro.


    La astronomía es la ciencia que estudia los cuerpos de la bóveda celeste mediante su observación; otras ciencias avanzan además por experimentación y aquí tan posibilidad se reduce al ensayo con los propios sistemas terrestres de observación, aparatos y técnicas. En lo concerniente al Sistema Solar, que es el diminuto ámbito donde se mueve nuestra casa, la Tierra, ha sido tratada anteriormente. Ahora queda por ver el resto, que en cualquier aspecto absoluto es prácticamente todo lo existente de lo que se pueda tener conocimiento.

    Uno de los aspectos más señalados del Universo más allá de nuestro Sistema Solar, que a pesar de su tamaño es prácticamente para nosotros como un insignificante y perdido archipiélago, son las distancias entre los objetos y que las mismas se miden en tiempo: los años-luz. Resultan tan descomunales que carece de sentido el parámetro distancia en Km (ni siquiera en miles o millones de Km) y es chocante que cualquier vista de los entes del Universo más allá de nuestro Sistema Solar es en realidad siempre una vista al pasado, desde unos pocos años hasta miles de millones de ellos. Es decir, cuando vemos el cielo estrellado, en realidad solo estamos contemplando una mezcla de distintos pasados lejanos, a veces inmensa a nuestra escala.

Si, la inmensidad es la nota dominante junto a los enormes cuerpos y gigantescos fenómenos en comparación a nuestra diminuta escala. Las gigantescas estrellas y otros entes, y los violentos fenómenos que acompañan a veces, son para nosotros otra característica que nos llama la atención. Inmensidad pues en todos los sentidos.

    Por ello, a la vez, el fenómeno del Universo en la conciencia humana nos causa tal asombro que es muy difícil de asumir. Es casi imposible de ser conscientes del mismo, de sus dimensiones, de sus fenómenos y de lo que significa en conjunto.

    Este capítulo no es ninguna enciclopedia de astronomía sino solamente una breve introducción en algunos aspectos fundamentales de la misma y una referencia a su estado general al cabo los primeros 50 años de navegación espacial, actividad que tanto ha influido en el desarrollo de la misma y por ende en la comprensión de nuestro mundo y nuestra propia existencia.
 
    La etimología de la palabra Universo se halla en el latín “universus” (de “unus”, uno,  y “vertere”, girar), mientras que la de Cosmos proviene del griego “orden”.


> EL UNIVERSO VISTO DESDE LA TIERRA


    El hombre ha clasificado todo cuanto ha visto en la bóveda celeste (y bajo la misma en todos los órdenes) desde hace más de dos o tres milenios, inicialmente según su supersticioso saber, creyendo ver signos, señales y formas en la distribución de los objetos celestes, de los que a simple vista pueden contarse solo unas 5.780 estrellas u objetos; prácticamente están todos en nuestra Vía Láctea. Así se imaginó animales y cosas con los distintos grupos aparentes de estrellas y nacieron las constelaciones; no todos veían en tales grupos de estrellas las mismas formas de modo que también aparecieron distintas denominaciones de un mismo grupo, prácticamente a razón de un nombre por civilización. De una parte de las mismas, a su vez, nació el zodíaco, posiblemente con origen en los babilonios, si bien hoy se achaca su nomenclatura a los griegos, cuyo verdadero valor hoy solo es histórico pese a los deseos, aun hoy sorprendentemente, de muchos de atribuirle otras cualidades (y las tiene económicas para algunos, evidentemente; pero eso es otra historia). Los chinos llegaron a clasificar 284 constelaciones sobre 1.464 estrellas. En la actualidad los signos zodiacales no se corresponden ya a la constelación de igual nombre y éste es mayormente el de diversos animales, siendo el significado mismo de la palabra “zodíaco” la de “senda de animales”.

    El zodíaco es una franja circular de 16º de ancho que se extiende en fondo celeste sobre la eclíptica de nuestro planeta, o proyección de la órbita solar del mismo sobre la esfera celeste, (8º por encima y otros 8º por debajo de tal línea imaginaria) y que se fragmenta en 12 cuadros o signos, cada uno de 30º de longitud de arco (y por tanto de unos 30 días), que van siendo recorridos a lo largo del año por la Tierra. Cada signo divide su período de 30 días en fragmentos de 10 días llamado decán (por lo que hay 3 decanes en cada signo). Comenzando el ciclo anual en el 21 de marzo (equinoccio de primavera en Aries), son los conocidos (véase cualquier periódico): Aries (carnero), Tauro (toro), Géminis (gemelos), Cáncer (cangrejo), Leo (león), Virgo (virgen), Libra (balanza), Escorpio (escorpión), Sagitario (arquero), Capricornio (cabra), Acuario (aguador) y Piscis (peces); el equinoccio de otoño corresponde en libra. La constelación es señalada sucesivamente a lo largo de los meses del año por el Sol visto desde la Tierra, si bien no se corresponde actualmente a las tradicionales señaladas porque hay un desplazamiento al cabo de los miles de años. Como sea que órbita de la mayoría de los planetas oscila en esa franja, los mismos también se dice que se mueven dentro del zodíaco, pero ello no tiene trascendencia o influencia física alguna para ellos, pese al empeño en buscarla por parte de los astrólogos.

    Haciendo un pequeño inciso hay que señalar que puesto que los planetas se mueven en torno, o muy cerca, de la eclíptica (o sea, que están más o menos casi en el mismo plano que el de nuestra órbita), su localización siempre habrá de hacerse en la franja zodiacal. Esto también es válido para gran parte de los asteroides.

    Con el paso del tiempo, la astrología dejó paso a la astronomía, y el modo de ver el cielo fue cambiando. La distinción de estrellas y planetas ya era evidente, dado que éstos se movían y las estrellas no parecían cambiar de posición. Además estaban el Sol y la Luna, y su influencia en la agricultura, lo que llevó a ser los primeros objetos en ser mejor conocidos y sobre todo a servir de base a los primeros calendarios. También estaban los cometas, que sí siguieron sembrando terror y superstición hasta hace principios del Siglo XX. Pero para entonces ya algunos astrónomos había hecho nuevas clasificaciones del cielo, que se podía observar por fin con telescopios, desconocidos antes de Galileo Galilei, y se habían enunciado leyes como las de Kepler y Newton que daban sentido a los movimientos planetarios y la gravedad, comenzando la nueva etapa en visión del Universo, ahora bajo la ciencia. Los telescopios fueron inicialmente refractores (una lente convexa u objetivo con otra menor u ocular a cierta distancia; la división de la distancia focal entre ambos da los aumentos) hasta que Newton en 1672 hizo el primer reflector, que acortaba bastante su longitud con la ayuda de un espejo cóncavo y ampliaba la capacidad de captación de la luz (mejor cuanto mayor), además de evitar la aberración cromática. Del modelo Newton se harían luego varios tipos como el Cassegrain o el Schmidt que se distinguen por la diferente disposición de la óptica ocular sobre el espejo principal y distinto trayecto en el recorrido de la luz. También existe un modelo mixto o combinado denominado catadióptrico, basado en el reflector más que nada, y a su vez con 3 distintos sistemas. Para el seguimiento continuado de un objetivo, para mantener fija la observación de un cuerpo celeste, los telescopios con el tiempo serían dotados de monturas, montajes que consideran los ejes horizontal y vertical. Los llamados montajes ecuatorial y altacimutal son los habituales y son mantenidos con ayuda de un sistema motorizado eléctrico que hace girar apuntando siempre al objetivo en sincronía con la velocidad de rotación terrestre el primero y con dos ejes de desplazamiento, horizontal y vertical, el segundo.

Uno de los primeros grandes telescopios que se pondría en servicio lo fue por los americanos en 1897 con el refractor de 1 m de Yerkes y los reflectores en 1917 en Monte Wilson, California, al que se dotó con un espejo de 2,54 m (no es una medida rara, sino que procede de las 100 pulgadas del sistema anglosajón); anteriormente, entre 1845 y 1917, existió como el mayor telescopio del mundo el Leviatán irlandés con 183 cm de diámetro. Luego se haría el de Monte Palomar, en 1948, con un espejo de algo más de 5 m de diámetro (el doble del anterior). Con ellos se hicieron numerosos descubrimientos y abrieron el paso a una pléyade de sucesores en distintas partes del mundo (Hawai, Andes, etc.). Los soviéticos construirían el de Zelentchouk (o Zelenchukskaya) en el Cáucaso, con un espejo de 6 m de diámetro (y 65 cm de grueso y 42 Tm de peso) que sería en 1974 el mayor óptico del mundo; fue dotado para su control de dos ordenadores, uno de ellos de 16 KB de memoria.

A mediados de los años 80 del Siglo XX se estudiaba el uso de revolucionarios espejos flexibles con plásticos recubiertos de material reflectante con posible uso astronómico.

En 1993 se estrenaba el telescopio Keck, en las alturas del Mauna Kea (Hawai) donde ya había otros 8 telescopios, y fue entonces el mayor del mundo con 10 m de diámetro de espejo (en realidad un mosaico de ellos) y un nuevo concepto en este campo: el uso de 36 espejos hexagonales de 1,8 m cada uno y 7,5 cm de grueso, sincronizados mecánicamente por ordenador con el margen de una milésima del diámetro de un pelo humano. En 1996 se inauguraba un segundo Keck en el mismo lugar (a 95 m), de iguales características, y el cual se pensaba utilizar en sincronía como sistema interferométrico para potenciar la efectividad óptica a partir de 2000. Además de funcionar en la óptica visible, ambos también se utilizan en la IR.

En 1997 se ponía en funcionamiento el telescopio Hobby Eberly, o HET, en el Observatorio McDonald en el monte Fowlkes (2,2 Km de altitud), en Texas, con 11 m de diámetro constituidos por 91 hexágonos sincronizados de 1 m cada uno. Se convirtió entonces en el mayor del mundo en la banda visible. En el mismo colaboran diversas universidades tanto americanas como alemanas. Su costo fue de 13,5 millones de dólares.

Por entonces se trabajaba en el proyecto del VLT, un telescopio cuádruplo sincronizado de 8 países europeos a instalar en el monte Cerro Paranal, Atacama, en Chile. Cada uno de estos telescopios es de 8,2 m de diámetro con lo que equivalen los 4 a un espejo de 16 m de diámetro y su informatización permitía el sincronismo. Se fijó entonces su operatividad para 1998, y así fue inaugurado a finales de tal año. En 2018 se convierte en el mayor telescopio óptico del mundo con tal efecto de sincronía que centralizó el espectrógrafo ESPRESSO ubicado a 69 m. También en 2018, con su óptica adaptativa denominada tomografía láser (MUSE y GALACSI) se convierte en un telescopio cuya nitidez en las imágenes logradas mediante corrección supera a la mejor del momento hasta entonces, la del telescopio espacial Hubble. 

En San Roque de los Muchachos, La Palma (Canarias), se finaliza la construcción en julio de 2007 del GTC, con 10,4 m de diámetro equivalente (pues está fragmentado en 36 piezas hexagonales de 450 Kg de peso y 1,9 m de ancho) en su espejo primario, perteneciente al europeo ESO con colaboración mexicana y de la Universidad de Florida y, por supuesto y principalmente, española (el canario IAC). El edificio tiene 41 m de altura, la cúpula 33 m de diámetro y su costo ascendió a 90.000.000€.

       En el otoño de 2003 se anunció la construcción principalmente por el CIT y la Universidad de California, con financiación de la Fundación Gordon y Betty Moore, de un telescopio óptico terrestre que sería el mayor del mundo; participan en el proyecto con los Estados Unidos, Canadá, Japón, China e India. Denominado TMT, debería tener un diámetro de nada menos que 30 m, con una agudeza visual 12 veces superior a la del telescopio espacial Hubble, y su ubicación se fijó en Mauna Kea, Hawai (estuvieron también en consideración Chile y México), con entrada en servicio para 2012. Pero las obras comenzaron oficialmente (primera piedra) el 7 de octubre de 2014. Ha de constar de  492 espejos individuales con 1,44  metros cadauno.
     En 2010 empezaba en Cerro Armazones, en Atacama, Chile, a 3.060 m de altitud, la instalación del E-ELT del ESO, observatorio dotado de un espejo primario de nada menos que 42 m de diámetro (luego se dejo en 39); en realidad, 798 espejos de 1,5 metros cada uno. Su puesta en servicio se fija entonces para 2018. El costo inicial ascendería a unos 400 millones de euros (1.300 millones de euros en realidad en 2017) y a la firma del contrato el 25 de mayo de 2016 se espera que las obras de la cúpula de 85 m de diámetro y varios miles de Tm de masa se inicien en 2017 y se ponga en servicio para 2024. Además de poder operar en la banda visible también usará el IR.
        También resulta importante el telescopio cuya construcción es iniciada a mediados del mes de junio de 2015 en el Cerro Las Campanas, en el desierto de chileno de Atacama, aunque las obras de excavación del edificio  de 65 m de altura para el telescopio propiamente dicho comienzan en agosto de 2018. Es el GMT, el gran telescopio Magallanes, de 25,4 m de diámetro en su espejo primario pero integrado por 7 segmentos de 8,4 m de diámetro y 17 Tm de peso. Se anuncia que su principal misión inicial será el estudio del Universo profundo, la materia oscura y la búsqueda de exoplanetas, con una resolución anunciada de 10 veces mejor que la del telescopio espacial Hubble. Su construcción es posible iniciarla con 500 millones de dólares aportados por 11 socios de todo el mundo, fundamentalmente universidades. Se espera su puesta en servicio para 2024. 
       En el ya citado Observatorio del Roque de los Muchachos, de La Palma canaria, también se ha de ubicar el mayor telescopio de rayos gamma en el hemisferio Norte del planeta que en realidad son 20 telescopios de tipo Cherenkov de tres tamaños, siendo el mayor de 23 m de diámetro en su espejo primario. La sede del grupo de telescopios del hemisferio Sur está en Chile. Pertenecen todos a la Red de Telescopios Cherenkov, que consta en total de 100 telescopios de tal tipo, y pertenecen a 14 naciones: Alemania, Austria, Brasil, España, Francia, Holanda, Italia, Japón, Namibia, Polonia, Reino Unido, República Checa, Sudáfrica y Suiza. Las obras del LST-1 de La Palma comenzaron oficialmente el 9 de octubre de 2015 y su inauguración tiene lugar el 10 de octubre de 2018. Se constituye este LST-1 en una edificación  de 45 m de altura y unas 100 Tm de peso, siendo su espejo primario de los máximos citados 23 m de diámetro. 

      En 1995 se estudiaba la aplicación del mercurio líquido como espejo con fines astronómicos. La concavidad se logra con la rotación del contenedor del mercurio que hace que la fuerza centrífuga eleve éste en los bordes dando la forma adecuada. Una de las ventajas respecto a los tradicionales espejos es el bajo coste de este sistema experimental. El problema que se encontró con el mismo es que el equilibrio y estabilidad es muy difícil de conseguir debido a las vibraciones, pero se estudia su uso en futuros telescopios en sitios como la Luna donde se supone que no hay tal dificultad.
      Otro producto que se estudiaba, puesto que el mercurio plantea también problemas de toxicidad tras una rápida oxidación al contacto con el aire, es el galio líquido y otros.
      Para un futuro telescopio en la Luna, americanos, ingleses y canadienses, trabajaban en 2007 en un espejo líquido iónico recubierto de una fina capa de plata, capaz de soportar temperaturas extremas de hasta -98ºC.
       La importancia del diámetro recolector de luz de los telescopios significa una mayor captación de la misma y por tanto una profundidad en el campo celeste, lo que implica a su vez llegar más lejos en la distancia y captar objetos de una mayor antigüedad.

Como se puede ver en este muy breve repaso de los mayores telescopios (a su llegada) de la astronomía óptica desde los tiempos de Galileo, la evolución ha sido enorme y las perspectivas del futuro abrirán seguramente nuevos métodos con mayor importancia en los montajes y ópticas del factor electrónico. En este sentido, en el último aspecto, uno de los primeros grandes avances para la óptica de la electrónica han sido los CCDs, dispositivos de carga acoplada, que permiten multiplicar o amplificar la luz captada mediante métodos digitales de almacenamiento; su unidad es el píxel, con distribución en columnas y filas, y cuantos más píxeles soporte uno de estos dispositivos mayor resolución tendrá la imagen. Otro destacado avance supone el uso robotizado (por control remoto) de los telescopios y su información a través de Internet, dando así unos accesos tanto a la investigación como a la enseñanza y a los aficionados impensables en épocas anteriores.


= ASPECTO GENERAL DEL UNIVERSO. LOCALIZACIÓN Y ESTUDIO.

Los tipos posibles de objetos en el Universo son generalmente estrellas, con luz propia o sin ella, diversas agrupaciones de ellas (galaxias, cúmulos, etc.), planetas, y las masas o nubes de gas y materia de distinto tamaño.

Para la localización precisa y directa de los objetos celestes se pueden utilizar varios sistemas de coordenadas, hasta 5, siempre sobre una esfera. El más sencillo considera la altura y el acimut del objeto a examinar considerando el horizonte terrestre y la posición respecto al cenit. En los otros sistemas se considera el ecuador de la Tierra y el celeste, la eclíptica, los polos del planeta y de la eclíptica e incluso el ecuador y polo de la galaxia. Nos referiremos, no obstante, solo a los sistemas más usados.

El sistema de coordenadas ecuatoriales y se expresa en ángulos, en el sentido vertical con los 90º y en el horizontal con las 24 h (horas, min y seg). La coordenada vertical, el ángulo entre el plano ecuatorial celeste (como prolongación infinita del plano del ecuador terrestre) y el objeto observable, se denomina declinación; los ángulos son negativos para señalar tal posición de los cuerpos del hemisferio sur, y positivos para los del norte, existiendo una equiparación o correspondencia con las latitudes terrestres. La coordenada horizontal, el ángulo entre el objeto y el punto fijo Aries, que corresponde al equinoccio de primavera, se llama ascensión recta (A. R.). Mientras que la declinación es fácil de medir (porque aunque no se tenga horizonte, por diferencia angular al cenit –el punto celeste sobre la vertical del observador-, se puede calcular con suma facilidad), la ascensión recta es más compleja a menos que se tenga Aries a la vista debido al movimiento de rotación de la Tierra.

En el cálculo de la ascensión recta, la posición del meridiano local del observador respecto a Aries se denomina ángulo horario y es variable a tenor del tiempo, denominándose tiempo sideral cuando coincide con Aries (punto del equinoccio de primavera; 21 de marzo); también se llama tiempo sideral a la ascensión recta de cualquier estrella en el momento de pasar por el meridiano del observador. La suma del ángulo horario y la posición del meridiano local con el objeto observado nos da pues la ascensión recta en tiempo. De otro modo, el ángulo horario es la diferencia de la ascensión recta de un objeto celeste y el tiempo sideral.

En estos cálculos se ha de tener presente que el movimiento de precesión de la Tierra hace que el punto Aries se desplace retrógradamente al año en 50,27 seg.

El día sidéreo, o sideral, toma como referencia el tiempo de paso sobre un mismo objeto estelar, en su misma posición; se toma como punto de referencia el paso sobre el citado punto Aries. No se corresponde exactamente al día de giro de la Tierra que experimentamos en la vida cotidiana, que es 0,0084 seg más largo debido al citado desplazamiento del punto Aries. El año sideral resulta ser de 366 días. La hora solar toma como referencia a un punto terrestre respecto a su exacto alineamiento con el Sol y la hora astronómica lo es en referencia a una estrella, no resultando exactamente iguales debido al desplazamiento terrestre en su órbita. El avance diario de la Tierra en su línea con el Sol es de 0,986º (los 360º del total de la órbita entre los 365 días que tarda en recorrerlos).

El estudio de los diversos entes del Universo se realiza desde tierra con telescopios ópticos, radiotelescopios y detectores de altas energías, apoyados en una innumerable serie de aparatos electrónicos y de espectroscopia, y desde el espacio con satélites dotados de sistemas miniaturizados de tales instrumentos terrestres. También se utilizan o han sido utilizados cohetes sonda y avión dispuestos al efecto, como el SOFIA de la NASA para estudios en el IR.

Se estudian pues estrellas y galaxias en las distintas bandas del espectro electromagnético desde los innumerables observatorios terrestres y espaciales (no hacemos mención de los observatorios terrestres, no porque carezcan de importancia, sino debido al enfoque espacial y la no pretensión de ser una obra expresamente sobre astronomía; también se observará que se evita la referencia a la evolución histórica de la misma y a los sucesivos logros de los distintos astrónomos). Se logran así imágenes, tanto en fotografía normal como en falso color (según las bandas espectrales) y gráficos diversos que permiten conocer la composición química, la velocidad, etc. Los estudios espectroscópicos son pues básicos en este terreno y su origen se debe a Joseph Von Fraunhofer (1787-1826) que identificó en el espectro solar las líneas oscuras de absorción por vez primera.

La luminosidad de una estrella, o de cualquier cuerpo celeste, se mide en una escala de magnitud que es inversa a la misma. Un cuerpo de magnitud 10 (límite visible a simple vista) es menos luminoso que otro de magnitud 5. Cada punto en la escala equivale una 2,511886 veces de luminosidad respecto al anterior o posterior; se dice aquí que la escala logarítmica de brillos va en función de la raíz quíntuple de 100 que es la que da tal número. Esto significa que una magnitud primera es tales 2,5 veces de más brillo que la segunda, o que es esas 2,5⁴ de más brillo que la quinta, o 2,5⁷ que la octava, etc. Existen dos clases de magnitud, la aparente y la absoluta. La primera es la que observamos desde nuestra posición y la absoluta la que tendría el cuerpo visto a 10 pársecs.
         Las medidas de las distancias astronómicas pueden ser en: UA, o Unidad Astronómica (AU en inglés), que es la media de la Tierra al Sol, 149.597.870,69 Km; o bien en pársecs, que equivale a un segundo de arco de paralaje de una estrella, o también 206.264,8 UA, o 3,2616 años‑luz, o 3,0857 x 10¹³ Km; o en años-luz, siendo un año-luz la distancia cubierta por la luz en un año, que son 9,4607 x 10¹² Km, o bien 0,3066 pársecs, o 63.241 UA.

La distancia a una estrella se puede calcular de formas diversas. Si la estrella está relativamente cercana (hasta unos 300 años-luz, o 100 pársecs, para precisiones de hasta 0,01” de arco) el cálculo se puede realizar por paralaje, con observación de su posición oblicua desde dos puntos opuestos de la órbita terrestre (con unos 6 meses de diferencia), o mediante el estudio espectrográfico de su temperatura y evaluación de su brillo; en este último caso la intensidad del brillo disminuye con el cuadrado de la distancia. Pero en estos dos casos, si la estrella está muy lejos, el resultado no es fiable. Por ello se utilizan como punto de referencia las posiciones de estrellas conocidas como cefeidas.

El cálculo de distancia entre dos estrellas (c) se realiza por simple cálculo por paralaje trigonométrico según la fórmula

       _________________

c=√(a^2+b^2)-2xaxbxcosγ


donde “a” es la distancia de la Tierra a una de las estrellas, “b” la distancia a la otra, y “cosγ” el coseno del ángulo formado en la Tierra por las dos líneas “a” y “b”.


Las cefeidas reciben su nombre gracias a la estrella Delta de Cefeo (identificada así pulsante por el inglés John Goodricke, 1764-1786) y tienen su particularidad en que cambian de luminosidad con un período fijo particular. Son variables y pulsantes porque oscilan en su volumen o tamaño periódicamente, cambian su temperatura, y de ahí las variaciones de temperatura y luz. Es decir, a cada período le corresponde una luminosidad fija o regular; a más luminosidad más período. El período va desde 1 día a 1 mes (o más) y de su análisis se deduce su distancia a la Tierra, lo que sirve, como se ha indicado, como referencia en las distancias de otros objetos de su entorno y de ahí su inestimable valor. Solo en la Vía Láctea hay unas 500 cefeidas. El hallazgo en 2010 de una cefeida (en el sistema binario OGLE-LMC-CEP0227, situado en la Gran Nube de Magallanes) en un sistema binario eclipsante propició el cálculo preciso de su masa y pulsación; esta cefeida tiene un período pulsante de 3,8 días, unas masa de 4,14 veces la solar (con 1% de margen) y su período orbital binario es de 310 días. Hay dos tipos de cefeidas, siendo las del tipo I jóvenes muy masivas y luminosas, y de períodos más largos; y las del tipo II viejas y menos masivas y luminosas con períodos menores de 18 días.

En cualquier caso, según el método empleado las enormes distancias a los distintos objetos celestes varían notablemente y es habitual la falta de concordancia en los datos según las distintas fuentes, a veces en altos porcentajes.

La velocidad de un objeto celeste luminoso y otras características se calculan estudiando su espectro y las líneas de absorción. El alejamiento de una estrella o galaxia se evidencia en el llamado corrimiento hacia el rojo (efecto Doppler, descubierto en 1842 por William Huggins) y el acercamiento con el corrimiento hacia el azul. No obstante, la consideración del corrimiento hacia el rojo tiene en el llamado efecto Wolf su detractor porque podría haber casos en que tal radiación intensificada fuera debida no al alejamiento sino a una emisión de intensidad mayor en tales bandas.

La velocidad de alejamiento o acercamiento se averigua con la aplicación de la fórmula V=cx(∆u/u) , donde (V) es la velocidad citada, (c) la de la luz, (u) la frecuencia de la luz llegada del objeto celeste y (∆u) la diferencia entre la frecuencia correspondiente a tal banda luminosa y referida frecuencia del objeto en movimiento, es decir, el índice de desplazamiento de esa frecuencia como consecuencia de la velocidad del objeto (o sea: frecuencia prefijada menos frecuencia llegada en ángstroms).


También pueden ser estudiados determinados objetos indirectamente, por los efectos o alteraciones gravitatorias o de la radiación que causan en otros cuerpos que sí pueden ser observados. Es el caso de los planetas o de los agujeros negros. En la observación de los objetos celestes lejanos, como los cuásares, la interposición de cuerpos masivos en el camino recorrido por la luz o radiación emitida, puede dar lugar a distorsiones de efecto lente y así se ofrecen imágenes finales dobles; este hecho, también llamado lente gravitatoria, fue comprobado por vez primera en marzo de 1979 (Walsh, Weyman y Carswell desde Arizona sobre los objetos del cuásar doble Q0957+561A y B) si bien ya había sido propuesto por Einstein hacia 1912 (publicándolo en 1936), aunque el mismo no creyó que pudiera ser observable. Aunque no es un caso muy común, puede ocurrir y es debido a que el cuerpo masivo curva el espacio y hace que la luz o radiación se curve o desvíe en su trayectoria y lo rodee. La vista final de objetos o conjuntos simétricos evidencia tales cuerpos de interposición. Entre 1979 a 1985 se detectaron 6 lentes gravitatorias; el segundo caso se detectó con el cuasar triple PG1115+08 en mayo de 1980, y el tercero con el objeto 2345+007 en agosto de 1981. El telescopio espacial Hubble observó una muy potente en el grupo de galaxias AC114, localizado a 4.000 millones de años-luz de nosotros, según se dio a conocer en octubre de 1992. Para grupos de galaxias, la primera detección real de este efecto se produjo en 1990 sobre las de Abell 1689 y CL1409+52. Hasta finales de 2003 se llevaban identificadas en torno a las 80 lentes gravitatorias. Abell 1689 está a 2.200 millones de años-luz de nosotros, en la Constelación de Virgo, y tiene miles de galaxias con un total de un billón de estrellas.

Para el cálculo del tamaño, por ejemplo, de algunas estrellas no excesivamente lejanas se utilizan los datos de su luz. Una de las formas es observar el tiempo gradual en que tarda en desaparecer ocultado por un borde de la Luna; si desaparece de golpe cabe pensar que es pequeña y si va disminuyendo cuando más lentamente mayor será; se considera aquí también el dato de la velocidad orbital lunar. Otro modo de determinación de igual dato es el interferométrico a partir de la propia luz de la estrella.

Cuando mayor es la capacidad o resolución angular (cuanto menor sea el ángulo observado; milisegundos de arco, por ejemplo) tanto mayor serán las posibilidades de estudio al detalle (no ya solo de la distancia) de los objetos celestes de que se trate. De aquí que las técnicas interferométricas equivalgan a sistemas telescópicos difíciles de lograr del modo tradicional tanto en las bandas ópticas como IR o radio.

Las observaciones posibles de los objetos celestes se hacen pues a través de las radiaciones que nos llegan, bien a la superficie terrestre, como las de las bandas visibles y de algunas de radio, como al espacio inmediato, donde actúan los satélites. La detecciones de tal radiación son pues en las citadas bandas de luz visible (telescopios ordinarios), radio (radioastronomía), infrarrojo (IR), ultravioleta (UV), rayos equis, rayos gamma (dentro de los que están los estallidos GRB); también se estudian los rayos cósmicos, partículas altamente energéticas. En general, la mayoría de los objetos emiten todo tipo de radiación a la vez (luz, IR, radioondas, etc.), pero según el tipo de objeto suele haber una preponderancia de alguna de las bandas del espectro en cuanto a la intensidad de emisión.

En particular se asignan distintas frecuencias a diferentes objetos como especialmente emisores de las mismas. De este modo, se observan estrellas en explosión con emisiones de radio, galaxias con microondas, UV, IR y luz visible, estrellas frías con IR, estrellas calientes con UV, cuásares y agujeros negros con rayos equis y púlsares con rayos gamma. Ello no quiere decir que no se observen los distintos objetos, y abundantemente, en el resto de frecuencias.

Los estudios y detección de diversos objetos en las bandas de radio se realizan con radiotelescopios, grandes antenas parabólicas o de otras formas que pueden a veces estar coordinadas y trabajando simultáneamente para multiplicar la capacidad detectora. En este último caso se hablan entonces de interferometría (VLBI y VLBA) y su equivalencia recolectora de señal, con baterías de radiotelescopios y tal técnica VLBI, es de hasta miles de Km; en las bandas de radio, milimétricas y submilimétricas se obtienen resoluciones superiores a las ópticas, aunque no resulten tan espectaculares. Se estudian así galaxias, protoestrellas, etc. Por supuesto, las antenas y su foco o cono recoge-ondas, por sí solas no son nada, sino que se complementan con un amplificador, un sistema de registro (en papel, en soporte magnético u otro) y un sistema de interpretación de datos (visual directo de números o letras, gráficos, informático, etc.). La técnica VLBI es ampliada en sus posibilidades a principios del Siglo XXI con medios informáticos e Internet, potenciando la rapidez de procesamiento en tiempo real con la centralización de la información en un ordenador expresamente dispuesto al efecto; tal sistema fue denominado e-VLBI y las primeras pruebas se hicieron en septiembre de 2004 apuntando simultáneamente a la estrella IRC+10420 de la constelación del Águila con radiotelescopios situados en Gran Bretaña, Holanda, Suecia, Polonia y Puerto Rico, y logrando así una muy alta resolución.  En 2011 se dio a conocer la extraordinaria precisión y resolución en la medición de distancias astronómicas mediante la utilización de la red de radiotelescopios VLBA.  

Esta rama de la astronomía se origina casualmente cuando se buscaba un sistema para eliminar interferencias o perturbaciones de las radiocomunicaciones a larga distancia; ocurre en año 1932 y tiene su exponente en el ingeniero americano Karl Jansky que trabajaba para Bell Telephone, si bien el verdadero investigador sería luego Grote Reber. Sin embargo, la verdadera radioastronomía comienza su andadura en 1942, tiempo en el que también causalmente los radares ingleses (estamos en plena segunda guerra mundial) captaron señales que creyeron nazis pero que solo eran radioseñales del Sol. Finalizada tal guerra se extendieron estas detecciones ya imparablemente, descubriéndose en 1947 la fuente de radio de la Nebulosa del Cangrejo, la tercera celestial más potente. La radioastronomía estaba en marcha y pronto se pasó a observar fuentes celestes de todo tipo. Uno de los principales radiotelescopios, o que más fama adquirió, sería desde 1957 el inglés de Jodrell Bank, con sus 76,2 m de diámetro en su antena parabólica, y posteriormente, desde el año 1963, el gigantesco de 304,8 m de Arecibo (18º 22,5' Norte; 66º 37,5' Oeste) en Puerto Rico que aprovecha una formación natural para disponer una malla acerada en forma parabólica; este último fue perfeccionado en su enfoque en 1997 y, actualizado, se le dotó de mejores receptores, así como mejorada su electrónica en 2004 (ALFA). Arecibo posee un reflector que pesa unas 300 Tm y cuenta con 38.778 paneles de aluminio para cumplir su función. También tiene su importancia en su momento el de Green Bank, Virginia, acabado en 1962 y que se derrumbó en 1988 y cuya antena, parcialmente orientable, medía 91,5 m de diámetro, y el de Effelsberg, Alemania, finalizado en 1970 y que tiene 100 m de diámetro pero orientable. E igualmente es de destacar el complejo de 27 antenas en Nuevo México del NRAO, con un equivalente de 36 Km de diámetro en la sincronización. En julio de 2003 se iniciaba en el desierto chileno de Atacama (en Chajnantor) el complejo ALMA, conjunto de 66 radiotelescopios de 12 m de diámetro cada uno para operar en sincronía, suponiendo así un radiotelescopio virtual de más de 14 Km de diámetro, o bien 7.000 m^2; su presupuesto es de 400.000.000$, a costear entre europeos y americanos (en 2001 se sumaron los japoneses), y se preveía entonces su finalización para 2010. Entró en servicio en 2011, aunque se inauguró oficialmente el 13 de marzo de 2013.
    Otro sistema interferométrico de radiotelescopios, considerado el más potente del mundo a su propuesta, es el SKA, proyecto de 1 Km² a base de 30 antenas de 200 m más otras 150 de 90 m. Superior al ALMA, se comenzó a financiar en 2010 con la previsión de ejecución a partir del quinquenio que se inicia en 2015. Participan 20 naciones con 67 organizaciones, e inicialmente para su ubicación se propusieron como candidatos los Estados Unidos, Argentina, China, Australia y Sudáfrica, quedando reducidos a solo los dos últimos luego, y estos dos serían los sitios de ubicación definitiva de forma complementaria (2012). El sistema radiotelescópico pretende operar entre los 100 MHz y los 25 GHz y el procesamiento de datos principal debe tener una potencia equivalente a la suma de cerca de 1.000 millones de ordenadores personales. España se sumó al proyecto en 2018 como el miembro undécimo.
    En marzo de 2011 se inició en China la construcción del radiotelescopio FAST, que a su finalización será mayor que el de Arecibo con sus 500 m de diámetro; su proyecto se inició sin embargo dos décadas antes y su costo fue de 180 millones de dólares (más unos 240 millones de euros por reasentar a más de 9.000 vecinos que había en 5 Km a la redonda...). Se ubica en el condado de Pingtang, provincia de Guizhou, en el sureste del país, sobre la depresión geográfica de Dawodang, a unos 1.000 m de altitud; latitud 25º Norte. Está formado por una estructura reflectora de 4.450 paneles triangulares que van soportados por un casquete esférico de cables de 600 m de diámetro. El receptor va suspendido a 140 m sobre el centro de los reflectores y es móvil, como es obvio, pudiendo hacer seguimientos de un objeto durante un máximo de 6 h, en función de la rotación del planeta. Su rango de actuación estará en un principio entre los 70 MHz y los 3 GHz, y posteriormente se prevé que llegue a los 8 GHz. Fue inaugurado el 25 de septiembre de 2016.
    No obstante, en Zelenchúkskaia, montañas del Cáucaso (43°49′33″ de latitud Norte, 41°35′11″ de longitud Este), hallamos desde 1975 el radiotelescopio RATAN-600 con 576 m de diámetro, pero a base de reflectores de radio rectangulares que con el central hacen un combinado equivalente a un diámetro de unos 600 m. Y es así pues el mayor radiotelescopio del mundo en extensión bruta, aunque menos efectivo en su superficie como antena.

La astronomía de rayos gamma, a veces en estallidos breves pero muy intensos y poderosos (GRB; la nomenclatura de estos acontecimientos astronómicos se forma con tales siglas seguido de una numeración que es la fecha invertida del mismo, como por ejemplo 15 de enero de 1999 sería GRB 990115), llegados de diversas fuentes celestes data de 1961 con el Explorer 11. También fueron captados casualmente gracias a los satélites militares Vela norteamericanos desde 1967, y luego por otros dedicados expresamente a esta labor como el GRO, el BeppoSax o el HETE. Las detecciones en las primeras décadas de estos bruscos brotes de tal radiación se hicieron con una cadencia media de 30 por año. Entre 1967 y 1997, en 20 años, se catalogaron unos 2.000 casos de este tipo. Dado el poco tiempo en que nos llega el fenómeno a casi la velocidad de la luz (al 99,9997%), durando entre 1 milésima de seg y 16,66 min, la identificación de las fuentes fue muy difícil en tales comienzos porque solo casualmente se podría estar en ese breve tiempo enfocando la fuente. La mecánica principal fuente de rayos gamma galácticos son las colisiones de rayos cósmicos con protones atómicos de gas y polvo, y se originan en las estrellas de neutrones, púlsares, núcleos de galaxias activas, cuásares, el entorno de los agujeros negros, campos magnéticos, determinadas binarias, o las colisiones de estrellas, especialmente las de neutrones, entre ellas o con un agujero negro. Los choques de antimateria con materia también generan esta radiación. Son los rayos gamma la radiación más intensa y que revela los fenómenos más violentos del Universo. Tales estallidos se producen en el cielo al menos en un promedio de uno diario y su reparto celeste es uniforme; se han catalogado básicamente en dos tipos: breves y largos, con límite entre ambos en los 2 seg (o sea, los cortos son de menos de 2 seg y los largos de más), pero también se han identificado otros llamados híbridos de secuencias y características distintas. Pueden pues anunciar tanto el nacimiento de agujeros negros, la colisión de estrellas de neutrones, como  la muerte de una estrella masiva, supernovas. De hecho, los largos se asocian a las supernovas de más de 40 masas solares; entre los 2 seg y unos minutos, además de las supernovas también pueden proceder de las hipernovas. Si duran horas puede que sean emitidos por magnetares. Los menores de los 2 seg o breves se asocian a las estrellas de neutrones interrelacionadas con otras estrellas similares o agujeros negros, y fusiones entre ambos tipos de cuerpo celeste.

Excepcionalmente, tales explosiones de energía son desmesuradamente enormes; por ejemplo, la de 23 de enero de 1999 (GRB 990123) procedente de un objeto situado a 10.000 millones de años-luz en Boyero, que duró 1 min 50 seg, emitió en solo 10 seg la equivalente a la irradiada por el Sol en 10.000 millones de años, es decir, como casi toda su vida pasada y futura. El 10 de mayo siguiente otro estallido de este tipo, procedente de un objeto a 7.000 millones de años-luz en la constelación del Camaleón, duró 1 min 40 seg y emitió energía equivalente a toda la luz de la Vía Láctea brillando durante 30 años.

También se han catalogado algunas de estas emisiones GRB como SGR, erupciones breves y repetitivas de rayos gamma suaves. Son emisiones de rayos gamma blandos, o rayos equis duros, pero de carácter repetitivo. Detectadas éstas en 1979, no fueron reconocidas hasta 1986 y solo se captaron 4 erupciones de tal tipo hasta 1997; una en este año y las otras 3 en tal 1979. Se relacionan con las llamadas magneto-estrellas y los púlsares.

Gracias al satélite Swift, tras la emisión GRB 060714 se estableció que los estallidos de rayos gamma son seguidos en los minutos u horas siguientes por emisiones de rayos equis fuertes, o de intensidad variable.

En 2009 se emitió la teoría de que los GRB pudieran ser originados por agujeros negros que se podrían introducir en la estrella, succionando a la misma desde su interior y emitiendo así los chorros de plasma que se cree que originan los estallidos.

También existen emisiones en fogonazos en bandas de radio, o radiofogonazos, de muy breve duración, de milisegundos. La primera detección de los mismos se hizo en 2007 y fue llamado el “estallido de Lorimer” (de Duncan Lorimer, que estaba al frente del equipo descubridor). De tales destellos, en 2013 no se sabe su origen, si bien se tiene establecido que proceden de distancias muy lejanas, cifradas en hasta 11.000 millones de años-luz. 

     En la corona de Sol y la correspondiente de las estrellas la temperatura del gas, aun rarificado, se eleva a más del millón de grados y así, chocando a gran velocidad electrones con núcleos atómicos, con protones, en tal zona estelar se generan fuentes de rayos equis, la siguiente radiación a la gamma en intensidad decreciente. Podría pensarse que solo en determinadas estrellas, en las de corona caliente, existen estas fuentes, pero gracias a los satélites que las han estudiado ha resultado que casi todas emiten rayos equis: sistemas binarios, novas, nebulosas planetarias, cúmulos galácticos, púlsares. Hay pues otras explicaciones, y complejas, para explicar cómo se genera tal radiación en muchas estrellas y otros entes del Universo, como los quásares y otros entes colapsados.

La primera fuente celeste de rayos equis (Sco X-1, en Escorpión), aparte del Sol (1959), había sido captada el 18 de junio de 1962 por parte de Riccardo Giacconi, Gursky, Paolini y Bruno Rossi por un cohete sonda lanzado en White Sands y para diciembre de 1970 se conocían ya 40; así, en tal 1962 es que nace la astronomía de rayos equis. Entonces entró en acción el primer satélite destinado a captar tal radiación, el Explorer 42, que en cuestión de 24 horas identificó ya tantas fuentes como las conocidas hasta entonces. En 1978 se dio a conocer un catálogo con 339 fuentes de rayos equis. Con el HEAO 1 el mismo pasó a ser de unas 1.500 fuentes y con el siguiente de la misma serie el catálogo subió a 3.000 fuentes. Hacia 2000, gracias a diversos satélites astronómicos, como los citados y el ROSAT, el total de fuentes de rayos equis celestes conocidas era de 60.000. En 2002 la cifra es ya de aproximadamente 150.000 y se aventura un incremento anual en los siguientes años de unas 50.000 fuentes por año.

En definitiva, las fuentes de rayos equis identificadas en el cielo son procedentes de galaxias, cúmulos galácticos, quásares y otros objetos. La fuente mayor en rayos equis fue hallada por el importante satélite Chandra en julio de 1999 a 1.500 años luz, en la nebulosa de Orión; en Orión hay al menos unas 2.000 estrellas jóvenes, otras en formación, CO y también una cantidad de agua tan grande como miles de veces la de todo nuestro planeta (según el satélite ISO). Algunas de las fuentes de rayos equis se producen repentina o irregularmente durante 1 min y se denominan fuentes explosivas. Otros satélites de observación de rayos equis son los XMM, Asca, BeppoSax, etc. La nomenclatura para este tipo de fuentes señala la constelación seguida de una equis y el número correlativo de fuente descubierta en la misma (ejemplo: Cygnus X-3 es la tercera fuente de rayos equis hallada en la constelación del Cisne).

En las bandas del UV, que también son absorbidas por la atmósfera, gracias a los cohetes se vienen estudiando los objetos desde 1946 (con primitivos disparos V-2 en vuelo suborbital). La primera fuente UV estudiada fue el Sol, como es natural, pero en 1955 ya se observaron otras estrellas (con la corona activa) y también en nebulosas planetarias donde haya plasma; también las estrellas al final de su vida emiten tal radiación. El primer satélite con medios UV fue el americano SN 43-5E5 que se lanzó en 1964 y a partir de 1966 se enviaron los de la serie OAO. En la astronáutica tripulada se hicieron luego observaciones en los años 70 desde las naves Soyuz y estaciones Salyut soviéticas, y las misiones americanas Skylab y más tarde con diverso instrumental llevado en los Orbiter Shuttle (misiones ASTRO, ORFEUS, etc.); hay incluso antecedentes de observaciones UV en las misiones tripuladas Gemini. También son muy importantes los estudios de los satélites siguientes: el holandés ANS (1974), el japonés TANSEI de 1977, el americano-europeo IUE (1978), el europeo EXOSAT (1983), el alemán ROSAT (1990), los americanos EUVE (1992), HETE 1 (1996), SNOE (1998), TRACE (1998), FUSE (1999), etc.; algunos son también observatorios de otras energías.

