EL UNIVERSO ENCENDIDO

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JAVIER DE LUCAS LINARESJAVIER DE LUCAS LINARESJAVIER DE LUCAS LINARESJAVIER DE LUCAS LINARES
EL UNIVERSOEL UNIVERSOEL UNIVERSOEL UNIVERSO
ENCENDIDOENCENDIDOENCENDIDOENCENDIDO

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INDICEINDICEINDICEINDICE
LAS ESTRELLAS
EL CATALOGO MESSIER
OTROS CATALOGOS ESTELARES
CONSTELACIONES ESTACIONALES
UNA MIRADA AL CIELO
LA NEBULOSA DEL CANGREJO
LAS PLEYADES
CATALOGOS BASICOS
EL DIAGRAMA HERTZSPRUNG-RUSSELL
CURIOSIDADES ASTRONOMICAS
LOS PRIMEROS OBJETOS MESSIER
COORDENADAS ASTRONOMICAS
ADIOS PLUTON

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Javier de Lucas Linares es natural de Madrid, Licenciado en Ciencias Químicas
por la Universidad Complutense de Madrid, Doctor en Ingeniería Química y
Catedrático de Física y Química. Ha escrito, entre otros, los siguientes libros,
ensayos y monografías:
Dentro del ámbito científico:
ABSORCION CON REACCION QUIMICA (1972), PENSAR EN FISICA (1974),
FISICA INICIAL (1978), DETRÁS DE LAS FORMULAS (1980), CALCULOS
QUIMICOS (1982), FISICA Y QUIMICA EN BACHILLERATO Y COU (1983),
INGENIERIA QUIMICA PRACTICA (1983), QUIMICA FUNDAMENTAL
NUMERICA (1985), HACER FISICA (1986), HACIA LA UNIFICACION (2002),
PALABRAS EN LA CIENCIA (2000), PARTICULAS ELEMENTALES E
INTERACCIONES FUNDAMENTALES (1998), INTRODUCCION A LA FISICA
MODERNA (1995), TEMAS CIENTIFICOS DE ACTUALIDAD (1993) y
PROGRAMACION Y OTRAS CUESTIONES (1996), TODO ES FISICA (2000),
DETRÁS DE LAS FORMULAS (2001), SINFONIA COSMICA (2002),
HACEDORES DE MUNDOS (2002), HORIZONTES COSMOLOGICOS (2003),
HACIA LA TEORIA FINAL (2003), VISIONES DEL FUTURO (2004)
En colaboración con otros autores:
QUIMICA INORGANICA (1971), INGENIERIA QUIMICA (1973), GEOMETRIA
ANALITICA (1974), QUIMICA ORGANICA (1975), FASES Y EQUILIBRIOS
(1976), CINETICA Y ELECTROQUIMICA (1977), FUNCIONES DE
PARTICION, ECUACIONES DE GASES Y TEORIA CINETICA (1978),
QUIMICA FISICA (1978), TEORIA ATOMICA (1979), QUIMICA ANALITICA
(1980), ELECTRICIDAD Y ELECTROMAGNETISMO (1981), CORRIENTE
CONTINUA (1983), CORRIENTE ALTERNA (1983), TRANSMISION DE
CALOR, EVAPORACION Y TRANSFERENCIA DE MATERIA (1984),
RESISTENCIA DE MATERIALES (1986), TERMOTECNIA (1986),
METALURGIA (1987), ECONOMIA INDUSTRIAL (1987), ABSORCION,
DESTILACION E INTERACCION AIRE-AGUA (1988) y GENERALIDADES
SOBRE FLUIDOS (1991)
Dentro del ámbito del ensayo y la monografía, ha escrito, entre otros, los
siguientes textos:

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RELATIVIDAD ESPECIAL (1993), MECANICA CUANTICA (1994), SOBRE LA
HISTORIA DEL TIEMPO (1994), ACOTACIONES AL OGRO REHABILITADO
(1995), EL UNIVERSO HOY (1996), HAWKING PARA TODOS (1996),
ORIGENES (1997), A PROPOSITO DE DOLLY (1999), LOS ASTRONOMOS
(1999), COMETAS, ASTEROIDES Y METEORITOS (2000), ASTRONAUTICA
(1992), EL ORIGEN DEL UNIVERSO (1991), OBSERVACION DEL CIELO
(1985), ESTRELLAS DE NEUTRONES (1987), AUSENCIA DE LIMITES
(1996), MUCHOS UNIVERSOS (1996), AGUJEROS NEGROS (1992), DIOS Y
EL BIG BANG (1999), EL INFINITO (1988), LAS SUPERCUERDAS (2000),
CONSTANTE COSMOLOGICA (1997), HORIZONTES COSMOLOGICOS
(1992), LA TEORIA DINEMO (1999), EL PRINCIPIO ANTROPICO (1989),
ORIGEN DE LA VIDA (1987), TEORIAS SOBRE LA UNIFICACION (2000), LO
DIJO EINSTEIN (1984), LO DIJO HAWKING (1992), GRAVEDAD CUANTICA
(2001), LOS GRANDES FISICOS (1981), PREMIOS NOBEL DE FISICA
(2001), LO DIJO MAXWELL (1981), TEORIA DEL CAOS (1987), TEORIAS
DEL CAMPO UNIFICADO (2000), TEORIAS RENORMALIZABLES (2000),
DESINTEGRACION DEL PROTON (2001), ASIMETRIA MATERIA-
ANTIMATERIA (2001), MAS ALLA DE LAS GUTS (2001), MONOPOLOS
MAGNETICOS (2001), UNIFICACION DE LA GRAVEDAD (2002),
SUSUPERSIMETRIA Y SUPERGRAVEDAD (2002), TEORIA KALUZA-KLEIN
(2002), QUINTA DIMENSION Y MAS ALLA (2002), TEORIAS DE CUERDAS
(2001), TEORIAS DE SUPERCUERDAS (2002), LAS DIMENSIONES EXTRAS
(2000), LAS DUALIDADES (1999), LA TEORIA M (2001), EFECTOS
BEKENSTEIN-HAWKING (1998), EL PORQUÉ DE LAS SUPERCUERDAS
(2001), CONTROVERSIAS DE LAS SUPERCUERDAS (2001), CURSO DE
JAVASCRIPT (1996), GLOSARIO INFORMATICO (1996), VIRUS
INFORMATICOS (1995), APPLETS DE JAVA (1997), CURSO PRACTICO DE
JAVA (1998), ALGO DE HACKING (2000), EL ODIOSO SPAM (2002),
ASALTO AL ORDENADOR (2001), DE DVD A DIVX (2004), TRUCOS DE
WINDOWS XP (2005), SOBRE EL ENSAMBLADOR (1997), SOBRE EL
BASIC (1995), TERMINOS INFORMATICOS (1999), GALLETAS O COOKIES
(2001), EL PROTOCOLO TCP/IP (1999), LA PLACA BASE (1997), EL
LENGUAJE PHP (2000), INTRODUCCION A UNIX (1999), CURSO DE
PROLOG (2002), MONTAJE DE UNA RED (2000), ORIGEN DE INTERNET
(2000), TELEMATICA (1998), AQUEL WINDOWS 3.1 (1993), EL LENGUAJE
PERL (2001), ORIGEN DEL HOMBRE (2003), SOBRE EL TEOREMA DE
GÖDEL (2003), MIS FRASES FAVORITAS (1999), ANECDOTAS
MATEMATICAS (2001), EL REDUCCIONISMO (2002), POR QUÉ DROGAS
NO (2001), POR QUÉ ALCOHOL NO (2002), ALQUIMIA Y QUIMICA (2003),
SINOPSIS QUIMICA (2001), BIBLIOQUIMICA (2000), ORIGEN DE LA VIDA
(2001), QUIMICA AMBIENTAL 1998), GUIA DE QUIMICA (2002), QUÉ SON
LOS PLÁSTICOS (2001), QUIMICA ATMOSFÉRICA (2000), QUÉ SON LAS
VITAMINAS (2002), FERMENTACION (2000), DROGAS DE DISEÑO (2003),
LOS MATERIALES (2004), ESTADO SÓLIDO (2004), ASPECTOS DE
QUIMICA ORGANICA (2003), ASPECTOS DE QUIMICA TECNICA (2004),
LOS ANTIBIOTICOS (2002), EL BENCENO (2003), LAS BIOMENBRANAS Y
EL TRANSPORTE (2001), PETRÓLEO Y CARBÓN (2000), TONTERIAS
CIENTÍFICAS (1996), BREVE MONOGRAFIA SOBRE LENGUAJES DE
PROGRAMACION. EL LENGUAJE JAVA(1995) LENGUAJES DE BAJO
NIVEL: APUNTES DE ENSAMBLADOR(1996), SEGURIDAD INFORMATICA.

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BREVE MONOGRAFIA SOBRE EL MUNDO HACKER(1998),
INTRODUCCION A LA PROGRAMACION EN LENGUAJE C(1999), CURSO
DE HTML(2000)...
En el terreno literario, y dentro del ámbito de la poesía, ha escrito los siguientes
libros:
CANCIONES DE HACE MIL AÑOS (1973), ALGO (1974), COMIENZA EL
CONCIERTO (1975), PAISAJE (1976), PRONTO Y TARDE (1977), SONETOS
(1977), A LAS DOCE (1978), MI META (1978), Y VOLAR (1980), RINCON DE
AUSENCIAS (1986), RINCON DE AUSENCIAS II(1986), AMORES
PERDIDOS, AMORES ETERNOS (1989), PIEL LEJANA (1993), APUNTES
DEL 96 (1996), AL ATARDECER (1997)), ARBOL SIN HOJAS (1998), MI
PATRIA (1999)
Dentro del género de la novela, ha escrito, entre otras, las siguientes
LA NOVIA DEL VENDAVAL (1970), MAS FUERTE QUE LA LEY (1971), SIETE
JINETES NEGROS (1972), EL DEMONIO EN EL SANTO (1973), EL ANGEL
TRISTE (1974), EL JINETE DEL ARCO IRIS (1975), LA MANO INOLVIDABLE
(1976), CUENTOS DE MUERTE (1978), LA CANCION DEL INVIERNO
(1979)...
Algunos de sus relatos son:
VEN Y MUERE (1967), EL CARNAVAL DE LOS VIEJOS HEROES (1967),
AQUE VIEJO, FIEL AMIGO (1968), EL FANTASMA NEGRO (1968), ERAN
TRES SOLDADOS (1968), LA VENGANZA (1968), SOLUBILIDAD (1969), EL
HOMBRE QUE VINO TINTO (1969), UNO, DOS, TRES, CUATRO (1970),
RANDALL (1970), ESE SEÑOR (1970), EL HOMBRE PURO (1971), LA
TERCERA (1973)
Ha incursionado en la autoría y composición musical, escribiendo cerca de 400
canciones durante la década de los setenta y los primeros ochenta, recogidas
algunas de ellas en los siguientes volúmenes:
ENTRE TU PIEL (12 canciones) (1978), A LAS DOCE (12 canciones) (1979), A
UNA NIÑA (12 canciones) (1980), QUE BONITO ES EL AMOR (23 canciones)
(1981) CON AMOR (11 canciones) (1963), CARTA A UNA NIÑA (17
canciones) (1963), SE (12 canciones) (1964), DE TRAPO (12 canciones)
(1966), TOMA MI MANO (30 canciones) (1967), CERCA Y LEJOS (17
canciones) (1967), AMOR Y PENAS (24 canciones) (1968), AHORA TENGO
CORAZON (13 canciones) (1971), A VECES (12 canciones) (1972), SONETO
(17 canciones) (1973), HOMBRE DE PASO (29 canciones) (1974), LA ROSA
(13 canciones) (1974), ALERTA (12 canciones) (1975), MIRAME (9 canciones)
(1976), ULTIMO HOGAR (13 canciones) (1977), JAULA DE ORO (12
canciones) (1982), VIDA MIA (10 canciones) (1982), CUATRO ROSAS (10
canciones) (1983), MUNDO APARTE (12 canciones) (1984), SOMBRAS (12
canciones) (1985), VAMONOS GUITARRA (11 canciones) (1986),

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CANCIONES DE HACE MIL AÑOS (14 VOLUMENES) (Recopilación 239
canciones)
Comenzó su andadura literaria escribiendo cuentos, alguno de los cuales aun
conserva:
EL VALS DE LOS PISTOLEROS (1963), LAWRENCE (1964), AGENTE
FEDERAL (1964), MISTERIO EN EL HIPODROMO (1964), REVANCHA DE
PLOMO (1964), EL INFALIBLE FARROW (1964), FORT INGLADA (1964),
CUATREROS EN NEVADA (1965), CUANDO LOS NAIPES HABLAN (1965),
FUE UN GUN MAN SENSACIONAL (1965), RASSENDEAN (1965), VAMPIRO
EN EL SUDOESTE (1965), AL NORTE DE TEXAS (1965), LOS COLTS DEL
BLANCO MISSOURI (1965)...