Con otras fuentes de otros tipos de energías o radiaciones ocurre cosa parecida. En el IR, por ejemplo, (astronomía espacial iniciada también en los años 60) solo el satélite IRAS catalogó 245.839 objetos celestes (130.000 estrellas, 20.000 galaxias, etc.), cuando hasta entonces, en toda la historia astronómica, se había captado unas 500.000. Al tiempo de tal satélite, la fuente más potente en el IR descubierta, una galaxia, emitía energía equivalente 5.000.000 de millones de estrellas como el Sol. En el IR emiten casi todos los objetos celestes: estrellas, protoestrellas, nebulosas, nubes de gas y materia, etc.

Tras el IRAS, otros telescopios IR espaciales importantes fueron el COBE, el MSX, el Spitzer y otros.

En las observaciones de estas frecuencias bajas como el IR se utilizan instrumentos que tienen que ser enfriados para que el propio calor de los mismos no falseen los datos. Tal enfriamiento se consigue utilizando por ejemplo nitrógeno líquido a cerca del cero absoluto.

Las bandas de luz visible son observadas tanto desde el espacio como desde tierra, donde también se captan parcialmente radiaciones más bajas de frecuencia (IR, radioondas y microondas). La luz visible es emitida por estrellas, galaxias y cuásares. En cuanto a las microondas y radioondas son resultado de la radiación de fondo y moléculas de CO, por ejemplo, en el primer caso, y de púlsares y radiogalaxias en el segundo. En estos dos casos el campo encargado es la radioastronomía.


                        = CATALOGOS. CLASIFICAR EL CIELO

    Los antiguos clasificaban la bóveda celeste por constelaciones y daban nombres a los astros más brillantes. La misma constelación recibió distinto nombre según la apariencia creída por las distintas culturas antiguas. En realidad tal forma aparente de los grupos de estrellas va cambiando lentamente en el transcurso de los milenios por lo que una determinada constelación actual no es realmente la misma que veían nuestros ancestros.

Uno de los primeros en catalogar el cielo fue Hiparco de Nicea, que dos siglos antes de Cristo confeccionó un catálogo de unas 1.080 estrellas, dividiéndolas en 6 tipos por su luminosidad. Como no disponían de telescopios, veían un cielo como lo vemos nosotros hoy –prácticamente igual- a simple vista, pudiendo observar así hasta unas 6.000 estrellas. Con los telescopios de principios del Siglo XXI el número de estrellas observables es de 70.000 trillones. Con la aparición de los telescopios comenzaron a proliferar los catálogos, desde el Siglo XVIII y especialmente en el Siglo XX. Pero en la era moderna la clasificación ya no es por la apariencia de los puntos luminosos en los que los antiguos creían ver formas reflejadas de nuestro mundo. La visión moderna es por objeto y se resume según catálogos entre los que destacan el de Messier, el NGC y el IC, si bien los hay mucho más extensos y modernos como el UGC, el NED (de la NASA), el GSC-2 (de 2002; comprende todos los objetos celestes de brillo superior a la magnitud 19), el del Observatorio Naval USA, considerado como uno de los mejores con más de 500 millones de objetos estelares, y otros con decenas de miles de objetos, o millones, y de diversos criterios clasificatorios. De tal modo, un mismo objeto estelar puede ser nombrado hasta por al menos 20 denominaciones distintas.

    El catálogo más moderno y extenso en 2003 es el llamado 2MASS con medio millón de millones de objetos celestes, obtenido por los observatorios de Hopkins (Arizona) y Cerro Tololo (Chile) a partir de 1997.
    Otros catálogos son específicos para un tipo de objetos. El Abell por ejemplo  contiene una serie de cúmulos de galaxias (más de 4.000) que tienen un corrimiento al rojo de la 0,2 o menos; su nombre lo recibe de George Abell que iniciaría el catálogo en 1958 con 2.717 cúmulos. 

    Los nombres astronómicos los da la Unión Astronómica Internacional (IAU) desde 1.921 y será quien al final, en un próximo futuro, administre la cuestión de catalogar el cielo con criterio único.


                                - LAS CONSTELACIONES

    En 1922, en Roma, la Unión Astronómica Internacional establecía que el número de constelaciones en 88, de las que 12 son zodiacales, 48 en el hemisferio austral, o sur, del firmamento y 28 en el septentrional, o norte, de tal franja zodiacal; o también, ignoradas las zodiacales, 36 boreales y 52 australes. Las constelaciones solo tienen un valor de localización en primer instancia o aproximada de objetos celestes, pero sus aparentes formaciones no lo son nada más que a vista desde la Tierra, no estando sus objetos en un mismo plano. En efecto, aparentemente las formaciones están en un mismo plano a nuestra vista cuando en realidad están en planos distantes y muy lejanos unos de otros respecto al nuestro.

    Así pues, una constelación la forman un grupo de astros celestes que aparentemente, para nosotros, están cerca unos de otros, de modo que forman una trama de puntos que sugieren determinadas formas que dan lugar al nombre, generalmente con origen en animales, mitologías griega y romana, y objetos.

    Figuran a continuación una relación por orden alfabético de todas las constelaciones: primero el nombre de la constelación, luego, en la tercera columna, se señala el Hemisferio donde se halla (A=austral, B=boreal). La columna anterior indica la (A) abreviatura que luego se utiliza en la nomenclatura estelar.

.Nombre

.Significado

(A)


Algunas características.

Andromeda

Andrómeda

And

B

Nombre de la princesa de la mitología griega hija de Cefeo y Andrómeda. Se localiza entre las constelaciones de Casiopea, Lacerta, Pegasus, Pisces, Triangulum y Perseo. Contiene las estrellas Almak, Mirrach y Sirrah, así como la galaxia del mismo nombre M31, y las M32 y M110.

Antlia

Máquina neumática

Ant

A

También llamada Bomba (de bombear). Constelación situada bajo las de Hydra y Vela. También tiene cerca las de Centauro y la Brújula.

Apus

Ave del paraíso

Aps

A

También llamada Ave o Pájaro de la India. Se localiza entre Octans y la del Triangulum Australe, coincidiendo casi con el Polo Sur celeste.

Aquarius

Acuario

Aqr

A

Constelación del zodíaco entre las de Capricornio y Piscis; también tiene en su entorno las de Pegaso, Equuleus, Delfín, Águila, Austrinus, Sculptor y Cetus. Contiene los cúmulos globulares M2 y M72, el abierto M73 y la nebulosa NGC-7009. También está la nebulosa Helix, a 450 años-luz de nosotros, que se caracteriza por tener varias estrellas moribundas.

Aquilae

Águila

Aql

B

Situada entre Vulpecula, Sagitario, Hércules, Ofiuco, Scutum, Sagitario, Capricornio, Acuario, Delphinus y Serpens. En 1995 se informó del sorprendente hallazgo en la misma de una gran nube de alcohol, tan grande como todo el Sistema Solar, con cientos de miles de millones de litros. Debe su nombre al águila que secuestró al copero Ganímedes para Zeus. Contiene la estrella Altair y los objetos M56, M57 y el NGC-6709. Altair, la alfa de la constelación, es una blanca de tipo espectral A5 que rota a una velocidad de 300 Km/seg (ecuador), teniendo así un 22% más anchura que altura.

Ara

Altar

Ara

A

Localizada entre las constelaciones de Circinus, Lupus, Escorpio y Telescopium.

Aries

Carnero

Ari

B

Constelación del zodíaco situada entre Piscis y Tauro, que también tiene en su entorno a las de Cetus, Perseo y Triangulum. Una de sus estrellas más importante de la misma es Hamal.

Auriga

Cochero

Aur

B

Está entre las constelaciones de Gemini, Taurus, Perseus, Camelopardalis y Lynx. Destacan en la misma los objetos M36, M37 y M38, y la estrella Capella (alfa de la constelación) que, situada a 43,4 años-luz, son en realidad dos gigantes de 2,5 veces la masa del Sol cada una; del tipo G8 y G1, son 70 y 90 veces más luminosas que el Sol.

Bootes

Boyero

Boo

B

También llamada del Pastor (de bueyes). Situada entre Corona Borealis, Draco, Hércules, Los Lebreles, Virgo, Osa Mayor y Coma Berenices. Contiene la estrella Arturo y la doble Izar (“faja”). Debe su nombre al conductor de bueyes de arado de la mitología griega. Arturo, la alfa de la constelación, es de primera magnitud y está a 37 años-luz de nosotros.

Caelum

Buril

Cae

A

Constelación que se encuentra cerca de las de Lepus, Reloj, Erídano y Columba. Posee pocos objetos, destacando solo algunas estrellas dobles.

Camelo Pardalis

Jirafa

Cam

B

También llamado Camelopardus. Localizada cerca del Polo Norte celeste, entre Auriga y la Osa Menor. También tiene a su lado las constelaciones de Draco, Osa Mayor, Lynx, Perseo, Casiopea y Cefeo.

Cancer

Cangrejo

Cnc

B

Lleva el nombre del cangrejo que hirió a Heracles (Hércules) en el combate con Hidra. Constelación del zodíaco situada entre Géminis, Leo, Lynx, Canis Minor e Hydra. Tiene los cúmulos abiertos del Pesebre, M44, y M67.

Canes Venatici

Perros de caza

CVn

B

También llamada de los Lebreles. Situada cerca de Coma Berenice, Bootes y la Osa Mayor. Contiene los objetos M3, M63, M94, M106 y la M51. También destaca la estrella Cor Caroli.

Canis major

Can mayor

CMa

A

También llamada Canis Majoris. Situada entre las constelaciones de Columba, Puppis, Lepus y Monoceros. Contiene la brillante estrella Sirio y al cúmulo M41.

Canis minor

Can menor

CMi

B

Constelación situada entre Monoceros, Géminis, Hidra y Cáncer. Tiene como objeto destacado a la estrella doble Porcyon (o Proción).

Capricornus

Capricornio (cabra)

Cap

A

Constelación del zodíaco situada entre Sagitario y Acuario, y que tiene al lado las constelaciones del Águila, Piscis Australis y Microscopium. Contiene como objeto destacado al cúmulo M30.

Carina

Quilla del navío Argos

Car

A

También llamada Carena. Esta constelación se encuentra entre Volans, Camaleón, Vela, Popa y Pictor. Contiene, como objetos destacados, el cúmulo NGC-2808 y la brillante estrella Canopus, la alfa de la constelación, que es del tipo F0 y está a unos 180 años-luz de nosotros.

Cassiopeia

Casiopea

Cas

B

Lleva el nombre de la madre de Andrómeda. Se caracteriza por formar con 5 astros una W y está entre las constelaciones de Cefeo, Lacerta, Andrómeda, Perseo y Camelo Pardalis. Tiene las estrellas dobles Cas, descubiertas en 1779, de un período orbital de unos 480 años. La principal estrella es de 7,22 de magnitud y la otra de 3,44. También posee, entre otros, los objetos M52, M103, NGC-281, NGC-457, NGC-654, NGC-663 y NGC-7789. Debe su nombre a la reina etíope de la mitología griega, esposa de Cefeo y madre de Andrómeda.

Centaurus

Centauro

Cen

A

Situada cerca de Crux y al lado de Hydra. Tiene las estrellas más cercanas a nosotros, Próxima Centauri y Alpha Centauri, o Rigil Kent, a poco más de 4 años-luz.

Cepheus

Cefeo

Cep

B

Debe su nombre al mitológico esposo de Casiopea, el rey de Etiopía. Situada entre Casiopea, Camelo Pardalis, Draco, Osa Mayor, Cygnus y Lacerta. Contiene entre otros los objetos NGC-188, IC1396, NGC-6939 y NGC-6946, así como a la estrella Alderamin.

Cetus

Ballena

Cet

A

Recibe el nombre mitológico del monstruo marino que mató Perseo en defensa de Andrómeda. Está entre las constelaciones de Aries, Piscis, Acuario, Sculptor, Fornax, Eridanus y Taurus. Es la cuarta mayor constelación de la bóveda celeste ocupando un 5,97 % de la misma. Contiene destacados los objetos la nebulosa M77 y la NGC-246, la galaxia NGC-247, y las estrellas Mira, (“maravillosa” en árabe, que es una gigante roja variable de 47 semanas de período, con magnitudes entre 3 y 10, que es la alfa de la constelación), Deneb Kaitos (“cola de ballena” en árabe) y Menkar (“nariz” en árabe).

Chamaeleon

Camaleón

Cha

A

Constelación que se encuentra entre las de Octans, Mensa y Volans.

Circinius

Compás

Cir

A

Constelación situada al lado de Triangulum Australe, Centauro, Norma y Lupus. Tiene solo varias estrellas dobles como objetos destacados.

Columba

Paloma

Col

A

Constelación localizada entre las del Dorado, Liebre, Pictor, Popa y Canis Major. Destaca en la misma la estrella Phakt.

Coma Berenices

Cabellera de Berenice

Com

B

Debe su nombre a la cabellera de la reina Berenice II de Egipto. Situada cerca de los Lebreles, la Osa Mayor, Leo, Bootes y Virgo. Contiene a las nebulosas M64, M85, M88, M91, M98, M99, NGC-4565, M100 y el cúmulo M53. Sus estrellas más brillantes son de 4ª magnitud.

Corona Australis

Corona austral

CrA

A

Constelación pequeña localizada entre Telescopium y Sagittarius. Tiene en su centro el cúmulo de la Diadema, a unos 420 años-luz de nosotros, que es una de las zonas más activas en la formación de estrellas de la Vía Láctea.

Corona Borealis

Corona boreal

CrB

B

Situada entre las constelaciones de Boyero, Canes Venatici, Serpens y Hércules. Contiene, como destacada, la estrella Perla.

Corvus

Cuervo

Crv

A

Constelación situada entre las de Virgo y Crater. Destaca en la misma la estrella Gienah.

Crater

Copa

Crt

A

También es llamada la Copa de Baco. Constelación situada entre las de Corvus, Virgo, Leo e Hydra. Destaca en la misma la estrella Alkres y la Delta de la constelación que está a 130 años-luz de nosotros.

Crux

Cruz del Sur

Cru

A

Es la constelación más pequeña del hemisferio Austral. Está situada entre Musca y Centaurus.

Cygnus

Cisne

Cyg

B

Forma casi una cruz invertida con anchos brazos y está entre las constelaciones de Cefeo, Draco, Lyra, Vulpecula, Pegaso y Lacerta. Contiene la luminosa estrella Deneb (que significa en árabe “cola”) y a los cúmulos abiertos M29 y M39. También tiene, entre otras, al agujero negro Cygnus X1 y a la nebulosa América, rojiza debido a su mayor contenido en hidrógeno, que está a más de 900 años-luz en la Vía Láctea. Debe su nombre al cisne amigo de Faetón, el hijo del Sol.

Delphinus

Delfín

Del

B

Constelación que se localiza junto a las del Águila, Equuleus, Vulpecula y Pegaso.

Dorado

Dorada

Dor

A

Localizada cerca de las constelaciones del Pintor y la Retícula. Posee la Gran Nube de Magallanes, varias cefeidas y a la nebulosa NGC-2070. En la zona llamada 30 Dorado hay abundancia de fuentes de rayos equis.

Draco

Dragón

Dra

B

Se localiza junto a las constelaciones de la Osa Mayor, Camelo Pardalis, Boyero, Hércules, Lyra, Cisne y Cefeo. Posee la nebulosa planetaria Ojo de Gato NGC-6543 y también destaca la estrella Eltanin. La constelación debe su nombre al dragón que cuidaba del jardín de las Hespérides que tenía manzanas de oro.

Equuleus

Caballo menor

Equ

B

También llamada Ecúleo. Constelación que se localiza junto a las de Pegaso, Acuario y Delphinus.

Eridanus

Erídano (el Río)

Eri

A

Constelación situada entre las de Phoenix y Horologium. Su nombre es el del río de la mitología griega. Destaca en la misma la estrella Achernar. En 2004, a 300 años-luz de nosotros, se detectó en esta constelación un pequeño objeto compacto de una masa un 60% la del Sol que tiene un campo magnético 14.000.000 superior al solar y cuyo origen resultó entonces desconocido.

Fornax

Horno químico

For

A

Constelación localizada cerca de la de Eridanus, Cetus y el Escultor. Destaca en la misma la galaxia del sistema de Fornax, relativamente cercano.

Gemini

Géminis (Gemelos)

Gem

B

Constelación del zodíaco, situada entre Tauro y Cáncer, que tiene también en su entorno a las de Lynx, Auriga, Orión, Monoceros y Canis Minor. Contiene, destacadas, las estrellas Pólux (la beta de la constelación; una amarillenta del tipo K) y Cástor (la alfa de la constelación, en realidad una triple tipo espectral A0 que está a 50 años-luz de nosotros), así como el cúmulo M35 y la nebulosa NGC-2392.

Grus

Grulla

Gru

A

Constelación localizada entre Microscopium, Fénix, Tucana y Piscis Austrinus. Destaca en la misma la estrella Al Nair, que es la Alpha de la constelación.

Hercules

Hércules

Her

B

Es la quinta mayor constelación de la bóveda celeste ocupando un 5,94 % de la misma. Contiene los cúmulos globulares M13 y M92 y también destaca la estrella supergigante roja Palemon. Debe su nombre al mitológico héroe griego y se localiza entre las constelaciones de Serpens, Ophiuchus, Vulpecula, Lyra, Corona Borealis, Boyero y Draco.

Horologium

Reloj

Hor

A

Constelación cercana a la de Erídano y a la de Hidra Austral. Contiene como objetos destacados una galaxia espiral y un cúmulo globular.

Hydra

Serpiente de agua

Hya

A

También llamada Hidra. Es la más larga constelación celeste, ocupando el 6,32 % del cielo visible. Situada entre Cáncer, Monoceros, Antlia, Libra, Corvus, Cráter, Leo, Sextans y Centaurus. Contiene, como objetos destacados, al cúmulo abierto objeto M48, al globular M68 y a la galaxia espiral M83. También se señala la estrella doble Alphard (“solitaria” en árabe), que es la más brillante (alfa).

Hydrus

Hidra macho

Hyi

A

Constelación también llamada Hidra Austral y Culebra. Cercana al Polo Sur celeste, tiene como constelaciones cercanas las de la Mesa, el Octante, el Reloj y el Tucán. Contiene la estrella Alphar.

Indus

Indio

Ind

A

Constelación localizada entre las del Microscopium, Tucán y Pavo.

Lacerta

Lagarto

Lac

B

Constelación situada entre Andrómeda, Pegaso, Cefeo y el Cisne. Señala un borde de nuestra galaxia.

Leo

León

Leo

B

También conocida como León Mayor. Constelación del zodíaco situada entre Cáncer, Leo Minor, Hydra, Sextans, Cráter, Coma Berenices, Osa Mayor y Virgo. Contiene las estrellas Denébola y Régulus (reyecito), y a los objetos M65, M66, M95, M96 y M105, entre otros. Régulus, la alfa de Leo, es una blanca de tipo B8 que se halla a 68 años-luz y su forma es un abombada debido a su velocidad de giro de 1,12 millones de Km/h; es 5 veces mayor que el Sol.

Leo Minor

León menor

LMi

B

Constelación situada junto a la de Leo, es menor que la anterior. Tiene a su lado además las de la Osa Mayor y del Lince.

Lepus

Liebre

Lep

A

Localizada cerca de Orión, tiene en su entorno también las constelaciones de Monoceros, Canis Major, Columba, Caelum y Eridanus. Posee el cúmulo globular M79 y algunas estrellas dobles, como objetos destacables.

Libra

Libra (balanza)

Lib

A

Constelación del zodíaco entre Virgo y Escorpión, que también tiene en su entorno a las constelaciones de Serpens, Centaurus, Lupus y Ophiuchus. Destaca en la misma la estrella doble Zuben Elgenubi.

Lupus

Lobo

Lup

A

Localizada entre las constelaciones de Escorpión, Hydra, Libra, Norma, Circinus y Centauro. Contiene el cúmulo globular NGC-5986 y otros, así como una nebulosa planetaria, como objetos destacables.

Lynx

Lince

Lyn

B

Situada cerca de la Osa Mayor, Cáncer, Cochero y la Jirafa. Contiene la región el Arco del Lince, una zona enorme, la mayor conocida hasta 2003, situada a 12.000 millones de años-luz de nosotros, donde se formaron un millón de estrellas a cerca de los 2.000 millones de años de existencia del Universo. La temperatura detectada allí sería de 80.000ºC.

Lyra

Lira

Lyr

B

Situada cerca de la del Cisne, Draco y Hércules. Debe su nombre a la lira regalada por Apolo a su hijo Orfeo. Contiene, como objetos destacados, la estrella Vega y la nebulosa anular M57.

Mensa

Mesa

Men

A

También llamada Montaña de la Mesa. Constelación que se encuentra cerca de las de Chamaeleon, Hidra Austral, Dorada y Volans.

Microscopium

Microscopio

Mic

A

Constelación localizada entre las de Capricornius, Sagitario e Indus. Es pequeña y poco brillante.

Monoceros

Unicornio

Mon

A

Situada cerca de las constelaciones de Orión y Canis Minor, tiene también a su lado las de Gemini, Taurus, Lepus, Canis Major, Puppis e Hidra. En 2003 explotó en esta constelación una estrella llamada V838 que brilló en tal momento más que cualquier otra de la Vía Láctea y que se convirtió luego en una supergigante de las más frías conocidas (1.000ºK). Contiene los cúmulos NGC-2244, NGC-2237, NGC-2232 y el M50, entre otros.

Musca

Mosca

Mus

A

Ocasionalmente denominada también Mosca Indiana. Constelación cercana a la Cruz del Sur, Quilla y Ave del Paraíso. Posee dos cúmulos globulares y algunas estrellas, como objetos a destacar.

Norma

Escuadra

Nor

A

Constelación localizada entre las de Lupus, Triangulo Austral y Scorpius.

Octans

Octante

Oct

A

Constelación situada cerca de las de Apus, Mesa, Indio, Pavo y Chamaeleon.

Ophiuchus

Ofiuco o serpentario

Oph

A

Entre de las constelaciones del Escorpión, Serpens, Hércules y Sagitario y en forma de cangrejo, contiene los cúmulos globulares M9, M10, M12, M14, M19, M62 y M107, así como la cúmulo abierto IC4665. Contiene la estrella gigante naranja beta Ophiuchi y una estrella binaria muy conocida, la 70 Ophiuchi, de color dorado naranja, de magnitudes 6,1 y 4,1 que giran en una órbita de 87,7 años. Otro ente de la constelación es Rho Ophiuchi, sistema múltiple al norte de Antares. También contiene la estrella de Barnard, de 9,5 de magnitud, que es la cuarta más cercana al Sol, y que se mueve 10,3 seg de arco al año (equivalente en 180 años al arco que ocupa la Luna llena en el cielo), lo cual supone ser para la misma, desde nuestra posición, la estrella más veloz del firmamento. Se trata de una enana roja de poca luminosidad situada a 6 años luz de distancia pero cuyo recorrido viene hacia nuestras proximidades, estimando que en el año 11.800 estará a solo 3,8 años luz. Por su movimiento irregular se calcula la posibilidad de que tenga girando a su al rededor un par de grandes planetas.

Orion

Orión

Ori

B

También llamada El Cazador, está junto a las constelaciones de Taurus, Gemini, Monoceros, Lepus y Eridanus. Posee estrellas del tipo O y B principalmente. Contiene entre otras la estrella triple Mintaka, la brillante Eta Orionis, la doble Alnitak (cinturón en árabe), Bellatrix y a Rigel (que significa pierna en árabe), una de las más brillantes de la zona y de la Vía Láctea. Es un sistema binario con dos estrellas (B8 y B9) separadas 375.000 millones de Km. Otra destacada estrella de Orión, en el extremo contrario (superior izquierdo), es Betelgeuse (Alfa), una de las mayores conocidas. Otras, también rodeando la gran Nebulosa M42, son Saiph y Bellatrix. También posee la nebulosa M78. Además, según el telescopio espacial Spitzer, la nube de Orión, situada a 1.450 años-luz de nosotros, posee al menos unos 2.300 discos protoplanetarios (2006).

Pavo

Pavo real

Pav

A

Situada entre Indus, Octans y Telescopium. Contiene al cúmulo NGC-6752 como objeto destacable.

Pegasus

Pegaso

Peg

B

Debe su nombre al famoso caballo con alas de la mitología griega. Situada cerca de las constelaciones de Equuleus, Acuario, Piscis, Andrómeda, Delfín, Vulpecula, Cisne y Lacerta. Contiene destacadas las estrellas Alferat, Merkeh, Scheat y Algenib, así como a los objetos M15 y NGC-7331.

Perseus

Perseo

Per

B

Debe su nombre al hijo de Zeus y Dánae. Está entre las constelaciones de Andrómeda, Aries, Tauro, Auriga, Triangulum, Casiopea, Camelo Pardalis y Andrómeda. Contiene 136 estrellas visibles, entre ellas Algenib, Mirphak, Menkib y Algol (“cabeza de demonio”), o Beta Perseus, una binaria variable eclipsante situada a 82 años-luz de nosotros, así como los cúmulos estelares NGC-869 y NGC-884, así como a los NGC-1528 y NGC-1545. También contiene al cúmulo abierto M34 y la nebulosa M76.

Phoenix

Fénix

Phe

A

Constelación localizada cerca de la de Eridanus y la de la Grulla.

Pictor

Pintor

Pic

A

Constelación situada entre las de Carina, Paloma y Dorado. Fue conocida también como Cabellete del Pintor. Posee varias estrellas dobles y la interesante Beta Pictoris.

Piscis

Peces

Psc

B

También señalada como Pisces. Constelación del zodíaco situada entre Acuario, Pegaso, Andrómeda, Triangulum, Cetus y Aries. Tiene asimismo en su entorno las de Andrómeda, Pegaso, Cetus y Triangulum. Posee a la galaxia espiral M74.

Piscis Austrinus

Pez austral

PsA

A

Constelación situada cerca de las de Grus, Microscopium, Escultor, Capricornio y Acuario. Tiene como estrella más brillante (alfa) a Fomalhaut, una blanca de tipo A3 de solo unos 200 millones de años de antigüedad y en la que hay un sistema con planetas y un cinturón de polvo similar al de Kuiper del nuestro Sol, originado por cometas posiblemente.

Puppis

Popa del navío Argos

Pup

A

Localizada al lado de las de Carina, Pictor, Vela, Pyxis, Hydra, Monoceros, Canis Major y Columba. Contiene como objetos destacados, entre otros, NGC-2437, NGC-2440, M46, M47 y M93, así como la estrella Naos y algunas dobles destacadas.

Pyxis

Brújula del navío Argos

Pyx

A

Constelación situada entre las de Antlia, Hidra y Puppis. Contiene como objeto destacable el cúmulo estelar NGC-2627, otros cúmulos y algunas estrellas brillantes.

Reticulum

Retícula

Ret

A

También llamada la Red y Retículo, esta constelación está cerca de la del Dorado, el Reloj e Hidra Austral. Sus 4 estrellas más brillantes forman un rombo. Tiene como objetos destacados una galaxia espiral y algunas estrellas.

Sagitta

Flecha o saeta

Sge

B

Localizada entre las constelaciones de Vulpecula, Hércules, Aquila, Cygnus y Delfín. Contiene al cúmulo M71.

Sagittarius

Sagitario

Sgr

A

Constelación del zodíaco situada junto a las de Escorpión y Capricornio, y las constelaciones de Scutum, Serpens, Ofiuco, Corona Austral, Telescopium, Indus, Microscopium y Aquila. Señala el centro de la Vía Láctea. Debe su nombre a un centauro mitológico griego. Contiene, como objetos destacables, los M8, M17, M18, M20, M21, M22, M23, M24, M25, M28, M55, M69, M70, M75, NGC-6530, la Nebulosa del Aspersor (Henize 3-1475), a 18.000 años-luz, que emite chorros a la velocidad récord de 4.000.000 Km/h, y la estrella Rukbat y otras.

Scorpius

Escorpión

Sco

A

También denominada Scorpio. De forma de un escorpión (debe su nombre a tal ser con el que Artemisa envió a matar a Orión), está situada cerca de Ophiuchus, Sagitario, Corona Australis, Ara, Norma, Lupus y Libra, y cerca de la zona central de la Vía Láctea. Contiene así gran cantidad de estrellas, unas 41 visibles a simple vista, novas y también cúmulos abiertos y globulares (M4, M6, M7, M80). Entre las estrellas destacables está la supergigante roja Antares. También sobresale en la misma la brillante fuente de rayos equis Sco X-1, a unos 1.700 años-luz de nosotros.

Sculptor

Escultor

Scl

A

Constelación situada cerca de las de Piscis Austrinus y Phoenix. También fue llamada Taller del Escultor. Como objetos destacados posee varias galaxias del llamado Grupo Local y un cúmulo globular.

Scutum

Escudo

Sct

A

Constelación localizada entre las de Serpens, Aquila y Sagitario. Contiene, como objetos destacados, a los cúmulos M11 y M26.

Serpens

Serpiente

Ser

B

Situada envolviendo Ofiuco y la lado de las constelaciones de Aquila, Hércules, Libra, Virgo, Boyero y Corona Borealis. Contiene, como objetos destacados, a los objetos Messier M5 y M16, así como a la estrella Unukalhai (que en árabe significa “cuello de serpiente”).

Sextans

Sextante

Sex

A

Constelación situada entre las de Leo e Hydra. Como objetos destacados posee una galaxia elíptica y alguna que otra estrella.

Taurus

Toro o Tauro

Tau

B

Constelación del zodíaco situada entre Aries y Géminis, asimismo cerca de Perseo, Cetus, Eridanus, Orión y Auriga. Tiene los cúmulos abiertos de Haydes, o Híades, Las Pléyades y la Nebulosa del Cangrejo (M1). El primero, de 1.000 millones de antigüedad, está a 140 años-luz (es el más cercano a nosotros y se mueve para pasar dentro de 80.000 años a 55 años-luz) y se alinea con la estrella Aldebarán, alfa de Tauro, una amarilla tipo K5 que en realidad está más cerca, a 68 años-luz; este cúmulo ocupa 5º y es el más extenso desde nuestra posición. Las Pléyades, o M45, son estrellas jóvenes, aun envueltas en el gas del que se formaron, que están a 400 años-luz y solo tienen 60 millones de años de antigüedad.

Telescopium

Telescopio

Tel

A

Constelación localizada al lado de la de Corona Australis, Indio, Altar y Sagitario. Posee como objetos a destacar, una nebulosa planetaria, un cúmulo globular y varias estrellas.

Triangulum

Triángulo

Tri

B

También denominada Triangulo Boreal. Situada entre las constelaciones de Andrómeda, Aries, Piscis y Perseo. Contiene como objeto destacado la galaxia espiral M33.

Triangulum Austral

Triangulo del sur

TrA

A

También llamada Triángulo Austral. Constelación localizada cerca de las de Apus, Altar, Escuadra, Ave del Paraíso y Musca. Contiene un cúmulo abierto de 30 estrellas aproximadamente y varias cefeidas.

Tucana

Tucán

Tuc

A

Situada cerca de las constelaciones de Hydrus, Grulla, Indio y Fénix. Contiene entre otros objetos a la Pequeña Nube de Magallanes. También destaca el cúmulo globular 47 Tucanae, situado a 13.400 años-luz de nosotros, y el NGC-362.

Ursa Major

Osa mayor

UMa

B

Esta popular constelación, también conocida como El Carro y Los 7 Bueyes (por los romanos), es la tercera mayor constelación de la bóveda celeste ocupando un 6,2 % de la misma. Está rodeada de las constelaciones Draco, Camelo Pardalis, Leo y Leo Minor, Lynx, Coma Berenices, Canes Venatici y Bootes. Contiene entre otros objetos a M40, M81, M82, M97, M101, M108 y M109. Sus dos estrellas más brillantes son Alioth y Dubhe (oso), seguidas de Mizar (velo), Alkaid (jefe), Merak (ingle), Alcor (jinete), Saidak (prueba), Phecda, Megrez y otras.

Ursa Minor

Osa menor

UMi

B

Situada al lado de la Osa Mayor, es también conocida como el Carro Menor, y contiene entre otras a la famosa Estrella Polar, que señala el Norte celeste (en realidad a 1º del mismo), y otras 53 estrellas visibles a simple vista, destacando las 7 que conforman el carro de la constelación.

Vela

Vela del navío Argos

Vel

A

Constelación situada junto a la de Antlia, Centauro, Popa y Quilla del navío de Argos. Posee gran cantidad de cúmulos estelares.

Virgo

Virgen

Vir

B

Virgen, situada entre Leo, Coma Berenices, Cráter, Hydra, Corvus y Libra, es la segunda mayor constelación, ocupando el 6,28 % del cielo visible. Tiene una galaxia enana, de 900 años-luz de diámetro y unos 10 millones de estrellas, llamada POX 186, que está en formación; se halla a 68 millones de años-luz. También contiene entre otras la estrella llamada la Spica (la espiga) y los objetos M49, M58, M59, M60, M61, M84, M86, M87, M89, M90 y M104.

Volans

Pez volador

Vol

A

Constelación localizada entre las de Mensa, Camaleón y Carina. Tiene una débil galaxia espiral barrada como objeto destacado, así como algunas estrellas.

Vulpecula

Zorra menor o raposilla

Vul

B

También denominada Vulpeja. Constelación que se localiza junto a las del Cisne, Lyra, Hércules, Delfín, Pegaso y Sagitta. Posee los objetos M27, NGC-6823 y NGC-6940.



                                - CATÁLOGO MESSIER


    El buscador de cometas, Charles Messier, astrónomo francés del Siglo XVIII, hizo un catálogo entre 1758 y 1784 de 103 nebulosas que se conocen como el catálogo Messier; más tarde, otros, añadieron hasta 7 más. Les dio nombre y analizó nebulosas, galaxias y cúmulos estelares. Se han numerado precedidas de la M, de Messier. He aquí el catálogo en referencia breve:


-
NGC

    El nuevo catálogo general, realizado en el siglo XIX (aparecido en 1.888) gracias al astrónomo danés Johann Dreyer, contiene una infinidad más de objetos estelares, incluidos casi todos los de Messier, hasta un total de 7.840 iniciales que se irían luego ampliando con dos nuevas series (1895 y 1908) que elevaron el catálogo hasta los 13.226 objetos. Los suplementos fueron denominados también IC. Citamos algunos de tal extensísima lista del NGC.

NGC-0024. Galaxia espiral de la constelación del Sculptor, situada a unos 25 millones de años-luz de nosotros. Tiene unos 40.000 años-luz de diámetro.

NGC-0040. Nebulosa planetaria de la constelación de Cefeo.

NGC-0055. Galaxia irregular barrada de la constelación del Sculptor que se extiende en unos 4.000 años-luz de longitud y está a 5 millones de años-luz de nosotros.

NGC-0103. Cúmulo estelar abierto de la constelación de Casiopea.

NGC-0104. Cúmulo globular 47 Tucanae (constelación del Tucán). Se encuentra a 13.400 años-luz de nosotros (otras cifras: 15.000 y 17.000 años-luz). Tiene un diámetro de 120 años-luz y una antigüedad de unos 12.000 millones de años. Tiene en su centro un agujero negro de masa intermedia (IMBH), de unas 2.200 veces la solar.

NGC-0129. Cúmulo abierto situado en la constelación de Casiopea.

NGC-0133. Cúmulo estelar abierto de la constelación de Casiopea.

NGC-0134. Galaxia espiral de la constelación del Sculptor.

NGC-0146. Cúmulo estelar abierto de la constelación de Casiopea.

NGC-0147. Galaxia elíptica pequeña tipo E4 de la constelación de Casiopea, al norte de la de Andrómeda y cerca de la misma.  Está a 2.370 años-luz de nosotros. Tiene unos 10.000 años-luz de diámetro.

NGC-0157. Galaxia espiral que localizamos en la constelación de la Ballena.

NGC-0185. Galaxia enana elíptica de la constelación de Casiopea en la que se han observado cúmulos estelares que fueron inicialmente confundidos con estrellas jóvenes.

NGC-0188. Cúmulo abierto de la constelación de Cefeo, que está a unos 3.000 años-luz de nosotros. Esta formado por unas 20 estrellas y es el cúmulo abierto más cercano a la estrella Polar. Es muy viejo, de unos 6.800 millones de años.

NGC-0205. Ver la M110.

NGC-0206. Nube estelar de M31.

NGC-0221. Ver la M32.

NGC-0224. Ver la M31.

NGC-0225. Cúmulo abierto de la constelación de Casiopea. Está a unos 2.000 años-luz de nosotros.

NGC-0246. Nebulosa planetaria de la Calavera en la constelación de Cetus que está a unos 5.000 años-luz de nosotros. Es una de las mayores nebulosas conocidas, pero muy tenue.

NGC-0247. Galaxia espiral barrada, tipo SBcd, de la constelación de Cetus, que está a unos 11.000.000 años-luz de nosotros. Es muy pequeña.

NGC-0248. Nebulosa doble brillante que está en la Pequeña Nube de Magallanes, a unos 200.000 años-luz de nosotros. Se extiende por 60 años-luz de longitud y en unos 20 años-luz de anchura.

NGC-0253. Galaxia espiral tipo Sc de la constelación del Sculptor. Situada a 11,5 millones de años luz de la Tierra. Menor que la Vía Láctea, su diámetro es de 70.000 años-luz. Tiene en el centro cúmulos estelares muy compactos en los que se están formando y creciendo cientos de estrellas, lo que le proporciona un interés especial. Estudiada por el HST, hay quien piensa que puede estar transformándose en un tipo de cuásar.

NGC-0262. Galaxia gigantesca localizada entre Piscis y Andrómeda. Fue durante un tiempo la mayor galaxia conocida, más de 10 veces superior a la Vía Láctea.

NGC-0266. Galaxia barrada en la que se apareció en 2005 una supernova, la SN 2005gl, que es 100 veces de mayor masa que el Sol y fue un millón de veces más brillante antes de explotar.

NGC-0281. Nebulosa difusa, llamada Pacman, de la constelación de Casiopea, que está a unos 9.200 años-luz de nosotros. Contiene un cúmulo abierto con más de 300 estrellas. 

NGC-0288. Cúmulo globular de la constelación del Sculptor. Está a unos 30.000 años-luz de nosotros.

NGC-0292. Pequeña Nube de Magallanes; galaxia en la constelación del Tucán. Está a unos 200.000 años-luz de nosotros. Tiene unos 7.000 años-luz de diámetro. 

NGC-0300. Galaxia espiral SAd de la constelación del Sculptor situada a casi 7.000.000 años-luz de nosotros. Tiene un diámetro de casi 100.000 años-luz. Posee un agujero negro de una masa 15 veces la solar que está acompañado de una estrella tipo Wolf-Rayet, a su vez de una masa 20 veces la solar y de la que se nutre el primero; ambos cuerpos rotan con un período de 32 h.

NGC-0309. Galaxia espiral de la constelación de Cetus.

NGC-0330. Cúmulo abierto que se localiza a unos 190.000 años-luz, en la Pequeña Nube de Magallanes.

NGC-0337. Galaxia de la constelación de Leo, localizada a 320 millones de años-luz, que tiene un agujero negro de una masa de unos 100 millones de soles.

NGC-0346. Cúmulo abierto situado en la Pequeña Nube de Magallanes, constelación de Tucana, a unos 210.000 años-luz de nosotros, que tiene en su centro una nube con una temperatura de 8.000.000ºC y una binaria de mucha masa, la HD 5980, una de las dobles más conocidas; tienen una masa de 60 veces la solar y están separadas por solo 100 millones de Km por lo que sus vientos colisionan creando diversos efectos. En el mismo se han descubierto gran número de estrellas en formación, aun en proceso de colapso gravitatorio. Tiene una extensión unos 200 años-luz.

NGC-0362. Cúmulo globular localizado en la constelación de Tucanae.  Se estima que su antigüedad es de unos 10.000 millones de años.

NGC-0371. Cúmulo abierto de la vecina Pequeña Nube de Magallanes a unos 200.000 años-luz de nosotros. Está rodeado de una nebulosa de hidrógeno ionizado y tiene numerosas estrellas variables.

NGC-0381. Cúmulo abierto de Casiopea.

NGC-0382. Galaxia en la que se detectó la supernova SN 2000dk.

NGC-0404. Galaxia elíptica del tipo E0 que localizamos en la constelación de Andrómeda. Es llamada también el Fantasma de Mirach (nombre este último de la gigante roja que la oculta desde nuestra posición).

NGC-0428. Galaxia espiral que localizamos en la constelación de la Ballena.

NGC-0436. Cúmulo estelar abierto de la constelación de Casiopea.

NGC-0457. Cúmulo estelar abierto del Búho, localizado a 9.300 años-luz de nosotros en la constelación de Casiopea. Tiene más de 100 estrellas y una antigüedad de unos 21 millones de años.

NGC-0470. Galaxia espiral que se encuentra en la constelación de Piscis.

NGC-0488. Galaxia espiral que se encuentra en la constelación de Piscis.

NGC-0514. Galaxia espiral que se encuentra en la constelación de Piscis.

NGC-0520. Galaxia irregular que se encuentra a 100 millones de años-luz de nosotros, en la constelación de Piscis, y que es resultado de un choque de dos antiguas galaxias.

NGC-0523. Galaxia en la que se descubrió el 26 de septiembre de 2001 la supernova SN 2001en, del tipo Ia.

NGC-0524. Galaxia del tipo S0 que localizamos en la constelación de Piscis, siendo la mayor de un grupo, a 141.000.000 años-luz de nosotros. A 78.000 años-luz del centro de la misma se observó la supernova SN 2000cx el 18 de julio de tal año.

NGC-0559. Cúmulo estelar abierto de la constelación de Casiopea.

NGC-0578. Galaxia espiral que localizamos en la constelación de la Ballena.

NGC-0581. Ver M103.

NGC-0584. Galaxia elíptica que localizamos en la constelación de la Ballena.

NGC-0595. Nebulosa brillante y cúmulo en M33.

NGC-0598. Ver M33.

NGC-0602. Cúmulo estelar abierto en la Pequeña Nube de Magallanes, a unos 160.000 años-luz de nosotros en la constelación de Hidra.

NGC-0604. Nebulosa de 1.500 años-luz de diámetro situada a 2.700.000 años-luz de nosotros en la constelación del Triangulum, que contiene un cúmulo estelar, en la galaxia M33, y que es de gran belleza por la multitud de colores que ofrece. Tiene estrellas jóvenes, unas 200 azules en una nube de gas de 1.300 años-luz de larga. También tiene estrellas de hasta 120 veces el tamaño de nuestro Sol y temperaturas de 40.000ºC.

NGC-0613. Galaxia espiral barrada de la constelación del Sculptor, situada a unos 80 millones de años-luz de nosotros. En el centro se cree que tiene un agujero negro masivo.

NGC-0625. Galaxia espiral barrada que se localiza a 12.700.000 años-luz de nosotros en la constelación del Fénix.

NGC-0628. Ver M74.

NGC-0637. Cúmulo estelar abierto de la constelación de Casiopea.

NGC-0650/651. Ver M76.

NGC-0654. Cúmulo abierto de la constelación de Casiopea, que está a unos 8.000 años-luz de nosotros.

NGC-0659. Cúmulo estelar abierto de la constelación de Casiopea.

NGC-0663. Cúmulo abierto de la constelación de Casiopea, que está a unos 6.000 años-luz de nosotros.

NGC-0664. Pequeña galaxia en la que se han captado varias supernovas (1996bw, 1997w y 1999eb).

NGC-0672. Galaxia espiral situada en la constelación de Aries. Está en interacción con la galaxia IC-1727.

NGC-0720. Galaxia elíptica situada en la constelación de La Ballena.

NGC-0744. Cúmulo abierto de la constelación de Perseo.

NGC-0752. Cúmulo abierto brillante de la constelación de Andrómeda, a unos 1.300 años-luz de nosotros. También conocido como Mel 2. Su antigüedad es de unos1.340 millones de años. 

NGC-0772. Galaxia espiral tipo Sb de la constelación de Aries, situada a unos 110.000.000 años-luz.

NGC-0779. Galaxia espiral que localizamos en la constelación de la Ballena.

NGC-0864. Galaxia espiral que localizamos en la constelación de la Ballena.

NGC-0869. Cúmulo estelar abierto de unas 400 estrellas en la constelación de Perseo. Visible a simple vista, está a unos 7.000 años-luz de nosotros. Forma un doble cúmulo con el NGC-884.

NGC-0877. Galaxia espiral que se encuentra en la constelación de Aries.

NGC-0884. Cúmulo estelar abierto de unas 300 estrellas en la constelación de Perseo. Visible a simple vista, está a unos 7.000 años-luz de nosotros. Forma un doble cúmulo con el NGC-869. Tienen unas 20.000 masas solares y una antigüedad de unos 12,8 millones de años.

NGC-0891. Galaxia espiral tipo Sb de la constelación de Andrómeda. En la misma se identificó la supernova SN1986J, la que se cree que explotó en realidad en 1983, y que está a 24.000.000 años-luz de nosotros.

NGC-0908. Galaxia espiral tipo SBc que localizamos en la constelación de la Ballena.

NGC-0922. Galaxia espiral barrada tipo SBc situada a 157 millones de años-luz de nosotros en la constelación de Fornax. Está deformada en su centro por la influencia gravitatoria de una pequeña galaxia que la atravesó hace unos 330 millones de años. También llamada 2MASXI J0224301-244443, galaxia menor que se incrustó en ella hace unos 330 millones de años.

NGC-0925. Galaxia espiral barrada tipo Sc que se encuentra cerca de la constelación del Triángulo a 27,7 millones de años-luz de nosotros. Tiene dos importantes fuentes de ULX (rayos X ultraluminosos) que se creyeron inicialmente debidas a agujeros negros. 

NGC-0936. Galaxia espiral barrada de la constelación de Cetus.

NGC-0957. Cúmulo abierto de la constelación de Perseo.

NGC-0972. Galaxia espiral que se encuentra en la constelación de Aries.

NGC-1022. Galaxia espiral que localizamos en la constelación de la Ballena.

NGC-1023. Galaxia elíptica tipo E7 que encontramos en la constelación de Perseo a unos 20 millones de años-luz de nosotros.

NGC-1039. Ver M34.

NGC-1052. Galaxia elíptica gigante que localizamos en la constelación de la Ballena a unos 60 millones de años-luz de la propia Vía Láctea. Tiene un núcleo activo con agujeros negros supermasivos de los que emanan chorros de plasma a enorme velocidad. 

NGC-1055. Galaxia espiral tipo Sb situada en la constelación de Cetus a unos 55 millones de años-luz de nosotros. Es un 15% mayor que la Vía Láctea.

NGC-1068. Ver M77.

NGC-1073. Galaxia espiral barrada que localizamos en la constelación de la Ballena a unos 55 millones de años-luz de nosotros.

NGC-1087. Galaxia espiral que localizamos en la constelación de la Ballena.

NGC-1090. Galaxia espiral tipo SBb situada en la constelación de Cetus, a 65.000.000 años-luz.

NGC-1097. Galaxia espiral barrada activa tipo SBb de la constelación de Fornax, localizada a 47.000.000 años-luz de nosotros, en la que se descubrieron varias supernovas (las SN1992bd –12 de octubre- y 1999eu –5 de noviembre-); en su centro de evidenció el 5 de enero de 2003 otra, la SN-2003B. Tiene un agujero negro masivo de unas 140 millones de veces la masa solar según mediciones del observatorio ALMA.

NGC-1128. Galaxia del cúmulo galáctico Abell 400 situada a 310 millones de años-luz de nosotros en la que se prepara una fusión de dos agujeros negros, hoy distanciados aun en 25.000 años-luz. Del lugar emana una radiofuente denominada 3C 75. 

NGC-1132. Galaxia elíptica gigante de 120.000 años-luz de diámetro de la constelación de Eridano, situada a 320 millones de años-luz de nosotros. Tiene en su entorno varias galaxias enanas irregulares.

NGC-1187. Galaxia espiral de la constelación de Erídano que se halla a unos 60 millones de años-luz de nosotros.

NGC-1220. Tenue cúmulo abierto de la constelación de Perseo, situado a 35.000 años-luz de nosotros.

NGC-1222. Galaxia lenticular tipo S0, localizada a unos 100 millones de años-luz de nosotros. Dos enanas cercanas colisionan con ella.

NGC-1232. Galaxia espiral de la constelación de Erídano localizada a 60.000.000 años-luz de nosotros. Tiene una extensión de 200.000 años-luz. Su dinámica está marcada por estrellas ya apagadas, así como por gas, que los astrónomos enmarcaron en la llamada materia oscura.

NGC-1245. Cúmulo abierto, tenue, de la constelación de Perseo.

NGC-1249. Galaxia espiral de la constelación del Reloj.

NGC-1260. Galaxia situada a unos 240 millones de años-luz de nosotros. En la misma se descubrió una supernova, la SN 2006gy, que brilló de forma inusual (100 veces más que las supernovas normales), teniendo una masa estimada en 150 veces la del Sol. Fue estudiada por el telescopio espacial Chandra y su explosión fue la mayor registrada hasta entonces.

NGC-1261. Cúmulo globular de la constelación del Reloj, situado a 53.500 años-luz de nosotros.

NGC-1266. Galaxia espiral lenticular situada a unos 100 millones de años-luz de nosotros en la constelación de Eridano. Tiene en su centro flujos de gas que circulan a 400 Km/seg.

NGC-1275. Galaxia elíptica de la constelación de Perseo en el centro de un racimo de ellas, y la más brillante de tales, que contiene un agujero negro superdenso que emite dos chorros de energía a la vez que va absorbiendo gas y materia del entorno.

NGC-1277. Galaxia lenticular de la constelación de Perseo que se halla a unos 220 millones de años-luz de nosotros. Su tamaño es un 25% del de nuestra galaxia y su masa se estima en 120.000 millones de veces la solar. Su antigüedad es de unos 10.000 millones de años. Tiene en su centro un agujero negro supermasivo de 17.000 millones de masas solares, y que podría ser el de mayor masa conocido (2012). Se dice que su estado actual es el mismo que tenía hace prácticamente los 10.000 millones de años; es decir, no parece haber evolucionado, algo excepcional. Las estrellas de su parte central se mueven con velocidad de más de 400 Km/seg y de forma caótica, en tanto que las de la periferia lo hacen a unos 300 Km/seg y de modo más ordenado. Tiene solo un cúmulo globular, formado a la par que la galaxia.

NGC-1288. Galaxia espiral que se localiza en la constelación de Fornax, a unos 300.000.000 años-luz de nosotros, y que tiene 200.000 años-luz de diámetro. Se aleja de nuestra posición a una velocidad de unos 4.500 Km/seg. En misma se halló el 17 de julio de 2007 la supernova SN 2006dr.

NGC-1291. Galaxia espiral barrada de la constelación de Erídano que está a unos 33 millones de años-luz de nosotros. Tiene en realidad una estructura compleja.

NGC-1300. Galaxia espiral barrada que se localiza a 69.000.000 años-luz de nosotros en la constelación de Eridanus. Tiene un diámetro de unos 110.000 años-luz.

NGC-1302. Galaxia espiral de la constelación de Fornax.

NGC-1309. Galaxia espiral de la constelación de Erídano, situada a unos 110 millones de años-luz de nosotros. En la misma se observó la supernova SN 2012Z.

NGC-1313. Galaxia espiral barrada que se localiza a unos 10 (14 según otra fuente) millones de años-luz de nosotros, en la constelación de Hydrus. Tiene 50.000 años-luz de diámetro. En la misma, que es un tanto caótica, se observaron dos agujeros negros de particulares características y en sus brazos hay gran actividad de formación de estrellas nuevas. Uno de los agujeros negros tiene unas 5.000 masas solares y es una fuente de rayos X ultraluminosa (es denominado (NGC-1313-X-1).

NGC-1316. Galaxia elíptica gigante de Fornax, situada a 60 o 70 millones de años-luz de nosotros, que, según imágenes del Hubble de 1996, pudo haber absorbido a otra galaxia más pequeña, de la que quedarían girando en el entorno pequeñas nubes estelares, hace unos 100 millones de años. En esta galaxia se observaron supernovas en 1980 y 1981 y dos nova en 2000. En 2006 se volvieron a captar 2 supernovas más en tal galaxia, lo que no es nada habitual; una, la SN 2006dd, se captó el 19 de junio, y la otra, la SN 2006mr, el 5 de noviembre. Todas las supernovas resultaron ser del tipo  Ia. Tiene en su centro un agujero negro supermasivo de una masa de unas 150 millones de veces la solar.

NGC-1326. Galaxia espiral de la constelación de Fornax.

NGC-1332. Galaxia elíptica de la constelación de Erídano, situada a 73 millones de años-luz de nosotros. Tiene en su centro un agujero negro supermasivo de 660 millones de masas solares (según datos del telescopio ALMA dados a conocer en 2016).

NGC-1333. Nebulosa en la constelación de Perseo en la que se descubrieron varias decenas de objetos HH. En el objeto NGC-1333/IRAS 4B, a 1.000 años-luz de nosotros, el ingenio espacial Spitzer, según se informó en 2007, halló un sistema solar en formación con nubes de vapor de agua en cantidad 5 veces (otra fuente señala 100 veces...) toda la terrestre.

NGC-1342. Cúmulo abierto que se encuentra en la constelación de Perseo.

NGC-1344. Galaxia elíptica de la constelación de Fornax.

NGC-1350. Galaxia situada a 54.000.000 de años-luz que tiene un oscuro núcleo de gas y polvo en movimiento en su centro que parece indicar la presencia de un agujero negro.

NGC-1360. Nebulosa planetaria de la constelación de Fornax.

NGC-1365. Galaxia espiral barrada tipo SBb situada a 56.000.000 años-luz de nosotros en la constelación Fornax. Tiene unos 200.000 años-luz de diámetro. Tiene un agujero negro supermasivo, de unos 2.000.000 de masas solares, cuya materia cercana gira sobre el mismo a una velocidad del 84% de la de la luz y el propio agujero se cree que gira al 86% de tal velocidad de la luz. También ha sido clasificada de tipo Seyfert. 

NGC-1373. Galaxia lenticular de un cúmulo de galaxias en la constelación Fornax. Es del tipo S0.

NGC-1374. Galaxia elíptica, del tipo E0, de un cúmulo de galaxias situado en la constelación Fornax.

NGC-1375. Galaxia lenticular de un cúmulo de galaxias en la constelación Fornax. Es del tipo S0.

NGC-1379. Galaxia elíptica de un cúmulo de galaxias en la constelación Fornax. Es esférica del tipo E0.

NGC-1380. Galaxia lenticular de un cúmulo de galaxias en la constelación Fornax. Es del tipo SA0.

NGC-1381. Galaxia lenticular del tipo SA0 de un cúmulo de galaxias en la constelación Fornax.

NGC-1386. Galaxia espiral de un cúmulo de galaxias en la constelación Fornax.

NGC-1387. Galaxia lenticular de un cúmulo de galaxias en la constelación Fornax. Es del tipo S0.

NGC-1395. Galaxia elíptica de la constelación de Erídano.

NGC-1398. Galaxia espiral de la constelación de Fornax.

NGC-1399. Galaxia elíptica de la constelación de Fornax.

NGC-1401. Galaxia elíptica de la constelación de Fornax.

NGC-1404. Galaxia elíptica de la constelación de Fornax.

NGC-1407. Galaxia elíptica de la constelación de Erídano.

NGC-1409. Galaxia enana de la constelación de Fornax.

NGC-1421. Galaxia espiral de la constelación de Erídano.

NGC-1427A. Galaxia irregular situada a 62.000.000 años-luz de nosotros en dirección a la constelación de Fornax. Viaja a 600 Km/seg en dirección a un grupo de galaxias que seguramente dispersarán sus estrellas antes de unos 2.000 millones de años; es decir, se destruirá. Dada la colisión iniciada, la interacción con el gas y polvo intergaláctico hace que tenga muchas estrellas azules (nuevas).

NGC-1432. Ver M45.

NGC-1433. Galaxia espiral barrada situada a 30 millones de años-luz de nosotros en la constelación del Horologium.

NGC-1435. Nebulosa en las Pléyades.

NGC-1448. Galaxia espiral situada a 38 millones de años-luz de nosotros (otra fuente dice 55 millones) en la constelación del Reloj. Tiene gran cantidad de estrellas jóvenes, de tan sólo 5 millones de años de antigüedad, y un agujero negro supermasivo.

NGC-1466. Cúmulo globular en el borde de la Gran Nube de Magallanes, a unos 160.000 años-luz de nosotros. Tiene una masa de 140.000 veces la solar. Tiene mucha antigüedad, de unos 13.100 millones de años.

NGC-1491. Nebulosa brillante de la constelación de Perseo.

NGC-1494. Galaxia espiral cercana a la constelación del Dorado.

NGC-1499. Nebulosa de California que se encuentra en la constelación de Perseo, a unos 1.500 años-luz de nosotros.

NGC-1501. Nebulosa planetaria de la constelación de la Jirafa, situada a 5.000 años-luz de nosotros. Es llamada también la Nebulosa de la Ostra.

NGC-1502. Cúmulo abierto de la constelación de la Jirafa. Está a 3.400 años-luz de nosotros. Tiene unas 50 estrellas. Su antigüedad es de unos 10 millones de años.

NGC-1510. Galaxia lenticular de la constelación de Horologium, que se halla a unos 40 millones de años-luz de nosotros. Tiene unos 15.000 años-luz de extensión. Se cree que acabará colisionando con la NGC-1512, que está a unos 45.000 años-luz de ella, dentro de unos 400 millones de años.

NGC-1511. Galaxia espiral cercana a la constelación de Hydrus.

NGC-1512. Galaxia espiral barrada de la constelación de Horologium, que se halla a unos 30 millones de años-luz de nosotros. Tiene unos 70.000 años-luz de extensión. Se cree que absorberá a la enana NGC-1510, que está a unos 45.000 años-luz de ella, dentro de unos 400 millones de años.

NGC-1513. Cúmulo abierto de la constelación de Perseo, a unos 2.700 años-luz de nosotros. Tiene unas 100 estrellas y se extiende por 15 años-luz. Su antigüedad es de unos 420 millones de años.  

NGC-1514. Nebulosa planetaria que se encuentra en la constelación de Tauro.

NGC-1515. Galaxia espiral de la constelación del Dorado.

NGC-1521. Galaxia espiral de la constelación del Reloj, situada a 30 millones de años-luz de nosotros.

NGC-1528. Cúmulo abierto de la constelación de Perseo, a unos 2.530 años-luz de nosotros. Posee unas 165 estrellas que se extienden por 13 años-luz. Su antigüedad es de unos 370 millones de años.

NGC-1535. Nebulosa planetaria de la constelación de Erídano.

NGC-1537. Galaxia espiral de la constelación de Erídano.

NGC-1543. Galaxia espiral de la constelación del Reticulum.

NGC-1545. Cúmulo abierto de la constelación de Perseo, a unos 2.320 años-luz de nosotros. Posee unas 10 estrellas que se extienden por 8 años-luz. Su antigüedad es de unos 280 millones de años.

NGC-1549. Galaxia elíptica de la constelación del Dorado.

NGC-1553. Galaxia espiral de la constelación del Dorado.

NGC-1554 / NGC-1555. Nebulosa difusa de Hind que se localiza no lejos de Aldebarán.

NGC-1559. Galaxia espiral de la constelación del Reticulum, a unos 50 millones de años-luz de nosotros. Su masa es de unos 10.000 millones de veces la solar. En la misma se han observado supernovas en 1984, 1986, 2005 y en 2009.

NGC-1566. Galaxia espiral tipo Sb que se encuentra a unos 63 millones de años-luz de nosotros, en la constelación del Dorado.

NGC-1569. Galaxia enana irregular cercana a la nuestra, a 25.000.000 años-luz (u 11 millones según otra fuente), en la constelación de Camelopardus en la que el HST encontró varias supernovas y los restos de su explosión, burbujas de hidrógeno, así como diversos cúmulos de estrellas jóvenes y muchas de éstas en formación con un elevado índice de velocidad en tal desarrollo por interacción con otras galaxias.

NGC-1571. Galaxia de la constelación de Caelum.

NGC-1574. Galaxia espiral de la constelación del Dorado.

NGC-1582. Cúmulo abierto de la constelación de Perseo, a unos 3.586 años-luz de nosotros. Posee unas 10 estrellas que se extienden por 25 años-luz. Su antigüedad es de unos 302 millones de años.

NGC-1600. Galaxia elíptica masiva de la constelación de Eridano, a unos 149.300 años-luz de nosotros. Tiene en su centro un agujero negro con una masa de unos 17.000 millones de veces la del Sol.

NGC-1617. Galaxia espiral de la constelación del Dorado.

NGC-1624. Cúmulo estelar de la constelación de Perseo. Tiene una estrella masiva (NGC-1624-2), Tipo espectral O, con uno de los mayores campos magnéticos conocidos (2012), siendo unas 20.000 veces superior al del Sol; tal estrella gira sobre sí cada 6 meses y tiene unas 35 masas solares.

NGC-1637. Galaxia espiral de la constelación de Eridanus en la que se captó la supernova SN1999em el 29 de octubre de tal 1999.

NGC-1647. Cúmulo estelar abierto situado a 1.800 años-luz de nosotros, en la constelación de Tauro. Contiene unas 200 estrellas que se extienden por 20,5 años-luz. Tiene unos 145 millones de años de antigüedad.

NGC-1664. Cúmulo abierto de la constelación de Auriga, a unos 3.910 años-luz de nosotros. Posee unas 40 estrellas que se extienden por 20,5 años-luz. Su antigüedad es de unos 292 millones de años.

NGC-1667. Galaxia que se encuentra a 220.000.000 años-luz de nosotros y que tiene en su parte central un agujero negro.

NGC-1672. Galaxia espiral barrada de la constelación del Dorado que está a unos 60 millones de años-luz de nosotros.

NGC-1679. Galaxia de la constelación de Caelum.

NGC-1705. Galaxia irregular enana localizada a 17.000.000 de años-luz en la constelación de Pictor.

NGC-1746. Cúmulo estelar abierto situado a 2.480 años-luz de nosotros, en la constelación de Tauro. Contiene unas 100 estrellas que se extienden por 8,7 años-luz. Tiene unos 155 millones de años de antigüedad.

NGC-1778. Cúmulo abierto de la constelación de Auriga.

NGC-1788. Nebulosa de reflexión llamada del “Murciélago” que se localiza en la constelación de Orión, a unos 2.000 años-luz de nosotros. 

NGC-1792. Galaxia espiral que se encuentra en la constelación del Buril.

NGC-1807. Cúmulo abierto que se encuentra en la constelación de Tauro.

NGC-1808. Galaxia espiral situada a 40.000.000 años-luz de nosotros, en la constelación del Buril, y en cuyo centro se están formando estrellas y tiene en sus brazos bastante gas y polvo, quizá como resultado de la interacción pasada con otro objeto, la NGC-1792.

NGC-1817. Cúmulo abierto que se encuentra en la constelación de Tauro.

NGC-1818. Cúmulo estelar de la Gran Nube de Magallanes en el que se halló una reciente enana blanca, resto de una supernova que explotó y que tenía una masa en el límite superior para la creación de tal enana.

NGC-1850. Gran Nube de Magallanes. Contiene varios cúmulos globulares, el mayor originado hace unos 40.000.000 de años. Situado a 169.000 años-luz (según el satélite HIPPARCOS). Su diámetro es de unos 14.000 años-luz. En febrero de 1987 en su seno explotó una supernova, observándose con una luminosidad no igualada desde el año 1604. En 1979 registró una poderosa explosión de rayos gamma que un décima de seg emitió tanta energía como el Sol en 1.000 años.

NGC-1851. Cúmulo globular que se encuentra  junto a la constelación de la Paloma.

NGC-1857. Cúmulo abierto de la constelación de Auriga.

NGC-1893. Cúmulo abierto de la constelación de Auriga.

NGC-1904. Ver M79.

NGC-1907. Cúmulo abierto de la constelación de Auriga.

NGC-1909. También IC-2118. También. Nebulosa de la Bruja en la constelación de Eridano.

NGC-1912. Ver M38.

NGC-1924. Galaxia que se localiza en el centro de la constelación de Orión.

NGC-1929. Cúmulo estelar junto a la Gran Nube de Magallanes. 

NGC-1931. Cúmulo abierto y nebulosa de la constelación de Auriga.

NGC-1952. Ver M1.

NGC-1960. Ver M36.

NGC-1961. Galaxia espiral que encontramos en la constelación de la Jirafa.

NGC-1975. Nebulosa de la constelación de Orión, situada a unos 1.500 años-luz de nosotros.

NGC-1976. Ver M42.

NGC-1977. Nebulosa de la constelación de Orión, situada a unos 1.500 años-luz de nosotros. Su diámetro es de unos 7,5 años-luz.

NGC-1980. Cúmulo abierto de la constelación de Orión, situado a unos 1.370 años-luz de nosotros.

NGC-1981. Cúmulo abierto que se localiza en la constelación de Orión, situado a unos 1.300 años-luz de nosotros.

NGC-1982. Ver M43.

NGC-1990. Nebulosa que está en la constelación de Orión.

NGC-1999. Nebulosa de reflexión que se localiza en la constelación de Orión a unos 1.500 años-luz de nosotros. Es una gran nube de gas y polvo con un amplio agujero -un vacío- en medio (según el ingenio espacial Herschel).

NGC-2023. Nebulosa de reflexión cercana a La Cabeza del Caballo en Orión, situada a unos 1.500 años-luz de nosotros. La ilumina la estrella masiva HD 37903. 

NGC-2024. Nebulosa de La Llama en la constelación de Orión, a 1.350 años-luz. Su tamaño es de 12 años-luz.

NGC-2035. Nebulosa de emisión Cabeza del Dragón que forma parte de la NGC-2032.

NGC-2040. Cúmulo estelar de la Gran Nube de Magallanes con varias decenas de estrellas del los tipos O y B.

NGC-2060. Restos de una supernova en la que hay un púlsar de menos de 5.000 años de antigüedad que rota sobre sí a razón de 60 vueltas por segundo.

NGC-2067. Objeto que se localiza en la constelación de Orión.

NGC-2068. Ver M78.

NGC-2070. Nebulosa de la Tarántula o 30 Doradus. Es muy grande (como nebulosa), de 1.000 años-luz de diámetro. Está situada a unos 170.000 años-luz de nosotros, en la constelación del Dorado, en realidad en la Gran Nube de Magallanes, y tiene zonas en el centro donde hay estrellas nuevas o jóvenes, supergigantes azules.

NGC-2071. Nebulosa situada a 1.400 años-luz de nosotros, en la constelación de Orión, que tiene un disco protoplanetario, en un sistema estelar en formación.

NGC-2074. Cúmulo abierto situado cerca de la nebulosa de la Tarántula, en la Gran Nube de Magallanes, a unos 170.000 años-luz de nosotros.

NGC-2080. Nebulosa Cabeza del Fantasma. Se localiza en la Gran Nube de Magallanes, al sur de la nebulosa 30 Doradus, a cerca de unos 180.000 años-luz de nosotros.

NGC-2090. Galaxia espiral que se encuentra en la constelación de la Paloma.

NGC-2099. Ver M37.

NGC-2126. Pequeño cúmulo abierto de la constelación de Auriga.

NGC-2129. Cúmulo abierto localizado en la constelación de Géminis.

NGC-2139. Galaxia espiral que se encuentra en la constelación de la Liebre.

NGC-2146. Galaxia espiral tipo Sab que encontramos en la constelación de la Jirafa.

NGC-2149. Nebulosa que se encuentra en la constelación de Monoceros, apodada el “Vagabundo intergaláctico”.

NGC-2158. Cúmulo abierto situado en Géminis que tiene 3.200 millones de años de antigüedad y está a 15.000 años-luz de nosotros.

NGC-2168. Ver M35.

NGC-2169. Cúmulo abierto en la constelación de Orión.

NGC-2170. Nebulosa de reflexión de la constelación de Monoceros a unos 2.400 años-luz de nosotros.

NGC-2173. Cúmulo globular de estrellas azules rejuvenecidas en la Gran Nube de Magallanes, constelación de la Mesa.

NGC-2174. Cúmulo abierto en Orión, a unos 6.400 años-luz de nosotros, conocido como Cabeza de Mono.

NGC-2175. Cúmulo abierto en Orión.

NGC-2192. Pequeño cúmulo abierto de la constelación de Auriga.

NGC-2194. Cúmulo abierto en la constelación de Orión.

NGC-2204. Cúmulo abierto localizado en la constelación de Can Mayor.

NGC-2207. Galaxia espiral situada  a 114 millones de años-luz de nosotros en la constelación de Can Mayor. Está colisionando con la más pequeña IC-2163, a la que ha empezado a distorsionar.

NGC-2214. Cúmulo abierto de la constelación Dorado formado por estrellas jóvenes o de media edad, de una antigüedad de unos 60.000.000 de años.

NGC-2215. Cúmulo abierto que se encuentra en la constelación de Monoceros.

NGC-2217. Galaxia espiral situada en la constelación de Can Mayor.

NGC-2223. Galaxia situada en la constelación de Can Mayor.

NGC-2232. Cúmulo abierto de la constelación de Monoceros, a 1.170 años-luz de nosotros. Tiene unos 53 millones de años de antigüedad. 

NGC-2237. Nebulosa difusa de La Roseta, o Caldwell 49, que tiene en su centro a la NGC-2244. Está a unos 5.200 años-luz de nosotros en la constelación de Conoceros y tiene aproximadamente unos 100 años-luz de diámetro (o 130 según otra fuente). Su masa es unas 10.000 veces la solar.

NGC-2238. Parte de la Nebulosa de La Roseta.

NGC-2239. Parte de la Nebulosa de La Roseta.

NGC-2243. Cúmulo abierto localizado en la constelación de Can Mayor.

NGC-2244. Cúmulo abierto en la Nebulosa Roseta, en la constelación de Monoceros, a unos 2.000 años-luz de nosotros. Contiene una docena de estrellas.

NGC-2246. Parte de la Nebulosa de La Roseta.

NGC-2260. Cúmulo abierto localizado en la constelación de Can Mayor. Está a 3.700 años-luz de nosotros y tiene unos 2.200 millones de años de antigüedad. 

NGC-2261. Nebulosa que se encuentra en la constelación de Monoceros.

NGC-2264. Cúmulo abierto Árbol de Navidad o Nebulosa del Cono. Posee unas 100 estrellas y se extiende por 14 años-luz de longitud. Está a 2.700 años luz en la constelación de Monoceros, también llamada del Unicornio, en el Brazo de Orión de la Vía Láctea. Tiene grandes nubes de hidrógeno y polvo que en el futuro serán fuente de nuevas formaciones estelares.

NGC-2266. Cúmulo abierto de la constelación de Géminis.

NGC-2770. Galaxia de la constelación del Lince en la que se captaron las supernovas SN2007uy y SN2008D (ver satélite SWIFT).

NGC-2272. Galaxia situada en la constelación de Can Mayor.

NGC-2276. Galaxia espiral que encontramos en la constelación de Cefeo. Tiene un agujero negro de una masa unas 50.000 veces la solar.

NGC-2280. Galaxia situada en la constelación de Can Mayor.

NGC-2281. Cúmulo abierto que se encuentra en la constelación de Auriga.

NGC-2287. Ver M41.

NGC-2292. Galaxia situada en la constelación de Can Mayor.

NGC-2293. Galaxia situada en la constelación de Can Mayor.

NGC-2297. Galaxia espiral localizada en la constelación de Antlia.

NGC-2300. Galaxia elíptica que encontramos en la constelación de Cefeo

NGC-2301. Cúmulo abierto de la constelación de Monoceros a unos 2.500 años-luz de nosotros.

NGC-2304. Cúmulo abierto que se encuentra en la constelación de Géminis.

NGC-2323. Ver M50.

NGC-2324. Cúmulo abierto de la constelación de Monoceros a unos 5.000 años-luz de nosotros.

NGC-2325. Galaxia situada en la constelación de Can Mayor.

NGC-2331. Cúmulo abierto de la constelación de Géminis.

NGC-2335. Cúmulo abierto de unos 20 astros situados a 4.622 años-luz de nosotros en la constelación de Monoceros.

NGC-2336. Galaxia espiral tipo Sb de la constelación de la Jirafa.

NGC-2339. Galaxia tipo SBc de la constelación de Géminis.

NGC-2342. Galaxia de la constelación de Gemini, a unos 242 millones de años-luz de nosotros.

NGC-2343. Cúmulo abierto de unos 13 astros situados a 3.443 años-luz de nosotros en la constelación de Monoceros.

NGC-2345. Cúmulo abierto localizado en la constelación de Can Mayor.

NGC-2346. Nebulosa planetaria Bailarina situada en Monoceros, a unos 2.300 años-luz de nosotros. Se cree que en la misma hay dos estrellas, una la original causante de la nebulosa, hoy una enana blanca de 0,7 masas solares, y otra, de la mitad de masa, que gira con aquella muy cerca, con un período de unos 16 días.

NGC-2349. Cúmulo abierto en Monoceros.

NGC-2353. Cúmulo abierto de unos 25 astros que se encuentra en la constelación de Monoceros, a unos 3.648 años-luz de nosotros.

NGC-2354. Cúmulo abierto localizado en la constelación de Can Mayor que deja ver unas 50 estrellas.

NGC-2355. Cúmulo abierto de la constelación de Gémini, situado a unos 5.400 años-luz de nosotros. Tiene una antigüedad de unos 900 millones de años.

NGC-2359. Nebulosa de la constelación de Can Mayor conocida como el “Casco de Thor”, situada a unos 15.000 años-luz de nosotros. Tiene unos 30 años-luz de diámetro. 

NGC-2360. Cúmulo abierto localizado en la constelación de Can Mayor.

NGC-2362. Cúmulo abierto localizado en la constelación de Can Mayor, a unos 4.600 años-luz de nosotros. Su antigüedad es de unos 5 millones de años.

NGC-2366. Galaxia enana e irregular situada a 11 millones de años-luz de nosotros y de 20.000 años-luz de diámetro.

NGC-2367. Cúmulo abierto localizado en la constelación de Can Mayor a unos 7.000 años-luz de nosotros. Su antigüedad es de unos 5 millones de años y está alojado en una nebulosa llamada Brand 16, que a su vez está contenida en una enorme burbuja de cientos de años-luz de extensión denominada GS234-02, situada sobre nuestra galaxia. 

NGC-2371. Nebulosa planetaria situada en Géminis a 3.900 años-luz (o 4.300, según otra fuente). Se extiende por espacio de unos 3 años-luz. 

NGC-2372. Nebulosa planetaria situada en Géminis, parte de la anterior.

NGC-2374. Cúmulo abierto localizado en la constelación de Can Mayor.

NGC-2380. Galaxia situada en la constelación de Can Mayor.

NGC-2383. Cúmulo abierto localizado en la constelación de Can Mayor.

NGC-2384. Cúmulo abierto localizado en la constelación de Can Mayor.

NGC-2392. Nebulosa planetaria La Cara del Payaso o Nebulosa del Esquimal. Situada en la constelación de Géminis. Se encuentra a unos 2.870 años-luz de nosotros (otra fuente la sitúa a casi el doble de distancia). Su diámetro es de 0,68 años-luz.

NGC-2395. Cúmulo abierto de la constelación de Géminis.

NGC-2396. Cúmulo abierto localizado en la constelación de Can Mayor.

NGC-2403. Galaxia espiral abierta SABcd situada a más de 11.000.000 de años-luz de nosotros en la constelación de Camelopardalis, en el grupo de M81. En una zona de la misma llamada Sandage 96, donde hay abundantes estrellas masivas azules de solo 14.000.000 años de antigüedad, se descubrió el 31 de julio de 2004 la supernova SN 2004dj, de tipo II, la más brillante detectada en diez años, equivalente a 200.000.000 el brillo de nuestro Sol.

NGC-2415. Galaxia que se localiza en la constelación de Lynx y en la que se observó la supernova SN 2000C, tipo Ic.

NGC-2419. Cúmulo globular situado en la constelación de Lynx, a unos 200.000 años-luz de nosotros. Su masa total se estima en unas 900.000 masas solares. 

NGC-2420. Cúmulo abierto que se encuentra en la constelación de Géminis.

NGC-2421. Cúmulo abierto de la constelación de Puppis.

NGC-2422. Ver M47.

NGC-2423. Cúmulo abierto situado en la constelación de Puppis a 2.830 años-luz de nosotros. Su antigüedad es de 350.000.000 años.

NGC-2434. Galaxia situada en la constelación del Pez Volador.

NGC-2437. Ver M46.

NGC-2438. Nebulosa planetaria de tipo anular situada en la constelación de Puppis.

NGC-2439. Cúmulo abierto de la constelación de Puppis.

NGC-2440. Nebulosa planetaria de la constelación de Puppis, suituada a unos 4.000 años-luz de nosotros. La enana blanca que contiene tiene una temperatura en su superficie que alcanza cerca de los 200.000ºC, una de las más elevadas conocidas.

NGX-2442. Galaxia espiral barrada situada en la constelación del Pez Volador. Es llamada  Meathook, que significa “gancho de carne”, y se caracteriza por tener un brazo acusadamente doblado, lo que la hace ser asimétrica, supuestamente debido a algún efecto gravitatorio en el pasado.

NGC-2444. Galaxia lenticular de la constelación del Lince. En la misma se observó la SN 2016bam el 7 de marzo de tal 2016. Esta galaxia está chocando con otra, la NGC-2445.

NGC-2447. Ver M93.

NGC-2451. Cúmulo abierto brillante en la constelación de Puppis.

NGC-2467. Cúmulo de la constelación de Puppis. Está a unos 13.000 años-luz de nosotros.

NGC-2477. Cúmulo abierto brillante de la constelación de Puppis situado a unos 4.000 años-luz de nosotros. Su edad se estima en unos 1.300 millones de años. 

NGC-2482. Cúmulo abierto de la constelación de Puppis.

NGC-2506. Cúmulo abierto que se encuentra en la constelación de Monoceros, a unos 11.300 años-luz de nosotros. Tiene unas 1.100 estrellas. Su antigüedad es de unos 2.000 millones de años.

NGC-2516. Cúmulo abierto brillante de la constelación de Carina.

NGC-2546. Cúmulo estelar de la constelación de Carina.

NGC-2547. Cúmulo estelar abierto de la constelación de la Vela.

NGC-2548. Ver M48.

NGC-2571. Cúmulo abierto de la constelación de Puppis.

NGC-2608. Galaxia barrada de la constelación de Cáncer en la que apareció la supernova SN 2001bg. Anteriormente, en la misma, se había captado otra supernova, la 1920A, el 1 de enero de tal 1920.

NGC-2613. Galaxia espiral que se encuentra cerca de la constelación de la Brújula, a unos 60 millones de años-luz de nosotros.

NGC-2623. Galaxia brillante con dos largos brazos casi opuestos, resultado del choque de dos grandes galaxias espirales. Tiene un agujero negro supermasivo en el núcleo que genera gran actividad.

NGC-2627. Cúmulo estelar abierto situado en la constelación de la Brújula, o Pyxis. Está formado por unas 40 estrellas.

NGC-2632. Ver M44.

NGC-2655. Galaxia espiral que encontramos en la constelación de la Jirafa.

NGC-2658. Cúmulo abierto que se encuentra en la constelación de la Brújula.

NGC-2659. Cúmulo estelar abierto de la constelación de la Vela.

NGC-2669. Cúmulo estelar abierto de la constelación de la Vela.

NGC-2670. Cúmulo estelar abierto de la constelación de la Vela.

NGC-2671. Cúmulo estelar abierto de la constelación de la Vela.

NGC-2681. Galaxia espiral tipo SBa de la constelación de la Osa Mayor.

NGC-2682. Ver M67.

NGC-2683. Galaxia espiral barrada tipo Sb que es la más brillante de la constelación de Lynx. Está a unos 25.000.000 de años-luz de nosotros. Tiene unos 300 cúmulos globulares.

NGC-2685. Galaxia espiral tipo S0 que se encuentra en la constelación de la Osa Mayor. Tiene una curiosa forma.

NGC-2736. Nebulosa del Lápiz situada en la constelación de la Vela a unos 815 años-luz de nosotros. Tiene un diámetro de unos 5 años-luz. En la misma se observan los restos de una supernova que explotó hace 11.000 años. La nebulosa tiene una longitud de unos 0,75 años-luz y avanza a una velocidad de 650.000 Km/h.

NGC-2768. Galaxia elíptica tipo E6 que se encuentra en la constelación de la Osa Mayor.

NGC-2775. Galaxia espiral situada en la constelación de Cáncer.

NGC-2784. Galaxia espiral que se encuentra cerca de la constelación de la Brújula.

NGC-2808. Cúmulo globular situado en la constelación de la Quilla.

NGC-2818. Cúmulo abierto y nebulosa que se encuentran entre la constelación de Antlia y la de la Brújula, a unos 10.000 años-luz de nosotros.

NGC-2835. Galaxia espiral que se encuentra cerca de la constelación de la Brújula.

NGC-2841. Galaxia espiral tipo Sb que se encuentra en la constelación de la Osa Mayor a unos 46 millones de años-luz de nosotros.

NGC-2867. Nebulosa planetaria de la constelación de Carina.

NGC-2903. Galaxia espiral barrada tipo SBb (o Sc, según otra fuente) de la constelación de Leo, que se encuentra a unos 25.000.000 años-luz de nosotros. Tiene 80.000 años-luz de longitud.

NGC-2910. Cúmulo estelar abierto de la constelación de la Vela.

NGC-2925. Cúmulo estelar abierto de la constelación de la Vela.

NGC-2950. Galaxia espiral en la que el brazo del núcleo gira a mayor velocidad que el principal, seguramente debido a la acción de un agujero negro en el centro.

NGC-2964. Galaxia espiral que encontramos en la constelación de Leo.

NGC-2967. Galaxia espiral tipo Sc de la constelación del Sextante.

NGC-2974. Galaxia espiral tipo Sa de la constelación del Sextante.

NGC-2976. Galaxia espiral tipo Scp. Es un objeto débil que se localiza junto a M81 y M82, a unos 12.000.000 años-luz de nosotros. En sus partes externas no hay formación de nuevas estrellas desde hace unos 500 millones de años por falta de gas, sustraído por objetos cercanos, pero no así en cambio en su interior.

NGC-2985. Galaxia espiral tipo Sb que se localiza al norte de M81 y M82 en la constelación de la Osa Mayor a unos 70 millones de años-luz de nosotros.

NGC-2986. Galaxia elíptica que se encuentra entre las constelaciones de la Brújula e Hydra.

NGC-2997. Galaxia espiral en la constelación de Antlia, situada a 30.000.000 años-luz.

NGC-3003. Galaxia de la constelación de Leo Minor.

NGC-3031. Ver M81.

NGC-3034. Ver M82.

NGC-3077. Galaxia espiral que se encuentra a unos 12 millones de años-luz de nosotros. Se localiza cerca de M81 y M82.

NGC-3078. Galaxia elíptica que se encuentra cerca de la constelación de Antlia.

NGC-3079. Galaxia espiral situada a unos 50 millones de años-luz de nosotros en la constelación de la Osa Mayor. Con ayuda del ingenio espacial Chandra, se ha descubierto que de esta galaxia emanan burbujas que actúan como aceleradoras de partículas, que resultan un ciento de veces de mayor energía que en el acelerador LHC de nuestro planeta.

NGC-3109. Galaxia irregular que se encuentra cerca de la constelación de Antlia, a unos 4.000 años-luz de nosotros. Tiene 25.000 años-luz de diámetro.

NGC-3114. Cúmulo abierto de la constelación de Carina.

NGC-3115. Galaxia elíptica tipo E6 de la Espiga, en la constelación del Sextans, situada a 27.000.000 años-luz de nosotros que tiene un agujero negro de una masa de 1.000 millones de soles (el doble según otra fuente). Fue dado a conocer en julio de 1992 y en su momento es 100 veces superior al mayor conocido.

NGC-3132. Nebulosa planetaria que se localiza a unos 2.000 años-luz de nosotros en la constelación de la Vela. Tiene un diámetro de ½ año-luz.

NGC-3136. Galaxia elíptica de la constelación de Carina.

NGC-3147. Galaxia espiral que localizamos en la constelación del Dragón a unos 130 millones de años-luz de nosotros. Tiene un agujero negro supermasivo de 250 millones de masas solares en su centro; según el telescopio espacial Hubble, el mismo está rodeado de un delgado disco de materia. 

NGC-3166. Galaxia espiral tipo SBb de la constelación del Sextante, que está a unos 70 millones de años-luz de nosotros. 

NGC-3169. Galaxia espiral tipo Sb de la constelación del Sextante en la que se identificaron las supernovas SN1984E y la SN2003cg, respectivamente el 29 de marzo y 21 de marzo de tales años. Está a unos 70 millones de años-luz de nosotros.

NGC-3172. Galaxia llamada Polarissima que se localiza más cerca del polo norte de la bóveda celeste que cualquier otra.

NGC-3175. Galaxia espiral que se encuentra en la constelación de Antlia.

NGC-3184. Galaxia espiral del tipo SBc que se localiza en la Osa Mayor y en la que se observó el 9 de diciembre de 1999 la supernova SN1999gi y otras anteriormente.

NGC-3190. Galaxia espiral tipo Sa de la constelación de Leo, a unos 60 millones de años-luz de nosotros, en la que se descubrieron el 9 de marzo de 2002 la supernova SN 2002bo, que resultó ser del tipo Ia, y el 9 de mayo siguiente la SN 2002cv.

NGC-3193. Galaxia elíptica tipo E2 que se encuentra en la constelación de Leo.

NGC-3195. Nebulosa planetaria de la constelación del Camaleón, situada a unos 5.500 años-luz de nosotros. Se expande a razón de 40 Km/seg.

NGC-3198. Galaxia espiral del tipo SBc que se localiza en la constelación de la Osa Mayor.

NGC-3199. Nebulosa de emisión de la constelación de la Carina, situada a unos 12.000 años-luz de nosotros. Tiene en su centro la estrella llamada WR-18. Mide unos 75 años-luz de diámetro.

NGC-3201. Cúmulo globular de la constelación de la Vela.

NGC-3223. Galaxia espiral que se encuentra en la constelación de Antlia.

NGC-3227. Galaxia espiral tipo Seyfert 1 que tiene un agujero negro supermasivo no en el núcleo sino excepcionalmente desplazado del mismo, quizá como resultado de alguna antigua colisión con otra galaxia. Está en la constelación de Leo.

NGC-3228. Cúmulo abierto en la constelación de la Vela, a unos 16.300 años-luz de nosotros. Tiene una estrella que, por su dinámica de unos cientos de miles de Km/h en un ciclo de 167 días, parece estar acompañada por un agujero negro de unas 4,36 masas solares; la estrella tiene una masa de un 80% la solar. 

NGC-3242. Nebulosa planetaria que se encuentra cerca de la constelación de Hydra, a unos 2.000 años-luz de nosotros. Es a veces llamada el “Fantasma de Júpiter”.

NGC-3256. Galaxia de la constelación de la Vela que está a unos 100 millones de años-luz de nosotros. Es de un tamaño similar al de nuestra galaxia y su forma es resultado de la colisión de dos galaxias hace unos 500 millones de años.

NGC-3258. Galaxia elíptica masiva situada a unos 100 millones de años-luz de nosotros. Tiene en su centro un agujero negro de unas 2.250 millones de masas solares.

NGC-3293. Cúmulo abierto en la constelación de Carina que se halla a unos 8.400 años-luz de nosotros. Tiene unos 26 años-luz de extensión y una antigüedad de tan solo unos 10 millones de años, compuesto de unas 50 estrellas gigantes y jóvenes, y en general unas 3.600 estrellas. 

NGC-3301. Galaxia espiral barrada Tipo SBa situada en la constelación de Leo.