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LAS ESTRELLAS
Una parte importante del trabajo científico consiste en clasificar y ordenar los
objetos que estudia. Veamos como proceden los astrónomos con las estrellas.

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Todo empezó con el genial astrónomo
griego, Hiparco de Nicea, quien intentó
por primera vez hacer una clasificación
de las estrellas. Su trabajo no nos llegó
directamente, sino por los comentarios
realizados por otro gran astrónomo de la
antigüedad, Claudio Ptolomeo.
Lo que hizo Hiparco fue enumerar a las
veinte estrellas más brillantes a simple
vista, y las calificó como de “primera
magnitud”. A las siguientes en brillo, las
llamó de “segunda magnitud”, y así
sucesivamente, hasta llegar a las que
apenas eran perceptibles a simple vista,
y las ubicó en la “sexta magnitud”.
Si bien actualmente se utiliza también
un sistema de magnitudes aparentes, es
decir, de la luminosidad de las estrellas
tal como se las ve desde la Tierra, la
escala ha dejado de ser subjetiva y
aproximada, habiéndose establecido
una base matemática para el cálculo. Se
utiliza para esto la siguiente ecuación: m
= -2,5 log(I), donde “m” es la magnitud
de la estrella e “I” su intensidad con
respecto a la de la estrella Vega, que ha
sido tomada como patrón.
En el nuevo sistema matemático, se ha
establecido que la relación de los brillos sea de 100 veces cada cinco
magnitudes, es decir, que cada grado de magnitud hace que un objeto dado
sea 2,5119 veces más brillante que otro objeto cuya magnitud sea
numéricamente mayor en una unidad.
Hiparco de Nicea (194 aC - 120 aC).
Fue el astrónomo más grande de la
antigüedad. Su catálogo de posición y
brillo de 850 estrellas fue superado
recién en el siglo XVI. Descubrió la
precesión de los equinoccios, midió la
distancia y tamaño de la Luna, e
inventó la trigonometría esférica.

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El Sol tiene una magnitud aparente de -
26, la Luna de -12,5 y la de Venus -4,74
(son negativas). Si bien a simple vista
(es decir, sin ayuda de instrumentos
ópticos) es posible ver objetos de hasta
magnitud 6, ésto solamente se logra en
condiciones de no-contaminación
lumínica. En las ciudades es muy difícil
ver objetos de magnitudes mayores a 3
o 4, en el mejor de los casos.
La espectroscopía estelar ofrece una
buena forma de clasificar a las estrellas,
de acuerdo con sus líneas de absorción.
Las líneas particulares de absorción
pueden ser observadas solamente en
un cierto rango de temperaturas, ya que
solamente dentro de ese rango estén
ocupados los niveles atómicos de
energía involucrados.
Actualmente, existen dos tipos de
clasificación espectral: el catálogo de
Henry Draper, realizado en la
Universidad de Harvard a principios del
siglo XX. y el catálogo del Observatorio
de Yerkes, de 1943.
Ambos tipos de clasificación son
complementarios.
Claudio Ptolomeo (85 -165).
Nacido en Egipto, astrónomo y
geógrafo, fue el último de los grandes
científicos de la antigüedad.
Recopiló los conocimientos de su
época, incluyendo las observaciones
de Hiparco y las suyas propias,
creando una obra en 13 volúmenes
que durante los catorce siglos
siguientes dominó el pensamiento
occidental. Esta obra llegó a Europa
en una versión traducida al árabe,
conocida como”Almagesto”. El propio
Ptolomeo la había titulado “Sintaxis
Matemática”.

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Clasificación de Harvard (espectros y temperatura superficial)
Esta clasificación estelar es la más comúnmente usada. Las clases se listan
normalmente desde las más calientes hasta las más frías, y son las siguientes:
La razón para este extraño conjunto de letras es histórica. Cuando se
comenzaron a registrar los primeros espectros de las estrellas, se observó que
estos objetos presentaban líneas espectrales de hidrógeno con energías muy
diferentes.
Fue así que originalmente se clasificó a las estrellas según la energía de la
serie balmer de líneas de hidrógeno, en un rango que iba desde el tipo A (las
más fuertes) hasta la Q (las más débiles). Luego, entraron en escena otras
líneas neutras e ionizadas (líneas de calcio, de sodio, etc.).
Pero posteriormente se notó que algunas de estas clases eran realmente
duplicados de otras, y entonces fueron eliminadas. Fue mucho más tarde que
se descubrió que la energía de las líneas de hidrógeno estaba conectada con
la temperatura superficial de la estrella.
Estas clases fueron subdivididas después utilizando números arábigos (0 a 9).
Por ejemplo, el tipo A0 corresponde a las estrellas más calientes de la clase A,
y el tipo A9 a las más frías dentro de esa clase.

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Esquema de Yerkes (espectros y luminosidad)
La luminosidad es el brillo total de una estrella o de una galaxia, es decir, la
cantidad total de energía que irradia un objeto cada segundo (incluyendo a
todas las longitudes de onda de radiación electromagnética).
La clasificación espectral de Yerkes, también llamada sistema MKK por las
iniciales de los autores, fue introducido en 1943 por William W. Morgan, Phillip
C. Keenan y Edith Kellman del Observatorio de Yerkes. Esta clasificación está
basada en las líneas espectrales sensibles a la gravedad superficial de las
estrellas, que está relacionada con la luminosidad, a diferencia de la
clasificación de Harvard, que está basada en la temperatura superficial.
En el esquema de clasificación de Yerkes, las estrellas son asignadas a grupos
de acuerdo al ancho de sus líneas espectrales. Es común que dos estrellas que
pertenezcan a la misma clase espectral (esquema de Harvard), es decir, que
tengan la misma temperatura superficial y el mismo color, presenten sin
embargo características físicas muy diferentes, especialmente en lo que se
refiere a su diámetro.
Dos estrellas con la misma temperatura emiten la misma cantidad de energía
por unidad de superficie, pero si una es mucho más grande que la otra, la
energía total que emite por unidad de tiempo la primera, será, obviamente, muy
superior.
Ahora bien, como el radio de una estrella gigante es mucho mayor al de una
enana, aunque sus masas sean aproximadamente comparables, la gravedad, y
por lo tanto la densidad y presión del gas en la superficie de una gigante son
mucho más bajas que en una enana. Estas diferencias se manifiestan en
efectos de luminosidad, que afectan a su vez el ancho y la intensidad de las
líneas espectrales, aspectos que pueden ser entonces medidos con mucha
precisión. Es así que, para un grupo dado de estrellas con la misma
temperatura, las clases de luminosidad diferencian entre sus tamaños
(supergigantes, gigantes, estrellas de la secuencia principal, y sub-enanas).

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Casos especiales
Sobre el final de sus vidas, las estrellas pasan por eventos notables que las
convierten en algo bastante diferente a los objetos que son clasificados según
los parámetros anteriores. En todos los casos, estos acontecimientos son el
resultado del consumo del combustible con el que inicialmente contaban. Las
condiciones iniciales de la vida de la estrella, especialmente su tamaño,
condicionan desde el principio el resto de su vida. En este sentido, la masa de
la estrella será como la gloria de Aquiles: cuanto más masiva, más breve la
vida, más espectacular el final, y más notable el resultado de todo ello.
Nebulosas planetarias: Son el resultado de la muerte de estrellas
comparativamente poco masivas, similares a nuestro Sol. En una de sus
etapas finales, cuando han terminado con el combustible que mantenía su
horno nuclear, estas estrellas eyectan material al espacio, el que se aleja de
ellas formando un anillo que las rodea (de ahí su nombre de planetarias).
Enanas blancas: Después de haber pasado por la etapa de gigante roja y
haber expulsado parte de su masa hacia el espacio, el resto de la misma (el
caliente núcleo de la antigua estrella), se comprime hasta que (siempre y
cuando su masa no sea superior a 1,4 masas solares, el “límite de
Chandrasekhar”) la presión de sus electrones “degenerados” (es decir, que
ocupan todos los niveles de energía) impide un mayor colapso.
En ese momento, su densidad llega a ser de 109 kg/m3, es decir, unas 200.000
veces la densidad media de la Tierra., con un tamaño tal vez un poco mayor
que el de nuestro planeta (si su masa es aproximadamente igual a la del Sol) y
una temperatura superficial de 100.000ª C.
Es interesante notar que cuanto mayor sea su masa, menor será su tamaño.
Novas: Muchas estrellas forman parte de sistemas binarios. Como las masas
de ambas son generalmente diferentes, también lo es su período vital. En algún
momento, la más masiva llega al final de su vida, y puede terminar como enana
blanca. Mientras tanto, la otra sigue desarrollando su vida, hasta que a su vez
abandona la secuencia principal y, en el comienzo de su propio final, pasa por
la fase de gigante roja.
En este proceso, se expande y expele sus capas exteriores, que son
capturadas por su vecina. Este material, compuesto principalmente por
hidrógeno y helio, es comprimido por la enorme gravedad superficial de la
enana blanca, y se va calentando hasta alcanzar una temperatura crítica en
que se produce la fusión nuclear.
Los átomos de hidrógeno y helio se transforman en elementos más pesados,
liberando una gran cantidad de energía en un destello de radiación, intensísimo
pero de corta duración: un estallido “nova”.
Supernovas: Las supernovas son, en su mayoría, producidas por estrellas
mucho más masivas que nuestro Sol que terminan sus vidas en explosiones
colosales.

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Según sea el espectro que presenten, las estrellas originales y el mecanismo
que produce la explosión, las supernovas se dividen en varios tipos: Ia, Ib, Ic y
II..
Lo más importante de las supernovas es que, si bien como los otros casos
especiales que hemos visto, lanzan hacia el espacio materiales producidos en
sus hornos nucleares, materiales que a su vez serán recogidos en las nubes
cósmicas que darán origen a nuevas generaciones de estrellas, los elementos
que son regados por estos estallidos gigantescos son los más pesados, tanto
porque se hayan formado en su interior (hasta el hierro), como porque sean
creados en el momento mismo de la explosión, llegando así hasta los
elementos transuránicos. Las estrellas que se formen a partir de las nubes que
contengan esos elementos, como nuestro Sol, crearán tal vez sistemas
planetarios similares al nuestro, que quizás incluso lleguen a albergar vida.