NGC-3310. Galaxia de la constelación de la Osa Mayor que se localiza a unos 46.000.000 años-luz de la Vía Láctea. Tiene gran número de estrellas formándose.

NGC-3318. Galaxia en la que el 26 de mayo de 2000 se observó la supernova SN 2000cl.

NGC-3324. Nebulosa del Ojo de la Cerradura (Keyhole) en la constelación de Carina. Está a unos 7.200 años-luz de nosotros.

NGC-3338. Galaxia espiral que se encuentra en la constelación de Leo.

NGC-3344. Galaxia espiral de la constelación de Leo Minor, situada a unos 20 millones de años-luz de nosotros.

NGC-3351. Ver M95.

NGC-3359. Galaxia espiral del tipo SBc situada a 49.000.000 de años-luz de nosotros en la constelación de la Osa Mayor.

NGC-3368. Ver M96.

NGC-3370. Galaxia espiral situada a 98.000.000 años-luz de nosotros en la constelación de Leo.

NGC-3372. Nebulosa Ojo de la Cerradura situada en la constelación de la Quilla, en el Brazo de Carina de la Vía Láctea. Se localiza a 7.500 u 8.000 años-luz aproximadamente de nosotros. Tiene unos 100 años-luz de diámetro. Se opina que tiene una estrella caliente que rota sobre ella en órbita de 5,54 años de período.

NGC-3377. Galaxia espiral tipo E5 del cúmulo de Virgo, situada en Leo a 32.000.000 años-luz, que posee en su centro un agujero negro con una masa de aproximadamente 50 millones de soles.

NGC-3379. Ver M105.

NGC-3384. Galaxia elíptica tipo E7 situada en la constelación de Leo, a unos 32.000.000 años-luz.

NGC-3389. Galaxia espiral tipo Sc situada en la constelación de Leo, a unos 56.000.000 años-luz.

NGC-3393. Galaxia espiral situada a unos 160 millones de años-luz de nosotros que tiene los agujeros negros supermasivos más cercanos a nosotros (datos de 2011, obtenidos gracias al satélite Chandra). Tales agujeros están separados por 490 años-luz.

NGC-3395. Galaxia espiral del tipo Sc situada en la constelación de Leo Minor.

NGC-3412. Galaxia elíptica que encontramos en la constelación de Leo.

NGC-3424. Galaxia espiral barrada del tipo SBb situada en la constelación de Leo Minor.

NGC-3430. Galaxia espiral situada en la constelación de Leo Minor.

NGC-3489. Galaxia elíptica que se encuentra en la constelación de Leo.

NGC-3504. Galaxia espiral tipo SBa que se localiza en la constelación de Leo Minor.

NGC-3506. Galaxia en la que se identificó la supernova 2003L que fue estudiada por el satélite Chandra el 10 de febrero de tal 2003.

NGC-3511. Galaxia espiral que se encuentra en la constelación de la Copa.

NGC-3513. Galaxia espiral que se encuentra en la constelación de la Copa.

NGC-3521. Galaxia espiral del tipo Sb que se encuentra en la constelación de Leo a unos 35.000.000 años-luz de nosotros. Tiene un diámetro de 50.000 años-luz.

NGC-3532. Cúmulo estelar abierto situado en la constelación de la Quilla. Sus estrellas tienen unos 300 millones de años de edad.

NGC-3556. Ver M108.

NGC-3557. Galaxia elíptica que se encuentra en la constelación del Centauro.

NGC-3572. Cúmulo abierto de la constelación de Carina.

NGC-3576. Nebulosa situada a 9.000 años-luz de nosotros que contiene estrellas masivas y muy jóvenes.

NGC-3585. Galaxia elíptica tipo E5 que se encuentra en la constelación de Hydra.

NGC-3587. Ver M97.

NGC-3590. Cúmulo abierto de la constelación de Carina, situado a unos 7.500 años-luz de nosotros. Tiene solo unos 35 millones de años de antigüedad.

NGC-3593. Galaxia espiral tipo Sa que se encuentra en la constelación de Leo.

NGC-3596. Galaxia espiral que se encuentra en la constelación de Leo.

NGC-3603. Cúmulo estelar abierto que se localiza en brazo de Carina de la Vía Láctea, observable desde el hemisferio sur, y en la que se están creando estrellas nuevas. Está a 21.500 años-luz de nosotros, tiene una masa equivalente a 10.000 veces la solar y se extiende en 3 años-luz; su antigüedad es de solo un millón de años aproximadamente. Contiene la estrella más masiva de la galaxia, conocida en 2008 como A1, con 116 masas solares, y gira sobre otra de 89 masas solares en un sistema binario. En 2010 se determinó que la velocidad de las estrellas en el cúmulo era inesperadamente muy elevada: 4,5 Km/seg de velocidad media con independencia de su masa.

NGC-3607. Galaxia elíptica que se encuentra en la constelación de Leo.

NGC-3621. Galaxia espiral tipo Sc que se encuentra en la constelación de Hydra. Está a 22 millones de años-luz de nosotros. Carece de bulbo en su núcleo.

NGC-3623. Ver M65.

NGC-3626. Galaxia espiral tipo Sb de la constelación de Leo.

NGC-3627. Ver M66.

NGC-3628. Galaxia espiral tipo Sb situada en la constelación de Leo, a unos 30.000.000 años-luz de nosotros.

NGC-3631. Galaxia espiral del tipo Sc de la constelación de la Osa Mayor.

NGC-3640. Galaxia elíptica del tipo E1 que se encuentra en la constelación de Leo.

NGC-3646. Galaxia espiral que se encuentra en la constelación de Leo.

NGC-3655. Galaxia espiral que se encuentra en la constelación de Leo.

NGC-3656. Galaxia elíptica con dos colas cuyo origen se cree debido al resultado del choque y fusión de dos galaxias del mismo tipo.

NGC-3672. Galaxia espiral que se encuentra en la constelación de la Copa.

NGC-3684. Galaxia espiral que se encuentra en la constelación de Leo.

NGC-3686. Galaxia espiral que se encuentra en la constelación de Leo.

NGC-3705. Galaxia espiral tipo S0 que se encuentra en la constelación de Leo.

NGC-3718. Galaxia espiral tipo S0 que se encuentra en la constelación de la Osa Mayor.

NGC-3726. Galaxia espiral del tipo SBc de la constelación de la Osa Mayor.

NGC-3753. Galaxia situada en la constelación de Leo.

NGC-3758. Galaxia situada de la constelación de Leo, a unos 425 millones de años-luz de nosotros. También conocida como Markarian 739, tiene dos núcleos activos debido a la existencia de dos agujeros negros supermasivos, siendo hallado el segundo gracias a los satélites SWIFT y Chandra; ambos núcleos están separados por unos 11.000 años-luz.

NGC-3766. Cúmulo estelar abierto de la constelación de Centauro.

NGC-3772. Nebulosa de la constelación de la Quilla.

NGC-3783. Galaxia activa que tiene un gigantesco agujero negro de 9.300.000 masas solares que crea en su entorno gases acelerados a velocidades de más de 440 Km/seg. Su estudio en el IR ha permitido determinar que la formación toroidal de polvo de la que se nutre tiene un radio de nada menos que 0,52 años-luz. En la parte principal de tal anillo, la temperatura del polvo es entre 700º y 1.000ºC, pero por encima y debajo hay polvo frío.

NGC-3801. Galaxia en la que las supernovas que contiene absorben el gas e impiden la creación de nuevas estrellas con ayuda de la energía emitida por un agujero negro supermasivo central, según estudio UV con el ingenio espacial GALEX.

NGC-3810. Galaxia espiral que se encuentra en la constelación de Leo.

NGC-3842. Galaxia elíptica de la constelación de Leo que tiene un agujero negro de una masa de unas 9.700 millones de masas solares, siendo así uno de los mayores conocidos (2011).

NGC-3887. Galaxia espiral que se encuentra en la constelación de la Copa.

NGC-3904. Galaxia elíptica tipo E2 que se encuentra en la constelación de Hydra.

NGC-3918. Nebulosa planetaria situada a 3.000 años-luz de nosotros en la constelación de Centaurus. Tiene un diámetro de unos 0,3 años-luz.

NGC-3921. Galaxia situada a 59 millones de años-luz de nosotros en la constelación de la Osa Mayor. Es el resultado de la fusión hace unos 700 millones de años de dos galaxias.

NGC-3923. Galaxia elíptica tipo E3 que se encuentra en la constelación de Hydra.

NGC-3945. Galaxia espiral tipo SBb de la constelación de la Osa Mayor.

NGC-3949. Galaxia espiral de la constelación de la Osa Mayor en la que se descubrió la supernova SN 2000db el 7 de agosto de tal año 2000. Está a unos 50.000.000 años-luz de nosotros.

NGC-3953. Galaxia espiral tipo SBb de la constelación de la Osa Mayor en la que apareció la supernova SN 2001DP. Está a unos 56 millones de años-luz de nosotros.

NGC-3962. Galaxia elíptica que se encuentra en la constelación de la Copa.

NGC-3981. Galaxia espiral que se encuentra en la constelación de la Copa a 65 millones de años-luz de nosotros.

NGC-3982. Galaxia espiral situada a 68 millones de años-luz de nosotros en la constelación de la Osa Mayor. Tiene un diámetro de 30.000 años-luz. En la misma se registró en 1998 la supernova SN 1998aq de tipo Ia.

NGC-3987. Galaxia de la constelación de Leo en la que el 19 de febrero de 2001 apareció la supernova SN 2001V.

NGC-3992. Ver M109.

NGC-3998. Galaxia tipo S0 que se encuentra en la constelación de la Osa Mayor.

NGC-4013. Galaxia espiral que se localiza a 55.000.000 años-luz de nosotros en la constelación de la Osa Mayor. Desde nuestra posición se ve de perfil, siendo parcialmente ocultada por unas nubes de polvo. Tiene un complejo bucle o estela de estrellas viejas, pero poco ricas en metales, que se distancia a más de 80.000 años-luz de su centro.

NGC-4027. Galaxia espiral que se encuentra entre la constelación de la Copa y la del Corvus.

NGC-4036. Galaxia elíptica del tipo S0 de la constelación de la Osa Mayor.

NGC-4038/NGC-4039. Galaxias Las Antenas, en la constelación de Corvus, que son el resultado de una colisión desde hace unos 100.000.000 años. Se encuentran de nosotros a unos 63.000.000 años-luz. Son de los tipos Sc y SBm. Su estudio espectral (2018) indica que parecen tener compuestos orgánicos.

NGC-4041. Galaxia elíptica del tipo S0 de la constelación de la Osa Mayor.

NGC-4051. Galaxia espiral del tipo SBb de la constelación de la Osa Mayor.

NGC-4088. Galaxia espiral del tipo SBb de la constelación de la Osa Mayor.

NGC-4103. Cúmulo abierto cercano a la constelación de la Cruz del Sur.

NGC-4105. Galaxia elíptica que se encuentra en la constelación de Hydra.

NGC-4111. Galaxia elíptica que se encuentra en la constelación de Canes Venatici.

NGC-4125. Galaxia elíptica que localizamos en la constelación del Dragón. En la misma se observó la supernova SN2016coj el 28 de mayo de tal 2016.

NGC-4138. Galaxia elíptica que se encuentra en la constelación de Canes Venatici.

NGC-4143. Galaxia elíptica que se encuentra en la constelación de Canes Venatici.

NGC-4145. Galaxia espiral que se encuentra en la constelación de Canes Venatici.

NGC-4147. Cúmulo globular que se encuentra en la constelación de Coma Berenices.

NGC-4151. Galaxia espiral, tipo Sb, situada a unos 15.000.000 pársecs de nosotros. Da su nombre a las denominadas del tipo Seyfert, por ser la primera estudiada con tales características.

NGC-4157. Galaxia de la Osa Mayor en la que se identificaron las supernovas 1937A, 1955A y 2003J.

NGC-4163. Galaxia enana irregular.

NGC-4183. Galaxia espiral situada a unos 55 millones de años-luz de nosotros en la constelación de Canes Venatici. Tiene casi 80.000 años-luz de diámetro o longitud.

NGC-4192. Ver M98.

NGC-4203. Galaxia elíptica que se encuentra en la constelación de Coma Berenices.

NGC-4214. Galaxia irregular que se encuentra en la constelación de Canes Venatici a unos 10 millones de años-luz de nosotros. Está formada por nubes de gas, especialmente de hidrógeno, y estrellas jóvenes con temperaturas entre los 10.000 y los 50.000ºC.

NGC-4216. Galaxia espiral barrada, tipo SBc, que se encuentra en la constelación de Virgo.

NGC-4217. Galaxia espiral que se encuentra en la constelación de Canes Venatici.

NGC-4220. Galaxia espiral que se encuentra en la constelación de Canes Venatici.

NGC-4242. Galaxia espiral que se encuentra en la constelación de Canes Venatici.

NGC-4251. Galaxia espiral que se encuentra en la constelación de Coma Berenices.

NGC-4254. Ver M99.

NGC-4258. Ver M106.

NGC-4261. Galaxia espiral tipo E2 situada a 90.000.000 años-luz en Virgo que tiene en su centro un agujero negro de 300 años-luz de diámetro y 400 millones de soles de masa; este último fue fotografiado por el telescopio espacial Hubble.

NGC-4274. Galaxia espiral que se encuentra en la constelación de Coma Berenices.

NGC-4278. Galaxia elíptica que se encuentra en la constelación de Coma Berenices.

NGC-4293. Galaxia espiral que se encuentra en la constelación de Coma Berenices.

NGC-4298. Galaxia espiral que se encuentra en la constelación de Coma Berenices a unos 55 millones de años-luz de nosotros.

NGC-4302. Galaxia espiral que se encuentra en la constelación de Coma Berenices a unos 55 millones de años-luz de nosotros. Es un poco más pequeña que la Vía Láctea.

NGC-4303. Ver M61.

NGC-4314. Galaxia espiral barrada situada a 40.000.000 años-luz de nosotros en la Constelación de la Coma de Berenice que muestra en el contorno de su centro una región anular de jóvenes estrellas, caso que no es nada común.

NGC-4319. Galaxia espiral situada a 80.000.000 años-luz en la constelación de Draco.

NGC-4321. Ver M100.

NGC-4346. Galaxia espiral que se encuentra en la constelación de Canes Venatici.

NGC-4349. Cúmulo abierto de la constelación de la Cruz del Sur.

NGC-4361. Nebulosa planetaria que se encuentra en la constelación de Corvus.

NGC-4364. Galaxia espiral que se encuentra en la constelación de Hydra.

NGC-4365. Galaxia elíptica que se encuentra en la constelación de Pegaso a unos 55.000.000 años-luz de nosotros. Está envuelta en cúmulos globulares y es vieja, de unos 12.000 millones de años. Curiosamente algunos de esos cúmulos estelares son jóvenes.

NGC-4372. Cúmulo globular de la constelación de la Mosca.

NGC-4373. Galaxia elíptica que se encuentra en la constelación del Centauro.

NGC-4374. Ver M84.

NGC-4382. Ver M85.

NGC-4395. Galaxia espiral situada en la constelación de Canes Venatici, a unos 11.000.000 años-luz de nosotros. Tiene en el centro un agujero negro supermasivo, de unas 10.000 masas solares, a pesar de no ser una galaxia con núcleo grueso. 

NGC-4406. Ver M86.

NGC-4414. Galaxia espiral que está a unos 60.000.000 años-luz de nosotros en la constelación de Coma Berenices.

NGC-4435. Galaxia de la Constelación de Virgo que junto a la NGC-4438 es llamada Los Ojos.

NGC-4438. Galaxia irregular situada a 50.000.000 años-luz de nosotros en el cúmulo de Virgo.

NGC-4449. Galaxia irregular que se encuentra en la constelación de Canes Venatici. Tiene grandes nubes de gas y polvo y estrellas en formación con una distribución en diversas zonas. Además está adquiriendo material de otra galaxia próxima más pequeña. 

NGC-4450. Galaxia espiral que se encuentra en la constelación de Coma Berenices.

NGC-4463. Cúmulo abierto de la constelación de la Cruz del Sur.

NGC-4472. Ver M49.

NGC-4477. Galaxia espiral que se encuentra en la constelación de Coma Berenices.

NGC-4485. Galaxia irregular situada a unos 25 millones de años-luz de nosotros en la constelación de Canes Venatici. Su deformación se achaca a la influencia gravitatoria de su galaxia cercana NGC-4490.

NGC-4486. Ver M87.

NGC-4486b. Galaxia satélite de la anterior, a 50.000.000 años-luz, que tiene un agujero negro en su centro con una masa de aproximadamente 500 millones de soles.

NGC-4490. Galaxia espiral barrada tipo SBcd que se encuentra en la constelación de Canes Venatici.

NGC-4493. Galaxia de la constelación de Virgo. En la misma fue descubierta la SN 2004br el 15 de mayo de tal año.

NGC-4494. Galaxia elíptica que se encuentra en la constelación de Coma Berenices.

NGC-4501. Ver M88.

NGC-4520. Objeto de la constelación de Virgo en la que se descubrió el 11 de abril de 2000 la supernova SN 2000bk.

NGC-4526. Galaxia lenticular barrada situada a 55 millones de años-luz de nosotros en la constelación de Virgo. En la misma se registró en 1994 la supernova SN 1994D de tipo Ia.

NGC-4527. Galaxia en la que el 20 de marzo de 1915 se observó el estallido de una supernova (SN1915A).

NGC-4548. Ver M91.

NGC-4552. Ver M89.

NGC-4555. Galaxia elíptica situada en la constelación en Coma Berenices a unos 300 millones de años-luz de nosotros. Tiene un diámetro de unos 125.000 años-luz.

NGC-4559. Galaxia espiral Tipo Sb situada en la constelación en Coma Berenices, a 40.000.000 años-luz.

NGC-4565. Galaxia espiral Tipo Sb, llamada de la Aguja, situada en la constelación en Coma Berenices, a 20.000.000 años-luz de nosotros (también se señala 47 millones). Tiene 90.000 años-luz de diámetro (otra fuente indica 400.000 años-luz).

NGC-4567. Galaxia espiral, tipo Sc, que se encuentra en la constelación de Virgo.

NGC-4568. Galaxia espiral, tipo Sc, que se encuentra en la constelación de Virgo.

NGC-4569. Ver la M90.

NGC-4571. Galaxia espiral barrada del cúmulo de Virgo situada a 48 millones de años-luz.

NGC-4579. Ver M58.

NGC-4590. Ver M68.

NGC-4594. Ver la M104.

NGC-4603. Galaxia situada a 108.000.000 años-luz de nosotros en el cúmulo de Centaurus.

NGC-4605. Galaxia espiral tipo SBc que se encuentra en la constelación de la Osa Mayor.

NGC-4618. Galaxia espiral que se encuentra en la constelación de Canes Venatici.

NGC-4621. Ver M59.

NGC-4622. Galaxia espiral que se localiza a 200 millones de años-luz (111 millones según otra fuente), en la constelación del Centauro, y cuyo centro o núcleo gira en sentido contrario a las agujas del reloj, mientras sus brazos lo hacen en sentido inverso, cosa muy poco habitual en las galaxias, posiblemente debido a su colisión con otra menor. Fue fotografiado por el telescopio espacial Hubble en mayo de 2001.

NGC-4625. Galaxia espiral que se considera similar o réplica de nuestra Vía Láctea pero con estrellas mucho más jóvenes, de unos 1.000 millones de años de antigüedad. Está en la constelación de Canes Venatici, a unos 30 millones de años-luz de nosotros. Tiene un largo brazo que envuelve la galaxia y otros 3 o 4 menores un tanto difusos. 

NGC-4631. Galaxia espiral Tipo Sc situada en la constelación de Canes Venatici a 25.000.000 años-luz de nosotros. Contiene dos grandes burbujas de gas estelar, una de ellas de 9.800 años-luz de diámetro, pero aun en expansión a una velocidad de 45 Km/seg.

NGC-4636. Galaxia elíptica a unos 50.000.000 años-luz de nosotros, en la constelación de Virgo, y en la que el satélite Chandra observó una columna de gas caliente de 25.000 años-luz de larga que se cree que cae en un agujero negro en el centro galáctico. La nube de gas que envuelve la galaxia tiene temperaturas del orden de los 10.000.000ºC, producto seguramente de una explosión en tal centro equivalente a la de miles de supernovas.

NGC-4639. Galaxia espiral del Cúmulo de Virgo, localizada a 78.000.000 años-luz de nosotros.

NGC-4647. Galaxia espiral de la constelación de Virgo a unos 63 millones de años-luz. Tiene unos 90.000 años-luz de diámetro. 

NGC-4649. Ver M60.

NGC-4650A. Galaxia que se localiza a unos 130.000.000 años-luz de nosotros. Posee un peculiar anillo, quizá como resultado de una colisión con otra galaxia menor hace 1.000 millones de años.

NGC-4651. Galaxia espiral localizada en Coma Berenices, a 35 millones de años-luz de nosotros, en la que se vio en 1987 una supernova del Tipo I, la SN1987K. También llamada Parasol por la forma que le confiere una estructura que encadena una especie de arco de estrellas, tiene unos 50.000 años-luz de diámetro. Su peculiar forma se cree debida a la interacción con una galaxia enana que habría absorbido en el pasado. 

NGC-4656. Galaxia espiral Tipo Sc localizada en la constelación de Canes Venatici. Está interactuando gravitatoriamente con la NGC-4631.

NGC-4666. Galaxia espiral barrada tipo SBc, débil, que se encuentra en la constelación de Virgo.

NGC-4676. Galaxias de Los Ratones, localizadas en Coma Berenices. Están interactuando y colisionarán relativamente pronto. Una de ellas muestra una larga cola de estrellas. Están a unos 300 millones de años-luz de nosotros.

NGC-4689. Galaxia espiral que se encuentra en la constelación de Coma Berenices.

NGC-4696. Galaxia elíptica del cúmulo del Centauro, la mayor del mismo. Está a 145 millones de años-luz. Tiene un agujero negro supermasivo en su centro que muestra oscilaciones con un período de más de 5 millones de años como resultado de interactuar con la materia de su entorno; este fenómeno genera ondas de choque y grandes cavidades.

NGC-4697. Galaxia elíptica que se encuentra en la constelación de Virgo. Es del tipo E4.

NGC-4699. Galaxia espiral que se encuentra en la constelación de Virgo. Es del tipo Sa.

NGC-4700. Galaxia de la constelación de Virgo.

NGC-4710. Galaxia del Cúmulo de Virgo situada a unos 65 millones de años-luz de nosotros.

NGC-4725. Galaxia espiral Tipo Sb situada en la constelación de Coma Berenices, a unos 41 años-luz de nosotros. Tiene una particular y única figura anular, de un solo brazo envolvente.

NGC-4736. Ver M94.

NGC-4750. Galaxia espiral que localizamos en la constelación del Dragón.

NGC-4753. Galaxia elíptica que se encuentra en la constelación de Virgo.

NGC-4755. Cúmulo abierto del Joyero, o Kappa Crucis, situado a 7.000 años-luz en la constelación de la Cruz del Sur. Tiene un centenar de estrellas y solo unos 7.100.000 años de antigüedad.

NGC-4762. Galaxia elíptica del Cúmulo de Virgo.

NGC-4826. Ver la M64.

NGC-4833. Cúmulo globular en la constelación de la Musca.

NGC-4845. Galaxia situada a unos 47 millones de años-luz de nosotros. En la misma se observó en enero de 2012 un incremento de unas mil veces el brillo para luego desaparecer, fenómeno que se cree debido a un agujero negro, de 300.000 masas solares, que se tragó gran parte de un planeta gigante o bien una enana marrón (sus capas más externas). Es la primera observación astronómica de este tipo.

NGC-4852. Cúmulo abierto que se encuentra en la constelación del Centauro.

NGC-4874. Galaxia elíptica gigantesca de la constelación de Berenices a unos 350 millones de años-luz de nosotros. Tiene en su entorno más de 30.000 cúmulos globulares, más que cualquier otra conocida (2017); cada uno de éstos consta de cientos de miles de estrellas.

NGC-4889. Galaxia elíptica gigante de la constelación de Coma Berenices a unos 300 millones de años-luz de nosotros. Tiene un agujero negro de una masa en torno a los 9.700 millones de masas solares (otra cifra citada: 21.000 millones), siendo así uno de los mayores conocidos (2011), pero actualmente es un agujero negro estable; su horizonte de sucesos tiene un diámetro estimado en 130.000 millones de Km. 

NGC-4911. Galaxia espiral de la constelación de Coma Berenices, a unos 320 millones de Km de nosotros.

NGC-4921
. Galaxia espiral barrada SBab de la constelación de Coma Berenices a unos 320 millones de años-luz de nosotros. Es un tanto rara.

NGC-4945. Galaxia espiral SBc del grupo de Centaurus, localizada a unos 11.700.000 años-luz de nosotros, que es muy parecida a la nuestra. Respecto a nuestra posición se mueve a una velocidad de 560 Km/seg.

NGC-4965. Galaxia en la que se observó la supernova SN 2000P el 8 de marzo de tal año.

NGC-4976. Galaxia elíptica que se encuentra en la constelación del Centauro.

NGC-5005. Galaxia espiral que se encuentra en la constelación de Canes Venatici.

NGC-5024. Ver M53.

NGC-5033. Galaxia espiral situada en la constelación de Canes Venatici.

NGC-5053. Cúmulo globular que se encuentra en la constelación de Coma Berenices.

NGC-5055. Ver M63.

NGC-5061. Galaxia elíptica que se encuentra en la constelación de Hydra.

NGC-5067. Nebulosa de Cygnus. Muy débil para la observación.

NGC-5070. Nebulosa de Cygnus, también llamada del Pelícano. Muy débil para la observación.

NGC-5085. Galaxia espiral que se encuentra en la constelación de Hydra.

NGC 5097. Galaxia espiral situada a 40 millones de años-luz de nosotros y que se formaría hace unos 5.000 millones de años sobre los restos de una galaxia enana que ahora tiene de satélite.

NGC-5102. Galaxia lenticular tipo S0 que se encuentra a unos 22 millones de años-luz de nosotros, en la constelación del Centauro.

NGC-5128. Galaxia elíptica gigante de Centauro A, a 13.700.000 años-luz (o 12.000.000 según otra fuente) de nosotros en la constelación del mismo nombre, identificada como una de las primeras radiofuentes conocidas. Tiene un agujero negro de una masa unas 55 millones de veces la solar. Se cree que podría tener en su entorno unos 2.000 cúmulos globulares, algunos muy brillantes y masivos. En esta galaxia se descubrió el 8 de febrero de 2016 la supernova SN2016adj.

NGC-5139. Cúmulo globular Omega Centauri, situado en el brazo de Norma de la Vía Láctea, constelación del Centauro, que contiene estrellas más viejas que el Sol y es el cúmulo más cercano a nosotros, si bien está a 17.000 años-luz (o 15.800 según otros). Tiene unos 300 años-luz de diámetro y unos 10 millones de estrellas.

NGC-5152. Galaxia irregular que se encuentra a unos 4 millones de años-luz de nosotros.

NGC-5189. Nebulosa planetaria espiral, también llamada IC-4274, de la constelación de la Musca, situada a unos 3.000 años-luz de nosotros.

NGC-5194. Ver M51.

NGC-5195. Galaxia irregular situada a 20.000.000 años-luz que es satélite de la espiral M51, o galaxia del Remolino.

NGC-5236. Ver M83.

NGC-5237. Galaxia similar a la Vía Láctea situada a 10.000.000 años-luz en Hydra.

NGC-5246. Galaxia espiral barrada de la constelación de Virgo en la que se descubrió la SN 2002 2004bk.

NGC-5248. Galaxia espiral que se encuentra en la constelación de Boyero.

NGC-5253. Galaxia elíptica enana azul situada en la constelación de Centauro a 11.000.0000 años-luz de nosotros. En una nube de gas y polvo de la misma se está formando un cúmulo estelar de un millón de estrellas; tal nube tiene una masa de unas 15.000 veces la solar y la antigüedad de tal formación es de solo 3 millones de años.

NGC-5256. Conjunto de dos galaxias que han comenzado a colisionar, aunque en realidad sus núcleos aun están separados por 13.000 años-luz. También llamado Markarian 266, se encuentra en la constelación de la Osa Mayor a unos 350 millones de años-luz de nosotros.

NGC-5272. Ver M3.

NGC-5281. Cúmulo abierto en la constelación del Centauro.

NGC-5291. Galaxia enana situada en la constelación del Centauro a unos 200 millones de años-luz de nosotros. Su actual configuración procede de una colisión con otra galaxia hace unos 360.000.000 años. 

NGC-5286. Cúmulo globular en la constelación del Centauro.

NGC-5307. Nebulosa planetaria situada a 10.000 años-luz de nosotros en Centauro. Tiene un diámetro de unos 0,6 años-luz.

NGC-5315. Nebulosa planetaria de la constelación del Compás.

NGC-5322. Galaxia elíptica tipo E2 que se encuentra en la constelación de la Osa Mayor.

NGC-5316. Cúmulo abierto en la constelación del Centauro.

NGC-5365. Galaxia localizada en la constelación del Pez Volador, del hemisferio sur. Tiene un halo rodeándola.

NGC-5371. Galaxia espiral que se encuentra en la constelación de Canes Venatici.

NGC-5383. Galaxia espiral barrada que se localiza en Canes Venatici.

NGC-5457. Ver M101.

NGC-5460. Cúmulo abierto en la constelación del Centauro.

NGC-5466. Cúmulo globular que se encuentra en la constelación del Boyero.

NGC-5468. Galaxia en la que se descubrieron en 1999 la supernova SN1999cp, y el 1 de mayo de 2002 la supernova SN 2002cr, tipo Ia.

NGC-5584. Galaxia espiral situada a 72 millones de años-luz de nosotros en la constelación de Virgo.

NGC-5593. Cúmulo abierto cercano a la constelación de Lupus.

NGC-5595. Galaxia espiral que se encuentra en la constelación de Libra.

NGC-5600. Galaxia espiral que se encuentra en la constelación del Boyero.

NGC-5617. Cúmulo abierto en la constelación del Centauro.

NGC-5634. Cúmulo globular que se encuentra en la constelación de Virgo a unos 82.000 años-luz de nosotros.

NGC-5643. Nebulosa planetaria Ojos de Gato. Muestra una imagen de gran belleza.  Está en la constelación del Lupus, a unos 55 millones de años-luz de nosotros.

NGC-5653. Galaxia que se localiza a 161.000.000 años-luz de nosotros.

NGC-5660. Galaxia espiral que se encuentra en la constelación del Boyero.

NGC-5662. Cúmulo estelar abierto en la constelación del Centauro.

NGC-5676. Galaxia espiral que se encuentra en la constelación del Boyero.

NGC-5679. También Arp 274. Grupo de tres galaxias espirales de la constelación de Virgo, dos de las cuales están interactuando. Está a unos 400 millones de años-luz de nosotros y tiene unos 200.000 años-luz de diámetro.

NGC-5678. Galaxia espiral que localizamos en la constelación del Dragón.

NGC-5694. Cúmulo globular de la constelación de Hydra.

NGC-5728. Galaxia espiral que se encuentra en la constelación de Libra.

NGC-5746. Galaxia espiral que se encuentra en la constelación de Virgo, a unos 100 millones de años-luz de nosotros.

NGC-5749. Cúmulo abierto cercano a la constelación de Lupus.

NGC-5806. Galaxia tipo SBb de la constelación de Virgo situada a casi 70 millones de años-luz de nosotros. En la misma se observó la supernova SN 2004dg.

NGC-5813. Galaxia elíptica del Grupo Local situada a 105 millones de años-luz de nosotros.

NGC-5822. Cúmulo abierto en la constelación de Lupus.

NGC-5824. Cúmulo globular de la constelación de Lupus.

NGC-5853. Nebulosa de Cygnus, una de las más grandes del firmamento.

NGC-5861. Galaxia espiral que se encuentra en la constelación de Libra.

NGC-5866. Ver M102.

NGC-5873. Nebulosa planetaria de la constelación de Lupus. Se encuentra situada a 13.500 años-luz de nosotros.

NGC-5885. Galaxia espiral que se encuentra en la constelación de Libra.

NGC-5897. Cúmulo globular que se encuentra en la constelación de Libra.

NGC-5898. Galaxia elíptica que se encuentra en la constelación de Libra.

NGC-5899. Galaxia espiral que se encuentra en la constelación del Boyero.

NGC-5903. Galaxia elíptica que se encuentra en la constelación de Libra.

NGC-5904. Ver M5.

NGC-5907. Galaxia espiral parecida a la Vía Láctea que localizamos en la constelación del Dragón a unos  45 millones de años-luz de nosotros.

NGC-5921. Galaxia espiral barrada SBd situada en la constelación de Serpens. En la misma se detectó la supernova SN 2001X.

NGC-5927. Cúmulo globular en la constelación de Lupus.

NGC-5946. Cúmulo globular en la constelación de Lupus.

NGC-5962. Galaxia espiral que se encuentra en la constelación de Serpens.

NGC-5970. Galaxia espiral que se encuentra en la constelación de Serpens.

NGC-5979. Nebulosa planetaria de la constelación del Triángulo Austral, situada a unos 11.700 años-luz de nosotros.

NGC-5985. Galaxia espiral que localizamos en la constelación del Dragón.

NGC-5986. Cúmulo globular de la constelación de Lupus que está a unos 40.000 años-luz de nosotros.

NGC-5999. Cúmulo abierto cercano a la constelación de la Regla.

NGC-6015. Galaxia espiral que localizamos en la constelación del Dragón.

NGC-6025. Cúmulo abierto en la constelación del Triángulo Austral.

NGC-6052. Galaxia irregular situada a 230 millones de años-luz de nosotros en la constelación de Hércules. Son en realidad dos galaxias en colisión.

NGC-6058. Nebulosa planetaria que se localiza en el cúmulo de Hércules.

NGC-6067. Cúmulo abierto cercano a la constelación de la Regla.

NGC-6087. Cúmulo abierto de la constelación de la Regla, a unos 3.500 años-luz de nosotros

NGC-6092. Nebulosa que se encuentra en la constelación del Cisne.

NGC-6093. Ver M80.

NGC-6118. Galaxia espiral situada a unos 80.000.000 años-luz en la constelación de Serpens.

NGC-6101. Cúmulo globular de la constelación de Apus. En 2016 se puso de relieve que podría tener cientos de agujeros negros.

NGC-6121. Ver M4.

NGC-6124. Cúmulo abierto en la constelación de Scorpius.

NGC-6134. Cúmulo abierto en la constelación de la Regla.

NGC-6144. Cúmulo globular de la constelación de Scorpius.

NGC-6152. Cúmulo abierto en la constelación de la Regla.

NGC-6166. Galaxia del grupo de Abell 2199 con aparentemente varios núcleos en su centro que se cree que pudieron formarse por colisión entre varias galaxias.

NGC-6171. Ver M107.

NGC-6178. Cúmulo abierto que se encuentra en la constelación de Scorpius.

NGC-6181. Galaxia del tipo Sc que se localiza en la constelación de Hércules.

NGC-6193. Cúmulo abierto entre la constelación del Altar y la de la Escuadra.

NGC-6204. Cúmulo abierto entre la constelación del Altar y la de la Escuadra.

NGC 6205. Ver M13.

NGC-6207. Galaxia espiral del tipo Sc situada al borde del cúmulo de Hércules.

NGC-6208. Cúmulo abierto de la constelación del Altar.

NGC-6210. Nebulosa planetaria de la Tortuga que se localiza en la constelación de Hércules, a unos 6.600 años-luz de nosotros. Tiene 1,6 años-luz de extensión.

NGC-6215. Galaxia espiral de la constelación del Altar.

NGC-6217. Galaxia espiral de la constelación de la Osa Menor. Es la más brillante de la misma.

NGC-6218. Ver M12.

NGC-6221. Galaxia espiral de la constelación del Altar.

NGC-6229. Cúmulo globular localizado en la constelación de Hércules, a 100.000 años-luz de nosotros (u 80.000 según otra fuente).

NGC-6231. Cúmulo abierto que se encuentra en la constelación de Scorpius a unos 5.200 años-luz de nosotros.

NGC-6235. Cúmulo globular que se encuentra en la constelación de Ofiuco.

NGC-6240. Galaxia muy brillante a 400.000.000 años-luz, en Ofiuco, que fue originada por el choque de dos pequeñas galaxias y que contiene en sus dos núcleos 2 agujeros negros supermasivos; fue el primer descubrimiento de este tipo en una galaxia. Se cree que en sus nubes de gas y materia se están formando estrellas. Los 2 agujeros negros están a 3.000 años-luz entre ellos pero giran sobre un punto común y se cree que irán acercándose hasta que al cabo de unos cientos de millones de años se fundirán en uno solo, proceso iniciado hace unos 30 millones de años. El segundo (S5 0014+81), según la primera estimación, podría tener una masa de más de 40.000 millones de veces la del Sol y quizá hasta toda la equivalente a la Vía Láctea... Estudiada con el telescopio espacial Chandra. Se extiende por más de 30.000 años-luz.

NGC-6242. Cúmulo abierto en la constelación de Scorpius.

NGC-6251. Galaxia activa situada en la constelación de la Osa Menor, a unos 300 millones de años-luz de nosotros, que tiene un agujero negro masivo cuyo entorno fue fotografiado por el Hubble.

NGC-6253. Cúmulo abierto de la constelación del Altar.

NGC-6254. Ver M10.

NGC-6264. Galaxia tipo Seyfert de la constelación de Hércules, situada a 450 millones de años-luz de nosotros.

NGC-6266. Ver M62.

NGC-6268. Cúmulo abierto que se encuentra en la constelación de Scorpius.

NGC-6273. Ver M19.

NGC-6284. Cúmulo globular que se encuentra en la constelación de Ofiuco.

NGC-6287. Cúmulo globular que se encuentra en la constelación de Ofiuco.

NGC-6293. Cúmulo globular que se encuentra en la constelación de Ofiuco.

NGC-6300. Galaxia espiral de la constelación del Altar.

NGC-6302. Nebulosa planetaria de la Mariposa, situada en la constelación de Scorpius, a 3.800 años-luz de nosotros y creada hace más de 10.000 años. Tiene en su parte central una estrella muy caliente, de unos 250.000ºC, en el final de su vida. Su masa en aproximadamente 2/3 la solar. Sin embargo también posee una envuelta de material congelado en nódulos y polvo, en los que existen hielo, hidrocarburos, calcita, hierro y otros.

NGC-6304. Cúmulo globular que se encuentra en la constelación de Ofiuco.

NGC-6309. Nebulosa planetaria que se encuentra en la constelación de Ofiuco.

NGC-6316. Cúmulo globular que se encuentra en la constelación de Ofiuco.

NGC-6322. Cúmulo abierto de la constelación de Scorpius.

NGC-6333. Ver M9.

NGC-6334. Nebulosa Pata de Gato que se halla a unos 5.500 años-luz de nosotros en la constelación de Scorpius, en la Vía Láctea. Tiene unos 50 años-luz de diámetro. En la misma han sido detectadas, entre otras,  moléculas de metanol, etanol, metilamina y glicolaldehído. La misma contiene más de 2.000 protoestrellas y es una región de alto porcentaje de creación estelar.

NGC-6341. Ver M92.

NGC-6342. Cúmulo globular que se encuentra en la constelación de Ofiuco.

NGC-6352. Cúmulo globular de la constelación del Altar.

NGC-6356. Cúmulo globular que se encuentra en la constelación de Ofiuco.

NGC-6357. Nebulosa de la constelación de Scorpius, situada a unos 8.100 años-luz de nosotros. Contiene un cúmulo abierto llamado Pismis 24 que tiene estrellas masivas y objetos emisores de radiación UV intensa.

NGC-6362. Cúmulo globular de la constelación del Altar.

NGC-6369. Nebulosa planetaria situada en Ophiuchus en torno a los 3.500 años luz (±1.000). A veces se le llama el “Pequeño Fantasma”.

NGC-6383. Cúmulo abierto de la constelación de Scorpius.

NGC-6384. Galaxia espiral de la constelación de Ofiuco.

NGC-6388. Cúmulo globular que se encuentra en la constelación de Scorpius.

NGC-6389. Galaxia en la que se observó la supernova SN 2000M el 27 de febrero de tal año.

NGC-6397. Cúmulo globular situado en la constelación de Ara a 7.800 años-luz de nuestro Sistema Solar. Tiene una antigüedad aproximada de 13.400 millones de años. Mide unos 68 años-luz de diámetro. Su masa equivale a 45.000 veces la solar.

NGC-6402. Ver M14.

NGC-6405. Ver M6.

NGC-6416. Cúmulo abierto en la constelación de Scorpius.

NGC-6438. Galaxia irregular de la constelación del Octans.

NGC-6441. Cúmulo globular de la constelación de Scorpius.

NGC-6475. Ver M7.

NGC-6482. Galaxia elíptica del tipo E3 que se encuentra en la constelación de Hércules.

NGC-6494. Ver M23.

NGC-6496. Cúmulo globular que se encuentra en la constelación de Scorpius, a unos 35.000 años-luz de nosotros. Tiene unos 10.500 millones de años de antigüedad.  

NGC-6503. Galaxia espiral tipo Sb3, enana. Está situada a unos 17.000.000 años-luz de nosotros, en la constelación de Draco, y tiene 30.000 años-luz de diámetro. Está al borde un gran espacio vacío de unos 150 millones de años-luz de diámetro.

NGC-6514. Ver M20.

NGC-6520. Cúmulo abierto de la constelación de Sagitario, situado a unos 5.000 años-luz de nosotros. Tiene una masa equivalente a unas 350 veces la solar aproximadamente.

NGC-6522. Cúmulo globular de la constelación de Sagitario.

NGC-6523.Ver M8.

NGC-6528. Cúmulo globular de la constelación de Sagitario.

NGC-6530. Cúmulo abierto que se localiza en la constelación de Sagitario, cerca de M8, a unos 5.000 años-luz de nosotros.

NGC-6531. Ver M21.

NGC-6535. Cúmulo globular que se encuentra en la constelación de Serpens a unos 22.000 años-luz de nosotros. Tiene 1 años-luz de diámetro. 

NGC-6539. Cúmulo globular que se encuentra en la constelación de Serpens.

NGC-6541. Cúmulo globular que se encuentra en la constelación de Sagitario.

NGC-6543. Nebulosa planetaria Ojo de Gato situada en Draco a 3.250 años-luz, cerca del Brazo de Orión de la Vía Láctea. Está envuelta en un halo de gas que se prolonga en 3 años luz. En falso color, proporciona una imagen espectacular.

NGC-6544. Cúmulo globular de la constelación de Sagitario, situado a unos 9.000 años-luz de nosotros.  Tiene unos 12.000 millones de años de antigüedad.

NGC-6553. Cúmulo globular de la constelación de Sagitario, situado a unos 19.600 años-luz de nosotros.  Tiene unos 12.000 millones de años de antigüedad.

NGC-6572. Nebulosa planetaria  de la Raqueta situada en la constelación de Ophiuchus. De gran interés.

NGC-6584. Cúmulo globular de la constelación del Telescopio.

NGC-6603. Ver M24.

NGC-6604. Cúmulo joven de un centenar de estrellas azul-blancas brillantes que se localiza en la constelación de la Serpiente, a unos 5.500 años-luz de nosotros. Del mismo destaca una columna de gas caliente ionizado que se alarga en 650 años-luz.

NGC-6611. Ver M16.

NGC-6613. Ver M18.

NGC-6618. Ver M17.

NGC-6624. Cúmulo globular de Sagitario de estrellas muy antiguas muy concentradas, un millón de veces más que las de nuestra galaxia. Está a 28.000 años-luz. Contiene una fuente binaria de rayos equis denominada X-1820-30, constituida por una estrella de neutrones y una enana blanca de helio que giran en con un período de solo 11 min. Se cree que los rayos equis se origina en el flujo de gas de la enana blanca hacia la de neutrones, flujo que es de una velocidad 1/3 la de la luz.

NGC-6626. Ver M28.

NGC-6633. Cúmulo abierto en la constelación de Ophiuchus, a unos 1.040 años-luz de nosotros. Tiene unas 30 estrellas. Su antigüedad es de unos 660 millones de años.

NGC-6637. Ver M69.

NGC-6638. Cúmulo globular de 74 años-luz de diámetro situado en la constelación de Sagitario, a 26.000 años-luz de nosotros.

NGC-6643. Galaxia espiral que localizamos en la constelación del Dragón.

NGC-6649. Cúmulo abierto que se encuentra en la constelación del Escudo.

NGC-6656. Ver M22.

NGC-6664. Cúmulo abierto que se encuentra en la constelación del Escudo.

NGC-6681. Ver M70.

NGC-6684. Galaxia espiral de la constelación del Pavo Real.

NGC-6694. Ver M26.

NGC-6699. Galaxia espiral entre la constelación del Pavo Real y la del Telescopio.

NGC-6702. Galaxia en la que se descubrió el 5 de mayo de 2002 la supernova SN 2002cs, del tipo Ia.

NGC-6705. Ver M11.

NGC-6709. Cúmulo estelar abierto situado en la constelación de Aquila, a unos 15.000 años-luz de nosotros.

NGC-6712. Cúmulo globular de la constelación del Escudo, en el hemisferio Sur, que se encuentra a unos 23.000 años-luz de nosotros. Tiene menos de 1 millón de estrellas.

NGC-6715. Ver M54.

NGC-6720. Ver M57.

NGC-6723. Cúmulo globular que se encuentra en la constelación de Sagitario.

NGC-6726. Nebulosa de la constelación de la Corona Austral.

NGC-6729. Nebulosa de la constelación de la Corona Austral.

NGC-6744. Galaxia espiral tipo SBc que se encuentra a unos 29 millones de años-luz de nosotros, en la constelación del Pavo Real. Tiene unos 200.000 años-luz de diámetro. 

NGC-6745. Galaxia espiral de gran tamaño que está colisionando con otra más pequeña.

NGC-6751. Nebulosa planetaria que se encuentra a 6.500 años-luz de nosotros en la constelación del Águila y que se está expandiendo a 40 Km/seg de velocidad. Fotografiada por el Hubble, ofrece una bella y colorida imagen. Mide 0,8 años-luz de diámetro.

NGC-6752. Brillante cúmulo abierto situado en la constelación del Pavo Real a 14.000 años-luz de nosotros. Tiene unos 100 años-luz de diámetro. Su masa equivale a 150.000 veces la solar.

NGC-6753. Galaxia espiral entre las constelaciones del Pavo Real y el Telescopio en la que el 14 de mayo de 2000 se observó la supernova SN 2000cj. Está a unos 150 millones de años-luz de nosotros.

NGC-6755. Cúmulo abierto que se encuentra en la constelación del Águila.

NGC-6760. Cúmulo globular que se encuentra en la constelación del Águila.

NGC-6779. Ver M56.

NGC-6781. Nebulosa planetaria en la constelación del Águila.

NGC-6782. Galaxia espiral barrada que se localiza en la constelación del Pavo Real. Está a unos 183.000.000 años-luz de nosotros.

NGC-6791. Cúmulo abierto de la constelación de la Lyra, a 13.300 años-luz de nosotros. Tras estudios con el Hubble se ha estimado que 2/3 de sus estrellas son enanas blancas de entre 4.000 y 6.000 millones de años de antigüedad (o más según estudios más recientes), siendo el resto curiosamente de unos 8.000 millones de años.

NGC-6802. Cúmulo abierto de la constelación de Vulpecula.

NGC-6809. Ver M55.

NGC-6810. Galaxia espiral entre la constelación del Pavo Real y la del Telescopio.

NGC-6811. Cúmulo abierto de la constelación del Cisne situado a 3.000 años-luz de nosotros y de 1.000 millones de años de antigüedad.  En el mismo, el ingenio espacial Kepler halló dos planetas, el Kepler 66b y el Kepler 67b, de un tamaño ¾ del de Neptuno. 

NGC-6814. Galaxia espiral tipo Seyfert situada en la constelación del Águila.

NGC-6818. Nebulosa planetaria de la Pequeña Gema situada a unos 6.000 años-luz de nosotros, en la constelación de Sagitario. Contiene dos estrellas, una de ellas la generadora de la nebulosa, separadas por 150 UA. Tiene unos 3.500 años de antigüedad y un diámetro de ½ año-luz.

NGC-6819. Cúmulo abierto situado a unos 7.200 años-luz de nosotros, en nuestra galaxia. Tiene unos 2.400 millones de años de antigüedad.

NGC-6820. Nebulosa difusa de emisión que rodea al cúmulo NGC-6823.

NGC-6822. Galaxia enana de Barnard (también IC-4895 y Caldwell 57) situada a 1.630.000 años-luz de nosotros en la constelación de Sagitario, en la que se ha encontrado una zona (llamada nebulosa Hubble V) de estrellas jóvenes, de solo unos 4 millones de años de antigüedad. 

NGC-6823. Cúmulo abierto de la constelación de Vulpecula a unos 2.000 años-luz de nosotros. Posee en total menos de 100 estrellas, de ellas unas 30 de magnitud 9.

NGC-6826. Nebulosa planetaria situada a 2.200 años-luz de nosotros en la constelación del Cisne.

NGC-6830. Cúmulo abierto de la constelación de Vulpecula.

NGC-6838. Ver M71.

NGC-6853. Ver la M27.

NGC-6861. Galaxia elíptica entre la constelación del Telescopio y la del Indio.

NGC-6864. Ver M75.

NGC-6866. Cúmulo abierto de la constelación del Cisne.

NGC-6868. Galaxia elíptica entre la constelación del Telescopio y la del Indio.

NGC-6871. Cúmulo abierto de la constelación del Cisne.

NGC-6872. Galaxia gigante espiral barrada tipo SBb que tiene unos 522.000 años-luz de diámetro. Se considera una de las mayores galaxias espirales conocidas (2012). Tiene muy cerca la galaxia IC-4970, tipo S0, con la que interacciona. Está en la constelación del Pavo a 212 millones de años-luz de nosotros.

NGC-6882. Cúmulo abierto de la constelación de Vulpecula.

NGC-6883. Cúmulo abierto de la constelación del Cisne.

NGC-6885. Cúmulo abierto de la constelación de Vulpecula.

NGC-6888. Nebulosa Crescent de la constelación del Cisne, también llamada de la Media Luna.

NGC-6891. Nebulosa planetaria de la constelación del Delfín.

NGC-6902. Galaxia espiral situada en la constelación de Sagitario a unos 120 millones de años-luz de nosotros.

NGC-6905. Nebulosa planetaria de la constelación del Delfín.

NGC-6907. Galaxia espiral barrada de la constelación de Capricornio. En la misma se descubrió la supernova SN 2004bv el 24 de mayo del año que se deduce.

NGC-6910. Cúmulo abierto que se encuentra en la constelación del Cisne.

NGC-6913. Ver M29.

NGC-6914. Nebulosa de la constelación del Cisne.

NGC-6925. Galaxia espiral de la constelación del Microscopio.

NGC-6934. Cúmulo globular de la constelación del Delfín.

NGC-6939. Cúmulo abierto de la constelación de Cefeo, que está a unos 6.000 años-luz de nosotros.

NGC-6940. Cúmulo abierto de la constelación de Vulpecula a unos 3.000 años-luz de nosotros. Contiene más de 70 estrellas.

NGC-6946. Galaxia espiral tipo Sc, llamada de los Fuegos Artificiales, localizada en la constelación de Cefeo, a unos 16.000.000 años-luz de distancia (o 22 o 10 millones según otras fuentes). El 6 de julio de 1948 fue detectada en la misma la supernova 1948B, y otras antes y después de tal fecha. El 14 de mayo de 2017 se capta otra, la SN 2017eaw.

NGC-6949. Galaxia espiral que encontramos en la constelación de Cefeo.

NGC-6951. Galaxia espiral de la constelación de Cefeo en la que se captó la supernova SN1999el el 20 de octubre de tal 1999 y la SN 2000E el 26 de enero del año que se deduce.

NGC-6958. Galaxia elíptica de la constelación del Microscopio.

NGC-6960. Nebulosa del Velo, en la constelación de Cygnus, a unos 1.470 años-luz de nosotros, así llamada por su carácter difuso; también se le llama “La escoba de la bruja”. Su origen posible es resultado de la explosión de una supernova hace unos 10.000 años. Tiene unos 100 años-luz de diámetro.

NGC-6979. Parte de la Nebulosa del Velo en la constelación del Cisne, también llamado el Triángulo de Pickering.

NGC-6981. Ver M72.

NGC-6991. Cúmulo abierto de la constelación del Cisne.

NGC-6992. Zona oriental de la Nebulosa del Velo en la constelación de Cygnus.

NGC-6994. Ver M73.

NGC-6995. Parte de la Nebulosa del Velo en la constelación del Cisne.

NGC-7000. Nebulosa de Cygnus, también llamada de Norteamérica por su forma parecida. Se localiza en el Brazo de Orión de la Vía Láctea, a unos 4.000 años-luz de nosotros. De luz débil para la observación, difusa y de gran tamaño hasta ocupar 8 grados, tiene como fuente más potente de luz la estrella Deneb. Contiene la estrella irregular SS-433.

NGC-7006. Cúmulo globular en la constelación del Delfín.

NGC-7008. Nebulosa planetaria de la constelación del Cisne.

NGC-7009. Nebulosa planetaria llamada de Saturno en la constelación de Acuario, situada a 1.400 años-luz de nosotros (o a 2.000, o 3.900, o 5.000 años-luz según otras fuentes).

NGC-7023. Nebulosa Iris, en la constelación de Cefeo, a unos 1.400 años-luz de nosotros. Tiene una nube de polvo que estudiada por el telescopio espacial Hubble en 2009.

NGC-7027. Nebulosa planetaria joven de Saturno en la constelación del Cisne, en el brazo de Orión de la Vía Láctea, situada a 3.000 años-luz de nosotros como máximo, originada por una estrella moribunda. Tiene una extraña forma que fue fotografiada por el Hubble. En la misma ha sido detectada la molécula primordial hidruro de helio, la que se supone la primera molécula formada tras el Big Bang. 

NGC-7029. Galaxia espiral de la constelación del Indio.

NGC-7039. Cúmulo abierto de la constelación del Cisne.

NGC-7041. Galaxia espiral de la constelación del Indio.

NGC-7049. Galaxia espiral de la constelación del Indio, situada a unos 100 millones de años-luz de nosotros.

NGC-7052. Galaxia elíptica situada a unos 191.000.000 años-luz de nosotros en la constelación de Vulpecula. Posee un disco de polvo de 3.700 años-luz de diámetro que rodea a un agujero negro de 300 veces la masa del Sol.

NGC-7078. Ver M15.

NGC-7089. Ver M2.

NGC-7090. Galaxia espiral de la constelación del Indio.

NGC-7092. Ver M39.

NGC-7099. Ver M30.

NGC-7103. Galaxia elíptica de la constelación de Capricornio.

NGC-7129. Cúmulo estelar situado a 3.300 años-luz de nosotros en la constelación de Cefeo. Gracias al polvo, a vista del satélite Spitzer, muestra colores verde y rojo con formas de gran belleza. En el mismo se observaron entonces unas 130 estrellas jóvenes.

NGC-7133. Nebulosa brillante que se localiza en la constelación de Cefeo.

NGC-7139. Nebulosa planetaria que encontramos en la constelación de Cefeo

NGC-7144. Galaxia elíptica de la constelación de la Grulla.

NGC-7177. Galaxia espiral que se encuentra en la constelación de Pegaso.

NGC-7196. Galaxia elíptica de la constelación del Indio.

NGC-7205. Galaxia espiral de la constelación del Indio.

NGC-7209. Cúmulo de la constelación de Lacerta, situado a unos 2.930 años-luz de nosotros. Su antigüedad es de unos 300 millones de años.

NGC-7213. Galaxia espiral de la constelación de la Grulla.

NGC-7217. Galaxia espiral tipo Sa de la constelación de Pegaso. Pertenece al llamado Quinteto de Stephan.

NGC-7243. Cúmulo de la constelación de Lacerta, situado a unos 2.900 años-luz de nosotros. Su antigüedad es de unos 100 millones de años.

NGC-7252 / NGC-7253. Par de galaxias de Acuario en colisión desde hace unos 1.000 millones de años que tiene actualmente un núcleo único y dos largos brazos residuales, uno de ellos cuatro veces más grande que toda la Vía Láctea. Están a 220 millones de años-luz de nosotros.

NGC-7293. Nebulosa planetaria Helix (Hélice) situada a 450 (o 690, según otra fuente) años-luz de nosotros, en Acuario, que tiene por centro una enana blanca, resto quizá de una supernova. Tiene un diámetro de 2,5 años-luz y una antigüedad de 12.000 años. Su disco interior se expande a una velocidad estimada en 100.000 Km/h.

NGC-7314. Galaxia activa sobre cuyo fondo se detectó un cúmulo galáctico a unos 9.000 millones de años-luz, según se hizo público en 2005, que resultó ser la más masiva y lejana estructura conocida (fue denominada XMMU J2235.3-2557).

NGC-7317. Galaxia localizada en la constelación de Pegaso.

NGC-7318. Galaxia localizada en la constelación de Pegaso, a unos 200 millones de años-luz de nosotros. En realidad son dos galaxias en colisión que se acercan entre sí a una velocidad de un millón de Km/h. Forma parte del Quinteto de Stephan.

NGC-7319. Galaxia localizada en la constelación de Pegaso, a unos 200 millones de años-luz de nosotros.

NGC-7320. Galaxia del Quinteto de Stephan localizada en la constelación de Pegaso, a unos 39 millones de años-luz de nosotros. 

NGC-7331. Galaxia espiral situada en Pegaso a unos 41.000.000 años-luz, muy parecida estructuralmente a la nuestra. Curiosamente, su núcleo gira en sentido contrario al resto, y se cree que es el resultado de una colisión de dos galaxias pues de otro modo estaríamos ante un nuevo tipo de galaxia, de una formación distinta a las demás. En esta galaxia fue detectada la SN 2014C que en el plazo de un año, en la expulsión de materiales, curiosamente parece haber pasado a ser del Tipo I al Tipo II, cosa excepcional. 

NGC-7332. Galaxia espiral que se encuentra en la constelación de Pegaso.

NGC-7380. Cúmulo abierto junto a la Nebulosa de Cefeo.

NGC-7410. Galaxia espiral de la constelación de la Grulla.

NGC-7412. Galaxia espiral de la constelación de la Grulla.

NGC-7418. Galaxia espiral de la constelación de la Grulla.

NGC-7419. Cúmulo abierto que encontramos en la constelación de Cefeo

NGC-7424. Nebulosa La Cabeza del Caballo en la constelación de Orión, a 1.200 años luz. Su tamaño es de 20 años-luz. ia espiral de brazos acusadamente abiertos localizada en la constelación de la Grulla y a unos 40.000.000 años-luz de nosotros. Su diámetro es de unos 100.000 años-luz.

NGC-7448. Galaxia espiral que se encuentra en la constelación de Pegaso.

NGC-7469. Galaxia activa tipo Seyfert en la que se descubrió una supernova en octubre de 2000.

NGC-7479. Galaxia espiral tipo SBb localizada en la constelación de Pegaso a unos 105 millones de años-luz de nosotros.

NGC-7496. Galaxia espiral de la constelación de la Grulla.

NGC-7510. Cúmulo abierto que encontramos en la constelación de Cefeo.

NGC-7531. Galaxia espiral de la constelación de la Grulla.

NGC-7538. Nebulosa de la constelación de Cefeo que está a unos 9.000 años-luz de nosotros. Tiene una formación anular de polvo de una masa unas 500 veces la solar y que mide 35 por 25 años luz de extensión. 

NGC-7552. Galaxia espiral de la constelación de la Grulla.

NGC-7582. Galaxia espiral de la constelación de la Grulla.

NGC-7590. Galaxia espiral de la constelación de la Grulla.

NGC-7599. Galaxia espiral de la constelación de la Grulla.

NGC-7606. Galaxia espiral tipo Sb que se localiza en la constelación de Acuario.

NGC-7610. Galaxia espiral barrada tipo SBc que se localiza en la constelación de Pegasus a unos 160 millones de años-luz. En la misma, el 6 de octubre de 2013 se descubrió la supernova SN 2013fs (o iPTF13dqy), de tipo II, que fue fotografiada y observada solo 3 h después de su explosión, la primera vez en momento tan temprano.

NGC-7635. Nebulosa planetaria difusa, llamada de la Burbuja (Bubble, en inglés), situada a un grado de Alfa Cassiopeia. Le da su brillo la estrella SAO20575 que contiene. Está a unos 7.100 años-luz de nosotros y mide unos 10 años-luz de diámetro. Se expande a una velocidad de más de 100.000 Km/h.

NGC-7640. Galaxia espiral barrada tipo SBb de la constelación de Andrómeda.

NGC-7654. Ver M52.

NGC-7662. Nebulosa planetaria Bola de Nieve Azul (Blue Snowball) de la constelación de Andrómeda. Está a 2.200 años-luz de nosotros.

NGC-7673. Galaxia espiral de la constelación de Pegaso que tiene en sus brazos una extraordinaria actividad en cuanto a creación de estrellas jóvenes.

NGC-7674. Galaxia espiral situada a 400 millones de años-luz de nosotros. Tiene en su centro dos agujeros negros distantes entre sí menos de 1 años-luz y que tienen una masa de 40 millones de veces la solar. Giran sobre un punto común con un período de unos 100.000 años.

NGC-7686. Cúmulo abierto de la constelación de Andrómeda.

NGC-7714. Galaxia espiral que se localiza en la constatación de Piscis, a unos 100 millones de años-luz de nosotros en la constelación de Pegaso. Tiene distorsionados los brazos espirales por la acción gravitatoria de la NGC-7715 que se le acercó hace unos 100 millones de años, de modo que ha quedado una especie de puente de estrellas entre ambas galaxias.

NGC-7721. Galaxia espiral que se localiza en la constelación de Acuario.

NGC-7723. Galaxia espiral que se localiza en la constelación de Acuario.

NGC-7727. Galaxia espiral que se localiza en la constelación de Acuario.

NGC-7741. Galaxia espiral que se encuentra en la constelación de Pegaso.

NGC-7742. Galaxia de tipo Seyfert que se localiza a 3.000 años-luz de nosotros.

NGC-7762. Cúmulo abierto que encontramos en la constelación de Cefeo.

NGC-7782. Galaxia espiral que tiene en su núcleo un agujero negro de una masa equivalente a 50.000.000 veces la del Sol.

NGC-7788. Cúmulo estelar abierto de la constelación de Casiopea.

NGC-7789. Cúmulo abierto de la constelación de Cassiopeia, a unos 6.000 años-luz de nosotros. Posee más de 1.000 estrellas.

NGC-7790. Cúmulo estelar abierto de la constelación de Casiopea.

NGC-7793. Galaxia espiral de la constelación del Sculptor, situada a unos 12,7 millones de años-luz de nosotros. Tiene cerca un agujero negro que forma una espectacular burbuja de gas muy caliente de 1.000 años-luz de extensión que se está inflando a razón de 1.000.000 Km/h de velocidad.

NGC-7814. Galaxia espiral que se encuentra en la constelación de Pegaso.


    Del catálogo que dio continuación al anterior, el IC, citamos algunos objetos:

IC-0010. Pequeño objeto irregular y lejano del Grupo Local.

IC-0063. Nebulosa de reflexión, llamada del Fantasma, situada en la constelación de Casiopea a unos 550 millones de años-luz de nosotros. Tiene a su lado una estrella variable blanco-azulada de 19 masas solares que gira a 1.600.000 Km/h de velocidad.

IC-0310. Galaxia del cúmulo de Perseo, localizado a unos 260 millones de años-luz de nosotros. Tiene en su centro un agujero negro supermasivo que mide 20 minutos-luz.

IC-0342. Galaxia espiral SABcd situada a unos 10.700.000 de años-luz de nosotros en la constelación de Camelopardalis. 

IC-0349. Nebulosa de reflexión (de la estrella Mérope) en las Pléyades llamada de Mérope o Mérope de Barnard.

IC-0405. Nebulosa Flaming Star (“estrella llameante”) que está a unos 1.500 años-luz de nosotros, en la constelación de Auriga. Tiene unos 5 años-luz de diámetro.

IC-0434. Nebulosa de la Cabeza del Caballo situada en la constelación de Orión a 1.500 años-luz de nosotros. Tiene unos 7 años-luz de extensión.

IC-1011. Galaxia elíptica de la constelación de Virgo, a unos 1.000 millones de años-luz de nosotros. Tiene unos 100 billones de estrellas. Su diámetro es de unos 6 millones de años-luz y su antigüedad es de 12.960 millones de años.

IC-1101. Galaxia elíptica gigantesca que está en la constelación de Serpens, en el cúmulo Abell 2029, a unos 349,5 (o 1.045) millones de años-luz de nosotros. Tiene casi 4.000.000 años-luz de diámetro y es considerada la mayor conocida del Universo (2010), siendo 60 veces mayor que la nuestra. Contiene unos 100 billones de estrellas. Su antigüedad se cifra en 12.310 millones de años. Tiene un agujero negro supermasivo de unas 40.000 millones de masas solares cuyo diámetro supera 37 veces la órbita de Plutón (es decir, es más grande que el Sistema Solar…).

IC-1295.  Nebulosa planetaria de la constelación del Escudo a unos 3.300 años-luz de nosotros.

IC-1396. Nebulosa de la constelación de Cefeo situada a 2.800 años-luz de nosotros. Tiene estrellas masivas en formación y es denominada de la Trompa del Elefante.

IC-1434. Cúmulo abierto en la constelación de Lacerta.

IC-1459. Galaxia elíptica de la constelación de la Grulla.

IC-1590. Cúmulo abierto de la constelación de Casiopea.

IC-1805. Nebulosa llamada del Corazón en la constelación de Casiopea.

IC-1954. Galaxia espiral de la constelación del Reloj.

IC-2118. También NGC-1909. Nebulosa de la Bruja en la constelación de Eridano.

IC-2157. Cúmulo globular de la constelación de Géminis.

IC-2177. Nebulosa de la Gaviota que está entre la constelación de Monoceros, a la que se asimila, y Canis Major a unos 3.650 años-luz de nosotros. Tiene 240 años-luz de diámetro.

IC-2220. Nebulosa de reflexión llamada a veces “Toby Jug” que se localiza a 1.200 años-luz de nosotros en la constelación de Carina. Tiene 1 año-luz de diámetro. Está iluminada por la gigante roja HD-65750.

IC-2391. Cúmulo abierto de la constelación de la Vela situado a 570 años-luz de nosotros. Tiene una antigüedad de unos 30 millones de años.

IC-2395. Cúmulo abierto de la constelación de la Vela.

IC-2488. Cúmulo abierto en la constelación de la Vela.

IC-2497. Galaxia espiral localizada a 650 millones de años-luz de nosotros.

IC-2581. Cúmulo abierto de la constelación de Carina.

IC-2602. Cúmulo abierto de la constelación de Carina.

IC-2631. Nebulosa de reflexión (de HD 97300) de la constelación del Camaleón.

IC-2714. Cúmulo abierto de la constelación de Carina.

IC-2944. Nebulosa Lambda de la constelación del Centauro, situada a unos 6.500 años-luz de nosotros.

IC-3639. Galaxia de tipo Seyfert 2 situada a 170 millones de años-luz de nosotros en la constelación del Centauro. Tiene un agujero negro supermasivo. IC-4296. Galaxia elíptica que se encuentra en la constelación del Centauro.
IC-4593. Nebulosa planetaria de la constelación de Hércules.
IC-4628. Nebulosa de la Gamba, también llamada Gum 56, situada a unos 6.000 años-luz de nosotros en la constelación del Escorpión. Tiene una anchura de unos 250 años-luz.
IC-4651. Cúmulo abierto de la constelación del Altar. Está en la propia Vía Láctea, a unos 3.000 años-luz de nosotros. Su antigüedad es de 1.700 millones de años y su masa es de unas 630 veces la solar.
IC-4662. Galaxia irregular de la constelación del Pavo Real.
IC-4665. Cúmulo abierto brillante en la constelación de Ophiuchus, a unos 1.400 años-luz de nosotros. Tiene unos 40 millones de años de antigüedad y consta de unas 30 estrellas.

IC-4756. Cúmulo abierto situado a 1.300 años-luz de nosotros en la constelación de Ophiucus. Tiene en torno a las 90 estrellas y su antigüedad es de unos 600 millones de años.

IC-4797. Galaxia espiral de la constelación del Telescopio.

IC-4996. Cúmulo abierto de la Vía Láctea integrado por unas 30 estrellas. Está a 1.732 parsecs.

IC-5070. Nebulosa Pelícano en la constelación del Cisne.

IC-5146. Nebulosa Cocoon de la constelación del Cisne. Está cerca del cúmulo M39.

IC-5148. Nebulosa planetaria de la constelación de la Grulla.

IC-5152. Pequeño objeto irregular del Grupo Local.

IC-5186. Galaxia espiral de la constelación de la Grulla.

IC-5267. Galaxia espiral de la constelación de la Grulla.

IC-5273. Galaxia espiral de la constelación de la Grulla.

IC-7029. Galaxia espiral de la constelación del Indio.

    De los grupos o cúmulos de galaxias hay catálogos específicos, como el de Abell que consta de 4073 integrantes, de ellos 2.712 en el hemisferio norte y 1.361 en el sur; es el primer catálogo de tal tipo, apareció en 1958 y se debe al astrónomo USA George Abell. Las características de los objetos de este catálogo son entre otras la distancia de entre los 270 y los 2.700 millones de años-luz.


                    = ASTRÓNOMOS

Prescindiendo de la dilatada historia de los sucesivos descubrimientos astronómicos desde la antigüedad, podemos citar, como antecedente, o mejor como referencia paralela para quien quiera recomponer tal historia antigua, una lista con muchos de los astrónomos históricos más señalados; faltan algunos, unos por las habituales, inevitables e involuntarias omisiones, y otros por la razonable duda de que deban estar en la lista de los más importantes (la relatividad o grado de importancia que se quiera conceder ya que, sobre todo en el caso de los antiguos, algunos filósofos tuvieron una relativa importancia en la concepción del Universo).

Hacer una referencia biográfica a todos ellos va más allá de lo pretendido en esta obra y sin embargo su extensa historia es la historia de la astronomía. No obstante, el posible interés del lector sobre alguno de ellos puede ser satisfecho en la información que fácilmente se puede obtener en Internet con un buen buscador.

    Se incluyen físicos, cosmólogos (comprendido algún filósofo) y científicos que han destacado o influido de modo más o menos destacado en la astrofísica, o astronomía en general. Algunos son tan señalados que han marcado determinante y profundamente a la humanidad a través de distintas culturas y dado a través de las épocas una visión general y un sentido a la vida.


Abderramán El Sufi, ver: Al-Sufi, Abd Al-Rahman.

Abell, George (1927-1983), estadounidense.

Abul Wefa (939-998), árabe.

Adams, John Couch (1819-1892), inglés.

Adams, Walter S. (1876-1956), estadounidense.

Aitken, Robert Grant (1864-1951), estadounidense.

Airy, George Biddell (1801-1892), inglés.

Al-Battani, Abu-Abdullah Muhammad Ibn-Jabir (850-929), árabe.

Albumazar Abu-Maschar Djafar ibn Mohamed (776-885), árabe.

Al-Sufi, Abd Al-Rahman (903-986), persa.

Al-Zarqalluh, Abu Ishaq Ibrahim ibn Yahya ibn al Naqqas (1028-1100), árabe.

Alcock, George E. (1912-2000), británico.

Alfonso X el Sabio (1221-1284), español.

Alfvén, Hannes Olof Gösta (1908-1995), sueco.

Allen, Clabon Walter (1904-1987), australiano.

Alpher, Ralph Asher (1921-2007), estadounidense.

Ambartsumian, Victor Amazaspovich (1908-1996), soviético.

Anaxágoras de Clazomene (500 a.c.-428 a.c.), griego.

Anaximandro de Mileto (611 a.c.-545 a.c.), griego.

Anaxímenes (568 a.c.-499 a.c.), griego.

Ångstrom, Anders Jones (1814-1874), sueco.

Antoniadi, Eugene M. (1870-1944), francés.

Apiano, Pedro Felipe (1495-1551), alemán.

Arago, Dominique François Jean (1786-1853), francés.

Argelander, Friedrich Wilhelm (1799-1875), lituano-alemán.

Aristarco de Samos (320 a.c.-250 a.c.), griego.

Aristilo (Siglo III a.c.), alejandrino.

Aristóteles (384 a.c.-332 a.c.), griego.

Arp, Halton Christian (1927-2013), estadounidense.

Atkinson, Robert D’escourt (1892-1982), galés.

Auwers, Arthur Von (1838-1915), alemán.

Baade, Walter (1893-1960), germano-americano.

Bacon, Roger (1214-1294), inglés.

Bahcall, John Norris (1934-2005), estadounidense.

Baily, Francis (1774-1844), inglés.

Bailly, Jean Sylvain (1736-1793), francés.

Baldwin, Joseph Mason (1878-1945), australiano.

Barabashov, Nikolai P. (1894-1971), ruso.

Barnard, Edward Emerson (1857-1923), estadounidense.

Bayer, Johanner (1572-1625), alemán.

Bell Burnell, Susan Jocelyn (1943- * ), irlandesa.

Bessel, Friedrich Wilheim (1784-1846), alemán.

Bethe, Hans Albrecht (1906-2005), germano-americano.

Bevis, John (1695-1771), inglés.

Biela, Wilhelm Von (1782-1856), austríaco.

Bisbroeck, George van (1880-1974), belga.

Blackett, Patrick Maynard Stuart (1897-1974), británico.

Bode, Johann Elert (1747-1826), alemán.

Bok, Bartholomeus Jan (1906-1983), holandés.

Bond, William Cranch (1789-1859), estadounidense.

Bondi, Hermann (1919-2005), austriaco.

Borelli, Giovanni Alfonso (1608-1679), italiano.

Bouguer, Pierre (1698-1758), francés.

Bouvard, Alexis (1767-1843), francés.

Bradley, James (1693-1762), británico.

Brahe, Tycho (1546-1601), danés.

Bruno, Giordano (1548-1600), italiano.

Burke-Gaffney, Michael Walter (1896-1979), irlandés-canadiense.

Burbidge, Geoffrey Ronald (1925-2010), británico.

Burbidge, Eleanor Margaret Peachey (1919- * ), británica.

Calipo de Cycique (370 a.c.-310 a.c.), griego.

Callandreau, Pierre Jean Octave (1852-1904), francés.

Cameron, Alastair Graham Walter (1925-2005), canadiense- estadounidense.

Candy, Michael Philip (1928-1994), anglo-australiano.

Cannon, Annie Jump (1863-1941), estadounidense.

Carrington, Richard Christopher (1826-1875), inglés.

Cassini, Giovanni Domenico (1625-1712), italo-francés.

Celsius, Anders (1701-1744), sueco.

Chandrasekhar, Subrahmanyan (1910-1995), indo-pakistaní-americano.

Christie, William Henry Mahoney (1845-1922), inglés.

Clairaut, Alexandre Claude (1713-1765), francés.

Clark, Alvan (1804-1887), estadounidense.

Cleostrato de Tenedo (538-432 a.c.), griego.

Comas i Solá, Josep (1868-1937), español.

Copérnico, Nicolás (1473-1543), polaco.

Curtis, Heber Doust (1872-1942), estadounidense.

Cousins, Alan (1904-2001), sudáfricano.

Cowell, Philip Herbert (1870-1949), indio.

Cromemelin, Andrew Claude de la Cherois (1865-1939), inglés.

Cysat, Johann (1586-1657), suizo.

D’Arrest, Heinrich Louis (1822-1875), danés.

Darwin, George Howard (1845-1912), inglés.

Davis, Raymond (1914-2006), estadounidense.

Dawes, William Rutter (1799-1868), inglés.

De Chéseaux, Jean Philippe Loys (1718-1751), francés.

De La Hire, Phillippe (1640-1719), francés.

Delambre, Joseph (1749-1822), francés.

Derham, William (1657-1735), inglés.

Deslandres, Henri (1853-1948), francés.

De Sitter, Willem, (1872-1934), holandés.

De Vaucouleurs, Gerard Henri (1918-1995), franco-estadounidense.

Digges, Leonard (1520-1559), inglés.

Digges, Thomas (1546-1595), ingles.

Donati, Giovanni Battista (1826-1873), italiano.

Drake, Frank Donald (1930- * ), estadounidense.

Draper, Henry (1837-1882), americano.

Dreyer, Johann Louis Emil (1852-1926), danés.

Dunlop, James (1795-1848), británico.

Dyson, Frank Watson (1868-1939), inglés.

Eddington, Arthur Stanley (1882-1944), británico.

Einstein, Albert (1879-1955), alemán.

Emden, Robert Jacob (1862-1940), suizo.

Encke, Johann Franz (1791-1865), alemán.

Eratóstenes de Cirene (276 a.c.-196 a.c.), griego.

Eudoxio de Cnido (408 a.c.-355 a.c.), griego.

Euler, Leonhard (1707-1783), suizo.

Fabricius, David (1564-1617), holandés.

Fabri de Peiresc, Nicolas-Claude (1580-1637), francés.

Fabry, Louis (1862-1939), francés.

Faye, Hervé (1814-1902), francés.

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Fermi, Enrico (1901-1954), italiano.

Filolao (450 a.c.-400 a.c.), griego.

Flammarion, Camille (1842-1925), francés.

Flamsteed, John (1646-1719), inglés.

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Fraunhofer, Joseph Von (1787-1826), alemán.

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Friedmann, Alexandr Alexandrovich (1888-1925), ruso.

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Galle, Johann Gottfried (1812-1910), alemán.

Gamow, George Antónovich (1904-1968), ruso-americano.

Gaposhkin, Cecilia Payne (1900-1979), estadounidense.

Gassendi, Pierre (1592-1655), francés.

Gauss, Karl Friedrich (1777-1855), alemán.

Giacconi, Riccardo (1931- * ), italiano.

Gill, David (1843-1914), escocés.

Gold, Thomas (1920-2004), austriaco-estadounidense.

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Greenstein, Jesse Leonard (1909-2002), estadounidense.

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Guth, Alan Harvey (1947- * ), estadounidense.

Gylden, Johann A. H. (1841-1896), sueco.

Hale, George Ellery (1868-1938), estadounidense.

Hall, Asaph (1829-1907), estadounidense.

Halley, Edmund (1656-1743), inglés.

Hamy, Maurice Theodore Adolphe (1861-1936), francés.

Haro, Guillermo (1913-1988), mexicano.

Harriot, Thomas (1560-1621), inglés.

Hartmann, Johannes (1865-1936), holandés.

Hawking, Stephen William (1942-2018), inglés.

Hayashi, Chushiro (1920-2010), japonés.

Head, James William (1941- * ), estadounidense.

Henderson, Thomas (1798-1844), escocés.

Herbig, George Howard (1920- * ), estadounidense.

Herschel, John Fredrick (1792-1871), inglés.

Herschel, Lucretia Karoline (1750-1848), inglesa.

Herschel, William (Friedrich Wilhem) (1738-1822), inglés.

Hertzsprung, Ejnar (1873-1967), danés.

Hess, Victor Franz (1883-1964), austriaco-americano.

Hevelius, Johannes (1611-1687), alemán.

Hewish, Anthony (1924-2013), inglés.

Hiparco de Nicea (194 a.c.-120 a.c.), griego.

Hodierna, Giovanni Batista (1597-1660), italiano.

Horrocks, Jeremiah (1618-1641), británico.

Houston, Walter Scott (1912-1993), estadounidense.

Hoyle, Fred (1915-2001), inglés.

Hubble, Edwin Powell (1889-1953), estadounidense.

Huggins, William (1824-1910), inglés.

Hulse, Rusell Alan (1950- * ), estadounidense.

Humason, Milton Lasell (1891-1972), estadounidense.

Huygens, Christian (1629-1695), holandés.

Jansky, Karl Guthe (1905-1950), estadounidense.

Janssen, Jules (1824-1907), francés.

Jeans, James Hapwood (1877-1946), inglés.

Jones, Harold Spencer (1890-1960), inglés.

Kant, Emmanuel (1724-1804), alemán.

Kapteyn, Jacobus Cornelius (1851-1922), holandés.

Keeler, James E. (1857-1900), estadounidense.

Kepler, Johannes (1571-1630), alemán.

Khayyam, Omar (1050-1123), persa.

Kiepenheuer, Karl Otto (1910-1975), alemán.

Kirchhoff, Gustav Robert (1824-1887), alemán.

Kirkwood, Daniel (1814-1895), estadounidense.

Koehler, Johann Gottfried (1745-1801), alemán.

Kolhoster, Werner (1887-1946), alemán.

Koshiva, Masatoshi (1926- * ), japonés.

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Koyre, Alexandre (1892-1964), ruso.

Kuiper, Gerard Peter (1905-1973), holandés-estadounidense.

La Caille, Abbe Nicolás Louis (1713-1762), francés.

Lagrange, Joseph Louis (Lagrangia, Giuseppe Luigi) (1736-1813), italo-francés.

Lalande, Joseph Jérome de (1732-1807), francés.

Lambert, Johann Heinrich (1728-1777), alemán.

Langley, Samuel Pierpont (1834-1906), estadounidense.

Laplace, Pierre Simon (1749-1827), francés.

Lassell, William (1799-1880), británico.

Le Verrier, Urbain Jean Joseph (1811-1877), francés.

Leavitt, Henrietta Swan (1868-1921), estadounidense.

Lemaître, Abbé Georges Edouard (1894-1966), belga.

Lemonnier, Pierre Charles (1715-1799), francés.

Lepaute, Nicole Reine (1722-1788), francesa.

Lexell, Anders Johan (1740-1784), sueco.

Linde, Andrei Dmitrivich (1948- * ), ruso.

Lockyer, Joseph Norman (1836-1920), inglés.

Lovell, Bernard (1913-2012), inglés.

Lowell, Percival (1855-1916), estadounidense.

Lundmark, Knut Emil (1889-1958), sueco.

Lyot, Bernard Ferdinad (1897-1952), francés.

Maksutov, Dmitri Dmitrievich (1896-1964), soviético.

Marius, Simon (1573-1624), alemán.

Markarian, Benjamín (1913-1985), armenio.

Maskelyne, Neville (1732-1811), inglés.

Maslama Al Mayriti (Siglo X-1007), hispano-árabe.

Mather, John Cromwell (1946- * ), norteamericano.

Maunder, Edward Walter (1851-1928), inglés.

Maury, Antonia (1866-1952), estadounidense.

Maury, Matthew Fontaine (1806-1873), estadounidense.

Mayor, Michel G. E. (1942- * ), suizo.

Mayr, Simon (1570-1624), alemán.

McCrea, William Hunter (1904-1999), irlandés.

Méchain, Pierre François André (1744-1804), francés.

Menzel, Donald Howard (1901-1976), estadounidense.

Messier, Charles (1730-1817), francés.

Metón, (Siglo V a.c.), griego.

Meyer, Johann Tobías (1723-1762), alemán.

Michell, John (1724-1793), inglés.

Michelson, Albert Abraham (1852-1931), polaco-americano.

Miller, Stanley Lloyd (1930-2007), estadounidense.

Milne, Edward Arthur (1896-1950), británico.

Minkowski, Rudolph Leo Bernhard (1895-1976), alemán.

Mitchell, Maria (1818-1899), estadounidense.

Mukhanov, Viatcheslav Fyodorovich (1956- * ), soviético

Müller, Karl Hermann Gustav (1851-1925), alemán.

Müller, Johann (1436-1476), alemán.

Neujmin, Grigoriy Nikolayevich (1885-1946), ucraniano.

Newcomb, Simon (1835-1909), canadiense-estadounidense.

Newton, Isaac (1642-1727), inglés.

Nicholson, Seth Barnes (1891-1963), estadounidense.

Novikov, Igor Dmitrievich (1935- * ), soviético.

Occhialini, Giuseppe (1907-1993), italiano.

Oke, J. Beverley (1928-2004), canadiense-estadounidense.

Olbers, Heinrich Wilhelm Matthaüs (1758-1840), alemán.

Oort, Jan Hendrik (1900-1992), holandés.

Opik, Ernst Julius (1893-1985), estonio.

Oppenheimer, J. Robert (1904-1967), estadounidense.

Oppolzer, Theodor Von (1841-1886), austríaco.

Paczyński, Bohdan (1940-2007), polaco.

Palitzsch, Johann Georg (1723-1788), alemán.

Parsons, William (1800-1867), británico.

Pauli, Wolfgang (1900-1958), austriaco-suizo.

Payne-Goposchkin, Cecilia Helena (1900-1979), británica-estadounidense.

Peebles, James Edwin (1935- * ), estadounidense.

Penrose, Roger (1931- * ), inglés.

Penzias, Arno Allan (1933- * ), germano-estadounidense.

Perlmutter, Saul (1959- * ), estadounidense.

Perrine, Charles Dillon (1867-1951), argentino.

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Philips, John Gardner (1917-2001), estadounidense.

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Zwicky, Fritz (1898-1974), suizo-alemán.

( * ) Vivos en 2017.


> LAS ESTRELLAS Y OTROS OBJETOS

Las estrellas son realmente las protagonistas del Universo, y consideramos como madre a la materia primigenia hidrógeno y padre al elemento contractor gravedad. Básicamente ya vista como modelo nuestra propia estrella, el Sol, podemos ver ahora los distintos tipos o estados de evolución posibles de la mayoría de las estrellas.

    La primera formación de las estrellas se cree que se remonta al tiempo de 1/8 de la edad del Universo, alcanzando un ritmo más elevado hasta el tiempo de una edad la mitad de la del Universo actual. Aunque en nuestro Sistema solo tenemos al Sol, en general, los demás sistemas suelen tener dos o más estrellas que se forman a la par a partir de la nebulosa de gas y materia inicial; la formación pues de las estrellas suele realizarse sobre masas de gas y polvo normalmente en grupos. Se cree que al mismo tiempo se forman también los protoplanetas. Se cree que cada 4 estrellas 3 forman sistemas binarios o de más objetos que dos. Las primeras estrellas al principio del Universo, según una simulación de 2001, serían escasas, posiblemente muy masivas, como 100 veces nuestro Sol, de rápida formación y con una vida por ello muy corta.

    El gas y polvo citados proceden en gran medida de las supernovas y sirven como materia para engendrar luego con la gravedad los entes protoestelares y protoplanetas; en realidad, el inicio de la concentración en grumos de un tamaño mínimo antes de la acción de la gravedad es facilitado por la electrostática de la materia original, los campos magnéticos y la presión de la misma radiación llegada sobre el lugar. Son la verdadera tierra del huerto de la vida en el Universo. Como sea que proceden de los restos de otra estrella, de una supernova, se consideran estrellas de segunda generación. En 2005 se informó precisamente del hallazgo de una estrella, la HE1327-2326 cuyos elementos se dijo que se habían formado unos 15 min tras el Big Bang, récord de antigüedad para el caso; su nivel de hierro es 300.000 veces menor que en nuestro Sol y es por ello que se estimó que su materia es de elementos ligeros originales del Universo.

    También jóvenes estrellas al entrar en ignición pueden provocar en cadena nuevas estrellas en su entorno al actuar, con su propia energía emitida, sobre el gas y polvo circundante. Se denomina en este caso formación inducida de estrellas.