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La Tierra y todo lo que ella contiene, incluso nosotros mismos, formamos
alguna vez parte de un objeto estelar que estalló violentamente. Somos,
literalmente, hijos de las estrellas.
Una parte importante del trabajo científico es clasificar y ordenar los objetos
que estudia. Veamos como proceden los astrónomos con las estrellas (Parte II:
descripción de las clases espectrales y del esquema de Yerkes).
Descripción de las clases espectrales
Esta es la clasificación más común (NOTA: cuando damos los ejemplos de
cada clase, a continuación de la clase espectral colocamos, en números
romanos, el tipo a que pertenece según la clasificación de Yerkes; así, por
ejemplo, Naos es una supergigante luminosa clase O5).
Vemos a continuación una descripción somera de la misma.
Clase O:
Masa promedio: 60 Soles
Radio promedio: 15 Soles
Luminosidad Promedio: 1.400.000 Soles
Temperatura superficial promedio: 28.000 a 50.000º K
Color: Azul violeta
Ejemplo: Naos (Zeta Puppis) (O5 – Ia)
Son estrellas muy calientes y luminosas, con una fuerte tonalidad azul. Estas
estrellas muestran líneas de helio neutras e ionizadas prominentes, y
solamente líneas débiles de hidrógeno.
Emiten la mayor parte de su radiación en el ultra-violeta.

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Clase B:
Masa promedio: 18 Soles
Radio promedio: 7 Soles
Luminosidad Promedio: 20.000 Soles
Color: Azul
Ejemplo: Alfa Erídano A (B3 – IV)
Estas estrellas son también muy luminosas. Rigel (en Orión) es una
supergigante azul clase B muy prominente. Sus espectros muestran líneas
moderadas de helio neutro e hidrógeno. Como las estrellas O y B son tan
poderosas, viven muy poco tiempo, y no se alejan mucho del área en que se
formaron. Es así que tienden a agruparse en los que llamamos asociaciones
OB1, en las que se encuentran junto a gigantescas nubes moleculares. La
asociación OB1 de Orión comprende a todo un brazo espiral de nuestra galaxia
(las estrellas brillantes son las que hacen que los brazos espirales luzcan más
luminosos; no es que haya en ellos más estrellas) y contiene a toda la
constelación de Orión.
Clase A:
Masa promedio: 3,2 Soles
Radio promedio: 2,5 Soles
Luminosidad Promedio: 80 Soles
Color: Azul claro
Ejemplo: Sirio A (A0 – V)
Entre estas estrellas se encuentran las más comunes visibles al ojo humano.
Deneb, en Cygnus (el Cisne), es otra estrella de formidable energía, mientras
que Sirio es también una estrella clase A, pero mucho menos poderosa. Como
sucede con todas las estrellas A, son blancas. Muchas enanas blancas son
también clase A. Presentan fuertes líneas de hidrógeno (con las más
energéticas en A0, decreciendo hacia A9) y también de metales ionizados.
Clase F:
Luminosidad Promedio: 6 Soles
Color: Blanco
Ejemplo: Proción A (F5 – IV)

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Son estrellas bastante poderosas, pero tienden a pertenecer a la secuencia
principal, como sucede con Fomalhaut, en la constelación Pisces Australis (Pez
Austral). Sus espectros se caracterizan por líneas más débiles de hidrógeno y
de metales ionizados, y presentan también líneas de absorción de calcio (CaII).
Clase G:
Luminosidad Promedio: 1,2 Soles
Color: Blanco a Amarillo
Ejemplo: Sol (G2 – V)
Son probablemente las más conocidas de todas, aunque más no sea porque
nuestro Sol pertenece a esta clase. Tienen líneas de hidrógeno aún más
débiles que las F, pero además de metales ionizados, muestran metales
neutros. En el rango G se encuentra el “Vacío Evolutivo Amarillo”; las
supergigantes oscilan a menudo entre los tipos O o B (azul) y K o M (rojo);
mientras lo hacen, no permanecen por mucho tiempo en la clasificación G, ya
que este es un lugar muy inestable para las supergigantes.
Clase K:
Color: Naranja a Rojo
Ejemplo: Alfa Centauro B (K0 –V)
Son estrellas color naranja un poco más frías que nuestro Sol. Algunas
estrellas K son gigantes y supergigantes, tales como Antares, mientras que
otras como Alfa del Centauro B pertenecen a la secuencia principal. Sus líneas
de hidrógeno son muy débiles (si es que se presentan), y la mayoría de las
líneas restantes corresponden a metales neutros.
Clase M:
Color: Rojo
Ejemplo: Wolf 359 (M5 – V)

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Son por lejos las más comunes, si tomamos en cuenta su abundancia. Todas
las enanas rojas entran aquí, y hay montones de ellas; más del 90% de todas
las estrellas son enanas rojas, del tipo de Próxima Centauri. En esta clase se
incluyen también a la mayoría de las gigantes y a algunas supergigantes tales
como Arturo y Betelgeuse, y a las variables Mira.
El espectro de una estrella M muestra líneas que pertenecen a metales neutros
y a moléculas, pero normalmente faltan las de hidrógeno. El óxido de titanio
puede mostrarse fuertemente en algunas de estas estrellas.
Clases adicionales
También ha entrado en uso un cierto número de tipos espectrales para
clasificar a los tipos raros de estrellas, a medida que las mismas han sido
descubiertas:
Clase W: Esta clase comprende a las superluminosas estrellas Wolf-Rayet,
que alcanzan hasta los 70.000ºK. Su diferencia más notable es que están
compuestas principalmente de helio, en lugar de hidrógeno. Se piensa que son
supergigantes moribundas que han expulsado su capa de hidrógeno a través
de los fuertes vientos estelares causados por sus enormes temperaturas, que
han dejando al desnudo los calientes núcleos de helio.
Clase L: Enanas marrones: Son estrellas con una masa insuficiente como para
hacer funcionar un proceso regular de fusión del hidrógeno. Sus temperaturas
oscilan entre los 1.500 y los 2.000ºK. Su designación proviene del litio presente
en su núcleo. El litio sería destruido en las reacciones nucleares de las estrellas
regulares, de modo que ésto indica que estos objetos no las están
produciendo. Son de un color rojo muy oscuro y su brillo está en el infrarrojo. El
gas que las compone es lo suficientemente frío como para permitir que los
hidratos metálicos y los metales alcalinos sean prominentes en su espectro (ver
nota a la clase T).
Clase T: Enanas marrones (más frías que las clase L): Muy jóvenes y de baja
densidad, con temperaturas de unos 1.000ºK. Se las encuentra a menudo en
las nubes interestelares donde nacieron. Son apenas lo suficientemente
grandes como para ser consideradas como estrellas, teniéndoselas a menudo
como sub-estrellas de la variedad de las enanas marrones.
Son casi negras, y emiten muy poca o ninguna luz visible, estando su radiación
más potente en el infrarrojo. En ellas se pueden formar moléculas complejas,
evidenciadas por las fuertes líneas de metano en sus espectros.
Nota: Las enanas marrones de las clases L y T podrían ser más comunes que
todas las otras clases combinadas, si las investigaciones recientes son
acertadas. Del estudio del número de propílidos (las acumulaciones de gas en
las nebulosas a partir de los cuales se forman las estrellas) surge que el
número de estrellas en la galaxia debería ser superior por varios órdenes de
magnitud al que conocemos. Se teoriza que estos propílidos están en
competencia unos con otros.

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Los primeros en formarse se convertirán en proto-estrellas, que son objetos
muy violentos que afectarán a los otros propílidos de su vecindad,
despojándoles de sus gases. Los propílidos víctimas probablemente sigan
adelante para convertirse en estrellas de la secuencia principal o en enanas
marrones de las clases L y T, que resultarán bastante invisibles para nosotros.
Como viven muchísimo (ninguna estrella que tenga menos de 0,8 masas
solares ha muerto en toda la historia de la galaxia), estas estrellas más
pequeñas continúan acumulándose con el correr del tiempo.
Clase C: Son estrellas de carbono, es decir, gigantes rojas hacia el fin de sus
vidas que corren paralelas al sistema normal de clasificación que va
aproximadamente de mediados de la clase G hasta los límites inferiores de la
clase M. Según la nueva clasificación, contiene dos sub-clases, R y N, con la
sub-clase N comenzando aproximadamente en lo que era C6:
Clase C Sub-Clase R: Antes era considerada una clase en sí misma,
representando a las estrellas de carbono equivalentes a la clase G y K.
Ejemplo: S Camelopardalis, en la constelación de la Jirafa.
Clase C Sub-Clase N: Antes era considerada una clase en sí misma,
representando a las estrellas de carbono equivalentes a la clase M. Ejemplo: R
Leporis, en la constelación de la Liebre.
Clase S: Estas estrellas son similares a las de la Clase M, pero con el óxido de
circonio reemplazando al óxido de titanio regular, y se las localiza entre las
estrellas M y las de carbono.
Sus abundancias de carbono y oxígeno son casi exactamente iguales, y ambos
elementos están encerrados casi totalmente en moléculas de monóxido de
carbono.
Las estrellas que son lo suficientemente frías como para permitir que se formen
esas moléculas tienden a consumir todo lo que quede del elemento menos
abundante, lo que resulta en estrellas con restos de oxígeno en la secuencia
normal, estrellas con restos de carbono en la secuencia C, y sin restos de
ninguna clase en la secuencia S.
En realidad, la relación entre estas estrellas y las de la secuencia principal
tradicional sugieren un continuo de abundancias de carbono bastante grande, y
si se la explorara completamente seguramente añadiría otra dimensión al
sistema de clasificación estelar.
Clase D: Son las enanas blancas, como Sirio B. Es la fase final de la vida de la
mayoría de las estrellas.

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Descripción de los tipos de luminosidad
Las clases de luminosidad, tal cual las define el esquema de Yerkes, están
relacionadas con la emisión de energía por unidad de superficie de las
estrellas. Dentro de una misma clase espectral (es decir, con una temperatura
superficial y con un mismo color), las estrellas pueden presentar rasgos físicos
diferentes, especialmente en cuanto a su tamaño. Por lo tanto, si bien dos
estrellas que tengan la misma temperatura superficial emiten la misma cantidad
de energía por unidad de superficie, es evidente que la totalidad de energía
liberada dependerá del diámetro que tengan.
Este es el rasgo que toma el catálogo de Yerkes para clasificar a las estrellas,
a las que divide en siete grupos, los que se expresan en números romanos.
Tipo I: Supergigantes: Son estrellas extremadamente masivas y luminosas,
usualmente hacia el final de sus vidas. Son muy poco comunes: solamente una
estrella de cada millón es una supergigante. Se las sub-clasifica en los tipos Ia
y Ib, con Ia representado a las más luminosas. Si bien pueden ser de todos los
colores, las más comunes son rojas. Ejemplos: Canopus (F0 Ib), que es la más
cercana a nosotros, Rigel (B8 Ia), Betelgeuse (M2 Ib) y Antares (M1 Ib).
Tipo II: Gigantes luminosas: Un grupo relativamente poco común de estrellas
gigantes que no se encuentran en la secuencia principal y que brillan unas
1000 veces más que el Sol. Ejemplos: Adara (B2 II), Sargas (F1 II) y Kraz (G5
II).
Tipo III: Gigantes normales: Típicamente, son unas 100 veces más luminosas