En el proceso de agrupación, las nubes de baja densidad del gas tienen inicialmente temperaturas muy bajas, de solo 10ºK. La agrupación de materia hacia el colapso de una nube de gas y polvo, además de la temperatura, composición, densidad, e incluso campo magnético, exige una masa mínima, llamada masa de Jeans, por encima de la cual comienza tal compactación al superar la oposición del gas a ser comprimido. Tal factor de masa, por extensión, también se aplica a la formación estelar conjunta; es decir, en los cúmulos y demás estructuras de varias estrellas, razón por la que las estrellas nacen en grupos y no de forma unitaria aislada.
        Cuando la gravedad hace aumentar la densidad en contracción hasta al menos un millón de moléculas por cm^3 la temperatura va en aumento y la masa adquiere una forma de esfera aplastada o disco de núcleo grueso que gira. En una tercera fase, el centro de la masa, sometido ya a considerable presión bajo densidades del orden de 10^20 átomos por cm^3, adquiere temperaturas del orden de los 2.000ºK (1.726ºC). En los bordes, o simplemente más allá del núcleo, densidad y temperatura siguen bajas. El incremento de densidad y temperatura lleva al centro de la masa a encender el proceso de fusión nuclear cuando la temperatura alcanza unos 10.000.000ºC. La masa de gas y polvo que envuelve ese núcleo, empujada por la radiación generada, se aleja o aparta y deja brillar ya la nueva estrella. También quedan a la vez relativamente limpios los posibles planetas de la envoltura de polvo y gas que envuelve inicialmente al nuevo sistema. Los restos apartados quedarán en los límites del repetido nuevo sistema.

Así pues, cualquier estrella, como se hizo referencia al citar al Sol, se enciende en un proceso termonuclear al ir concentrándose la materia debido a la gravedad, de modo que los átomos de gas se apretujan hasta aumentar su velocidad, puesto que se tratan de evitar, y finalmente calentarse por ello, tanto que disgregan sus partículas y comienzan a fusionarse; todo ello en un proceso que dura unos 1.300.000 años por término medio hasta que empieza a brillar y pero tardará unos 50 millones de años más para que se encienda el horno termonuclear de la fase H --> He (hay fuentes que señalan para tal inicio períodos 10 millones de años y temperaturas de 10 u 11 millones de ºC). En general, la mayoría de las estrellas se forman de nubes de hidrógeno y helio con respectivos porcentajes de entre el 72 y 75% el primero y entre el 26 y 23% el segundo.

La masa crítica para la formación de una estrella se ha estimado en al menos el 8 % de la del Sol, o bien en torno a las 70 u 80 veces la masa de Júpiter (según fuentes). Por debajo de la misma, el cuerpo se convierte en un planeta, o quizá en una enana marrón o estrella oscura. En el otro extremo, la masa límite se creyó de 60 veces la del Sol pero más modernamente se han observado estrellas de mayor masa, de hasta 120 veces la solar, y excepcionalmente de hasta cerca de 300 veces, llamadas hipermasivas y a veces estrellas “imposibles”. De una masa desmesurada, la protoestrella tendría tanta energía que estallaría. Oscilan la mayoría de las estrellas en cuanto a masa entre 1/10 y 50 veces la solar. El tamaño va desde los 300.000 Km de diámetro de las enanas blancas hasta más de los 1.000 millones de Km de las supergigantes. En el límite superior de la masa estelar la estrella es muy luminosa pero inestable, de modo que se produce una pérdida de tal masa.

En los años 80 se creía que para masas de más de 60 veces la solar la estrella se enciende antes que se acumulen más nubes de gas y polvo que son apartadas y expulsadas. En teoría, por tanto, no debería haber estrellas de más masa que la citada, pero resulta que sí las hay, lo que venía a arrojar dudas sobre el verdadero proceso de su formación. Así, los estudios al respecto indican hacia 2009 que la presión contraria a la acumulación de la masa ejercida por la radiación propia no es suficiente para la contención en el agregado o acreción. Finalmente se cree que la materia logra sumar masa gracias a las inestabilidades gravitatorias que dirigen el polvo y el gas en discos y filamentos que no exponen excesiva superficie a los efectos de la radiación señalada.

    Si la masa del cuerpo es superior al 8 % de la del Sol, la presión eleva la temperatura de la materia que la forma y por consiguiente su temperatura hasta encender la reacción en cadena de la mecánica de fusión del hidrógeno en su núcleo.

    Las densidades en las estrellas son diversas en función de su masa. En una enana blanca pequeña será de entre 1 Kg y 1 Tm por cm^3, pero en una blanca masiva es de 100 Tm/cm^3. En una estrella de neutrones la densidad es sin embargo de 300.000 Tm/cm^3 y en su núcleo asciende a nada menos que 1.500.000.000 Tm/cm^3, siendo aun superior e inimaginable en un agujero negro.

    En los procesos de la vida de una estrella tiene su importancia el mantenimiento de su momento angular, es decir, de la relación de rotación, tamaño y masa de la misma. De tal física se desprende que la estrella que se contrae aumenta la velocidad de su rotación y, viceversa, su inflación significa hacerse más lento tal giro. Muchas de las estrellas del mismo tipo que el Sol, como se ha observado, también guardan la misma relación de giro que el mismo, rotando un 30% más rápido en su ecuador (unas 2,5 veces) que en los polos. 

Es pues una estrella una masa de gases, principal e inicialmente del más ligero de los elementos, el hidrógeno, en reacción nuclear comprimida por la gravedad. El primer producto de la reacción citada es la recombinación de la materia para formar otro elemento, un poquito más pesado, el helio. De este proceso resulta además que empieza a emitir energía hacia las capas más externas inmediatas. Llegará progresivamente encenderse la estrella y se estabilizará en un momento de equilibrio aunque con oscilaciones de períodos de decenas de millones de años. Como sea que el gas calentado tiende a expandirse, la presión es soportada con una expansión de modo que la densidad no es aun mayor que la de la equivalente del agua. La presión de la radiación del núcleo va aguantando la tendencia opuesta o peso de las envolturas más externas.

    A partir de aquí se guardará un equilibrio hasta que el combustible hidrógeno empiece a faltar pasados miles de millones de años; el helio resultante, más pesado, tiende a ir concentrándose hacia el centro de la estrella y por tanto el hidrógeno en combustión lo envuelve y hace que las capas externas se expandan cuando el proceso alcanza un nivel evolutivo preciso. Al final de su vida, una estrella agota su combustible nuclear y rompe tal equilibrio que venía manteniendo regularmente durante toda su existencia. El repetido equilibrio es el mantenido por la gravedad, que tiende a derrumbarse o comprimirse, y el de la fuerza nuclear, expansivo. En estos procesos de máxima concentración, el núcleo de helio puede llegar a alcanzar una temperatura del orden de los ciento y pico millones de ºC e iniciar así un nuevo proceso de fusión (ahora con el carbono).
    La nueva estrella, al encenderse, con su radiación UV provocará la ionización de polvo y gas, especialmente del abundante hidrógeno, que la rodea hasta un límite en dependencia de varios factores, principalmente de su masa y temperatura. Tal límite es denominado de Strömgren, o esfera de Strömgren, y está marcado por una pequeña zona de transición ante el espacio más vacío. En una estrella masiva tal límite en distancia de la estrella puede ser de algo más de 300 años-luz, o unos 100 pársecs. 

Entonces pueden ocurrir varias cosas en dependencia de la masa de la estrella. La masa de una estrella va a determinar su vida, su tamaño, color, temperatura y brillo; una estrella de una masa de un 10% la solar tendrá una vida típica de 2 billones de años y una de 60 masas solares subsistirá durante solo 3,4 millones de años, siendo la típica de 1 masa solar de una vida de 10.000 millones de años. El subproducto que es el helio generado por consumición del hidrógeno, del que aun queda algo sin quemar en las capas externas, no deja pasar la energía y aumenta así el calor en el centro de la estrella, donde se concentra el helio, produciéndose una expansión de tales envueltas exteriores donde baja la temperatura. Puede aparecer entonces una estrella roja que acrecienta su tamaño hasta ser una gigante roja. Si su masa es superior será una supergigante roja. Entonces sí se consume el helio y la estrella puede por ejemplo brillar 100 veces como el Sol durante miles de millones de años. Luego se encoge, aumentando de temperatura y pasando por los colores anaranjado, amarillo, blanco y azul.

Para las estrellas del tipo del Sol, en ese momento, llega un enfriamiento con lo que se derrumban las capas que tiene por encima el núcleo y las más externas se alejan, expandiéndose en varias veces su tamaño. Es el principio del ocaso de la estrella. Tras ser así una gigante roja se va enfriando lentamente a la vez que se encoge a un tamaño parecido al de un planeta como la Tierra o el doble a lo sumo. La presión en el núcleo es ahora de varias Tm/cm^3 y se convierte en una enana blanca, perdiendo su brillo.

Si su masa es superior en determinadas veces a la del Sol, en este proceso, las capas exteriores se derrumban y aparece una estrella de neutrones o un púlsar; su diámetro será de unas decenas de Km y la densidad de 1.000 a 10.000 millones de Tm por cm^3. En este caso, el enfriamiento de la estrella, agotado su proceso creador de materia pesada, produce su compresión hasta un límite de rápido colapso y las capas más externas se liberan. La compresión citada aumenta con la densidad en proceso de minutos hasta el punto de que los electrones se entremezclan con los núcleos atómicos de modo que la reacción con los protones produce neutrones. En tal momento el radio del núcleo de tal estrella es de una docena de Km y la mayor masa de electrones y protones han formado otra de neutrones que encuentra un punto de equilibrio en el colapso. Las envolturas más externas se derrumban atraídas hacia el centro con gran velocidad entonces y producen una enorme explosión que se conoce como supernova, pudiendo explotar de modo que la materia se esparcirá en una extensa nube por el espacio.

En el proceso termonuclear tras el del hidrógeno y el helio aparecen también otros elementos cada vez más pesados, como el carbono y el oxígeno, llegando en abundancia al níquel y hierro, que se acumulan en el núcleo hasta adquirir una densidad de por ejemplo 100 Tm/cm^3. Cuando se acaba el He, en el interior de un estrella la densidad es de 100 Tm por cm^3. La generación de estos elementos en ciclos y pasando por una serie de isótopos de los mismos, en íntima relación con la térmica de la estrella, permite emisiones de radiación que sirven a los astrónomos los datos en bandeja para el profundo estudio del astro; ejemplos de ciclos: hidrógeno-helio; helio-carbono; carbono-nitrógeno-oxígeno; magnesio-aluminio; neón-sodio (que genera, como el anterior, radiación gamma); neón-oxígeno y magnesio; oxígeno-silicio; silicio-hierro; etc. Muchos de estos ciclos van en función de la masa de la estrella; el primero, el de H-He, es en cambio común en gran parte de la vida de todas las estrellas.

En las reacciones entre los elementos más pesados generados inicialmente, más allá en los ciclos del hidrógeno y helio, está el llamado ciclo de Bethe, o ciclo CNO (por carbono, nitrógeno, oxígeno), en el que en estrellas de igual o mayor masa que nuestro Sol se genera el importante carbono y otros elementos, como el nitrógeno y el helio; también llamado nucleosíntesis, el proceso de generación de energía en las estrellas fue descubierto en 1938 por Hans Bethe. El núcleo de carbono se genera a partir de 3 núcleos de Helio. Las fórmulas son:


6C12 + H1--->7N13                           7N13--->6C13 + e+                                   6C13 + H1--->7N14


7N14 + H1--->8O15                           8O15--->7N15 + e+                                 7N15 + H1--->6C12 + 2He4


e+ es un positrón y 2He4, dos núcleos de helio, son la radiación alfa.

    Este es un ejemplo -solo un ejemplo- de los múltiples procesos que ocurren en el típico horno nuclear estelar, siempre en función de la masa; a la mayor masa más elementos pesados se producen en tal horno. En nuestro Sol y estrellas hasta de 10 masas solares se llega al ciclo del helio-carbono, con otro final de carbono-oxígeno. Con 11 o 12 masas solares se añade el ciclo final de oxígeno-neón-magnesio. En todos los casos el resultado será una enana blanca al final de la vida estelar. A partir de aquí, con masas superiores, aparecen ciclos de elementos más pesados (como el silicio y el hierro) y el resultado último de la estrella será una de neutrones, o incluso un agujero negro. Los elementos más pesados se forman en una última etapa de modo que su producción siempre es menor y de ahí la escasez en la naturaleza (en relación a los menos pesados). Las temperaturas alcanzadas en los procesos llegan y superarán los 100 millones de ºC. Los elementos cuanto más pesados se van concentrando hacia el centro de la estrella en sucesivas capas. La generación de los elementos cada vez más pesados exige mayores temperaturas, razón por la cual algunos elementos no pueden ser producidos por las estrellas que no las alcancen. 

Los tiempos de duración de los ciclos son distintos. El de carbono-nitrógeno (o de Bethe-Weizsäcker), por ejemplo, dura 7 millones de años. Pero los elementos más nuevos se generan dentro de tal tiempo al final, en menos tiempo.

       No todos los elementos se forman dentro de las estrellas, ni en las supernovas, ni aun en las más masivas y de violentos fenómenos, especialmente los elementos más pesados. Algunos, como el oro, el plomo y el iridio, son generados en el choque o fusión de estrellas de neutrones de un sistema binario, y otros, como el litio, solo aparecen en procesos en el entorno de estrellas de segunda generación; es decir, son estrellas que tienen en rededor materia generada a su vez anteriormente por otra ya extinta; el litio se genera por bombardeo de rayos cósmicos de elementos pesados que se rompen y tiene su principal fuente en las novas.  Otro, el cobre también aparece en la segunda generación de estrellas, en la superficie de las supergigantes por bombardeo de neutrones sobre el hierro (desintegración beta). Además, choques de estrellas de neutrones pueden generar elementos como el oro y el uranio en cantidad elevada.

CUADRO RESUMEN de la GENERACIÓN estelar de ELEMENTOS:

Ciclo o combustión

Elementos

Duración de la etapa en años

Temperatura alcanzada en millones de ºK

Densidad en Tm/m³

Hidrógeno

H

     6.000.000

                    37

                     3,8

Helio

He

        500.000

          180-200

                 620

Carbono

C-O

               200

          600-720

          640.000

Neón

Ne-Mg-Na

                   1

              1.400

       3.700.000

Oxígeno

O-Mg-Al-P

                 1/3

    1.500-1.800

     13.000.000

Silicio

Si-S-Ar-Ca

             1/365

    2.700-3.400

   200.000.000

Hierro

Fe-Ni-Cr-Co

             1/365

              5.400

3.000.000.000


    Los elementos más abundantes en general en el Universo, tras los iniciales H y He, generados pues por las estrellas (supernovas y otras), son por este orden: O, C, Ne, Fe, N, Si, Mg y S. Y de ellos son fundamentales para la vida, como luego se citará, el hidrógeno, carbono, oxígeno y nitrógeno (HCON), aunque en realidad también son igualmente importantes otros, y al final casi todos contribuyen de un modo u otro. Tales elementos producido en las estrellas se dicen generados en la nucleosíntesis, en tanto que los iniciales H y He son llamados elementos de la nucleosíntesis primordial.

Formada la estrella, el anillo de polvo y gas que la circunda puede dar lugar a agrupaciones distintas de las que se generan planetas. Este hecho ha sido confirmado por satélites astronómicos como el Hubble y el Spitzer, que han detectado discos con huecos o franjas barridas seguramente por algún planeta en estrellas similares al Sol en estrellas muy jóvenes así como en otras menos jóvenes que tienen por ello discos de polvo de menor masa. Se han observado incluso cinturones o anillos mucho más densos que nuestro cinturón de Kuiper.

La vida media de una estrella del tipo solar es de 10.000 millones de años. Una de masa 1/10 la del Sol existirá encendida durante 1 billón de años (un millón de millones). Con 2 veces la masa del Sol, la estrella subsiste más de 1.000 millones de años para posteriormente convertirse en una gigante roja. Las que son más de 3 veces mayores que el Sol se queman con mayor prontitud y también pasan por la fase de gigante roja, pero su mayor masa hace que luego se colapsen sobre sí para luego explotar interiormente y dan lugar a una supernova. Las estrellas de una masa igual o superior a 8 veces el Sol también siguen un mismo proceso, pero su final es distinto. Generan hierro con mayor temperatura y se apagan explotando con una energía luminosa de hasta miles de millones de veces una galaxia entera. Las de masa 10 veces o más la solar solo subsisten unos cuantos millones de años para luego explotar como una supernova. Si no resulta destruida, entonces la estrella puede dejar un núcleo que pasará a ser una estrella de neutrones (masas entre 8 y 30 las del Sol). También puede pasar a ser un agujero negro, ente aun más compacto o denso que la estrella de neutrones.

Las estrellas de masas entre 4 y 8 veces la solar, de la llamada “rama asintótica de las gigantes”, al final de su vida, cuando expulsan la masa de las capas más externas, muestran gran cantidad del isótopo rubidio 87, según se determinó en 2006.

El hecho de una vida más corta para las estrellas de mayor masa estriba en que el hidrógeno se consume más rápidamente, alcanzando de decenas de millones de grados. En resumen, cuanto más grande sea una estrella menor vida tiene y más violento es su final.

Las distintas formas que quedan en la muerte de una estrella muestras una variedad de diferentes y espectaculares nubes y nebulosas de gas y materia, muchas veces de extraordinaria belleza y colorido, con una tendencia general a la simetría; aparecen formas anulares, esféricas, elipses, de chorro, etc., a veces distorsionadas todas ellas, pero manteniendo la simetría.

En los estados finales de la vida de las estrellas también se expulsan a gran velocidad masas de polvo. Un estudio sobre gigantes rojas dado a conocer en 2012 apunta a estrellas que expulsan casi la mitad de su masa en forma de muy veloces flujos de polvo (10 Km/seg), principalmente de silicatos, durante períodos de unos 10.000 años.

A las estrellas de poca masa, que no resultan visibles, y enanas blancas apagadas, se les denominó objetos de halo masivo compactos, MACHO. Su existencia se evidencia ante la presencia de otras estrellas. También se los vincula con la materia oscura, siendo investigados al pensar que podrían ser parte de la misma; en 1996 hasta se llegó a decir que los objetos MACHO podrían suponer la mitad de la materia oscura, pero solo fue una estimación.

Agrupadas generalmente en distintos tipos de formación, las estrellas suelen seguir un rumbo marcado por tal conjunto. Pero se estima (2004) que, al menos en nuestra galaxia, hay una quinta parte (un 20%) que siguen trayectorias libres o distintas a las restantes. Tal mayoría gira circularmente en torno al centro de la galaxia y el resto bien hacia el centro o hacia el exterior de la Vía Láctea. Es principalmente debido ello a la acción gravitatoria de los brazos espirales.

Final de la vida de una estrella:

Estrella con –1,44 masa solar

(He → C)

Gigante roja

100.000.000ºC

Nova pulsante

Enana blanca

+ Nebulosa planetaria




Estrella con +1,44 masa solar

(He→C pero con mayor rapidez)



Gigante roja

100.000.000ºC

Supergigante

(8 de masas solares o más)

Supernova

(700.000.000ºC)

Enana blanca




Supergigante


Supernova II

Estrella de neutrones (7 a 25 masas solares)

Púlsar

7 a 15 masas solares

Agujero negro

más de 15 masas solares

NOTA: En el límite citado de 7 u 8 masas solares, algunos autores lo cifran como de 3 masas solares. También algunos citan las 25 masas solares como mínimo para la formación de un agujero negro. 


                        - CLASIFICAR ESTRELLAS


    Las clasificaciones y distinciones posibles de las estrellas son varias en dependencia de las características que se quieran preferir (magnitud, tamaño, edad, temperatura, etc.).

    La magnitud aparente o luminosidad astronómica es la relativa desde nuestra posición y se mide de menos a más y en base al índice 2,51. De tal modo, una estrella de –1 es más luminosa que la de magnitud 5, por ejemplo; así pues, una de magnitud 0 respecto a la de magnitud 5 tiene en realidad un brillo 100 veces superior. El índice indicado es la base de la potencia de magnitud. Es decir, una estrella de magnitud 1 es 2,51 veces más brillante que la de magnitud 2, o la de magnitud 0 es 2,51 veces más brillantes que la de 1. El astro de mayor magnitud para nosotros es el Sol con –26,6, seguido de la Luna con –12,5. A simple vista se pueden ver objetos de hasta la magnitud +6 y con potentes telescopios más de la +27 magnitud.

    La llamada magnitud absoluta es la estimada de un astro situado a 10 pársecs, o 32,6 años-luz. En tal situación, el Sol tendría una magnitud absoluta de 4,85, pero las gigantes Betelgeuse (una M2) y Rigel tendrían respectivamente –2,95 y –5,77.

    Las magnitudes también son válidas o aplicables a otros entes distintos a las estrellas.

    Los tamaños son variables, pero existe una relación de abundancia inversa al tamaño. A menor tamaño más abundancia de estrellas. El Sol es de tipo medio. En general, el diámetro de las estrellas oscila entre 1/10 parte del solar hasta varios cientos de veces el mismo. La masa oscila entre 0,06 veces la del Sol hasta 100 veces la misma y es el factor de la estrella que determina su vida y muerte.

    Según alteraciones de su luminosidad, las estrellas pueden ser estables o variables. Las primeras durante millones de años emiten constantemente una misma cantidad de luz, pero las segundas varían su brillo al paso del tiempo y de modo distinto. Las estrellas variables pueden ser a su vez pulsantes, eclipsantes y eruptivas.

    Las variables pulsantes, tipo al que corresponden las cefeidas, aumentan y disminuyen su volumen y temperatura de forma más o menos regular. Las eclipsantes son el resultado de la rotación o trayectoria de estrellas binarias (o de más de dos) que alternan su posición y hacen variar así la luminosidad del conjunto al interponerse en su girar visto desde nuestra posición. Ejemplo: Algol, que cada 69 h cambia de magnitud 2 a 4, disminuyendo durante 4 h y aumentando durante otras 4; Algol es un sistema binario situado a 93 años-luz de nosotros cuya estrella principal tiene una masa 3 veces la solar y la acompañante gira a 9.300.000 Km.

    Las variables eruptivas tienen en su superficie o fotosfera modificaciones de las actividades energéticas, como fuertes erupciones, que hacen fluctuar su luminosidad. Las variables regulares pulsantes que tienen períodos cortos, de unas horas a minutos, son denominadas RR Lyrae y se utilizan como las cefeidas para cálculos de distancias.

Conocidas desde hace siglos, se llegaron a hacer varios catálogos de estrellas variables, los primeros en el Siglo XIX, los de Flammarion y Chandler con varias cientos de ellas. En 1958 un último catálogo por entonces ya sobrepasaba las 14.000 estrellas variables.

    Una clasificación de las estrellas puede hacerse en función de su edad y así resultan ser de dos tipos: Población I y Población II.

    Las de Población I se localizan en regiones con estrellas en formación, donde hay abundante gas y materia interestelar y estrellas blancas o azules, las más brillantes y muy calientes, menores de los 5.000 millones de años. Generalmente los brazos de las galaxias son lugares adecuados para hallar estas estrellas, cuyo contenido en metales es mayor que en las del otro tipo.

    Las de Población II pertenecen a las regiones más antiguas, estrellas de las edades más tempranas del Universo, con gigantes rojas, poca materia interestelar, y sin apenas estrellas blancas y calientes. Se asimilan a este tipo los núcleos de las galaxias elípticas y cúmulos globulares.

    El cálculo preciso de la edad de las estrellas ha sido objeto de controversia y los errores y disparidades son habituales. Se suelen utilizar parámetros comparativos en relación a otras estrellas. Se basan tales medidas en los elementos pesados hallados espectralmente. Así, el estudio de enanas blancas ha permitido también determinar la edad de grupos de estrellas, e incluso de la galaxia.

Otra clasificación de las estrellas se plasma en el llamado diagrama de Hertzsprung-Russell (principios del Siglo XX), o HR, con referencias coordenadas a la magnitud absoluta o luminosidad (de mayor a menor, de arriba abajo) y temperatura en la superficie de la estrella en ºK (de más a menos, de izquierda a derecha en las coordenadas). En el mismo destacan las series de las estrellas gigantes, supergigantes, enanas blancas y sobre todo la secuencia o serie principal que recoge las estrellas adultas, entre las que se cuenta la nuestra, el Sol. Una región de este diagrama se le llama secuencia principal y recoge la principal evolución de las estrellas en tanto que queman el hidrógeno (según el esquema más adelante señalado, tal secuencia evolutiva estelar sería M, K, G, F, A, B y O, creciente en temperatura). La duración de tal secuencia está en función de la masa de la estrella. En líneas generales, para una estrella como el Sol la duración de la secuencia es de unos 10.000 millones de años. Para una estrella con la mitad de la masa solar es superior, para otra del triple de masa es de unos 50 millones de años y para una de 20 masas solares la secuencia dura solo unos 8 millones de años.

Las clases espectrales se denominan con letras, pero no en orden alfabético, y cada tipo se subdivide a su vez en 10 subtipos, de 0 a 9 (G1, G2, etc.); cuanto menor numeración más caliente es la estrella.

    Las estrellas consideradas más calientes y luminosas de lo debido para sus características según el cálculo humano, son denominadas “azules errantes”, blue stragglers, si bien no son precisamente “errantes”. Se hallan en cúmulos abiertos y sobre todo en los globulares, formando parte de sistemas binarios en algunos casos. Sus mecanismos y caracteres no son aun tan conocidos.

    En realidad, en las clasificaciones de las estrellas según su tipo, color y temperatura, es difícil encontrar dos autores o fuentes con información exactamente igual y también aquí hay catálogos diversos según distintos criterios. Por ello, los datos que luego se citan podrían en realidad no ser los más exactos, pese a que se ha intentado acercarse lo más posible a ellos. Además, los límites entre los distintos tipos no son claras líneas definidas sino que se pueden entremezclar y algunas franjas de estrellas son de discutible clasificación. Para los astrónomos los colores de las estrellas se reflejan por índices que parten de azul muy claro como 0,0 (tipo espectral AO), pero no sigue con exactitud la habitual secuencia de colores, de modo que el 0,3 corresponde al color blanco y así los colores azules llevan signo negativo. Inicialmente el catálogo, debido a Henry Draper sobre los trabajos de Angelo Secchi, comprendía solo las letras B, A, F, G, K y M, equivalentes hipotéticamente en tal orden a una evolución desde nacimiento hasta la muerte de la estrella.

Además, muchas de las estrellas en las galaxias están (o tienden a estar) agrupadas en formaciones o grupos llamados asociaciones; los grupos, a su vez, son clasificados según los tipos espectrales en: O y B; R; y T. En cualquier caso se asimilan tales asociaciones a las zonas de su creación o formación estelar.

Clasificación de tipos o clases espectrales principales de las estrellas:

Tipo

espectral

Color o

Tipo de objeto

Temperatura

en ºK

W Blanco-verdoso
Estrellas de Wolf-Rayet
100.000-40.000

O

Azul

40.000-30.000

B

Azulado-Blanco azulado

30.000-12.000

A

Blanco

12.000- 8.000

F

Blanco amarillento

8.000- 6.000

G

Amarillo

6.000- 5.000

K

Amarillento-anaranjado

5.000- 4.000

M

Rojo

4.000- 2.600

N

Naranja rojizo-Rojo vivo

2.600- 2.300

R

Rojo-anaranjado

2.300- 2.000

S

Rojo vivo - Variables

2.600- 1.200

P

Nebulosas Planetarias


Q

Novas


L

Enanas Marrones

1.200- 800

T

Enanas Marrones

800- 500

Y
Enanas Frías

C

Estrellas especiales



Algunas equivalencias entre temperatura y magnitud absoluta de las estrellas:

Temperatura en ºK

Magnitud absoluta

3.480

1,4

4.530

1,0

5.920

0,6

8.190

0,2

10.800

0,0

18.800

-0,2


ALGUNAS ESTRELLAS Y SUS ASPECTOS SIGNIFICATIVOS



GRANDES

    La mayor estrella conocida es Mu Cephei o Garnet Star, una supergigante roja de un diámetro de unos 3.300 millones de Km; el Sol tiene 1,4 millones de Km. Son también considerables en tamaño (volumen), con aproximadamente cerca de los 2.100 millones de Km, las estrellas V354 Cefei, KW Sagitario y KY Cisne.

Está luego Betelgeuse, o Alfa de Orionis, una gigante roja tipo espectral M2, a unos 310 años-luz que tiene unos 1.650 millones de Km de diámetro. Brilla como 20.000 veces el Sol y tiene más de 300 veces su tamaño. Se espera que explote en unos 10.000 años para convertirse en una supernova. En julio de 2009 se informó que desde 1993 Betelgeuse se estaba contrayendo continuamente, hasta más del 15%, hecho muy notable; sin embargo, su brillo seguía siendo casi igual. Y unas semanas más tarde se dijo que se había hallado en tal estrella una dinámica aleatoria del gas de su superficie formando burbujas enormes.

    En 1997, tras su observación en 1995, trascendió la identificación de la gigante R Doradus, situada a 200 años-luz, que tiene un diámetro 370 veces el del Sol (unos 515 millones de Km). Es unas 180 veces más brillante que nuestra estrella.

    También es considerable Rigel, la beta de Orión, situada a 910 años-luz, que es 50.000 veces más luminosa que el Sol; en escala absoluta, claro. Es una blanca-azulada tipo B8 100 veces mayor que el Sol. Es también la quinta estrella más brillante del firmamento desde nuestra posición.

    Hay una estrella, VY Canis Majoris, en Can Mayor, a 5.000 años-luz de nosotros, que si bien su volumen es enorme su masa es relativamente baja; es decir, es de baja densidad, por lo que no suele ser clasificada como “grande”. Su diámetro se estima en torno a los 2.900 millones de Km, con lo que comparativamente, en nuestro Sistema Solar llegaría a la órbita de Urano. Pero su masa es de unas 35 veces la solar, que es poco para tal volumen. Su luz es 300.000 veces la del Sol. Anualmente pierde una masa de gas y polvo unas 30 veces la masa de la Tierra. Con el tiempo dará lugar a una supernova.

    Igualmente destacada son: la blanca supergigante Deneb, a 1.500 años-luz, en Cisne, que es 100.000 veces más brillante que el Sol; WOH G64, que está en la Nube de Magallanes, que es unas 2.000 veces mayor que el Sol, aunque su masa es solo 25 veces la solar; V838 Monocerotis, situada a 20.000 años-luz de nosotros en Monoceros, que es unas 800 veces mayor que el Sol.

    Asimismo es grande la amarilla V766 Centauri, o HR 5171 A, situada a 12.000 años-luz de nosotros en la misma Vía Láctea, que tiene un diámetro 1.300 veces el del Sol y 39 masas solares; brilla cerca de 1 millón de veces como el Sol. Se cree que que en su inestable estado le queda un millón de años de vida, momento en el que explotará. Tiene una estrella compañera, también masiva y otra menor.


PEQUEÑAS (excepto estrellas de neutrones y púlsares)

La estrella más pequeña conocida es la enana blanca LP 327-16 que tiene solo 1.700 Km de diámetro. Otra es Sirio B con un tamaño de 12.000 Km de diámetro (menos que la Tierra).

En 1994 se localizó en nuestra galaxia, a 25 años-luz de nosotros, en la constelación de Hércules, la enana roja G1263b, que tiene un diámetro de unos 130.000 Km (menos que Júpiter) y emite luz 60.000 veces menos que el Sol. Pertenece a un sistema binario en el que su compañera rota a una distancia de 300 millones de Km.

Otra, de tamaño de Júpiter, y de menor brillo o magnitud absoluta, de la que se tenga noticia fue captada por el telescopio espacial Hubble y es la Gliese 752-B, formando un conjunto binario con otra mayor. La temperatura de su superficie es de solo 2.000ºC.

También pequeña es DENIS-P J104814.7-395606.1 con solo un 10% de la masa del Sol. Se encuentra a 13 años-luz de nosotros.

EBLM J0555-57Ab. Estrella del tamaño de Saturno tan solo que forma parte de un sistema binario a unos 600 años-luz de nosotros, rotando sobre su compañera con un período de unos 7 u 8 días. Su masa es sin embargo 283 veces la del citado planeta. Fue identificada por buscador de exoplanetas SuperWASP desde Sudáfrica.


MASIVAS

   La estrella de mayor masa identificada hasta 1998 está en la Gran Nube de Magallanes, región R136, en la Nebulosa de la Tarántula, y tiene al menos 150 veces la masa del Sol. Está a 163.000 años-luz de nosotros. En la zona hay además al menos otras 11 estrellas de masa de más de 100 veces la del Sol y del tipo espectral O3. En 2016 se determina que de todo el grupo es la estrella R126a1 la mayor del universo conocido y que tiene más de 250 masas solares. 

    A principios de 2004 se anunció que la LBV 1806-20, una azul variable de unos 2.000 millones de años de antigüedad, era de igual masa pero de 150 a 200 veces mayor que el Sol y más de 5.000.000 veces más brillante que el mismo. Se halla a 45.000 años-luz de nosotros en la propia Vía Láctea.

Dentro de la Vía Láctea, en 1997 la más masiva conocida era Eta Carinae; se cita en VARIAS de este mismo apartado por su otro carácter inestable. Otra es la HD47129, de Monocetis, también llamada la estrella de Plaskett, que tiene 55 veces la masa del Sol y son en realidad 2 supergigantes azules. Pismis 24-1, en Sagitario, que se pensó durante tiempo que era en torno a unas 250 veces más masiva que el Sol, es en realidad un sistema compuesto por varios objetos.

No son desdeñables el par de estrellas del sistema WR 20 (Wolf Rayet), cada una con unas 80 veces la masa solar. Se encuentran en la constelación de Carina, a 20.000 años-luz, en el cúmulo Westerlund 2, y giran sobre sí con un período de 3,7 días.

En 2010 se informaba acerca de la estrella gigante RMC 136a1, en el cúmulo del mismo nombre en la Nebulosa de la Tarántula, y cuya masa se estimó en tal momento en nada menos que 265 veces la solar, la mayor conocida entonces y la más luminosa; su tamaño es 35 veces el del Sol. Su masa, se cree que alcanzó las 320 veces la masa solar en el momento de su nacimiento. Su edad es solo de algo más de un millón de años y su temperatura de 40.000ºC.


LEJANAS Y ANTIGUAS

La estrella más lejana conocida, captada por el Hubble, fue en su momento la SN1997ff situada a 11.300 millones de años-luz. Es también por tanto la más antigua vista hasta entonces.

Pero en mayo de 2007 se informaba de otra aun más antigua, de 13.200 millones de años, creada pues cuando el Universo tenía solo 500 millones de años. Se denomina HE 1523-0901 y no está lejos: está en la propia Vía Láctea. El estudio de su antigüedad se basa en la detección espectroscópica de la abundancia de determinados elementos radiactivos como el torio, el uranio y otros.

Otra igual de antigua, identificada en abril de 2009 por el satélite SWIFT en la banda de los rayos gamma (GRB 090429B), explotó hace 13.140 millones de años, y se estima que se formó con solo 520.000.000 años de existencia del Universo.

De una antigüedad de 12.000 millones de años, la estrella HD 160617, situada en el halo de nuestra galaxia, tiene además la peculiaridad de exhibir en sus líneas espectrales arsénico y selenio, nunca antes (2012) detectados en  una estrella tan vieja para relativa sorpresa de astrónomos.

Existe otra, la HD 140283, a la que se le “atribuyó” una edad superior a la del propio Universo, lo cual no resulta congruente. Un nuevo estudio reajustó y bajó su edad a los 14.500 millones de años (con ±800 millones de margen), lo que sigue siendo superior salvo en su límite menor, considerada la tolerancia de -800 millones... Se encuentra a 190,1 años-luz de nosotros.
            La estrella más antigua por debajo de la edad supuesta del Universo de la que se sabe a principios de 2014 es la denominada SMSS J031300.36-670839.3, que se sitúa a 6.000 millones de años-luz en nuestra propia galaxia. Su antigüedad se ha fijado en 13.600 millones de años y fue hallada por astrónomos australianos.

Catalogada como una de las primeras estrellas formadas en nuestra galaxia, la J0815+4729 está a solo 32.600 años-luz de nosotros en la constelación del Lince, en el halo de la Vía Láctea. No tiene mucha masa, solo un 0,7 la solar, pero su temperatura sobrepasa en  unos 400ºC la solar. Contiene carbono en abundancia, cerca de un 15% del solar.
    Como estrella más lejana es calificada en 2018 la apodada Ícarus, llamada MACS J1149+2223 Lensed Star 1, situada a unos 14.000 millones de años-luz de nosotros actuales (9.000 millones en su momento), cerca del cúmulo galáctico MACS J1149+2223 en su observación. Captada por el telescopio espacial Hubble con ayuda del efecto de lente gravitatoria, es una estrella supergigante azul que se habría formado a los 4.400 millones de años del Big Bang y que hoy ya no existirá como tal.
     En 2018 se encuentra que la estrella 2MASS J18082002-5104378 B es también una de las más antiguas conocidas hasta entonces con unos 13.500 millones de años. Menor que el Sol, contiene casi solo hidrógeno, helio y algo de litio. Forma parte de un sistema binario.

JÓVENES

La más joven sería la VLA 1623 en la constelación Ofiuco con una edad estimada en unos 10.000 años tan solo; datos de 1993.
     Las estrellas más jóvenes son clasificadas o denominadas T Tauri. Rotan muy rápido y se colapsan liberando mucha luz como consecuencia de la energía gravitatoria de tal concentración de masa. 


LUMINOSAS

    La estrella más luminosa, absoluta, conocida era la Pistol Star en 1997 (observación del Hubble). Está cerca del centro de nuestra Vía Láctea a unos 25.000 años-luz en un cúmulo denominado Quintillizos. Es una gigante azul que equivale al 10.000.000 de veces el brillo del Sol, teniendo 200 veces su masa. Su edad está en torno a los 2.000.000 millones de años. Está rodeada de una nebulosa de 4 años-luz de diámetro.

    En 2010 se identificó también otra de similar luminosidad, la estrella gigante RMC 136a1, con 10.000.000 de veces la solar. Se cita entre las más masivas.

    A principios de 2004 se observó la LBV 1806-20, más de 5.000.000 veces más brillante que el Sol; en realidad había sido descubierta ya en la década anterior. Pasó pues en 2004 a ser entonces una de las estrellas más brillantes conocidas.

    Antes, en 1988 se había identificado como la más luminosa, una en la Quilla, a 6.400 millones de años-luz de distancia, con 6.000.000 veces el brillo solar. Otra que destaca con una luz, absoluta, igual a 800.000 veces la solar es la OB2.12 en la constelación del Cisne a 5.600 años-luz de nosotros.

    La estrella más brillante de la bóveda celeste desde nuestra posición es Sirio, o Sirius, situada en Can Mayor, de la que es su estrella α, a 8,75 años-luz (bastante cerca). Es de magnitud –1,42, 23 veces más luminosa que el Sol en escala absoluta, de 1,8 veces el diámetro del Sol y 3,2 veces su masa, de tipo espectral A1, de una temperatura en su interior de 20.000.000ºK. Va acompañada de otra estrella más pequeña, de la 8,65 magnitud, una enana blanca llamada Sirio B de 50 años de período y un diámetro un poco menos que el de nuestro planeta; ésta es mucho menor que el Sol pero 90.000 veces más densa con masa de un 90% la solar. Ambas estrellas están separadas 3.000 millones de Km y girando con un período de unos 50 años.

    Otra de las más brillantes, la quinta, es la joven Vega (“buitre que cae” en árabe), de unos 350 millones de años de antigüedad, situada a 27 años-luz en la Lira de Orfeo, donde es la más brillante, que tiene una superficie con temperaturas de 10.000ºC, brilla como 58 veces el Sol, es de un diámetro de 2,4 veces nuestra estrella y 3 veces su masa, y rota sobre sí en solo 12,5 h; Vega se acerca a nosotros a una velocidad de 71 Km/seg y fue la primer estrella en ser fotografiada (16 de julio de 1850) en la historia. También muy brillante (180 veces como el Sol con un diámetro 26 veces el mismo), la que más del hemisferio norte, es la gigante anaranjada tipo K0 Arturo, la alfa de Boyero, a unos 38 años-luz.

Las 10 estrellas más brillantes desde nuestra posición son, aparte del Sol, Sirio (-1,42), Canopus (-0,72), Alfa Centauro (o Rigil Kent) (-0,27), Arturo (-0,05), Vega (0,03), Capella (0,10), Rigel (0,11), Procyon (0,36), Betelgeuse (0,41), Achernar (0,49) y Hadar (0,63). Luego están Altair, Aldebarán, Acrux, La Espiga, Antares, Fomalhaut, Pólux, Beta Centauri, Altair, Beta Crucis, Régulo, Cástor, Alioth, Bellatrix y Deneb. De todas ellas, la más lejana es Deneb seguida de la supergigante Rigel.

La menos luminosa conocida en 1994 era la Gliese 229B, una enana marrón que gira sobre la estrella Gliese 229, a 18 años-luz de nosotros, y que tiene en torno a 35 veces la masa de Júpiter.

CALIENTES

    La estrella más caliente conocida es la de la nebulosa planetaria NGC-2440 que alcanza casi los 220.000ºC.

FRÍAS

    La estrella más fría de la que se sabía fue hallada por astrónomos de la Universidad de Wyoming, según se supo en abril de 1998, en el sistema binario WZ Sagittae. La temperatura de la misma es de 1.427ºC, siendo la temperatura de la siguiente conocida con 1.500º la 19 Piscis, una supergigante roja. La siguiente tiene 2.327ºC.
    Pero en el verano de 2011 se informa que la NASA había identificado con el ingenio espacial WISE con su instrumental IR media docena de enanas marrones entre 9 y 40 años-luz de nosotros que tienen una temperatura de solo unos 40ºC. Y una de ellas, la WISE 1828+2650, solo tiene unos 25ºC.
    Aun más fría es WISE 0855-0714, una enana marrón, con temperaturas que están entre -13ºC y -48ºC, de modo que en 2015 es el objeto celeste más frío conocido fuera de nuestro Sistema Solar. Tiene una masa de entre 3 y 10 veces la joviana.

     El lugar más frío que se ha encontrado en el Universo son los gases de la nebulosa Boomerang, a 5.000 años-luz en la constelación del Centauro, con 272ºC bajo cero (según otra fuente, 270ºC).


VELOCES

    En nuestra propia galaxia se han detectado estrellas jóvenes que viajan a 100 Km/seg y que han sido denominadas evasoras o fugitivas; crean una notable onda de choque en el espacio. Una de las estrellas más veloces conocidas es la HB 77581, localizada hacia 1996 en la constelación de la Vela, que viaja a 90 Km/seg debido al impulso generado por la explosión de su compañera, una supernova de hace 2.500.000 años que hoy es el púlsar Vela X1.
    Otra, la denominada HE 0437-5439, descubierta en 2005, se aleja de nuestra galaxia a nada menos que 2.600.000 Km/h de velocidad. Es una estrella joven, de solo 35.000.000 de años, y procede de la Gran Nube de Magallanes, quizá acelerada por un agujero negro. Es de una masa 9 veces la solar y se piensa que pudo formar parte de un sistema binario, yendo la otra estrella a parar al agujero negro.
    Una más, Alfa Camelopardalis, que está a más de 1.600 años-luz de nosotros, se desplaza a una velocidad de más de 680 Km/seg, si bien podría llegar a ser de 4.200 Km/seg.
    También es rápida US 780, una estrella de helio que avanza solitaria por nuestra galaxia a nada menos que 4.320.000 Km/hora. Sin embargo, no se conoce el origen de semejante impulso, aunque se especula con la posibilidad del efecto explosivo de una antigua compañera, por ejemplo.
    Otra es WR 124, HIP 94289 o “estrella de Merrill”, que avanza a 698.400 Km/hora. Es una supergigante tipo Wolf-Rayet de nuestra galaxia, en la constelación de Sagitario, a unos 11.000 años-luz de nosotros. Tiene unos 8,6 millones de años de antigüedad, una masa de unas 10 veces la solar, una temperatura que podría llegar a los 50.000ºK, y su luminosidad o brillo absoluto, no visible desde la Tierra, será de unas 150.000 veces el solar. Se halla en la nebulosa M1-67, que tiene un diámetro de 6 años-luz.
    No tan rápida, a “solo” 85.000 Km/h, es la azul Zeta Ophiuchi, situada en tal constelación de Ofiuco a unos 460 años-luz de nosotros. Es 500 veces mayor que el Sol, con una masa de 20 veces la solar y un brillo 68.000 veces mayor que nuestra estrella.
    La más rápida conocida hasta 2018 es US 708 que va a 4.320.000 Km/h, o 1.200 Km/seg, que fue expulsada de un sistema binario por una supernova.

    Suelen ser muy veloces las estrellas solitarias, no circunscritas a galaxia, pero procedentes posiblemente de alguna zona en la que fueron aceleradas por algún agujero negro supermasivo que en asistencia gravitatoria las alejó al ser sobrevolado relativamente cerca. Así, la velocidad de tales estrellas solas se ha podido medir en más de 833 Km/seg, más de 3 millones de Km/hora. Figuran a veces denominadas como estrellas hiperveloces.
    En 2017 se anuncia el hallazgo de dos nuevos de tales objetos llamados LAMOST-HVS2 y LAMOST-HVS3. La primera de tales estrellas, a 72.500 años-luz de nosotros, es una de tipo B2V, de unas 7,3 masas solares y unos 20.300ºC de temperatura, y va a una velocidad de 502,33 Km/seg. En cuanto a la segunda, situada a 72.760 años-luz de nosotros, es de tipo B7V, de unas 4 masas solares y unos 13.700ºC de temperatura, y surca el cosmos a 408,33 Km/seg.

    En cuanto a otro tipo de velocidad, el de rotación de una estrella más o menos normal, sin ser un púlsar, la más rápida conocida en 2011 es la denominada  VFTS 102, que se localiza en la Nebulosa de la Tarántula, Gran Nube de Magallanes. Gira 300 veces con más rapidez que nuestro Sol, y lo hace a más de 2.000.000 Km/h, cerca del límite que la puede despedazar por la fuerza centrífuga. Tiene una masa de 25 veces la de nuestra estrella. Se cree que pudo ser expulsada de un sistema binario donde adquirió tal velocidad al succionar gas de su hipotética compañera, una supernova que hoy es un púlsar de la zona.


RARAS

    La irregular estrella SS-433, situada a 18.000 años-luz de nuestro Sistema Solar, en la constelación del Águila, es de imprevisible comportamiento según las emisiones de su espectro que solo se explicarían con la emisión de dos fuertes y discontinuos chorros de materia en direcciones opuestas y una rotación altísima, de 80.000 Km/seg de velocidad; tal ente fue descubierto en 1978 y tiene por compañera a una estrella de neutrones o un agujero negro que le estaría succionando materia. Posteriormente este objeto es calificado también como un microcuásar.

Otra estrella rara es la gigante roja variable Mira, cuya forma es... ovalada; está siendo succionada por otra cercana (Mira B) que gira sobre ella con un período de 1.000 años aproximadamente. Se encuentra a 350 años-luz en la constelación de Cetus y es variable en su brillo con un ciclo de 332 días. Su diámetro es así 440 veces el del Sol... El satélite GALEX descubrió en la banda UV que Mira arrastra una larga estela al modo de un cometa que se prolonga hasta 13 años-luz, fenómeno único nunca antes visto por los astrónomos; en tal cola, existente desde al menos hace unos 30.000 años, hay oxígeno, carbono y otros elementos.

Otra, también de idéntica forma, es Achernar, o Alfa Eridani (en Eridanus) que gira muy rápido (225 Km/seg) y con un radio polar equivalente a 2/3 el ecuatorial. La más brillante de su constelación es en realidad una estrella doble que está a unos 139 años-luz de nosotros.

Una peculiar es también IRAS 04553-6825, supergigante roja de una masa 50 veces la solar, localizada en la Gran Nube de Magallanes, que emite microondas como un máser de monóxido de silicio, el primero hallado de tal tipo así. 

En 2008 se informó de la existencia de un tipo de estrella nuevo que se denominó como enana blanca de carbono pulsante. La estrella que lo motiva es la SDSS J142625.71+575218.3, situada en la Osa Mayor a unos 800 años-luz de nosotros.

A principios de 2010 se informó que la estrella Y-155, que explotó hace unos 7.000 millones de años, habría sido consumida por la generación de antimateria por ella misma al alcanzar su núcleo elevadas temperaturas. Sus restos están en la Constelación de Cetus y su masa original sería unas 200 veces la solar. Se ha calculado que llegó a emitir una energía de 100.000 millones de veces la solar.

En 2011 es objeto de comentario otra rareza estelar: la  SDSS J102915+172927, cuyo contenido en elementos más pesados que el helio es el menor conocido. Es decir, es una estrella formada prácticamente por H y He. De un tamaño 20.000 veces menor que el Sol, está situada en nuestra galaxia en la Constelación de Leo, y es de una antigüedad cifrada en más de 13.000 millones de años, con lo que es de las primeras aparecidas en el Universo. Estos datos implican cierta contradicción por lo que se dice que no encaja en las teorías sobre la formación estelar o bien que tal estrella “no debería existir”…
     Calificada como extraña, KIC 8463852, que se localiza a unos 1.400 años-luz de nosotros en la constelación del Cisne, exhibe unos cambios en su luminosidad (15% de disminución en 2011, un aumento del 22% en 2013) que no tienen explicación para los astrofísicos, aunque algunos suponen que puede ser debido a nubes de polvo que se interponen en nuestra vista.

También es rara Pristine 221, que se halla en el halo de nuestra Vía Láctea, y que es muy pobre en metales (entre las 10 más pobres de las conocidas en 2018). Tiene muy poco carbono y se la supone de las más antiguas del Universo.

VARIAS

Una de las estrellas más significativa es la estrella Polar, o Polaris, la que para nuestro tiempo marca aproximadamente el Norte terrestre en la bóveda celeste, y es la Alfa de la Osa Menor a poco más de 1º. Pero dentro de unos 7.500 años (de un ciclo de 26.000 años), tal posición, debido al movimiento de precesión terrestre, será ocupado por la Alfa de Cefeo. La estrella Polar es una triple (antes de que lo descubriera así el Hubble se pensaba que era doble) de las que la principal es una cefeida de 3,97 días de período supergigante amarilla. Está a 431 años-luz de nosotros y tiene un diámetro 46 veces el del Sol, pero brilla 2.000 veces más que el mismo.

   La estrella Eta Carinae, una gigante azul de 10 UA de diámetro que está en nuestra galaxia, constelación de Carina, a 7.500 años-luz (o a 6.800, o más según otras fuentes) de nosotros, tiene más de 100 veces la masa del Sol y no es aun una supernova pero es la estrella más brillante de nuestra galaxia con unas 5 millones de veces el brillo del Sol. Se cree que tiene una edad de solo 2.560.000 años y su temperatura es de unos 30.000ºC. En 1843 brilló tanto que fue el segundo ente celeste más señalado en este aspecto. Perdió muy rápidamente, en pocos años, el 1 % de su masa y pasó a ser muy tenue, pero persiste en su emisión de rayos equis y en el IR, aspecto en el que es uno de los entes celestes que mayor emite. Empezó su declive en 1870 pero volvió a aumentar en 1940, si bien en 2016 se ha determinado que también tuvo erupciones antes, en el Siglo XIII y Siglo XIV. Tiene a los lados dos nubes de gas que se extienden de un extremo a otro en una longitud de 1.691.189 años-luz y se dilatan a una velocidad de 600 Km/seg. Estas características la convierten en un objeto raro en el Universo y en los próximos 5.000 años se espera que explote como una supernova. En 2016 se especula, no obstante, que podría no ser una futura supernova y tratarse en realidad de dos estrellas masivas girando sobre otra más con períodos de 5,5 años, separadas por 225 millones de Km, estando una de ellas en el final de su vida; sus masas serían de 90 y 30 veces la del Sol. En 2018 se dio a conocer que una erupción de tal estrella hace unos 170 años expulsó gas a una velocidad superior a los 10.000 Km/seg.

En la vieja estrella W43A, localizada a 8.500 años-luz de nosotros en la constelación del Águila y dispuesta para convertirse en una enana blanca y nebulosa planetaria, según se informó en 2002, se halló una emanación de un chorro de agua sin dirección definida, al modo de una manguera no sujeta. Esta conclusión, obtenida por radioastronomía, puede resultar sorprendente y a su descubrimiento no se supo explicar el mecanismo que origina el chorro de moléculas de agua.


       La Delta Cephei es una estrella de un sistema binario que da nombre a las denominadas “cefeidas”, y se halla en la constelación que se deduce (Cefeo) a unos 891 años-luz de nosotros. Su magnitud y temperatura oscilan respectivamente entre los 3,6 y 4,3, y entre los 5.500 y 6.600ºK. Su oscilación tiene un período de 5,39 días.

La estrella SDSS J090745.0+24507 fue objeto de una observación única, según se dijo en 2005 (Observatorio de Tucson, Arizona). Se la ve escapando de la Vía Láctea por la acción gravitatoria de un agujero negro que la aceleró al pasar por su entorno hasta los 2.400.000 Km/h de velocidad. En cambio, su estrella antigua compañera, con la que formaba un sistema binario, fue tomada por el citado agujero.

Es también destacable la denominada BD +20307, situada a 300 años-luz de nosotros, que tiene una enorme cantidad de polvo y materia caliente rodeándola. La masa del sistema es parecida a la del nuestro, pero en cambio la del polvo es 1 millón de veces superior; es incluso la que más polvo muestra de todo el catálogo conocido hasta 2005. Tanta cantidad de materia esparcida hace pensar a los astrónomos en un sistema en el que se han producido o se producen grandes choques de asteroides o quizá uno colosal, como impacto entre planetas.

La binaria RS Oph consta de una enana blanca que gira sobre una gigante roja a 5.000 años de nosotros y tiene la particularidad de que la primera viene registrando cada 20 años aproximadamente explosiones (el 12 de febrero de 2006, por ejemplo) y eleva notablemente su brillo y su temperatura alcanza los 100 millones de ºC. El fenómeno tiene su origen en la materia que la enana blanca toma o roba a la expandida gigante roja.

    Resulta llamativa igualmente Alfa de Arae, situada a unos 300 años-luz de nosotros y de una masa 10 veces la solar. Es una estrella masiva, 5 veces más grande que el Sol, muy caliente (3 veces la temperatura del Sol) y de gran luminosidad (6.000 veces más que el Sol), que tiene en su ecuador un disco de materia. Su rápido giro de una vuelta cada 12 h, yendo a 470 Km/seg de velocidad en el ecuador, hace que esté al límite de una pérdida importante de su masa. De hecho, por sus polos, ya pierde masa, en acción generada por un viento estelar que sale a una velocidad de cerca de los 2.000 Km/seg.

    Es destacable también la estrella HIP 56498, que se localiza a 200 años-luz de nosotros en nuestra galaxia y cuya masa y tamaño, temperatura y composición son idénticas a las de nuestro Sol. Se ha marcado como una firme aspirante para detectar vida extraterrestre en algún posible planeta aun no detectado en élla pero que pueda tener. Otra también muy parecida al Sol es la HIP 73815.

    A principios de 2008 se informó que el acusado estallido de rayos gamma GRB 070125 (detectado un año antes) procedía de una región vacía entre galaxias, de modo que se interpretó como procedente de una estrella masiva pero apagada, moribunda. Tal hipotética estrella resulta un tanto misteriosa en tanto que está sola, no habiendo captado en la zona la existencia de galaxias, ni polvo ni gas en cantidades importantes. El lugar está a 9.400 millones de años-luz de nosotros y resulta difícil explicar allí la formación en solitario de una estrella masiva por la falta de elementos para formarla. Por ello se especuló que podría tratarse de una estrella errante que fue impulsada fuera de los bordes de una galaxia por la acción gravitatoria de otra u otras estrellas.

    El sistema solar binario BD+20 307, que está a 300 años-luz de nosotros, tiene un cinturón de polvo 1.000.000 veces mayor que el que hay en torno al Sol y que se cree originado por una catastrófica colisión planetaria, de dos planetas similares a la Tierra y Venus. Este choque habría ocurrido como mucho hace unos cientos de miles de años y el anillo de polvo gira en una órbita no lejana a 1 UA de los 2 soles. Las dos estrellas del sistema son parecidas al Sol, incluso de similares antigüedad, y giran sobre un centro de gravedad común cada 3,42 días.
    En otra estrella, la HD 107146, situada a casi 90 años-luz de nosotros en la constelación de Coma Berenices, que tiene solo unos 100 millones de años de existencia pero que es como fue nuestro Sol en su juventud, se ha detectado también polvo que se cree procedente de las colisiones de objetos del tamaño de Plutón a unas 86 UA de tal estrella, en el borde exterior del sistema, en un disco donde además habrá restos de la formación planetaria. En tal formación discoidal parece que hay no obstante una depresión de unos 1.200 Km de anchura a 75 UA aproximadamente de la estrella, lo que quizá sea explicado por la existencia de algún planeta.

    La estrella K1 Ceti, situada en la Constelación de Cetus, a unos 30 años-luz de nosotros, tiene una edad de unos 600 millones de años y es similar a nuestro Sol cuando se inició en los planetas el proceso por el que comenzó a existir la vida. Una de sus peculiaridades es que gira sobre sí más del doble de rápido que nuestro Sol. Por ello, si tiene planetas, es muy interesante su estudio, a través de la investigación de la composición de la atmósfera de los mismos.

    De gran interés resulta también 49 Ceti, estrella de una edad estimada en los 40 millones de años, y en torno a la cual se cree que se producen gran número de colisiones cometarias, con un promedio de nada menos que una cada 6 seg. Está envuelta en un disco de polvo y abundante gas, entre el que se cuenta el monóxido de carbono. Este disco tiene una masa estimada en unas 4.000 veces la que se cree que tiene el cinturón de Kuipers de nuestro Sistema Solar. Posiblemente tenga esta estrella muchos miles de millones de cometas y sus colisiones liberarán polvo y el gas de forma continua desde hace quizá unos 10 millones de años.

    También resultan interesante la HIP 102152, situada a 250 años-luz de nosotros en la constelación de Capricornio, que los astrónomos han considerado como idéntica a nuestro Sol, aunque 4.000 millones de años más antigua; tiene en total 8.200 millones de años. Entre los pormenores del interés se apunta a que puede ser una muestra de lo que le espera al Sol dentro de tal tiempo, sus variaciones, y la influencia que podemos esperar sobre nuestro planeta. Se considera en 2013 una de la estrella más parecida al Sol conocida. Tiene un contenido en litio menor que el Sol, hecho que se cree que podría ser debido a su mayor antigüedad y que por tanto tal elemento se destruye con el tiempo al menos en tal tipo de estrella. 

    La estrella HD 162826 ha sido calificada como “hermana de nuestro Sol” y se dice que su sistema se ha formado de la misma nube original de gas y polvo con la que se formó el nuestro. Tiene un 15% más de masa que el Sol y se halla a 110 años-luz de nosotros en la constelación de Hércules.

    El sistema binario eclipsante MY Camelopardalis está situado en tal constelación y es lo más brillante del cúmulo abierto Alicante 1. Sus dos estrellas tienen una masa de 38 y 32 veces la solar y giran sobre el centro gravitatorio común con un período de solo 1,2 días, lo que significa que la proximidad de ambas estrellas es tan grande que pronto acabarán fusionándose y formando una supermasiva. El período de rotación propia de cada estrella está en torno a 1 solo día.

    La estrella HR 9024, de unas 3 masas solares y situada a unos 450 años-luz de nosotros, fue la primera (aparte del Sol) en la que se observó una eyección de masa coronal (CME). Se informa de ello en 2018 y se usó en tal hallazgo el ingenio espacial Chandra.

LAS CERCANAS

    Las estrellas más cercanas al Sol son las siguientes:


   
    Otras también cercanas son:

Todas ellas, junto a otras ya más alejadas como Aldebarán y Geminga, forman la llamada burbuja local que, constituida por gas poco denso, rodea al Sistema Solar y cuyo posible origen es la supernova que diera lugar a Geminga.

Respecto a la anterior enumeración de estrellas cercanas no hay unanimidad entre los distintos catálogos. Hay según las distintas fuentes ligeras diferencias de orden según uno u otro catálogo, pero en general coinciden bastante.

También se puede citar la enana roja WISE J072003.20-084651.2, o Estrella de Scholz, que no es cercana hoy pues está a 20 años-luz de nosotros, pero lo fue hace 70.000 años más que ninguna otra de la actualidad. Pasó a 9,6 meses-luz, o 52.000 UA, de distancia del Sol, según estudios de su trayectoria, por lo que pudo ser visible a simple vista y hoy se cree que perturbó gravitatoriamente a los cuerpos de la nube de Oort sobre los que más se aproximó. Tiene como compañera a una enana marrón.
      En general, en un radio de 80 años-luz de nosotros, se estima (2017) que están las estrellas más viejas de la Vía Láctea.


                           -
ESTRELLAS BINARIAS


    También llamadas
estrellas dobles, son pares de estrellas, similares o no, y muy cercanas que siguen una ruta con un centro de gravedad común en función de su masa; precisamente este factor masa es deducido de forma directa gracias a este tipo de estrellas, y son en general una fuente de información importante en diversos aspectos.

    El espacio volumétrico que ocupan las dos estrellas en su deambular gravitatorio se denomina Lóbulo de Roche. Cuando ambas están muy cerca el comportamiento estelar no es lo mismo que el de una estrella solitaria, como nuestro Sol, sino que los campos magnéticos se interrelacionan.

A nuestros efectos se considera que pueden ser de 4 tipos, según el modo de observación: visuales, fotométricas, espectroscópicas y eclipsantes. Las visuales son las que se distinguen separadas para su observación. Las fotométricas y las espectroscópicas son aquellas que solo pueden ser distinguidas por tales técnicas. Las eclipsantes son aquellas que al girar en el mismo plano respecto al observador hacen que al pasar una delante de la otra fluctúe el brillo.

Hay además otro tipo con una relación no física: cuando las estrellas agrupadas se hallan muy separadas se denominan dobles ópticas, pero carecen en realidad de unión o relación gravitatoria en razón a tal distancia y solo la línea desde nuestra posición las hace aparentemente estar cerca.

Cuando en uno de los pares de estrellas una, enana blanca, adquiere materia de la otra se habla de variables eruptivas o cataclísmicas puesto que se producen en la primera fluctuaciones y explosiones debido a los efectos del proceso termonuclear afectado por tal acreción. Cuando están tan cerca que se tocan también se llaman binarias de contacto y además suelen ser eclipsantes puesto que giran muy rápidamente, en períodos de horas, una sobre otra, eclipsándose mutuamente.

    En realidad, según parece, los sistemas binarios de estrellas son la entidad más común del Universo (al menos el 80% en la Vía Láctea, si bien otras fuentes no aventuran más del 55%; a finales de 2005 se estimaba el porcentaje en solo un 33% porque antes se habían ignorado en la cuenta las enanas rojas), y aquellas estrellas solitarias, sin otro sol compañero, tendrán seguramente un gran planeta como Júpiter o mayor que no tiene masa suficiente para encender el horno nuclear. Por lo tanto, podemos considerar que nuestro Sistema Solar es más bien una rareza, o al menos algo poco habitual en el contexto general del Universo. También hay que considerar la existencia de sistemas con más de 2 estrellas.

    Además, según se estima mediante simulaciones en 2009, los sistemas binarios existieron ya entre las primeras estrellas del Universo.

    Si en nuestro Sistema Solar Júpiter hubiera sido un poco mayor que superara la masa crítica se habría podido encender como una estrella y el conjunto con el Sol hubiera formado para un observador lejano un sistema binario.

    La formación de estos sistemas es posible a partir de la nube protoestelar inicial de diversas formas, principalmente por aglutinamiento separado de las masas de gas y polvo, cada una con su propio disco protoplanetario, o por desgajamiento de un cuerpo mayor inicial. En cualquier caso, las dos o más estrellas posibles quedan ligadas por una interrelación gravitatoria. Además, también pueden tener, como las estrellas unitarias, discos protoplanetarios y por consecuencia planetas.
    Es ejemplo de un sistema binario con sendos discos protoplanetarios HK Tauri, que se halla a 450 años-luz de nosotros en la constelación de Tauro. Tales estrellas, A y B, están una de otra a 58.000 millones de Km, 387 UA, y son muy jóvenes, de menos de 5.000.000 años. Los discos protoplanetarios no están en el mismo plano sino desalineados en unos 60º, lo cual es de sumo interés para los astrónomos. 

    El período de giro de las estrellas dobles va desde unas horas, como una de la Osa Mayor que es de 8 h, hasta varios años, como épsilon de Hidra con más de 15 años. El movimiento relacionado de dos estrellas, sobre todo cuando son de masa como los púlsares, al girar una sobre otra, sobre todo cuando más cerca, pierden energía que se transforma en ondas de gravedad y hace que se produzca un ligero acercamiento entre ellas; es uno de los efectos de la relatividad de Einstein.

    Su descubrimiento se inició como es natural con el uso de los primeros telescopios, ya en tiempos de Galileo, en que se observó el desdoblamiento de numerosas de las estrellas que se veían a simple vista como una sola.

    Como ejemplo de sistema binario estudiado podemos apuntar el L1551RS5 cuyas dos estrellas, tan jóvenes que aun no brillan (pero identificadas por la radioastronomía), tienen sendos discos protoplanetarios con masa importante, de un 5% de la masa del Sol, que alcanzan una distancia de 10 UA respecto a cada estrella. A su vez, las dos estrellas están separadas entre sí por unas 45 UA (equivalente a la distancia entre el Sol y Neptuno). Se encuentran a 450.000.000 años-luz en la Constelación de Tauro.

    Otro sistema binario, el SR24, situado en la Constelación de Ofiuco, situado a 500 años-luz de nosotros, posee un disco protoplanetario.
    También resulta curioso el sistema binario IGR J17480-2446, situado en el cúmulo globular Terzan 5, a unos 20.000 años-luz de nosotros, en la constelación de Sagitario. En el mismo, una estrella de neutrones roba materia a un sol como el nuestro que tiene por compañía. Lo hace con gran fuerza, de modo que la parte externa de la estrella de neutrones se ha recubierto de H y He, que tienen allí una reacción nuclear relativamente estable y producen explosiones, siendo fuente de rayos equis (T5X2) con emisiones cíclicas. Tal estrella de neutrones gira además a la velocidad récord de 716 giros por segundo.

    De gran interés resulta también el sistema binario GG Tau-A, situado a 450 años-luz de nosotros en la constelación de Tauro, porque en el mismo hay dos anillos de polvo y gas. Uno envuelve a la estrella principal y otro, externo, a todo el sistema binario. El disco que rodea a la estrella principal tiene una masa equivalente a la del planeta Júpiter, pero la misma lo está absorbiendo. Y el disco externo a su vez va cediendo material al otro, manteniendo un equilibrio.
    Igualmente muy interesante es la binaria de contacto VFTS 352, una estrella doble masiva situada a 160.000 años-luz de nosotros en la Nebulosa de la Tarántula, Gran Nube de Magallanes. Las dos estrellas son parecidas, de Tipo O, pero tan cercanas que tienen entre ellas una especie de puente que las une. Sus masas suman 57 veces la solar y sus núcleos están separados por solo unos 12.000.000 Km y giran sobre un punto común con un período de solo 1 día. En un futuro se cree que, o bien se acaban uniendo y fundiendo en una sola y explosiva estrella que se autodestruirá, o bien evolucionan hacia supernovas y dejan como remanente dos agujeros negros que seguirían su danza gravitatoria.
    Otro sistema binario llamativo es IRS 43, situado a 400 años-luz de nosotros y de una antigüedad sus estrellas en torno a los 150.000 años tan solo. Tienen tales estrellas nada menos que tres discos protoplanetarios, uno cada estrella más otro común.
    KIC 9832227. Sistema binario de contacto (dos estrellas muy cerca, con sus capas más externas ya en contacto) de la constelación del Cisne del que se espera un pronto acontecimiento derivado de su muy cercana fusión en una sola estrella; tal cosa, algunos astrónomos creen que podría ocurrir hacia 2022 y la explosión generada podrá ser vista a simple vista al incrementar su brillo previsiblemente por 10.000.
    IRAS 04191+1523. Sistema binario joven cuyo par de estrellas se han formado hace poco de dos diferentes nubes de polvo y gas, o fragmentadas, según se deduce de la acusada falta de alineación de sus ejes de rotación. Las dos tienen una masa de solo un 10% la solar y están separadas por unas 900 UA (5,2 días-luz). Su antigüedad se cifra en menos de medio millón de años tan solo lo que elimina las posibilidades que interacciones que causen la citada falta de alineación.
    Kronos y Krios. Sistema de las estrellas gemelas, también llamadas HD 240430 y HD 240429, situadas a 320 años-luz de nosotros. Giran entre sí a una distancia de unos 2 años-luz. Su antigüedad se estima en unos 4.000 millones de años. Kronos muestra altos niveles, poco comunes, de los elementos que forman rocas, como el magnesio, aluminio, silicio, hierro, cromo y el itrio. De tal abundancia se deduce que tal estrella se habrá tragado un planeta o planetas rocosos por una suma total de masas de 15 planetas como la Tierra.
    IGR J17062-6143. Estrella púlsar de un sistema binario cuya otra estrella, una enana blanca, rota con ella a solo 300.000 Km de distancia con un período de solo 38 min, el menor conocido para estos sistemas. El púlsar rota sobre sí 163 veces por seg, emitiendo rayos X. La enana blanca es de una masa de 1,5% la solar, pero el púlsar tiene 1,4 masas solares. Fueron estudiados por el ingenio espacial RXTE (en 2008) y desde la ISS (NICER, en 2017).

    También hay sistemas con más de dos soles, que resultan de mayor complejidad en su dinámica, y son denominados sistemas múltiples. No son muy frecuentes. De estos sistemas tenemos por ejemplo el caso de uno cuádruple en Perseo, aun en formación, pero que ya tiene una protoestrella y otras tres que apuntan a serlo también en un plazo de solo unos 40.000 años.

        = EL ESPACIO INTERESTELAR

    Se cree ocupado irregularmente por nubes de gas, mayoritariamente hidrógeno, y polvo (con todo tipo de elementos) en muy baja densidad (1 partícula por cm³), así como por las radiaciones que fluyen por todo el Universo. En ocasiones el gas está ionizado y su temperatura puede alcanzar un millón de grados, pero recordemos que a extrema baja densidad, y en otras son difusas nubes de gas molecular. El polvo interestelar es calentado por la radiación llegada procedente de todas partes de las estrellas y crea un tenue fondo de emisión infrarroja; la densidad del polvo es muy baja (por ejemplo, 1 átomo por cm³), pero su extensión es en cambio alta, de modo que todo el polvo de nuestra galaxia puede que suponga el 10% de toda su masa, si bien la estimación de trabajo en 2010 es de solo 1 % el polvo frente al 99% del gas. Estos factores hay que tenerlos en cuenta en observaciones precisas.
    También es cierto que las nubes de gas y polvo del espacio interestelar puede tener distintas concentraciones según el tipo de galaxia de que se trate y que en general las concentraciones por cm³ pueden llegar a las 10.000 moléculas. El polvo es no obstante muy fino, como el humo, de menos de un micrómetro. La temperatura de estos elementos normalmente será inferior a los 170ºC bajo cero.

    Entre la materia hallada en este espacio, además de los habituales gases como el hidrógeno, se han encontrado oxígeno molecular y vapor de agua, entre otros; éstos también han sido detectados en regiones galácticas. El citado vapor de agua, identificado por el satélite SWAS junto a CW Leonis, o IRC+10216, a 500 años-luz de nosotros, se cree procedente de la evaporación de material cometario.

    Como caso particular cabe citar una enorme burbuja, o perfecta esfera, de agua (en realidad vapor de agua e hidrógeno) del tamaño de 1,5 veces nuestro sistema solar (o bien unos 18.000 millones de Km) y localizada en 2001 a 2.000 años-luz de nosotros en la constelación de Cefeo. Tal objeto se expande a razón de 32.000 Km/h y solo tiene 33 años de antigüedad. El origen de su formación es una estrella joven, de unos 10.000 años, en la posición central, a juzgar por una emisión captada con debilidad. Con el tiempo tal burbuja desaparecerá en el espacio interestelar.

    Antes, en 1980, había sido captada por un satélite científico en la constelación del Cisne, y a unos 1.600 años-luz de nosotros, una gran y brillante burbuja de hidrógeno de 1.200 años-luz de diámetro dentro de la que se observaron temperaturas de 15.830.000ºC. Su origen se cree que está en la explosión de una estrella hace unos 3.000.000 años.

    Todas estas nubes se ven alteradas y movidas por las ondas de choque tanto explosiones de supernovas como de los vientos o radiación estelares, y llegado su momento en su caso por su propia acción de gravedad.

    En el cosmos, y no solo entre las estrellas, sino entre las galaxias y grupos de galaxias, y entre los cúmulos y supercúmulos de galaxias, hay enormes espacios, esferas llenas de vacío... regiones que la luz tarda en cruzar decenas o cientos de millones de años. El mayor espacio casi vacío que se conocía hasta 2007 en el Universo se halla en la constelación Bootes, a 500.000.000 años-luz de nosotros, y se denomina Vacío de Bootes. Se cree que tiene un diámetro de 360.000.000 años-luz. Pero en tal 2007 se informaba que se había descubierto (conocida en realidad desde 2004) en la constelación de Eridano, a unos 8.000 millones de años-luz de nosotros, otro “hueco” casi tres veces mayor, de unos 1.000 millones de años-luz de diámetro, lo que resultó sorprendente.

    Rodeando el Sistema Solar que cree que hay una enorme nube de gas de unos 600 años-luz de diámetro que habría sido originada por una supernova en la Constelación de Orión, a 552 años-luz, explotada hace unos 300.000 años, y que ha sido identificada como Geminga.

    También podrían existir un incalculable número de asteroides o cometas escapados de los bordes de los sistemas solares simples que podrían haberse formado en las nubes más externas al modo de la de Oort en el Sistema Solar. Según los astrónomos, no sería el caso de los sistemas binarios.

    En general, el polvo existente entre los distintos entes por todo el Universo tiende a agruparse y desaparecer en consecuencia. Acaba siendo tomado por estrellas en formación, o cayendo sobre los distintos cuerpos por acción de la gravedad. Con el tiempo la formación de estrellas se ha ido ralentizando a medida que se va agotando el polvo y el gas de los que se forman, aunque a veces se genera más al final de la vida de algunas estrellas, pero no de todas. Consecuentemente, a la vez, se dice que el Universo se vuelve cada vez más claro y trasparente pues tal polvo también viene absorbiendo la luz que por allí pasa.


                    = NUBES DE GAS Y POLVO

    Llamadas nubes moleculares o nebulosas, proceden de las supernovas, de la masa original del Universo y del emanado de las capas externas de muchas de las estrellas en ignición (polvo que es en este caso tanto más fino cuanta más vieja es la estrella en tamaños de fracciones de micras o de varias micras a lo sumo). La gravedad, y también las ondas de choque de las explosiones de supernovas, hacen que se vayan concentrando, haciéndose cada vez más densas, hasta formar las protoestrellas y posiblemente un cortejo de protoplanetas; facilitarían el necesario apelmazamiento las partículas de hielo sideral y su efecto eléctrico adherente, pues el mero hecho del acercamiento, e incluso del choque entre las partículas de polvo y gas, no produce por si solo la compactación sino al contrario puede que reboten. Los campos magnéticos juegan aquí pues un importante papel. 

    Las nubes de gas y polvo generan en su colapso estrellas de masas desiguales, sin proporción equitativa como se creyó durante medio siglo (desde los años 50 del Siglo XX), pudiendo surgir todo tipo de estrellas según las condiciones de la zona en que se generan. 

Parte de tal materia puede proceder de la fase final de la muerte de una estrella, formando parte de un ciclo. Entre tal materia se han detectado diversos elementos y compuestos, algunos tan llamativos como la arena o cristales de silicatos (hallazgo del satélite ISO) en una abundancia notable, de hasta el 20%, posiblemente originados por los altos niveles térmicos del entorno; o también curiosamente de un azúcar, el aldehído glicólico, hallado cerca del centro de la Vía Láctea; o el etilén glicol (HOCH2CH2OH), un anticongelante doméstico de la automoción, localizado en una nube en Sagitario B2, cerca del centro de nuestra galaxia; o el ácido fluorhídrico, muy corrosivo con agua, también identificado en otra nube por el ISO en dirección a Sagitario, a unos 20.000 años-luz de nosotros. Pero principalmente el elemento abundante es el hidrógeno; menos distinguidamente aparecen compuestos como el monóxido de carbono y otros. El principal elemento del Universo es por supuesto el hidrógeno, tras el cual se señala el helio. Luego hay otros en decreciente cantidad, oxígeno, nitrógeno, carbono, y compuestos como el citado CO, agua congelada, amoníaco, metano, etc. Fuera de nuestro Sistema Solar, el quinto elemento más abundante es el nitrógeno molecular (datos del satélite FUSE dados a conocer en 2004).

    Son identificadas solo bajo la influencia de radiación o un ente cercano que las afecte (fenómenos de reflexión de luz, etc.); las nubes de polvo que recogen y reflejan la radiación de las estrellas cercanas se llaman precisamente nebulosas de reflexión. Aunque cuando se interponen impiden la observación en bandas visibles de cuerpos brillantes, las nubes de polvo ayudan a comprender la formación de estrellas y otros fenómenos con la observación de otras bandas del espectro. Al absorber energía llegada de las estrellas vecinas, las nubes pueden calentarse y emitir tenue radiación térmica, y se llaman entonces nebulosas de emisión. Por eso, hay distintos niveles de calor en las nubes, sean de polvo o gas, desde las frías de hidrógeno molecular (principalmente) hasta las más complejas, y de todos los niveles de densidad y temperaturas hasta llegar a formar plasma en alto nivel térmico. En cualquier caso, las nubes de polvo hacen que el Universo aparezca la mitad de brillante de lo que sería sin ellas.  Un tercer tipo son las nebulosas oscuras o de absorción y las cuales apenas se dejan ver al no emitir luz ni parecen estar afectadas por radiación de estrellas cercanas por lo que solo se pueden observar por matices en contrastes con su entorno. Estas últimas son poco densas, mayormente de hidrógeno molecular y polvo muy fino, como humo y hollín; pero también tienen diversos compuestos aunque en muy baja cantidad, siendo detectadas en tales nubes más de un ciento de diferentes compuestos.

    Las nubes de gas, general y mayoritariamente de hidrógeno, son frías, con temperaturas de pocos grados sobre el cero absoluto y pueden ser los objetos más grandes de una galaxia, con más de 300 años-luz, pero naturalmente con densidades muy bajas, del orden de 200 moléculas por cm^3 como promedio. No obstante, el total de materia de una de estas nubes podría generar millones de estrellas, si bien el número de las luego formadas no sea tan grande.

    Pero en torno a las galaxias, las nubes de gas y polvo a veces si se calientan se pueden generar deflagraciones gigantescas. Este hecho fue confirmado en 1992 en la galaxia NGC-891, a 30.000.000 años-luz.

    En las nubes existentes entre las estrellas se detectó en 1996 la molécula de hidrógeno H3+ (formada por 3 protones y 2 electrones, y por tanto de carga positiva) que se cree clave como iniciadora del proceso por el cual se forman las estrellas. Tal molécula, que es estable, se cree que reacciona químicamente bien con otras para formar nuevas de otro tipo. El origen de la importante molécula se cree que está en el bombardeo de los rayos cósmicos sobre el abundante hidrógeno molecular simple.

En 1992 se informaba del hallazgo a unos 450 años-luz de nosotros varias nubes, en la Vía Láctea (principalmente en Tauro y Auriga), de 8 jóvenes estrellas (entre ellas Beta Pictoris a 63,4 años-luz de nosotros) en las que aparecían discos de polvo en sus entornos con huecos que hacen presagiar la existencia de protoplanetas o planetas.
           En noviembre de 2014 se dio a conocer la primera fotografía de una nube discoidal protoplanetaria, obtenida por el observatorio ALMA. Se trata del sistema de la estrella HL Tauri, situada a 450 años-luz de nosotros y el que se cree que tiene solo 1 millón de años de antigüedad. En la imagen se aprecian los huecos que dejan en el disco de polvo y gas los planetas en formación. Hay al menos 2 de tales huecos a 28 y 69 UA. 

    Una de las principales y primeras zonas estudiadas en el cielo donde se han hallado abundancia de discos de materia originaria de protoplanetas es en la Nebulosa de Orión. La nube principal de Orión se extiende por espacio de 240 años-luz; se halla a 1.450 años-luz de nosotros. Estudiada por el telescopio espacial Hubble en diciembre de 1993, a mediados de 1994 se dieron a conocer espectaculares imágenes sobre una zona de 110 jóvenes estrellas, a 1.500 años-luz de nosotros, de las que 56 tienen discos de materia de gas y polvo de la que se supone que se forman los planetas y configuran así incipientes sistemas solares. Además, en tal lugar del Universo se han identificado moléculas orgánicas; en una región particular hay un nivel de luz polarizada circular alto, lo cual han asimilado los astrónomos a la existencia de las moléculas citadas. El satélite ISO identificó aquí enormes nubes de vapor de agua e hidrógeno que fueron en su momento estimadas en una producción diaria, en reacciones producidas por la radiación que permiten recombinar elementos, en 60 veces el agua de todos los océanos de nuestro planeta (repito: diariamente).

    La nube de gas hidrógeno (principalmente) más grande detectada, de la que se informó a principios de 1995 por parte de la Universidad de Arizona que la descubriera con ayuda del telescopio espacial Hubble, es sorprendentemente 10 veces mayor que toda nuestra galaxia, extendiéndose 1.044.160 de años-luz.

    En 2006, en base a datos del satélite Spitzer, se estimaba que en torno al 65% de las estrellas jóvenes de la nube de Orión tenían discos protoplanetarios, y se habían identificado ya unos 2.300.
    En 2009 transcendió el estudio mediante simulación sobre la llamada nube o nebulosa de Barnard 68, en la constelación de Ofiuco a unos 500 años-luz de nosotros, que establece la firme posibilidad que dentro de unos 200.000 años se colapse, tras choque de dos nubes de gas, para formar una nueva estrella. Una de las nubes tiene una masa doble a la del Sol, y la otra solo un 20% la solar.
    Gracias al ingenio espacial Herschel, en abril de 2011 se indicó el descubrimiento de que las redes de largos filamentos de masas de gas interestelar en el entorno cercano a nuestro Sistema Solar tienen un espesor bastante parecido, de una media de unas 20.000 UA. El fenómeno se achaca entonces en hipótesis a las ondas de choque en la galaxia, originadas en las explosiones estelares.

    También con el mismo ingenio sideral se han hallado corrientes de gas y polvo con velocidades de 1.000 Km/seg en galaxias de nuestro grupo, posiblemente debido al impulso de la radiación de estrellas o bien de algún fenómeno como los agujeros negros. En cualquier caso, estas masas de gas y polvo intervienen de un modo u otro en la formación estelar de las galaxias, pudiendo actuar restrictivamente al alejarse de las mismas.

    Merece especial mención además la detección de las nubes de gas originales del Universo a unos 12.000 millones de años-luz, los llamados cúmulos de gas primordial. Dado a conocer en 2011, se captaron dos nubes enormes de tal gas que no tienen elementos pesados, las primeras conocidas de los principios de Universo, confirmando teorías al respecto sobre el Big Bang. Los elementos identificados son hidrógeno y deuterio (isótopo del mismo), apuntando la notable ausencia de oxígeno, silicio y carbono.
    Mediado 2013 se da a conocer la detección de más material hidrógeno molecular del Universo original a unos 10.000 millones de años de nosotros en una estructura bautizada como “La Telaraña” y cuya masa ha sido estimada en 60.000 millones de veces la solar. Se extiende por un espacio de unos 250.000 millones de años-luz.
    Un ejemplo de formación de estrellas en una nube de gas y polvo lo hallamos en el objeto  IRAS 16293-2422, que se halla a unos 400 años-luz de nosotros hacia la constelación de Ofiuco. Tiene más de 1.000.000 de años y en ella están formándose estrellas parecidas a nuestro Sol. En la protoestrella IRAS 16293-2422A, de tipo solar, se ha observado un anillo de unas 50 UA de amplitud que además tiene partículas orgánicas complejas, como el formiato de metilo y el sulfuro de carbonilo; también el metil-isocianato (2017). También se ha captado en la misma por vez primera en el cosmos el freón-40, cloruro de metilo o clorometano, asimismo considerado importante en la química de la vida. En la protoestrella IRAS 16293-2422B se ha hallado glicolonitrilo, considerada una molécula prebiótica.
    Otro lugar en el que se están formando estrellas es la nube de gas molecular denominada G33.92+0.11 donde habrán de nacer, según se cree, estrellas masivas en dos núcleos dotados de brazos. Está a 23.000 años-luz de nosotros. Actualmente ya tiene algunas estrellas masivas y emiten tanta luz como 250.000 veces el Sol.
    En la Nube Molecular Tauro, a 450 años-luz de nosotros en la constelación de igual nombre, también hay una  destacada futura formación estelar. La distribución del gas y polvo en largos filamentos de tal nube fue observada por el ingenio espacial Herschel de la ESA entre 2010 y 2012.

    También resultan interesantes las nubes de polvo finísimo, o mejor ultrafino, que se ha descubierto en 2012 distribuido supuestamente por todo el Universo (Universidad de Rice, Houston). Sobre la base de datos de la sonda Cassini que viajó a Saturno, se identificó un tipo de polvo cargado eléctricamente en tamaño nanométrico y el estudio apunta a su existencia por todas partes. Por su tamaño, la influencia gravitatoria y la carga electromagnética está equilibrada, y puede que tenga su papel con las nubes de gas y polvo en la formación de los sistemas planetarios.

    El propio Sistema Solar está cruzando una nube de gas muy tenue, de 1 átomo por cm³, desde hace menos de 150.000 años y se espera que lo haga durante otros 15.000  por lo menos, aunque luego puede que nos crucemos aun con otra nube bautizada como Nube G. La nube actual es denominada Nube Local Interestelar y mide unos 30 años-luz de diámetro, pero está dentro de la denominada Burbuja Local de unos 300 años-luz de extensión. El origen concreto de estas nubes, más allá de ser resultado de supernovas y otras estrellas, no está del todo claro.


- NEBULOSAS PLANETARIAS

    Son nubes o masas de gases y polvo o materia, restos de estrellas gigantes rojas (sus capas externas) convertidas luego en enanas blancas que se extienden entre 1/3 de año-luz y los 100 años-luz; se creyó lo contrario durante mucho tiempo, que en su seno se podían formar estrellas y por lo tanto contenerlas asimismo en grupos más o menos compactos. Su nombre le fue dado por Antoine Darguier en 1779 al asimilar el parecido por telescopio con un planeta gigantesco, pero en realidad nada tienen que ver con los planetas. En su centro están los restos de la estrella que las origina e ilumina y que son tipo medio, muy calientes (azules), de entre 30.000 y 100.000ºC, pero que acabarán al final su vida, como se dice, como enanas blancas. La mayor parte de las veces, la masa de la estrella original se ha cifrado entre 0,6 y 0,3 veces la masa del Sol, existiendo también otras de mayor entidad.

El destino último de las nebulosas planetarias es la disolución en el espacio sideral hasta que la materia dispersa vuelva a ser retomada por la gravedad de otro cuerpo, distinto o en formación de uno nuevo. Una velocidad típica de expansión de estos entes, según cálculos de los años 80, es de 30 Km/seg y la vida o tiempo de existencia apreciable o notable para su detección, se estimaba entonces en un promedio de unos 20.000 años; esto no significa su desaparición o disolución total, sino el tiempo en el cual la estrella fuente que ilumina las nubes deja de hacerlas notar. Estimaciones más modernas señalan un tiempo para la desaparición de estas nebulosas de solo 10.000 años.

Pueden estar formando parte de una galaxia o solas dando lugar a los dos tipos: galácticas y extragalácticas. También pueden ser clasificadas como difusas o amorfas, y globulares o planetarias; e igualmente en luminosas y oscuras, según tengan o no estrellas. En la clasificación morfológica destacan las nebulosas simétricas respecto algún eje y algunos resultan de gran belleza no solo por su forma sino por su colorido, derivado de la incidencia de la radiación en elementos como el oxígeno (color verde), etc. Las difusas contienen gas, principalmente hidrógeno, y materia, principalmente polvo. Las nebulosas contienen en general átomos de hidrógeno, helio, cloro, argón y nitrógeno, así como el carbono. Las globulares suelen tener forma elíptica de menos de 1 año-luz de diámetro con una estrella caliente por centro lo que significa que su origen será una explosión de tal estrella que formó en su entorno un anillo de restos. Los anillos, concéntricos, formaciones casi habituales (los tienen más de la mitad de estos entes) al final de la vida de la estrella, pueden ser de gran belleza y a veces resultan espectaculares.