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que el Sol. Estas estrellas gigantes no continúan fusionando hidrógeno para
formar helio en sus núcleos En su lugar, la fusión se realiza fuera de sus
núcleos, o comienza a realizar otros tipos de fusiones, o ambas cosas a la vez.
Son el producto de la evolución de estrellas que tienen menos de ocho veces la
masa del Sol. La mayor parte de estas gigantes son amarillas (G), naranjas (K)
o rojas (M). Ejemplos: Arturo (K2 III), Agena (B1 III) y Aldebarán (K5 III).
Tipo IV: Sub-Gigantes: Aunque todavía son más masivas y luminosas que el
Sol, son mucho más pequeñas que las verdaderas gigantes.
Son estrellas que han comenzado a evolucionar hacia los estados de gigante o
supergigante. Entre ellas se incluyen Acrux (B0,5 IV), Shaula (B1,5 IV) y
Miaplacidus (A2 IV). Proción, por ejemplo, está entrando en esta categoría, por
lo cual se la clasifica como (F5 IV-V).
Tipo V: Enanas: Una clase muy numerosa de estrellas de la secuencia
principal, cuyas masas y luminosidades son en general comparables con las
del Sol (G2 V) y que, como éste, consumen hidrógeno en forma normal.
Ejemplos: Sirio (A0 V), Alfa Centauro (G2 V) y Vega (A0 V).
Tipo VI: Sub-Enanas: Actualmente, esta clase no se utiliza mucho. Se incluye
para completar la clasificación original. Incluye a las enanas marrones, estrellas
con una masa demasiado pequeña (menos de 0,8 masas solares) como para
que comience en ellas la fusión. Cuando son jóvenes brillan en el rojo al
convertir la energía gravitatoria en calor. Cuando envejecen, se hacen más
débiles, se enfrían, y se convierten en enanas negras.
Tipo VII: Enanas Blancas: Actualmente, esta clase no se utiliza mucho. Se
incluye para completar la clasificación original. Son estrellas de la secuencia
principal que tienen un tamaño similar al de la Tierra, con una masa de
aproximadamente 0,6 masas solares. Representan la etapa final de una
estrella que al nacer tuvo menos de 8 masas solares. Luego de dejar la
secuencia principal, evoluciona hacia una gigante roja, expulsa luego sus
capas exteriores formando una nebulosa planetaria y deja expuesto su núcleo
caliente, que es entonces la enana blanca en sí.
Una parte importante del trabajo científico es clasificar y ordenar los objetos
que estudia. Veamos como proceden los astrónomos con las estrellas (Parte
III: casos especiales, evolución estelar y diagrama Hertzprung-Russell).
Casos especiales
Los casos especiales de clasificación de objetos estelares que veremos aquí
son el producto de las etapas finales de la vida de las estrellas. La masa es el
factor clave en la evolución de las estrellas, y el final de las mismas no escapa
a su influjo. De hecho, todas los otros aspectos de una estrella, como ser su
luminosidad, temperatura, tamaño, densidad, etc., pueden ser explicados
utilizando su propiedad fundamental: la masa.
Es cierto que también la composición de la estrella influye en sus

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características, pero dado que están compuestas principalmente de hidrógeno
y helio, lo que importa realmente es la cantidad.
Sub-gigantes, Gigantes y Súper-gigantes Rojas
Cuando una estrella ha consumido totalmente el hidrógeno de su núcleo,
convirtiéndolo en helio, el proceso de fusión nuclear en su interior se detiene.
La estrella colapsa y los gases se comprimen y se calientan. Eventualmente, la
capa más cercana al núcleo se calienta lo suficiente como para comenzar
nuevamente la fusión. La luminosidad de la estrella aumenta y el gas que rodea
al núcleo es empujado hacia fuera, y la estrella se convierte primero en una
sub-gigante y luego en una gigante roja. En el caso de las estrellas más
masivas y luminosas, se puede llegar a formar una supergigante roja.
Cuando el combustible del nuevo núcleo ampliado se agota, éste reasume su
colapso. Si la estrella es lo suficientemente masiva, se repetirá la etapa
anterior. La cantidad de veces que una estrella puede completar el ciclo
descrito depende de su masa.
Cada vez que pasa por un ciclo, la estrella crea elementos más pesados a
partir de las cenizas de las reacciones de fusión del ciclo anterior.
Esta creación de elementos más pesados a partir de elementos ligeros se
conoce como nucleosíntesis estelar. Una estrella como nuestro Sol puede
llegar a sintetizar en su núcleo elementos tan pesados como el carbono o el
oxígeno, pero no puede llegar más allá.

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En las estrellas más masivas, el proceso nuclear puede generar energía extra a
partir de la fusión de núcleos más ligeros que el hierro. Pero la fusión de este
elemento absorbe energía. El núcleo de la estrella masiva implota, y la
densidad es tan grande que los protones y los electrones se combinan para
formar neutrones y neutrinos, y las capas exteriores son eyectadas en una
enorme explosión supernova. Las estrellas de menor masa (que son las más
comunes) tienen una muerte más tranquila, formando una nebulosa planetaria.
Remanentes estelares
Lo que queda luego de que las capas exteriores de una estrella son expulsadas
al espacio, depende de la masa del núcleo. Si el núcleo tiene una masa de
menos de 1,4 masas solares, se encogerá hasta formar una enana blanca, que
tendrá aproximadamente el tamaño de la Tierra. Los electrones del gas
comprimido se chocan unos contra otros para formar una extraña forma de
materia denominada “gas degenerado”.
Los electrones previenen un mayor colapso del remanente. Si el núcleo tiene
una masa de entre 1,4 y 3 masas solares, los electrones no podrán impedir la
continuación del colapso, y serán entonces los neutrones los que se pegarán
unos contra otros para formar un nuevo gas degenerado, que creará una
estrella neutrónica de unos 10 kilómetros de diámetro. Estos neutrones
impedirán así un colapso mayor.

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En el caso de que el núcleo tenga una masa mayor a las 3 masas solares,
nada podrá impedir el colapso total. En el camino hacia éste, se creará
momentáneamente una estrella neutrónica y el consiguiente rebote de una
explosión supernova. Pero finalmente, la gravedad vencerá; nada puede
enfrentarse a ella. En este caso, la gravedad del núcleo remanente será tan
fuerte que las leyes de Newton (las de la física clásica) ya son inadecuadas
para representar lo que sucede, y las nuevas condiciones serán descritas mejor
por la Teoría de la Relatividad General de Einstein.
El mismo espacio-tiempo se distorsionará, y el punto de masa súper-
compactada formará entonces un agujero negro, llamado así porque la
velocidad de escape alrededor de ese punto será mayor que la velocidad de la
luz, y ni siquiera ésta podrá liberarse del tirón gravitatorio. La distancia a la cual
la velocidad de escape iguala a la velocidad de la luz se denomina horizonte de
eventos. Expresado en kilómetros, el radio de este horizonte de eventos será
aproximadamente igual a 3 multiplicado por la masa del remanente, expresada
en masas solares.
Evolución simplificada de estrellas solitarias
El desarrollo de la vida de una estrella depende casi exclusivamente de su
masa, luego del colapso proto-estelar que la formó.
Masa: de 0,8 a 11 masas solares Comienzan como estrellas de la secuencia
principal de los tipos B, A, F, G, K o M. Sobre el final de sus vidas pasan por
una fase de gigante roja (con un núcleo de helio) y/o por una fase de
supergigante roja (con núcleo de carbono-oxígeno). Generarán una nebulosa
planetaria, y su remanente será una enana blanca.
Masa: de 11 a 50 masas solares

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Comenzarán su vida en la secuencia principal como estrellas tipo O o B. Hacia
el final pasarán por una fase de supergigante roja o azul con núcleo de helio, y
por una fase de supergigante roja con núcleo de hierro. Producirán una
explosión supernova tipo II y su remanente será casi seguramente una estrella
neutrónica.
Masa: más de 50 masas solares
Inicialmente, serán estrellas tipo O en la secuencia principal. Hacia el término
de su vida, pasarán por una fase de estrella tipo Wolf-Rayet y generarán una
explosión supernova tipo Ib. Su remanente será un agujero negro.
Duración de las vidas de las estrellas
Las estrellas pasan la mayor parte de sus vidas dentro de la secuencia
principal del diagrama Hertzprung-Russell. Antes de llegar a ella, por un corto
período son nubes de gas y polvo que se condensan en protoestrellas hasta
que encienden sus hornos nucleares. Cuando abandonan la secuencia
principal, pasan por fases más o menos cortas, eyectan la mayor parte de su
masa y sus remanentes (enanas blancas, estrellas neutrónicas, agujeros
negros) tendrán una vida indefinida (o, por lo menos, muy larga).
Por lo tanto, consideraremos como su “lapso vital” el que permanezcan en la
secuencia principal, Y como casi todo lo que refiere a las estrellas, ésto
también depende de su masa. A continuación presentamos una tabla con sus
masas, tipo estelar asociado, y tiempo de permanencia (aproximada) en la
secuencia principal:

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El diagrama Hertzprung-Russell es una representación estadística en la cual se
clasifican las estrellas de acuerdo a su temperatura y a su luminosidad,
ubicando estas propiedades en un plano de coordenadas. La luminosidad
(magnitud absoluta) se dispone en el eje vertical, en sentido creciente de abajo
hacia arriba, y la temperatura superficial (y por lo tanto, su color) se coloca en
el eje horizontal, en sentido decreciente de izquierda a derecha. Muchas veces,
el eje horizontal se expresa en clases espectrales (de izquierda a derecha: O,
B, A, F, G, K, M).
Al proceder de esta manera, se observa que la mayor parte de las estrellas
ocupan una zona diagonal del diagrama, la secuencia principal. Desde el punto
de vista evolutivo, es la zona en las estrellas pasan la mayor parte de su vida
(aproximadamente el 90% de ella), y allí permanecen mientras en su núcleo
continúe la fusión de hidrógeno en helio. Las estrellas azules, de gran masa y
luminosidad, se encuentran arriba y a la izquierda. Las amarillas, con
luminosidad y temperatura medias (como nuestro Sol) se ubican en el centro, y
las más rojas y pequeñas se posicionan abajo y a la derecha.
Además de la secuencia principal, el diagrama muestra otras dos zonas
principales, una rama arriba y a la derecha, donde se encuentran las gigantes y
supergigantes rojas de poca luminosidad, y otra rama abajo y hacia la izquierda
del centro, donde se ubican las enanas blancas de alta luminosidad.
Casos varios

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Pulsares
Son estrellas neutrónicas de rotación muy rápida. Su radiación, que se genera
como dos haces, uno en cada polo, puede así dirigirse hacia nuestro planeta
en forma alternada, ya sea que un haz esté enfocado o no hacia nosotros. Esto
produce un encendido-apagado o pulsos cuando los detectamos,
Enanas marrones
Son objetos de muy poca masa, tan poca en realidad que en ellos no se puede
iniciar una fusión nuclear. Son “estrellas fallidas”. Por supuesto, su temperatura
y luminosidad (ambas muy débiles), dependen únicamente de la generada por
la compresión del gas y del polvo de los que se formaron.
Estrellas binarias
Aproximadamente la mitad de las estrellas pertenecen a un sistema binario, es
decir, son dos estrellas que giran en torno a un centro común de gravedad.
Esto afecta mucho a la evolución de las mismas, especialmente hacia el final
de sus vidas.
Se pueden encontrar también sistemas con tres estrellas (como el de Alfa del
Centauro, por ejemplo), pero son bastante raros.
Estrellas variables
Son estrellas que muestras variaciones en sus luminosidades. Pueden
pertenecer a dos tipos: Variables binarias. No son variables “reales”, sino que
forman parte de un sistema en que. por efecto de su traslación alrededor de un
centro de gravedad común, y por encontrarse nuestra línea de visión en el
plano de sus órbitas, periódicamente una de ellas “eclipsa” a la otra,
provocando variaciones en la luminosidad general de ambas. Cefeidas
variables. Las cefeidas variables son objetos estelares que en forma regular
presentan cambios en tamaño y en brillo. Cuando la estrella aumenta su
tamaño, su brillo decrece, y viceversa, cuando su tamaño disminuye, su brillo
aumenta.
Las cefeidas variables pueden no serlo permanentemente, y sus fluctuaciones
pueden ser simplemente una fase inestable por la cual esté atravesando la
estrella. Estas estrellas, que reciben su nombre genérico por la primera en ser
estudiada, Delta de Cefeo, resultaron ser muy importantes para la astronomía.
En efecto, en 1912 Henrietta Leavitt descubrió que existía una relación entre
sus períodos y su luminosidad: cuanto más largo el período, más brillante (en
magnitud absoluta) era la estrella. Con esto se pudo establecer en primera
instancia una “curva de período-luminosidad”.
Más tarde, cuando se pudo establecer la distancia de una cefeida (lo que fue
logrado en 1913 por Ejnar Hertzprung) y establecer así la magnitud absoluta de
la misma, se pudo utilizar la curva de período-luminosidad de Leavitt y la
magnitud aparente de cualquier cefeida para establecer la distancia a la que se
encontraba.

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Fue así que estas estrellas se convirtieron en el patrón de medida del universo.
Estrellas T-Tauri
Son estrellas muy jóvenes (de cien mil años a diez millones de años de edad)
con masas similares a la de nuestro Sol. En su mayoría parecen estar
rodeadas de un disco de gas y polvo, con abundante emisión en el infrarrojo, y
a veces presentan fuertes vientos estelares. Más que un tipo de estrella,
parecería ser una fase evolutiva, y se piensa que nuestro Sol pasó también por
un período T-Tauri en su juventud.
El espectroscopio ha mostrado, al analizar la luz de las estrellas, que todos
estos mundos celestes están constituidos, aunque en distintas proporciones,
sólo de elementos conocidos en la Tierra y catalogados en la clásica serie
periódica de Mendelejeff.
Hace años, pareció haberse descubierto un extraño en el Sol, y las campanas
de los laboratorios llamaron a la alerta. Al recién observado se le llamó Helio
(sol, en griego). Poco después, el orden fue restablecido, pues pudo
comprobarse que se trataba de una deficiente observación; el helio existía
también en nuestra morada, aunque en pequeñas cantidades, y tenía su sitio
reservado en el segundo casillero de la serie periódica, lo cual constituía una
nueva confirmación de la ordenación matemática del cosmos.
Otros dos elementos fueron el coronio y el nebulio. Pudo comprobarse que el
primero estaba formado por átomos de calcio totalmente ionizados, existentes
en la corona del Sol, y que al segundo lo componían átomos de nuestro tan

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conocido oxígeno sometidos a enormes temperaturas y a un vacío imposible de
ser producido en nuestros laboratorios.
Desde aquel entonces, el conocimiento de la materia y de las micropartículas
que la componen ha avanzado notablemente. Los átomos de los diversos
elementos químicos simples no tienen siempre y rigurosamente la misma
estructura; en ciertas condiciones el número de protones, neutrones y
electrones, para nombrar sólo las partículas más representativas, varía en
pequeñísimas proporciones, pero manteniendo inalterables las características
químicas y físicas del elemento considerado. Se dice que esos átomos son
isótopo del mismo elemento.
Es fácil comprender que el peso atómico del elemento incluido en la serie de
Mendelejeff es el del isótopo estable, ya que los otro no lo son y, en general,
viven, por así decirlo, en un permanente cambio de su peso atómico. Por otra
parte, más allá del último de los cuerpos simple y estables registrados en la
ordenación periódica, el uranio 92, se han descubierto o creado otros llamados
transuránicos, todos ellos inestables .
Además de establecer esta igualdad o semejanza en la materia prima del
universo, se han medido distancias, analizado tiempos, velocidades,
temperaturas, presiones, masas, densidades y otras características que
muestran la vigencia, en el ámbito cósmico, de las mismas leyes físicas y
químicas que nosotros conocemos.
En base a esas condiciones descritas y surgiendo de grandes acumulaciones
de hidrógeno, millones de veces más extendida que nuestro Sol, se ha
calculado que cada año nacen unas diez estrellas en nuestra galaxia. La fuerza
de gravedad acerca a los átomos de hidrógeno hacia el centro de acumulación,
haciéndolo más y más denso.
De la misma manera que una manzana que soltamos aumenta su velocidad al
acercarse al suelo, los átomos de hidrógeno se aceleran cada vez más a
medida que se acercan, y chocan con mayor violencia. Llega un punto en que
sus velocidades son tan grandes que el protón de un núcleo de hidrógeno logra
vencer la repulsión eléctrica del núcleo que impacta, fusionándose con él y
otros más hasta formar un núcleo estable de helio. La fusión es posible gracias
a la fuerza fuerte que comienza a actuar cuando los protones están muy cerca.
El núcleo de helio tiene menos masa que la suma de los dos protones y dos
neutrones que lo forman; la diferencia se manifiesta en forma de velocidad de
lo que queda al final, o en otras palabras, de temperatura y presión del gas en
el interior de la estrella en formación. La fusión requiere unos trece millones de
grados de temperatura a una densidad cien veces la del agua, ambas
producidas por la interacción gravitatoria, y sostenida constantemente por la
acción simultánea de la fuerza gravitacional y las mismas reacciones
nucleares. En ese momento está naciendo, probablemente, una estrella
parecida al Sol.

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Cuando levantamos nuestras miradas hacia el cielo en esas noches que
llamamos estrelladas, parece que estuviéramos observando una cantidad
enorme de estrellas con nuestros ojos, pero, de hecho, éstos únicamente
tienen capacidad para ver, al mismo tiempo, unas tres mil estrellas. No
obstante, podemos ver millares y millares de estrellas cuando volvemos
nuestra vista hacia la Vía Láctea o cuando miramos la luz de la galaxia
Andrómeda con millones y millones de estrellas alojadas en ella.
Para nosotros, el Sol es nuestra estrella especial, casi única, pero no es más
que una estrella común dentro del promedio de todas las que hemos sido
capaces de distinguir en el universo. Hay estrellas lejanas más nítidas, más
tímidas, más calientes y más frías que el Sol, pero todas las estrellas que
hemos podido ver y vemos son objetos semejantes a éste.
La mayoría de las estrellas se encuentran alojadas en el cosmos en
agrupaciones que hemos llamado cúmulos. Estos cúmulos se dividen en
abiertos y globulares. Los cúmulos abiertos contienen un número pequeño de
estrellas jóvenes; los cúmulos globulares son de constitución mucho más vieja
y contienen un mayor número de estrellas.
Nuestro Sol, como cualquier otra estrella, es una gran pelota de gas agrupado
por la propia gravedad. Su brillantez luminosa es el resultado de las profundas
reacciones nucleares que se da en su interior. Estas reacciones transforman
elementos livianos en unos más pesados y liberan energía durante ese
proceso. La efusión de esa energía proveniente desde las regiones interiores
de la estrella es la que provee la presión necesaria para equilibrarla frente a la
fuerza de gravedad que permanentemente trata de desplomarla hacia su propio
centro.
Una estrella desde su nacimiento tiene diferentes fases de evolución. En sus
primeras etapas como embrión es rodeada por los restos de la nube de gas
desde donde se formó. Esa nube de gas es gradualmente disipada por la
radiación que emana de la estrella, posiblemente quedando atrás un sistema
de objetos menores como planetas, etc.
Pasada la etapa de la infancia, una estrella entra a su madurez, que se
caracteriza por un período largo de estabilidad en la cual el hidrógeno que
almacena en su centro se va convirtiendo en helio liberando enormes
cantidades de energía. A esa etapa de estabilidad y madurez de la estrella se
le llama «secuencia principal» que se refiere a una región diagonal en el
diagrama de color-magnitud de Hertzprung-Russell que incluye al 90 por ciento
de las estrellas. El parámetro principal para la ubicación de cada estrella en ese
diagrama está dado por la masa.

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Diagrama de Hertzsprung-Russell de las estrellas más cercanas y nítidas. El eje
horizontal muestra la temperatura y tipo espectral desde las estrellas más calientes
sobre la izquierda a las más frías sobre la derecha. El eje vertical muestra la luminosidad
de las estrellas con rangos de 10.000 veces más brillantes que el Sol en la parte de arriba
y las de menor brillo de hasta 1/10.000 en la parte de abajo.
Mientras más masiva es una estrella más rápido quema hidrógeno lo que la
hace ser más nítida, más grande y más caliente. La transmutación rápida de
hidrógeno en helio también implica un agotamiento del stock del primero más
pronto en estrellas masivas que para las de menor tamaño. Para una estrella
como el Sol su permanencia en la secuencia principal dura aproximadamente
10 mil millones de años; una estrella diez veces más masiva será 10.000 veces
más nítida pero durará en la secuencia principal 100 millones de años. Una
estrella con la décima parte de la masa del Sol tendrá un brillo de sólo la
1/10.000 del que tiene éste pero permanecerá en la secuencia principal por
1.000.000.000.000 de años.
Una estrella desde que está en embrión, sus características, su evolución, y su
muerte y consecuencias cósmicas, siempre están dependiendo de magnitud de
masa. Parte dependiendo del tamaño de la masa original de la nube
interestelar con que todo empezó en la generación del astro. Si ésta era mayor
en cien veces la del Sol, la densidad y atracción gravitacional llega a ser tan
grande que la contracción continúa y continúa hasta que después de pasar
diferentes etapas estelares se forma una estrella de neutrones o un agujero
negro. Ahora, si esa masa no alcanza a una décima parte de la masa solar la
fusión nunca se desata y lo que pudo ser estrella no se enciende jamás.

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EVOLUCIÓN Y MUERTE DE LAS ESTRELLAS
Si de la masa interestelar se originó una estrella, entonces es factible hablar de
ciclos de la vida de ese astro; podemos distinguir una infancia, madurez y
final... Mientras vive, se mantiene encendido transformando continuamente
hidrógeno en helio. La presión expansiva que esto produce mantiene a la
estrella dentro de un volumen constante como vemos al Sol, a pesar de la
inmensa atracción gravitacional que tiende a achicarla cada vez más. Es un
equilibrio que se armoniza entre la gravedad que presiona hacia adentro y las
presiones que se generan hacia afuera producidas por las reacciones
nucleares.
Pero no todas las estrellas evolucionan del mismo modo. Una vez más es la
masa de la estrella la determinante en los cambios que éstas experimentan en
sus diferentes etapas de vida.
ESTRELLAS DE MASA INTERMEDIA
El Sol se encuentra dentro de esta división. Son estrellas que durante la fase
de la secuencia principal transmutan hidrógeno en helio en su núcleo central,
pero el primero, en millones de años, se va agotando hasta llegar a un instante
en que las fusiones son insuficientes para generar las presiones necesarias
para equilibrar la gravedad. Así, el centro de la estrella se empieza a contraer
hasta calentarse lo suficiente como para que el helio entre en fusión y se vaya
convirtiendo en carbono.
El remanente de hidrógeno se aloja como una cáscara quemándose y
transmutándose en helio y las capas exteriores de la estrella se ven obligadas
a expandirse. Esa expansión convierte a la estrella en una «gigante roja» más
brillante y fría que en su etapa en la secuencia principal.
Durante la fase de gigante roja, una estrella pierde muchas de sus capas
exteriores las cuales son eyectadas hacia el espacio interestelar por la
radiación que emana desde el centro de ella. Eventualmente, las estrellas más
masivas de este tipo logran encender el carbono para que se transmute en
elementos más pesados, pero la generalidad es que se apague todo tipo de
fusión y la estrella se derrumbe hacia su interior debido a la
incontrarrestabilidad de que empiezan a gozar las presiones gravitatorias
transformándose la estrella en una «enana blanca» degenerada.