Las formas podrían estar influenciadas por posibles planetas que giren a gran distancia de la estrella que origina la nebulosa. La órbita lejana del planeta permitiría arrastrar las nubes de gas y polvo estelar, trazar formas toroidales e incluso impedir que se extendieran en cierto grado tales nubes.

Algunas son oscuras, como la del Cisne, pero otras son brillantes por contener estrellas. Son ejemplo de las últimas Orión y Trífida (Sagitario). Los gases iluminados por la propia estrella que los expulsó los puede hacer brillar con luz parecida a la fluorescente. En la Vía Láctea hay al menos casi 3.000 nebulosas planetarias. En promedio, anualmente aparecen unas 3 nuevas.

Fueron estudiadas, entre otros, por el satélite IRAS. El primer catálogo de nebulosas planetarias fue publicado en 1918 por H. Curtis, en los Estados Unidos.

La nebulosa más grande conocida en 1997 era la RXJ2117, localizada en la Constelación del Cisne, a 4.600 millones de años-luz, que se prolonga por un espacio que alcanza los 17 años-luz.

La K3-35 fue en 2001 la primera nebulosa planetaria que se vio directamente formar en su principio tras la explosión de una supernova. Está a 16.000 años-luz de nosotros. La fase durará en realidad quizá cerca de 100.000 años, pero se observó el inicio de la transformación. Entre la materia dispersa se hallaron moléculas de agua e hidroxilo (OH).

En 2009, el descubrimiento de un objeto celeste, que emite en la longitud de onda de radio con mucha potencia, sobre los restos de una estrella de gran masa, 2,6 mayor que la solar, dio lugar a confirmar la teoría de la existencia de lo fue entonces clasificado como una "supernebulosa planetaria". En realidad, la única sorpresa fue que se detectó este tipo de objeto en las bandas de radio.
           El objeto RCW 120, situado a 4.300 años-luz de nosotros, forma una enorme burbuja de polvo y gas que tiene en su interior el embrión de una estrella que está acumulando tal materia y que ya tiene unas 8 masas solares. Tal burbuja está inducida por la presión de tal incipiente estrella y está formada por unas 2.000 masas solares de gas y polvo, de las que a su vez se sigue alimentando, aunque también se formarán con el mismo otras estrellas. Fue estudiado por el observatorio espacial Herschel.
            Es también llamativa la nebulosa G352.7-0.1, situada a unos 24.000 años-luz de nosotros en la constelación de Escorpio, y la que tiene diámetros de 54 por 40 años-luz. Remanente de una supernova que explotó hace 2.200 años, ha venido barriendo con su expansión materia con una masa total de 45 veces la del Sol, avanzando a una velocidad expansiva de 30.000.000 Km/hora. Ha sido observada por los ingenios espaciales europeo y americano XMM-Newton y Chandra.
          La nebulosa planetaria Henize 2-428 es también muy interesante porque tiene dos enanas blancas muy cercanas entre ellas, de modo que giran una sobre otra con una órbita de un período de solo algo más de 4 h. Están para fusionarse en el plazo de unos 700 millones de años, sumando una masa de 1,8 veces la solar, y darán lugar a una supernova de tipo Ia.
          Actualmente se puede observar la directa transformación de una estrella en nebulosa planetaria en la llamada IRAS 15103-5754, que es de una masa similar a nuestro Sol, lo que le da un interés añadido, pues su evolución es un adelanto de lo que le espera a nuestra estrella.
        Una de las más raras es la PK 329-02.2, o Menzel 2, un sistema binario que se halla dentro de la Vía Láctea, en la constelación de Norma, y que tiene dos brazos espirales, como ocurre con un tipo de galaxias. Tales brazos surgen de una de las estrellas.
          También es llamativa la llamada nebulosa del Bumerán, situada a 5.000 años-luz de nosotros en la constelación del Centauro, por su baja temperatura. Tiene en su centro una gigante roja. Se está calentando de modo paulatino, pero tiene de momento uno de los entornos más fríos conocido. Se cree que el material que envuelve la estrella puede proceder de una estrella cercana de la que emana un chorro frío de gas y polvo a gran velocidad, de 164 Km/seg, por el efecto de la gravedad entre ambas estrellas. Tal chorro se extiende por espacio de 21.000 UA.

         Las 5 nebulosas planetarias más brillantes del firmamento son la NGC-7293 o de la Hélice, la M27 o Dumbbell, NGC-3918 o Azul, NGC-7009 o Saturno, y NGC-3132 o Anillo del Sur. La Nebulosa de la Hélice,  a unos 450 (o 690, según otra fuente) años-luz de nosotros, es la más cercana que tenemos.

        = PROTOESTRELLAS

    Las protoestrellas son objetos estelares en el proceso de formación, cuerpos nebulosos de gas y polvo con zonas brillantes en un estado muy temprano de apelmazamiento gravitatorio en el que juegan inicialmente su papel las turbulencias y los campos magnéticos, así como las partículas de hielo. En las acumulaciones de materia, previas a la constitución de la estrella, se denominan glóbulos de Bok a las formaciones de densidades mil veces superiores a las de las nebulosas. La concentración primaria a base de gas, principalmente hidrógeno, y polvo recibe el nombre de nódulo, si bien una zona mayor de concentración de miles de masas solares y extensiones de varias decenas de años-luz es denominada como un objeto de Barnard, y podrá contener varios glóbulos de Bok. Las agrupaciones grumosas cada vez mayores de la materia pueden recibir el nombre de planetesimales.

    El disco de gas y polvo inicial que gira y permite la acumulación central de materia se denomina disco de acreción. La materia apretujada en un núcleo por la gravedad comienza a calentarse cada vez más, de –250ºC iniciales, hasta guardar un equilibrio de contrapuesta tendencia. No está aun muy claro el proceso, puesto que la acumulación o caída de materia sobre el núcleo, para mantener el momento angular, debe hacer al cuerpo girar más rápido y por tanto engendrará una fuerza centrífuga que contrarrestaría a la gravedad; por lo tanto tiene que haber algún mecanismo de equilibrio que haga posible la subsistencia de la protoestrella. Los estudios y observaciones apuntan a que solo 1/5 parte de la materia apelmazada forma al final parte de la futura estrella.

      Las estrellas en formación, antes de encender el horno nuclear con temperaturas de unos 10.000.000ºC en la zona central, expelen chorros de protones, polvo y gas molecular en los polos que interrumpen la acumulación de materia del entorno, la que queda en un anillo del que se formarán luego planetas. Esta eyección en los dos polos de parte de la masa es común a todas las estrellas en esta etapa de su vida y son de gran energía y salen a gran velocidad, e hasta 800.000 Km/h; la temperatura generada en el choque con tal energía con materia circundante puede llegar a ser de más de 90.000ºC. Son entonces denominados objetos HH, Herbig-Haro.

Son observadas en longitudes de las bandas de radio ya que al ser oscuras no se dejan ver en otras. También se pueden observar en las bandas del IR al comenzar a calentarse. En realidad, las nubes de gas que formarán la estrella tienen solo temperaturas de solo 10º sobre el cero absoluto.

    En las mismas, compuestas general y principalmente por hidrógeno molecular, se buscan y estudian compuestos como el cesio, el ácido clorhídrico, o los monóxidos y sulfuros de carbono. También se han encontrado moléculas orgánicas en los discos protoplanetarios que se forman en paralelo a la estrella, así como olivina; el hallazgo de 8 de las mismas se anunció en 1997 en dos de tales discos, de 120.000 y 27.000 millones de Km de diámetro, a unos 450 años-luz de nosotros en Tauro, y se trató de ácido cianhídrico, monóxido de carbono, formaldehído, monosulfuro de carbono y ácido isocianhídrico, entre otros.

    Cuando las nubes de hidrógeno del entorno de la estrella recién formada se ionizan y calientan pasan a ser denominadas nebulosas de emisión térmica (llamadas regiones H II) y forman estructuras de peculiares características.

    La contribución del telescopio espacial Hubble en este tipo de objetos ha sido muy importante. En 1995 se dieron a conocer imágenes de ellos en Tauro, a 450 años-luz de nosotros (HH-30), en Orión y en la constelación de la Vela. En otro captado, el HH-47, o HH-46/47, a 1.400 años-luz en la constelación de la Vela, dos chorros de gas que emanan muestran oscilaciones o irregularidades de origen inicialmente indeterminado; la velocidad de los chorros es de 1.000.000 Km/h y uno de ellos apunta hacia nuestra posición. 

    En la formación de los primeros núcleos protoestelares, la cercanía entre ellos permite la acreción de las nubes de gas y polvo intermedio cuando los objetos alcanzan una masa mínima. Tal masa determina luego el tiempo de duración entre el inicio de la contracción de la futura estrella y el encendido de proceso nuclear, siendo en general de unos 10.000 años tan solo para una estrella de gran masa, de unos 100 millones de masas solares. Pero para una estrella como nuestro Sol el tiempo de encendido es de unas decenas de millones de años y para una de menos masa, de una décima parte por ejemplo, puede llegar a ser de 100 millones de años. 

    En cuanto al material sobrante de ese disco de gas y polvo del que se forma la estrella, se aglutinará en otra estrella y/o en planetas en muchos casos, pero no en todos. En algunos de tales discos protoplanetarios, además de formar una estrella o un par de ellas, denominado entonces sistema binario, por la potente acción evaporadora, especialmente de la radiación UV de tales astros recién formados cuando son gigantes, se disipa el resto de gas y polvo; es decir, queda destruido tal disco o también puede quedar deformado. Pueden formarse no obstante pequeños cuerpos, tipo asteroides muy pequeños, que con el tiempo pueden llegar a constituirse en planetas sólidos, no gaseosos. Algunos estudios señalan que las estrellas formadas de tipo B y O, gigantes, en solo unos 100.000 años barren de gas y polvo incluso los discos de estrellas menores cercanas. El citado telescopio Hubble y observatorios terrestres han aportado datos al respecto con estudios sobre la zona de Orión en la que se han identificado fenómenos de este tipo. Los protoplanetas pueden formarse con relativa rapidez, entre los 10 y los 100 millones de años; y otros cuerpos menores aparecen en solo unos 2 millones de años.

    A principios de 2006 se llevaban descubiertas más de un centenar de estrellas con emisiones IR que se identifican con la tenencia de discos de polvo en el entorno de las mismas. Para entonces se tenía conocimiento de al menos 8 sistemas solares, además del Solar, que contienen discos con formaciones asteroidales y cometarias, o similares a nuestro cinturón de Kuiper. Estos discos muestran bandas delimitadas que parecen apuntar a la existencia de planetas que los barren.

    Por otra parte, las estrellas jóvenes giran sobre sí a gran velocidad que puede ir haciéndose más lenta a medida que pasa el tiempo, sobre todo cuando en su entorno hay anillos de polvo y gas que interactúan con el campo magnético de la estrella, frenándola (estudio basado en datos del satélite Spitzer).
    Un caso particular de protoestrella es la V1647 que entre 2004 y 2006 resplandeció sobre la nebulosa llamada de McNail, a unos 1.300 años-luz de nosotros en Orión, y que curiosamente en 2008 se reactivó brillando de nuevo al parecer por la absorción de materia del disco de gas que la circunda. Estudiada por los ingenios espaciales Chandra, Newton y Suzaku, se ha establecido que gira sobre sí con un período de 1 día y su antigüedad se cifra en un millón de años o menos. Su tamaño es unas 5 veces el del Sol, pero con una notable menor densidad.
    Es también llamativo el caso de la protoestrella L1527 IRS, situada a 450 años-luz de nosotros en la constelación de Taurus, que es el sistema solar más joven hallado hasta entonces (2012) con solo unos 300.000 años de antigüedad a lo sumo. La joven estrella tiene una masa de solo un 20% de la de nuestro Sol, pero se irá incrementando con el polvo y gas del disco que la rodea. De este disco, y de más materia que podría aglutinar del entorno, también podrían formarse planetas en el futuro. El disco de polvo y gas que la circunda y que es absorbido por tal astro, para sorpresa de los astrónomos, ha experimentada un brusco cambio químico, señal de la complejidad de los procesos de los elementos sometidos a presión gravitatoria y por ende al calor. Tal cambio en la composición química del gas se manifiesta en tal lugar especialmente en moléculas de carbono, y también en el monóxido de azufre. Y por si fuera poco, no hay un solo disco protoplanetario sino dos, siendo
el más externo inusualmente inclinado respecto al otro.
      Un lugar de concentración de varios de estos objetos es la nebulosa llamada W40 (o Westerhout 40), también conocida como Sharpless 2-64, en la constelación del Águila, a unos 1.400 años-luz de nosotros. Se extiende por 25 años-luz, se compone principalmente de hidrógeno, y tiene más de 600 estrellas que se están formando, de las que unas 150 están ya en su última etapa de formación estelar. Fue estudiada tal nebulosa por el ingenio espacial europeoHerschel.
      Otra protoestrella significativa es la IRAS 20324+4057, situada en la Constelación del Cisne a unos 4.500 años-luz de nosotros, que es muy joven y que tiene como particularidad que está iluminada por 65 estrellas cercanas muy calientes. Está rodeada de polvo y gas.
        En la protoestrella CARMA-7, descubierta por el radiotelescopio ALMA a 1.400 años-luz de nosotros en el sur del cúmulo estelar de Serpens, se manifiesta una incipiente actividad en la que se emiten chorros de partículas en los polos con intermitencia en ciclos -se cree- de 100 años. En las emisiones se identificó al monóxido de carbono y las eyecciones pueden ser captadas hasta una distancia de 2.460.000 millones de Km.
      Resulta igualmente llamativo L1448 IRS3B, un sistema de una estrella que tiene una nube de polvo en su entorno, la cual se está fragmentando y en la que se están generando 3 protoestrellas de menos de 20.000 años. Está situado en la constelación de Perseo a unos 750 años-luz de nosotros. Tiene una antigüedad de solo unos 150.000 años y es muy inestable como corresponde a tan joven proceso. La separación de una de las protoestrellas con las otras dos es de 61 y 184 UA. El disco de materia que las rodea tiene forma espiral, en razón a la inestabilidad.
      En la llamada OMC-1, nube molecular de Orión situada a unos 1.500 años-luz de nosotros, se están formando protoestrellas desde hace unos 100.000 años. Desde el Observatorio ALMA se ha detectado cómo dos de ellas han interactuado gravitatoriamente hasta acercarse y generar una explosión. El resultando del choque o roce ha sido el lanzamiento de materia en todas las direcciones a 150 Km/seg con una energía comparable a la emitida por el Sol en 10 millones de años; entre tal materia lanzada hay monóxido de carbono.
    Otra de Orión es la HH 212, a unos 1.300 años-luz de nosotros, que tiene tan solo unos 40.000 años de antigüedad. Su masa es 1/5 parte de la solar aproximadamente. Se alimenta de un disco de gas y polvo que la envuelve hasta unas 60 UA de distancia.


                            = ENANAS MARRONES

    Predichas desde 1963, son estrellas que se forman a partir de nubes de gas y polvo como el resto pero no llegan a encender la reacción nuclear por falta de masa (menos del 7,5 u 8% de la solar o bien al menos 12 o 13 veces la de Júpiter, si bien se han considerado ocasionalmente también las cifras de 15 veces y excepcionalmente de 10 -o algo menos- veces). Por ello no tienen brillo y se les ha asimilado como posibles integrantes de la llamada materia oscura del Universo. La mayor conocida (2002) es de una masa 75 veces la de Júpiter y en tal cifra se estableció el límite superior para su consideración como enanas marrones; también hay autores que fijan tal límite superior en 70 masas. Otra fuente cifra como límites de masa inferior y superior para considerarse enana marrón 17 y 80 veces la joviana. Desde luego, a partir de esa masa la estrella se encendería.

Tienen realmente un estado entre una estrella y un gran planeta y al no llegar a encenderse también se las llama estrellas fallidas y MACHO, según siglas en inglés de objetos de halo masivos compactos. El hecho de ser un puente entre las estrellas y los planetas gigantes es algo confirmado por los astrofísicos en 2004 tras estudios de entes de este tipo con masas entre 54 y 66 veces la de Júpiter de equipos internacionales en el IAC (Canarias), el ESO (sudamericano), el satélite Hubble y otros observatorios. Su temperatura, la de la mayoría, está en torno a unos 1.273ºK, pudiendo oscilar entre los 800 y 2.300ºK, y también han sido llamadas estrellas abortadas y hay quien les niega la categoría de estrellas, si bien tampoco les reconocen como planetas como es natural. Irradian más energía en el IR que en bandas visibles. En su detección espectroscópica (sobres los 670,8 nanómetros) se fijan los niveles de existencia del elemento litio. Las más frías y antiguas se supone que son mayoría, 90 veces más que las más jóvenes y calientes.

    Dadas sus características de baja temperatura y pequeño tamaño, y teniendo en cuenta la existencia de planetas gigantes en las estrellas, el límite de definición con estos últimos es difícil de establecer en muchos casos y las confusiones clasificatorias de los astrónomos entre planeta extrasolar y enana marrón son frecuentes. De hecho, se les achaca algún atributo propio de planetas, como las auroras polares.

    Por otra parte, según la clasificación espectral, las enanas marrones pueden ser de dos tipos, L y T, con temperaturas entre 800 y 1.200ºC las L y entre 500 y 800ºC las T, siendo las más comunes las L. Posteriormente se ha añadido un tercer tipo, el Y, para las marrones más frías. La temperatura de la más fría ha sido estimada entre 125 y 175ºC.
    El término de enana marrón se debe a la astrónoma americana Jill Tarter y data de 1975. En realidad, tal color no es el real de estos objetos, sino el rojo oscuro, casi negro.

    La primera enana marrón, descubierta a finales de los años 80, fue la G29-38B, que está acompañada de una enana blanca; su temperatura resultó de 1.200ºC y su diámetro de unos 200.000 Km. Por cierto, que sobre la enana blanca G29-38, comenzada a apagarse hace unos 500 millones de años, el telescopio espacial Spitzer hallaría un anillo de polvo de tipo cometario.

    Algunas descubiertas en las Pléyades, a partir de 1995, forman sistemas binarios y su tamaño oscila entre 40 y 70 veces el del planeta Júpiter. Una de ellas, denominada Teide 1, o Teide Pléyades 1, es de una masa 55 veces la de Júpiter y fue identificada por el Instituto Astrofísico de Canarias a una distancia de 400 años-luz. Otra, también en Las Pléyades e igualmente descubierta por tal Instituto, sería llamada Calar 1. Hasta 1998, en tal zona celeste, se habían encontrado 23 enanas marrones.

Otra, la GL229B, de un diámetro de menos de 50 veces el de Júpiter, tiene una rotación muy baja y su temperatura se estimó en 926ºC, brillando 250.000 veces menos que el Sol, respecto al cual tiene una masa del 8%; está 6.500 millones de Km de la estrella Gliese 229 en la constelación de Lepus, a 19 años-luz, y en la misma se detectó metano.

    La estrella marrón RG-0058.8-2807 es la más débil de cualquier tipo que se conoce, menos de la millonésima parte que el Sol.

    La LP 944-20, estudiada por el satélite Chandra en 1999 en la banda de los rayos equis, se encuentra a 16 años-luz de nosotros en la constelación de Fornax, y tiene unos 500.000.000 años de antigüedad. Su diámetro es de 60 veces el joviano o una décima parte del solar, pero su pasa es solo un 6% la del Sol. Su período de rotación es inferior a las 5 h.

    También en 1999 se identificó la denominada como NTTDF J1205-0744 en la constelación de Virgo, a unos 300 años-luz de nuestro Sistema. Es de una masa en torno a las 35 veces la de Júpiter (±10 veces). Tiene una antigüedad de menos de 1.000 millones de años.

    Otra enana marrón, la 2MASS 0415-0935, situada a 19 años-luz, fue en su momento catalogada como la estrella más fría, con solo unos cuantos cientos de ºC.

    Más lejana, a 50 años-luz, en la constelación de la Osa Mayor, hay una de 25 veces la masa de Júpiter y gira sobre la estrella G196-3.

    Una de las más pequeñas conocidas es TWA-5B, de una masa menos de 40 veces la de Júpiter, situada a 180 años-luz, en Hydra, de tan solo 12.000.000 de años de edad; gira en una órbita sobre una estrella a unos 16.500 millones de Km de distancia, casi el triple de distancia entre el Sol y Plutón. Según el satélite Chandra emite rayos equis.

    Otra enana marrón llamativa es SDSS J1254-0122, bastante fría, en la que, bajo estudios IR, se han creído ver nubes o manchas al modo de las de Júpiter que podrían contener silicatos.

    La denominada Epsilon Indi B, a su descubrimiento en 2002, resultó ser la más cercana. Forma parte de un sistema binario, con otra estrella de la que está separada 1.500 UA, que se encuentra a 11,8 años-luz de nosotros. Su masa está en torno a un 5% la solar.

    Solo en la Vía Láctea, entre enanas marrones y planetas solitarios, -se piensa a principios del Siglo XXI- podría haber más de 100.000 millones; es decir, casi tantos como estrellas.

    A mediados de enero de 2005 se dio a conocer el hallazgo de una curiosa enana marrón llamada ABDor C, localizada en la constelación de El Dorado, a 48 años-luz de nosotros. Su masa es 93 veces la de Júpiter y su brillo 100 veces menor que la estrella ABDor A de cuyo sistema forma parte y en torno a la que orbita a 2,4 UA de distancia; tal estrella tiene una edad de solo 50.000.000 años.

    Semanas más tarde se informó de otra enana marrón, la OTS 44, situada en la constelación del Camaleón, a unos 500 años-luz de nosotros, que tiene solo unas 15 veces la masa de Júpiter, lo cual es en tal momento un récord de poca masa para este tipo de estrellas. Descubierta en 2004, tiene girando sobre ella un planeta.

    Según se apuntaba en 2005 en base a las observaciones del satélite astronómico americano Spitzer, las enanas marrones son buenas candidatas a tener planetas visto que tienen abundancia de nubes de polvo y su aglutinamiento en el entorno (discos protoplanetarios). 

    En la primavera de 2006 se informaba del hallazgo de la enana marrón SCR 1845-6357B a solo 12,7 años-luz de nosotros, en la Constelación del Pavo, formando parte de un sistema en el que otra estrella es de una masa de un 10% la del Sol y sobre la que orbita a 4,5 UA de distancia. Su temperatura es de solo 750ºC.

    En mayo de 2007 se informaba del descubrimiento de que las enanas marrones emiten en las bandas de radio de modo significativo, emitiendo así en pulsos regulares y de potencia acusada, aunque inferiores, como es natural, a la de los púlsares de giro mucho más rápido. Tales emisiones, de ciclos de 2 o 3 h, se originan en los polos magnéticos de la estrella y son amplificadas de forma natural en los entornos generados.

    En el verano del mismo 2007 existía discrepancia sobre si el objeto XO-3b es una enana marrón o bien un planeta gigante. De una masa 13 veces la joviana, el XO-3b gira sobre su estrella en una órbita elíptica de 4 días de período. El problema es que en tal momento no está definido el límite entre los dos tipos de objeto, límite que da su masa.

    En 2009 se dio a conocer que el telescopio espacial Spitzer había hallado que las enanas marrones SSTB213 J041757, gemelas en un sistema doble en la nube Barnard 213, resultaban ser las más jóvenes, y frías, conocidas hasta entonces. Están a 450 años-luz de nosotros.

    En marzo de 2011 se informaba sobre el hallazgo del sistema binario CFBDSIR 1458+10, formado por dos enanas marrones, situado a 75 años-luz de nosotros. Las dos enanas resultaron ser además las dos más frías halladas hasta entonces con solo unos 100ºC, lo que es menos de lo delimitado para este tipo de estrellas fallidas.

    En el otoño de 2011 trascendió que la enana marrón denominada como 2MASS J21392676+0220226 registraba en sus capas superficiales o atmósfera una gran actividad al modo de la atmosférica de nuestros grandes planetas. Se habló entonces de la mayor tempestad nunca observada al modo de tales planetas.
    La enana marrón considerada (2012) como más fría es la llamada J1047+21, situada a 33,6 años-luz de nosotros, en la Constelación de Leo, y cuya detección se realizó en las bandas de radio desde el radiotelescopio de Arecibo. Es solo 5 veces más caliente que nuestro planeta Júpiter.
    Pero en 2014 la más fría encontrada pasó a ser WISE J085510.83-071442.5, situada a 7,2 años-luz de nosotros, que tiene temperaturas aun menores, de entre -13º y -48ºC. Su masa está en torno a unas 6 o 7 veces la joviana, rayando su catalogación con la de planeta. En la misma, también llamada W0855, se han hallado las primeras evidencias de nubes con hielo de agua fuera del Sistema Solar.
    En 2013 se pone de relieve el descubrimiento gracias al ingenio espacial WISE de que las 2 enanas marrones que forman el sistema llamado WISE J104915.57-531906 están a 6,5 años-luz de nosotros, en la constelación de la Vela, y son el tercer sistema solar más cercano al nuestro. También son llamadas Luhman 16AB. La más débil muestra una superficie cambiante según las variaciones de su brillo, de modo que se ha confeccionado un mapa al respecto, el primero de tal tipo.
     WISE J0304-2705 es una enana marrón de una masa unas 25 veces la de Júpiter que se cree de las estrellas más antiguas de la Vía Láctea. Actualmente se muestra muy fría con temperaturas de 150ºC o menos.
      En la enana marrón de tipo L denominada W1906+40 se descubrió en 2015 una enorme tormenta o nube oscura del tamaño de la Gran Mancha Roja de Júpiter, cosa no muy propia de una estrella, aunque el tamaño de la misma también es similar al joviano. La citada tormenta se cree que persiste desde hace al menos 2 años y gira sobre la estrella con un período de 9 h. La temperatura de la estrella es elevada para este tipo de objeto, de unos 1.900ºC, pero muy fría en relación a otras estrellas. Fue estudiada por los ingenios espaciales Spitzer y Kepler.
    En 2017 la enana marrón más masiva conocida es SDSS J0104+1535, que está a unos 750 años-luz de nosotros. Muy antigua, se cree formada hace unos 10.000 millones de años, está constituida en un 99,99% de H y He, y tiene una masa de un 90% la joviana.
    En 2018 se observó que dos enanas marrones, denominadas Epsilon Indi B y Epsilon Indi C, resultaron tener 70 y 75 masas jovianas, pero no han llegado a encenderse como estrellas. Van acompañadas de la estrella Epsilon Indi A.
    Una llamativa es EPIC 212036875b, que rota con un período de 5,17 días a solo 0,06 UA, casi 9 millones de Km de la estrella que tiene por compañera, cosa poco habitual; tal estrella principal es de tipo espectral F7V y es un 41% mayor que el Sol, un 15% de mayor masa que el mismo, una antigüedad un poco mayor, con unos 5.100 millones de años, y una temperatura de casi los 6.000ºC. Aunque tiene unas 51 masas la de Júpiter, es un 17% de menor tamaño que el mismo. Su temperatura se ha estimado en menos de 1.200ºC. 

                      = ROJAS, AMARILLAS, BLANCAS Y AZULES

    No es posible en la diminuta escala humana del tiempo ver toda la evolución de una estrella, desde su apelmazamiento de materia y encendido del horno nuclear hasta sus violentas fases finales. Pero tenemos millones de muestras de todos los estados evolutivos e intermedios posibles. Hasta aquí hemos visto características generales de las estrellas y los principios de sus vidas. Toda la escala de estados posibles de las estrellas en su estado estable o apacible se denomina, como ya se indicó, secuencia principal.

Los estados adultos de una estrella se caracterizan como se ha indicado por su masa y ello determina su temperatura y por tanto su color. En general, el color, del rojo hacia el azul, señala en el mismo orden espectral la mayor temperatura; es decir, una estrella roja tiene menor temperatura que una blanca, y ésta a su vez es más fría que una azul.

    En general, las estrellas enanas rojas, amarillas, blancas y azules, marcan el estado adulto de una estrella. Las fases finales las hace convertirse en gigantes rojas y de otros colores hasta acabar por ser una enana blanca, pasando por novas o supernovas, etc.

    Aunque han sido referidas anteriormente, ampliamos en este apartado algunas características de las estrellas adultas.

    Dejamos pues atrás en primer lugar a las más frías, las citadas marrones y nos encontramos con otras también frías, con temperaturas que van de los 1.200 a los 2.600ºK y cuyo color oscila entre tonos rojizos, rojo vivo, anaranjado, etc. Domina en ellas el contenido en hidrógeno y carbono.

    Las enanas rojas tienen temperaturas del orden los 2.800ºC y su masa es más del 7% de la de nuestro Sol, que es la mínima para encender el horno nuclear de una estrella. Este tipo finalizan su vida como enanas blancas si bien no llegan a tal estado por igual proceso de las demás. También pueden proceder del colapso de gigantes rojas. Este tipo de estrellas es quizá el más abundante del Universo. En nuestra galaxia se ha estimado que lo ¾ partes son enanas rojas. Suelen ser estables y tener larga vida. Por todo ello se ha estimado que la zona de habitabilidad para sus planetas es más cercana a la estrella comparativamente a nuestro Sistema Solar; también es posible que su día esté sincronizado con su año, lo que significa que ofrecerán muchos de los planetas su misma cara a la estrella y la faz contraria estará en permanente oscuridad, lo que implicará una interesante dinámica convectiva de sus atmósferas y lo mismo ocurrirá con las corrientes marinas, si hay océanos.  
    Puede ocurrir que haya alguna enana roja con distintas características a las habituales. Así tenemos por ejemplo la TVLM 513-46546, situada a unos 35 años-luz de nosotros, que tiene un enorme campo magnético, de cientos de veces el del Sol, a pesar de ser relativamente fría. Esta estrella, que gira dando una vuelta cada 2 h, tiene fuertes erupciones, superiores también a las solares; su masa es de menos de 1/10 parte de la del Sol.  
    También son rojas otras distintas las del tipo espectral M, con temperaturas ya algo más elevadas (de 2.600 a 4.000ºK), pero que tienen masas gigantes y domina en ellas el contenido en hidrógeno y calcio. Son ejemplos las estrellas Antares y Betelgeuse.

    Las del tipo K son de color amarillento-anaranjado, con temperaturas que oscilan entre los 4.000 y 5.000ºK. Son también de masa gigante y tienen un contenido dominante en hidrógeno, calcio, hierro e hidrocarburos. Son ejemplos las estrellas Arturo y Aldebarán.

    Las del tipo G son amarillas cuya temperatura oscila entre los 5.000 y 6.000ºK. Tienen una masa media y un contenido dominante en hidrógeno y calcio. Viven más de los 10.000 millones de años y tienen una vida tranquila al contrario que otras. Son estrellas ejemplo de este tipo Capella y nuestro Sol, que se clasifica así como G2v.

    Las del tipo F son blanco-amarillentas y su temperatura va de los 6.000 a los 8.000ºK. Tienen un contenido dominante en hidrógeno, calcio y metales. Es ejemplo de este tipo la estrella Canopus.

    Las estrellas del tipo A son blancas con temperaturas que oscilan entre los 8.000 y los 12.000ºK. Son de gran masa y domina en ellas el contenido en hidrógeno; también tienen un poco de calcio ionizado. Son ejemplos de las mismas las estrellas Sirio (A1) y Vega.

    También las del tipo B pueden ser blanquecinas, pero ya azulado, y tienen temperaturas oscilantes entre los 12.000 y 30.000ºK. Son de gran masa, generalmente entre 2,5 y 20 veces la solar, y su contenido dominante es el helio; también hay silicio, magnesio, nitrógeno y oxígeno. La atmósfera de este tipo de estrellas forma una verdadera envuelta que se nutre de las emisiones de la propia estrella y que tiende a perder materia hacia el espacio en un ciclo de actividad con la consiguiente variabilidad. Son ejemplos de estas estrellas Trapecio y Rigel.

    Las estrellas azules, tipo O, tienen elevadas temperaturas, entre los 30.000 y los 40.000ºK. Su masa es grande y contienen helio, oxígeno y nitrógeno ionizados. Se corresponden a la fase final de las novas. Según un estudio del ESO (2012, sobre 6 grupos de la Vía Láctea), ¾ partes de este tipo de estrellas están en sistemas binarios e interactúan en casi la mitad de los casos succionando materia de la estrella compañera. 

    Por último, las estrellas de Wolf-Rayet, del tipo W, son de color blanco verdoso y su temperatura es muy elevada, de hasta 100.000ºC. Contienen helio ionizado, carbono y nitrógeno, principalmente (también, en menor medida, oxígeno, neón, magnesio y silicio, y un núcleo de hierro), y su vida es muy corta al crearse con gran masa y evolucionar pronto hacia la fase de gigante roja. Pierden grandes cantidades de materia, principalmente helio y nitrógeno o de carbono aparecido en el ciclo de Bethe. Son poco comunes. Deben su nombre a los astrónomos franceses Charles Wolf y Georges Rayet que las identificaron en 1867.


                       = GIGANTES ROJAS

    Cuando una estrella consume su combustible hidrógeno incrementa su tamaño y brillo, luciendo el color rojo y así se convierte en una gigante roja. Son pues estrellas viejas y poco abundantes, a razón de 1 por millón de estrellas. Brillan con una intensidad equivalente entre 10.000 y un millón de veces la del Sol debido a su gran tamaño, pero en realidad son relativamente frías con unos 3.900ºK. Pierden masa con mucha rapidez y su espectro delata la casi exclusiva existencia en las mismas de elementos, muy poco comunes en otras estrellas, como el vanadio, el cobalto y el zirconio. Su tamaño y su mecánica nuclear que las hace expandirse y contraerse las hace ser variables, inestables o fluctuantes, con períodos o ciclos que pueden ir de días a años. Según se sedujo en 2006, aproximadamente un tercio de tales estrellas son asimétricas debido tales irregularidades, y son como se prevé que vaya a ser nuestro Sol cuando esta fase de su vida final.

Pueden ser simplemente gigantes o supergigantes, según la masa que tengan. Las supergigantes rojas son hasta 1.000 veces del diámetro del Sol. Son ejemplos de estas estrellas las conocidas Antares y Betelgeuse; Antares, la alfa de Escorpión, es una doble supergigante roja tipo M0 de primera magnitud que tiene 390 veces el diámetro solar y está a 250 años-luz (620 años-luz según otra fuente); sobre la misma se hace en 2017 (VLTI del ESO) el primer mapa de la superficie y dinámica de la atmósfera en una estrella distinta al Sol. Otra, la llamada Mu Cephei, es tan grande que ocupa un volumen tal como la enormidad de 10.000 millones de veces el Sol, medida que no es fácil de imaginar.

    En el proceso de vida de las gigantes rojas que las lleva a su desaparición como tal se sucede, tras una enorme dilatación de la superficie, la fusión nuclear de helio a carbono durante 1 millón de años, y luego a otros elementos hasta llegar al hierro en su caso, en el que acaba la evolución energética y se produce el colapso. La producción de carbono y oxígeno lleva a estos más pesados elementos hacia el centro de la estrella mientras el hidrógeno que hay aun sigue su proceso en las capas exteriores, seguido del helio. La contracción del núcleo de carbono y oxígeno, inertes ya y cada vez más densos, se produce a la vez que se expanden las capas más externas, característica propia ya de la nueva estrella, la gigante roja.

En las últimas fases, durante unos 1.000 años aumenta la temperatura y se producen elementos neón, sodio, magnesio, silicio, azufre y más helio, así como finalmente el hierro citado. El núcleo en una supergigante roja ordena los principales elementos de dentro hacia fuera, sucesivamente, así: hierro, sulfuro y silicio, magnesio, oxígeno y neón, carbono y oxígeno, helio y finalmente hidrógeno.

Cuando se acaba el combustible, la temperatura es de 170 millones de ºC y el núcleo se contrae. Al aumentar la densidad, los protones se unen a los electrones y se produce una estrella de neutrones que emite neutrinos para, tras palpitar en contracciones, inmediatamente explotar. Es entonces cuando pasa a ser una supernova. También puede ocurrir antes que el consumo de energía sea tan grande que antes de la explosión se convierta temporalmente en una supergigante azul. Otra posibilidad es que tal estallido no se llegue a producir al perder casi toda la masa antes porque otra estrella muy cercana se la extraiga.

Por supuesto, en tal expansión de estas estrellas (o cualesquiera otra), los posibles planetas que tengan en su entorno son tragados literalmente, evaporados y quemados, como es natural, salvo que su órbita sea muy distante. Como ejemplo probado de tal extremo por el ingenio espacial Kepler tenemos el caso de la estrella KIC05807616, hoy una enana de tipo B, que quemó en su expansión a dos de sus planetas cercanos; éstos habrían sido gaseosos y hoy, por ello, son rocosos con temperaturas de 9.000ºC.

En 2007 se dedujo que las estrellas gigantes rojas que tienen en su respectivo sistema planetas tenían un mayor contenido de hierro, y metales en general, que se creen procedentes, por contaminación, de sus propios planetas. Las gigantes rojas sin planetas tienen la mitad de hierro.

En 2010 se dio a conocer la existencia de una curiosa gigante roja, CW Leonis, o IRC+10216, situada a 500 años-luz de nosotros en la constelación de Leo, y que es rica en carbono y tiene la particularidad de estar envuelta en vapor de agua. Ello es significativo por la posibilidad de combinaciones de agua y el carbono, y así se identificaron sorprendentemente en el entorno de la estrella más de 30 moléculas de este tipo. La estrella es 10.000 veces menos luminosa que el Sol.


                    = NOVAS


    Proceden de las estrellas gigantes rojas que de repente multiplican su brillo entre 10.000 y 1.000.000 veces, con magnitud en más de 14, para volver a quedar aproximadamente como antes en cuestión de unos días, semanas, meses a lo sumo; según este factor se clasifican en lentas (con período entre 81 y 150 días), rápidas (entre 10 y 81 días) y muy rápidas (de menos de 10 días). Ese aumento de brillo es debido a la explosión de sus capas más externas una vez que consume su combustible helio y en tales momentos explosivos liberan materia, pero solo en una cuantía de 1 cienmilésima parte de toda la tenida por la estrella. Ese repentino brillo la hace –aparentemente- surgir como “nueva” en el cielo y de ahí su nombre de nova; se aplica también novae en plural); la aplicación del término data de 1848 y se debe al francés Édouard Roche, aunque hay quien lo remite a Tycho Brahe en 1572. Son pues un tipo de estrella variable.
    Las novas son también el resultado de la actividad de una enana blanca con una estrella compañera en un sistema binario; tal actividad es la extracción de materia de la misma.

Brillan mucho menos que las supernovas (como máximo 1.000 veces menos) y al contrario que éstas puede volver a brillar tardando tanto como más energía tenga con un período de hasta 10.000 años, pero que también puede ser mucho menor, de hasta 10 años. Así que el tipo de novas que pueden repetir el proceso en el plazo de unos años se llaman novas recurrentes, u ordinarias; su temperatura máxima puede ser más de los 100.000.000ºK. La explosión de una nova puede ocurrir también cuando una enana blanca se nutre de una nube discoidal de gas procedente de una estrella compañera y llega a un límite de masa; en tal caso la temperatura es de unos 100.000ºK.

Otro tipo son las novas enanas cuya temperatura puede llegar a ser de 10.000ºK. En cualquier caso, en las mismas tienen lugar los ciclos de fusión nuclear del carbono, nitrógeno y oxígeno, mientras que en otras hay abundancia de oxígeno, magnesio y neón (llegando por ello incluso a llamarse novas de neón). En realidad, al contrario que algunos otros tipos de estrellas, no hay dos novas iguales.

También se citan las llamadas novas primordiales, las primeras que aparecieron en la historia del Universo, a tan solo unos 200 millones de su existencia, y cuyas explosiones, más energéticas que las de las novas normales (pero menos que las de las supernovas), se supone que generarían diferentes elementos químicos por encima del calcio y hasta en zinc.

    Se cree que existe relación entre las novas y las estrellas variables. Se producen en nuestra galaxia anualmente un promedio de 35 novas, si bien solo resulta observable un 15%. Es en la parte central de la Vía Láctea donde más se ven, así como en las galaxias cercanas a la nuestra.

    Su estudio en diversas líneas espectrales, como la UV, aporta datos, entre otras cosas, sobre la distancia de galaxias lejanas, sobre emisiones de rayos equis blandos, etc. Se cree (2016) que también podrían contribuir a la creación y dispersión de algunos elementos químicos (estudio de la Nova Delphini de 2013 en la que se hallaron altos niveles de los elementos oxígeno, nitrógeno, carbono,  neón, silicio, magnesio y aluminio).

    El fenómenos de las novae ha sido registrado a lo largo de la historia, destacando la vista por Tycho Brahe en 1572 sobre Casiopea, o la de Galileo de 1604 en la constelación Serpens. En época más moderna resalta la nova de junio de 1918 en el Águila.

    En 1998, la nova V2487 Oph, sistema constituido por una enana blanca y otra compañera de la que se nutre, fue observada con el satélite europeo XMM y se vio cómo se recuperaba tras una fase explosiva. A los 2,7 años la nova volvió a repetir el fenómeno, en menos tiempo del hasta entonces creído.

    Con ayuda del telescopio espacial Hubble, en febrero de 1992 se observó en la constelación del Cisne una nova con un detalle como nunca hasta entonces se había logrado. Situada a 10.430 años-luz, tal nova mostró con claridad el anillo de gas expulsado, que extiende hasta 60.000 millones de Km, y en el mismo se apreciaron algunas protuberancias y el rastro lineal debido a una estrella compañera con la que formaría un sistema binario o bien por algún chorro de gas de la propia nova.

    En enero de 2002, una particular nova, la V8 Monocerotis, situada a 20.000 años-luz de nosotros, se expandió de forma destacada e incrementó repentinamente y solo durante breve tiempo su luminosidad hasta ser el mayor de nuestra galaxia a vista nuestra en tales momentos, a la vez se enfrió su superficie. Observada con el Hubble, dejó entonces una cáscara de polvo y gas que refleja vistosamente la luz de la estrella; es una nova extraña al no expulsar curiosamente las capas externas de la misma.

    En 2007, gracias a su particular cronología en las emisiones en la banda de los rayos equis captadas por el satélite Newton, se determinó la existencia de una nueva clase de novas. Se cree que ello tiene que ver con la evolución de la estrella y su masa.
    En 2013 se da a conocer que la nova del sistema binario T Pyxidis, situado a 15.600 años-luz de nosotros, libera en explosiones de ciclos entre los 12 y 50 años, que la hacen incrementar su brillo  unas 10.000 veces en un solo día, materia que está formando un disco de polvo y gas en su alrededor.
    Otra señalada es la Delphini 2013, o V339, detectada el 14 de agosto de tal año por el japonés Koichi Itagaki, y que se ha dejado a simple vista con una magnitud de 4,3. La misma ha servido para el estudio sobre el origen del elemento litio al detectarse por vez primera en una nova. Se ha identificado el berilio radiactivo 7Be, originado por la fusión de 3He y 4He, y el que al cabo de 53 días de vida media se transmuta en litio 7Li, como se preveía en los modelos teóricos. 
    El 22 de marzo de 2015 llega a su máximo brillo en la constelación de Sagitario la Nova Sagittarii 2015-Nº 2. Se fue atenuando en los cuatro días siguientes para luego volver a incrementar su luz.


                = ENANAS BLANCAS

    Al final de la vida de una estrella el resultado es una supernova o, quedándose atrás en el proceso, una gigante roja. En ambos casos, la estrella expulsa sus capas más externas, de He puro, con alguna capa a veces aun más externa de H, que pasan a ser una nebulosa planetaria, y deja en el centro una enana blanca. La mayoría de las