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ESTRELLAS DE MASA PEQUEÑA
Son una raza de estrella de larga vida. Nuestros conocimientos sobre la
evolución de ellas es puramente teórico, ya que su etapa en la secuencia
principal tiene una duración mayor que la actual edad del universo; en
consecuencia, como es obvio, nunca se ha podido observar el comportamiento
evolutivo de estrellas con esta magnitud de masa.
Los astrofísicos consideran que deberían tener una evolución muy semejante a
las estrellas de masa intermedia, excepto que nunca podrían alcanzar en su
interior una temperatura suficiente como para que el helio se encienda y entre
en fusión. Los remanentes de hidrógeno encendido también se alojarían en una
cáscara hasta agotarse totalmente. Entonces la estrella se enfriaría acabando
después de unos 1.000.000.000.000 de años en una «enana negra».
ESTRELLAS DE MASA MAYOR
Son estrellas en rápida combustión. Las estrellas calientes, brillantes v azules
de al menos seis masas solares trazan una rápida y vistosa carrera a través del
tiempo. La corta extensión de sus vidas hace extrañas a las grandes estrellas,
pues sólo aquellas formadas en los últimos 30 millones de años -y no todas
ellas- existen todavía. Su juventud extrema también significa que todavía han
de hallarse estrellas masivas cerca de las estrellas con las que se han formado.
Las estrellas de poca masa tienen tiempo de separarse de su cohorte original,
pero las estrellas muy masivas no viven lo suficiente para hacer otro tanto,
permaneciendo en las llamadas asociaciones que están cubiertas de pedazos
sueltos de gas y polvo.
Al principio pasan rápidamente a través de casi las mismas fases que una
estrella de masa intermedia, pero las estrellas masivas tienen núcleos tan
calientes que transmutan hidrógeno en helio de una manera diferente, usando
restos de carbono, nitrógeno y oxígeno. Una vez que la estrella haya agotado
el hidrógeno en el núcleo y alojado el remanente de éste como cáscaras, entra
a una fase que se conoce como de «súper gigante roja». Después de que sus
núcleos se hayan convertido en helio, la enorme gravedad de las estrellas
permite continuar la fusión, convirtiendo helio en carbono, carbono en neón,
neón en oxígeno, oxígeno en silicio, y finalmente silicio en hierro .
Llegado a este punto, debido a que el hierro no se fusiona, el núcleo de una
estrella masiva se colapsa rápidamente, hasta un «agujero negro» o bien

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resultando en una explosión de «supernova» y convirtiéndose en una «estrella
de neutrones».
Como todo lo que conocemos en la vida, todo al final termina, como hemos
visto las estrellas no están ajeno a ello. Cuando ya ha consumido un diez por
ciento del hidrógeno, la estrella empieza a mostrar los primeros signos de
vejez. Su centro se empieza a contraer y su exterior, a expandir. Con lo último,
el gas se enfría, pierde algo de su brillo y la estrella se convierte en una gigante
roja (recordemos que para estos casos el rojo es sinónimo de cuerpo frío).
Con la comprensión, el centro se hace más denso y los núcleos de helio ahora
se funden formando carbono y otros núcleos más pesados, hasta llegar al
hierro con sus veintiséis protones y que no cambia. Se ha llegado al final del
drama. En la agonía se observa que ya no hay entonces reacciones ni
liberación de energía, y nada compensa el empuje gravitacional que evite la
contracción final.
Si el cadáver estelar tiene menos que 1,44 veces la masa del Sol, los restos de
hierro continúan contrayéndose hasta enfriarse y quedar inerte rondando por el
espacio. A este fósil lo conocemos como estrellas enanas blancas. Cuando
ésta ya ha consumido todo el resto de combustible nuclear remanente del acto
final, pasa a ser un cuerpo invisible en el espacio, una enana negra.
Ahora, si los restos después del desplome como gigante roja supera 1,44
veces la masa del Sol, la contracción continúa más allá de la enana blanca
gracias a la gravedad, en un proceso acelerado que termina desarrollando una
monumental explosión, la supernova. Enormes cantidades de materia incluidos
elementos pesados que se formaron en la etapa en que el centro de la estrella
se contraía son eyectados hacia el espacio exterior.
Se piensa que los restos fósiles de una supernova es generalmente una
estrella de neutrones. Un púlsar en el centro de la Nebulosa del Cangrejo hoy
se identifica con el núcleo de la supernova de 1054. Pero algo más queda por
relatar en la descripción del acto mortuorio de las estrellas gigantes. Si después
de todo el drama aún persiste una masa de la estrella por sobre dos a tres
veces la del Sol, la contracción continúa y continúa formándose ese
sorprendente objeto que es el «agujero negro», del cual ni la luz escapa.
Podemos resumir que el destino final de una estrella se guía por lo que se
llama límite de Chandrasekhar de 1,44 M (1,44 masas solares). Después de la

38
38
fase de gigante roja, la mayoría de estrellas se habrán escogido por debajo de
este límite, convirtiéndose en enanas blancas. Las estrellas que empiezan su
vida con alrededor de seis veces la masa del Sol conservarán suficiente
materia en su vejez para seguir por encima del límite divisorio. Aunque su
destino aún está en discusión, los astrofísicos saben que al menos algunas de
ellas, demasiado masivas para pasar tranquilamente su senilidad, mueren
rápida y violentamente en espectaculares explosiones conocidas como
supernovas.
¿Y qué pasará con nuestro Sol? En unos miles de millones de años más su
cubierta gaseosa se empezará a expandir, hasta que los gases calientes nos
envuelvan, mucho tiempo después que los hielos polares se derritieran y los
océanos se evaporaren. En su camino hacia la gigante roja, mientras el centro
del Sol se transforma en una probable enana blanca, la vida en el planeta, en
su forma actual ya no será posible.

39
39
EL CATALOGO MESSIER
Charles Messier nació en 1730 en Badonvillier, Francia, en el seno de
una familia humilde, iniciando su pasión por la Astronomia a la edad de
14 años. El astrónomo de la Marina Joseph Nicolas Delisle lo empleó en
1751 para que realizara copias de mapas geográficos, y es en esta
época cuando comienza sus primeras observaciones en el observatorio
del Hotel de Cluny.
Dedicó la mayor parte de su vida a la búsqueda de cometas pero, en
Agosto de 1758, cuando estaba intentando observar el cometa Halley
aparecido en aquel año, le pareció vislumbrar una débil “nebulosidad” en
Tauro. Se parecía a un cometa pero no lo era, ya que permanecía fijo en
el cielo en relación con las estrellas que lo rodeaban. Sin embargo,
anotó sus coordenadas para no volver a confundirse en otra ocasión. Se
trataba de la Nebulosa del Cangrejo, y fue el primer objeto de una lista
de 45 (algunos de los cuales habían sido observados con anterioridad),
que publicó en 1774.
En Diciembre de 1764 se hizo miembro extranjero de la Royal Society
de Londres. Fue hecho miembro de la Berlin Academy por el rey de
Prusia en 1769 y, por recomendación de La Harpe, nombrado en la
Academy of St. Petersburg en Rusia. Con tantos reconocimientos en
distintos paises, la Academie Royale des Sciences de Paris no tuvo más
remedio que aceptarle como miembro. Mientras continuaba su
búsqueda, añadió a su lista más objetos curiosos del cielo profundo con
la ayuda de otro joven astrónomo rival, Pierre Méchain.
Hacia 1781 el catálogo de Messier contaba ya con 103 entradas. Desde
entonces, otros investigadores han incluido otros 7 objetos más en el
catálogo que, no obstante, ni Messier ni Méchain pudieron nunca
observar. Ese mismo año su trabajo fue interrumpido por un grave
accidente cuando cayó en una grieta de hielo, recibiendo un importante
politraumatismo que lo incapacitó durante un año.
Fue nombrado editor asociado del Connaissance des Temps en 1785,
en donde se mantuvo hasta 1790. En 1798 murió su esposa, sin que
nunca hubieran tenido descendencia. Después de ello vivió solo por
algún tiempo; más tarde convivió con una viuda, Madame Bertrand. En
los últimos días de su vida obtuvo una alta posición cuando Napoleón le
impuso la Cruz de la Legión de Honor en 1806.
En la madrugada del 12 de abril de 1817, murió a la edad de 87 años en
Paris. Póstumamente ha sido honrado por la comunidad astronómica al
colocar su nombre en un cráter de la luna.
Es asombroso que Charles Messier pudiera llevar a cabo tan ingente
labor con las modestísimas Prestaciones de los instrumentos que tenía a
su alcance, al parecer un telescopio refractor de 9 cm, de abertura y 110

40
40
cm., de foco, y otro de 130 cm., de foco, acromático, pero de menor
abertura. Para los astrónomos profesionales esta enumeración de
exóticas galaxias, nebulosas difusas y brillantes cúmulos estelares ha
significado un poderoso estímulo en la investigación de la evolución y
composición del universo. Para los aficionados, estos pequeños puntos
luminosos son considerados como joyas en el cielo nocturno, fáciles de
observar con pequeños instrumentos, incluso a simple vista.
Es sorprendente constatar que un cazador de cometas como Charles
Messier haya pasado a la posteridad no por el descubrimiento de más
de una docena de cometas, sino por elaborar el catálogo de objetos
celestes más famoso de la historia.
M 1, Nebulosa difusa en la constelación de Taurus visible con
prismáticos llamada Nebulosa del cangrejo.
M 2, Cúmulo globular en la constelación de Aquarius visible con
prismáticos.

41
41
M 3, Cúmulo globular en la constelación de Canes Venatici visible
con prismáticos.
M 4, Cúmulo globular en la constelación de Scorpio visible a simple
vista en una noche oscura sin Luna.
M 5, Cúmulo globular en la constelación de Serpens visible con
prismáticos.
M 6, Cúmulo abierto en la constelación de Scorpio visible con
prismáticos.
M 7, Cúmulo abierto en la constelación de Scorpio visible a simple
vista.
M 8, Nebulosa difusa en la constelación de Sagitario visible con
prismáticos llamada Nebulosa de la Laguna.
M 9, Cúmulo globular en la constelación de Ophiuchus visible sólo
con telescopio.
M 10, Cúmulo globular en la constelación de Ophiuchus visible con
prismáticos.
M 11, Cúmulo abierto en la constelación de Scutum visible a simple
vista.
prismáticos.
M 13, Cúmulo globular en la constelación de Hercules visible con
prismáticos.

42
42
telescopio.
M 15, Cúmulo globular en la constelación de Pegasus visible con
prismáticos.
M 16, Cúmulo abierto + Nebulosa difusa en la constelación de Serpens
visible con prismáticos.
M 17, Cúmulo abierto + Nebulosa difusa en la constelación de
Sagitario visible con telescopio (Neb. Omega).
M 18, Cúmulo abierto en la constelación de Sagitario visible con
prismáticos.
prismáticos.
M 20, Nebulosa difusa en la constelación de Sagitario visible con
prismáticos llamada Nebulosa Trífida.
prismáticos.
M 22, Cúmulo globular en la constelación de Sagitario visible a simple
vista.
prismáticos.
M 24, Cúmulo abierto en la constelación de Sagitario visible a simple
vista.

43
43
prismáticos.
M 26, Cúmulo abierto en la constelación de Scutum visible con
telescopio.
M 27, Nebulosa planetaria en la constelación de Vulpecula visible con
telescopio llamada Nebulosa Dumbbell.
M 28, Cúmulo globular en la constelación de Sagitario visible con
telescopio.
M 29, Cúmulo abierto en la constelación de Cygnus visible con
prismáticos.
M 30, Cúmulo globular en la constelación de Capricornio visible con
prismáticos.
M 31, Galaxia espiral en la constelación de Andrómeda visible a
simple vista, llamada Galaxia de Andromeda
M 32, Galaxia elíptica en la constelación de Andromeda visible con
telescopio.
M 33, Galaxia espiral en la constelación de Triangulo visible con
prismáticos.
M 34, Cúmulo abierto en la constelación de Perseo visible con
prismáticos.
M 35, Cúmulo abierto en la constelación de Gemini visible a simple
vista.

44
44
M 36, Cúmulo abierto en la constelación de Auriga visible con
prismáticos.
prismáticos.
prismáticos.
M 39, Cúmulo abierto en la constelación de Cygnus visible a simple
vista.
M 40, Grupo de estrellas Winnecke 4 (doble) en la Osa Mayor visible
con telescopio.
M 41, Cúmulo abierto en la constelación del Can Major visible con
prismáticos.
M 42, Nebulosa difusa en la constelación de Orion visible con
prismáticos llamada Nebulosa de Orión.
M 43, Nebulosa difusa en la constelación de Orion visible con
prismáticos (la parte menor de la Nebulosa).
M 44, Cúmulo abierto en la constelación de Cancer visible a simple
vista llamado Cúmulo del Pesebre.
M 45, Cúmulo abierto en la constelación de Tauro visible a simple
vista llamado Las Pléyades.
M 46, Cúmulo abierto en la constelación de Puppis visible con
prismáticos.

45
45
M 47, Cúmulo abierto en la constelación de Puppis visible a
simple vista.
M 48, Cúmulo abierto en la constelación de Hydra visible con
prismáticos.
M 49, Galaxia elíptica en la constelación de Virgo visible con
telescopio.
M 50, Cúmulo abierto en la constelación de Monoceros visible con
prismáticos.
M 51, Galaxia espiral en la constelación de Canes Venatici visible
con telescopio.
M 52, Cúmulo abierto en la constelación de Cassiopeia visible con
telescopio.
M 53, Cúmulo globular en la constelación de Coma Berenices
visible con telescopio.
telescopio.
telescopio.
M 56, Cúmulo globular en la constelación de Lyra visible con
telescopio.
M 57, Nebulosa planetaria en la constelación de Lyra visible con
telescopio, llamada Nebulosa Anular.

46
46
M 58, Galaxia espiral en la constelación de Virgo visible con
telescopio.
telescopio.
telescopio.
telescopio.
telescopio.
con telescopio.
M 64, Galaxia espiral en la constelación de Coma Berenices visible con
telescopio.
M 65, Galaxia espiral en la constelación de Leo visible con telescopio.
M 67, Cúmulo abierto en la constelación de Cancer visible con
prismáticos.
M 68, Cúmulo globular en la constelación de Hydra visible con
telescopio.
telescopio.

47
47
telescopio.
M 71, Cúmulo globular en la constelación de Sagitta visible con
telescopio.
M 72, Cúmulo globular en la constelación de Aquarius visible con
telescopio.
M 73, Cúmulo abierto en la constelación de Aquarius visible con
telescopio.
M 74, Galaxia espiral en la constelación de Pisces visible con
telescopio.
telescopio.
M 76, Nebulosa planetaria en la constelación de Perseo visible con
telescopio.
M 77, Galaxia espiral en la constelación de Cetus visible con telescopio.
M 78, Nebulosa difusa de emisión en la constelación de Orion visible
con telescopio.
M 79, Cúmulo globular en la constelación de Lepus visible con
telescopio.
M 80, Cúmulo globular en la constelación de Scorpio visible con
prismáticos.

48
48
M 81, Galaxia espiral en la constelación de Ursa Major visible con
prismáticos.
telescopio.
M 83, Galaxia espiral en la constelación de Hydra visible con
telescopio.
telescopio.
M 85, Galaxia elíptica en la constelación de Coma Berenices
visible con telescopio.
M 86, Galaxia elíptica en la constelación de Virgo visible con telescopio.
telescopio.
M 88, Galaxia espiral en la constelación de Coma Berenices visible
con telescopio.
M 89, Galaxia elíptica en la constelación de Virgo visible con telescopio.
telescopio.
con telescopio.
M 92, Cúmulo globular en la constelación de Hercules visible con
prismáticos.

49
49
M 93, Cúmulo abierto en la constelación de Puppis visible con
prismáticos.
M 94, Galaxia espiral en la constelación de Canes Venatici visible con
telescopio.
M 95, Galaxia espiral en la constelación de Leo visible con
telescopio.
M 97, Nebulosa planetaria en la constelación de Ursa Major visible
con telescopio llamada de la Lechuza.
M 98, Galaxia espiral en la constelación de Coma Berenices visible con
telescopio.
con telescopio.
con telescopio.
telescopio.
M 102, Galaxia espiral en la constelación de Draco visible con
telescopio.
M 103, Cúmulo abierto en la constelación de Cassiopeia visible con
prismáticos.
telescopio llamada Galaxia del Sombrero.

50
50
M 105, Galaxia elíptica en la constelación de Leo visible con
telescopio.
con telescopio.
telescopio.
telescopio.
telescopio.
M 110, Galaxia elíptica en la constelación de Andromeda visible con
telescopio.
MESSIER / NGC : Nº del objeto en el catálogo de Messier, New General Catalogue o
Index Catalogue
COORDENADAS 2000 : Ascensión Recta y Declinación para equinoccio 2000 del
objeto
TIPO : CA = Cúmulo Abierto de estrellas, CG = Cúmulo Globular, ND = Nebulosa Difusa,
NP = Nebulosa Planetaria,
GA= Galaxia y su clasificación de acuerdo al Diagrama de Hubble
mv : Magnitud visual del objeto
DIÁMETRO : Diámetro aparente del objeto en minutos de arco
DISTANCIA : Distancia al objeto en miles de años de luz
NOMBRE / CONSTELACIÓN : Constelación celeste donde se ubica el objeto / Nombre
popular del objeto

51
51
MESSIER/NG
C
COORDENADAS
2000
A.R.
Dº
TIPO mv
DIÁMETRO
(')
DISTANCIA
(x103
a-l)
NOMBRE
CONSTELACIÓ
N
1 / 1952
05h
34m
+22º
01'
ND 8,4 6 x 4 6,3
Neb. Cangrejo /
TAURO
2 / 7089 21 33 -00 49 CG 6,5 13 36,8 ACUARIO
3 / 5272 13 42 +28 23 CG 6,4 16 32,2
PERROS DE
CAZA
4 / 6121
16
23
-26
32
CG 6,0 26,5 6,8 ESCORPIÓN
5 / 5904
15
18
+02 05 CG 5,7 17,5 24,7 SERPIENTE
6 / 6405
17
40
-32 12 CA 4,3 15 1,9
Cúmulo Mariposa
ESCORPIÓN
7 / 6475
17
54
-34 49 CA 3,5 80 0,782 ESCORPIÓN
8 / 6523
18
04
-24
23
ND 6,0 90 x 40 6,5
Neb. Laguna.
SAGITARIO
9 / 6333 17 19 -18 31 CG 8,0 9,5 22,5 OFIUCO
10 / 6254
16
57
-04 06 CG 6,7 15 14,3 OFIUCO
11 / 6705 18 51 -06 16 CA 5,8 14 5,6
"Pato Salvaje".
ESCUDO
12 / 6218
16
47
-01 57 CG 6,6 14,5 17,9 OFIUCO
13 / 6205
16
42
+36 28 CG 5,7 16,5 23,4 HERCULES
14 / 6402
17
37
-03 15 CG 7,7 12 33,2 OFIUCO
15 / 7078
21
30
+12 10 CG 6,3 12,5 30,6 PEGASO
16 / 6611 18 19 -13 47 ND 6,4 7 8,1
Neb. Aguila.
SERPIENTE
17 / 6618 18 21 -16 10 ND 7,0 46 x 37 5 Neb. Omega.

52
52
SAGITARIO
18 / 6613 18 20 -17 08 CA 6,9 10 3,9 SAGITARIO
19 / 6273 17 03 -26 16 CG 7,0 13,5 34,5 OFIUCO
20 / 6514 18 02 -23 02 ND 9,0 29 x 27 2,2
Neb. Trifida.
SAGITARIO
21 / 6531 18 05 -22 30 CA 5,9 13 4,2 SAGITARIO
22 / 6656 18 36 -23 54 CG 5,1 24 10,1 SAGITARIO
23 / 6494 17 57 -19 01 CA 5,527 27 2,1 SAGITARIO
24 / 6603 18 18 -18 25 CA 4,6 5 10 SAGITARIO
25 / IC 4725
18
32
-19 14 CA 4.6 32 1.8 SAGITARIO
26 / 6694
18
45
-09 24 CA 8,0 15 5 ESCUDO
27 / 6853
19
59
+22 43 NP 7,6 15,2 0,98
Neb. Dumbbell
("Pesas") ZORRA
28 / 6626
18
24
-24 52 CG 7,0 11 19,8 SAGITARIO
29 / 6913 20 24 +38 32 CA 6,6 7 4 CISNE
30 / 7099
21
40
-23 11 CG 7,5 11 26,7 CAPRICORNIO
31 / 0224
00
43
+41 16
GA
(Sb)
3,5 180 x 65 2.200 ANDROMEDA
32 / 0221 00 43 +40 52
GA
(E2)
8,2 7,5 x 6 2.200 ANDROMEDA
33 / 0598
01
34
+30 39
GA
(Sc
5,7 62 x 39 2.300 TRIANGULO
34 / 1039 02 42 +42 47 CA 5,2 35 1,4 PERSEO
35 / 2168 06 09
+24
20
CA 5,1 30 2,8 GEMINIS
36 / 1960 05 36 +34 08 CA 6,0 12 4,1 AURIGA
37 / 2099 05 53 +32 33 CA 5,6 25 4,4 AURIGA
38 / 1912 05 28 +35 50 CA 6,4 20 4,3 AURIGA
39 / 7092 21 32 +48 26 CA 4,6 30 0,8 CISNE
41 / 2287 06 47 -20 44 CA 4,5 38 2,2 CAN MAYOR
42 / 1976 05 35 -05 27 ND 4,0 85 x 60 1,6
Neb. de Orión.
ORION

53
53
43 / 1982 05 35 -05 16 ND 9,0 20 x 15 1,6 ORION
44 / 2632 08 40 +20 00 CA 3,1 95 0,52
"Pesebre".
CANCER
45 / 1432 03 47 +24 07 CA 1,8 110 0,41
"Pléyades".
TAURO
46 / 2437 07 42 -14 49 CA 6,0 28 5,4 PUPPIS
47 / 2422 07 36 -14 29 CA 4,5 30 1,5 PUPPIS
48 / 2548 08 14 -05 48 CA 5,8 55 1,9 HIDRA
49 / 4472 12 30 +08 00
GA
(E4)
8,4 9 x 7,5 60.000 VIRGO
50 / 2323 07 03 -08 20 CA 5,9 16 2,9 MONOCEROS
51 / 5194-5
13
30
+47 12
GA
(Sc)
8,4 11 x 7 35.000
Galaxia Remolino
PERROS DE
CAZA
52 / 7654
23
24
+61 34 CA 6,9 12 5,3 CASSIOPEA
53 / 5024
13
13
+18 10 CG 7,6 12,5 56 COMA
54 / 6715
18
55
-30 28 CG 7,7 9 70,1 SAGITARIO
55 / 6809
19
40
-30 57 CG 7,0 20 16,9 SAGITARIO
56 / 6779
19
16
+30 11 CG 8,2 7 30,9 LIRA
57 / 6720
18
53
+33 02 NP 9,7 2,5 x 1 1,9
Neb. Anular.
LIRA
58 / 4579
12
37
+11 49
GA
(SBc)
9,8 5,5 x 4,5 60.000 VIRGO
59 / 4621
12
42
+11 39
GA
(E3)
9,8 5 x 3,5 60.000 VIRGO
60 / 4649
12
44
+11 33
GA
(E1)
8,8 7 x 6 60.000 VIRGO
61 / 4303
12
22
+04 28
GA
(Sc)
9,6 6 X 5,5 60.000 VIRGO
62 / 6266 17 01 -30 07 CG 6,6 14,5 19,5 OFIUCO

54
54
63 / 5055 13 16 +42 02
GA
(Sb)
8,6 12,5 x 7,5 35.000
Galaxia Girasol
PERROS DE
CAZA
64 / 4826
12
57
+21 41
GA
(Sb)
8,5 9,5 x 5,5 24.000
Galaxia Ojo
Negro
COMA
65 / 3623
11
18
+13 06
GA
(Sb)
9,4 10 x 3,5 31.000 LEO
66 / 3627 11 20 +13 00
GA
(Sb)
9,0 9 x 4,5 31.000 LEO
67 / 2682
08
51
+11 48 CA 6,0 30 2,6 CANCER
68 / 4590
12
39
-26 45 CG 8,2 12 31,3 HIDRA
69 / 6637
18
34
-32 21 CG 7,7 7 33,5 SAGITARIO
70 / 6681
18
43
-32 17 CG 8,0 8 35,2 SAGITARIO
71 / 6838
19
53
+18 47 CG 8,3 7 13
SAGITTA
(FLECHA)
72 / 6981
20
53
-12 32 CG 9,3 6 56,4 ACUARIO
73 / 6994
20
59
-12 38 CA 9,0 2,8 ACUARIO
74 / 0628
01
37
+15 47
GA
(Sc)
9,1 10 x 9,5 35.000 PISCIS
75 / 6864
20
06
-21 55 CG 8,5 6 59,3 SAGITARIO
76 / 650-1
01
42
+51 34 NP 12,2 1,5 x 0,75 3,5
Pequeña
Dumbbell
PERSEO
77 / 1068 02 43 -00 01
GA
(Sbp)
8,9 7 x 6 60.000 BALLENA
78 / 2068 05 46 +00 02 ND 8,0 8 x 6 1,6 ORION
79 / 1904 05 24 -24 33 CG 8,4 3 43,3 LIEBRE

55
55
80 / 6093 16 17 -22 59 CG 7,2 9 27 ESCORPIÓN
81 / 3031 09 56 +69 04
GA
(sB)
7,0 25 x 14 10.000 OSA MAYOR
82 / 3034 09 56 +69 42
GA
(I)
8,4 11 x 5 10.000 OSA MAYOR
83 / 5236
13
37
-29 52
GA
(Sc)
10,1 11 x 10 10.000
Galaxia Molinete
Austral
HIDRA
84 / 4374
12
25
+12 53
GA
(E1)
9,3 5 X 4,5 60.000 VIRGO
85 / 4382
12
25
+18 11
GA
(Ep)
9,3 7 x 5 60.000 COMA
86 / 4406
12
26
+12 57
GA
(E3)
9,1 7,5 x 5,5 60.000 VIRGO
87 / 4486 12 31 +12 23
GA
(E1)
8,6 7 x 7 60.000
VIRGO A.
VIRGO
88 / 4501
12
32
+14 25
GA
(Sb)
9,5 7 x 4 60.000 COMA
89 / 4552
12
36
+12 33
GA
(E0)
9,8 4,2 x 4,2 60.000 VIRGO
90 / 4569
12
37
+13 10
GA
(Sb)
9,5 9,5 x 5 60.000 VIRGO
91 / 4548
12
35
+14 30
GA
(Sb)
11,0 5,4 x 4,4 60.000 COMA
92 / 6341 17 17 +43 08 CG 6,5 11 25,4 HERCULES
93 / 2447 07 44 -23 52 CG 6,0 25 3,5 PUPPIS
94 / 4736 12 51 +41 07
GA
(Sbp)
8,0 11 x 9 24.000
PERROS DE
CAZA
95 / 3351
10
44
+11 42
GA
(Sbp)
9,7 7 x 5 31.000 LEO
96 / 3368
10
47
+11 49
GA
(Sbp)
9,0 7 x 5 31.000 LEO
97 / 3587
11
15
+55 01 NP 12,0 3 1,3 OSA MAYOR
98 / 4192 12 14 +14 54
GA
(Sb)
10,1 9,5 x 3 60.000 COMA
99 / 4254 12 19 +14 25 GA 10,0 5,5 x 5 60.000 COMA

56
56
(Sc)
100 / 4321 12 23 +15 49
GA
(Sc)
9,4 7 x 6 24.000 COMA
101 / 5457
14
03
+54 21
GA
(Sc)
7,7 27 X 26 25.000
Galaxia Molinete
Boreal
OSA MAYOR
102 / 5866 15 06 +55 46
GA
(Sc)
10,0 6,5 x 3,2 40.000
Galaxia Huso
DRACO
103 / 0581
01
33
+60 42 CA 7,0 6 8,4 CASSIOPEA
104 / 4594 12 40 -11 37
GA
(E1)
8,3 9 x 4 60.000
Galaxia
Sombrero
VIRGO
105 / 3379 10 48 +12 35
GA
(E1)
9,2 4,5 x 4 31.000 LEO
106 / 4258 12 19 +47 18
GA
(Sbp)
8,4 20 x 8 25.000
PERROS DE
CAZA
107 / 6171 16 32 -13 03 CG 8,1 10 19,2 OFIUCO
108 / 3556 11 11 +55 40
GA
(Sc)
10,7 8,5 x 2,5 45.000 OSA MAYOR
109 / 3992 11 58 +53 23
GA
(Sbc)
9,8 7 x 5 55.000 OSA MAYOR
110 / 0205 00 40 +41 41
GA
(E6)
8,0 17,5 x 10 2.200 ANDROMEDA
La Royal Astronomical Society of Canada (RASC) publica esta lista en Observer's Hybook
editado por Roy L. Bishop. Su nombre original es The Finest N.G.C. Objects List fue compilada
por Alan Dyer; esta organizada por estaciones y constelaciones RASC webpage.
Otoño
No. NGC Con Tipo A.R. Dec mag Tam Notas
1 7009 Aqr PN 21:04.2 -11:02 8.3 25" Nebulosa saturno; pequeña brillante
2 7293 Aqr PN 22:29.6 -20:48 6.5 12'50" Nebulosa Helix; grande difusa
3 7331 Peg G-Sb 22:37.1 +34:25 9.5 10.7x4.0 Galaxia espiral grande brillante
4 7635 Cas EN 23:20.7 +61:12 - 15x8 Nebulosa Bubble; muy débil

57
57
5 7789 Cas OC 23:57.0 +56:44 6.7 16 Rico cúmulo muy débil
6 185 Cas G-E0 00:39.0 +48:20 11.7 2x2 acompaña a M31; par con NGC 147
7 281 Cas EN 00:52.8 +56:36 - 35x30 nebulosa grande débil cerca eta Cas
8 457 Cas OC 01:19.1 +58:20 6.4 13 Uno de los mejores cúmulos
9 663 Cas OC 01:46.0 +61:15 7.1 16 Busque a NGC 654 y 659 cercanos
10 I 289 Cas PN 03:10.3 +61:19 12.3 34" Débil oval
11 7662 And PN 23:25.9 +42:33 9.2 20" Bola de nieve azul
12 891 And G-Sb 02:22.6 +42:21 10 13.5x2.8 débil de canto
13 253 Scl G-Scp 00:47.6 -25:17 7.1 25.1x7.4 Muy grande y brillante
14 772 Ari G-Sb 01:59.3 +19:01 10.3 7.1x4.5 Galaxia espiral difusa
15 246 Cet PN 00:47.0 -11:53 8.0 3'45" débil
16 936 Cet G-SBa 02:27.6 -01:09 10.1 5.2x4.4 cerca a M77; NGC 941 mismo campo
17 869/84 Per OC 02:20.0 +57:08 ~4.4 30/30 Doble cúmulo
18 1023 Per G-E7p 02:40.4 +39:04 9.5 8.7x4.3 brillante lenticular cerca M34
19 1491 Per EN 04:03.4 +51:19 - 3.0x3.0 pequeña nebulosa de emisión
20 1501 Cam PN 04:07.0 +60:55 12.0 52" débil, centro oscuro. busque NGC 1502
21 1232 Eri G-Sc 03:09.8 -20:35 9.9 7.8x6.9 de frente espiral; busque NGC 1300
22 1535 Eri PN 04:14.2 -12:44 10.4 18" brillante planetaria
Invierno
23 1514 Tau PN 04:09.2 +30:47 10.8 1'54" Débil estrella central mag 9.4 mag
24 1931 Aur E/RN 05:31.4 +34:15 3.0x3.0 Borrosa alrededor de 4 estrellas
25 1788 Ori RN 05:06.9 -03:21 8.0x5.0 Nebulosa de reflexión difusa brillante
26 1973+ Ori E/RN 05:35.1 -04:44 40x25 cerca a M42 y M43
27 2022 Ori PN 05:42.1 +09:05 12.4 18" de forma anular pequeña y débil
28 2024 Ori EN 05:40.7 -02:27 30x30 Brillante cerca a zeta Ori
29 2194 Ori OC 06:13.8 +12:48 8.5 10 Muy Rico busque 2169
30 2371/2 Gem PN 07:25.6 +29:29 13.0 55" Débil planetaria de dos lóbulos
31 2392 Gem PN 07:29.2 +20:55 8.3 13" Cara de payaso en nebulosa Eskimo
32 2237+ Mon EN 06:32.3 +05:03 80x60 Nebulosa Rosette
33 2261 Mon E/RN 06:39.2 +08:44 var 2x1 Nebulosa variable de Hubble como
cometa
34 2359 CMa EN 07:18.6 -13:12 8.0x6.0 Brillante busque NGC 2360 y 2362
35 2440 Pup PN 07:41.9 -18:13 10.3 14" Casi una estrella
36 2539 Pup OC 08:10.7 -12:50 6.5 22 Cúmulo muy rico cerca a M46 y M47
37 2403 Cam G-Sc 07:36.9 +65:36 8.4 17.8x11.0 Muy grande y brillante
38 2655 Cam G-Sa 08:55.6 +78:13 10.1 5.1x4.4 Elíptica y brillante
Primavera
39 2683 Lyn G-Sb 08:52.7 +33:25 9.7 9.3x2.5 Espiral de canto muy brillante

58
58
40 2841 UMa G-Sb 09:22.0 +50:58 9.3 8.1x3.8 Espiral Elongada muy brillante
41 3079 UMa G-Sb 10:02.2 +55:41 10.6 7.6x1.7 espiral de canto cerca a NGC 2950
42 3184 UMa G-Sc 10:18.3 +41:25 9.7 6.9x6.8 grande difusa
43 3877 UMa G-Sb 11:46.1 +47:30 10.9 5.4x1.5 de canto en el mismo campo de chi
UMa
44 3941 UMa G-E3 11:52.9 +36:59 9.8 3.8x2.5 Elíptica brillante y pequeña
45 4026 UMa G-S0 11:59.4 +50:58 10.7 5.1x1.4 lenticular de canto cerca gamma UMa
46 4088 UMa G-Sc 12:05.6 +50:33 10.5 5.8x2.5 de canto NGC 4085 mismo campo
47 4157 UMa G-Sb 12:11.1 +50:29 11.9 6.9x1.7 cerca a NGC 4026 y 4088
48 4605 UMa G-SBcp 12:40.0 +61:37 9.6 5.5x2.3 espiral de canto brillante
49 3115 Sex G-E6 10:05.2 -07:43 9.2 8.3x3.2 Galaxia Spindle brillante y Elongada
50 3242 Hya PN 10:24.8 -18:38 8.6 16" Fantasma de Júpiter; pequeña brillante
51 3003 LMi G-Sc 09:48.6 +33:25 11.7 5.9x1.7 débil
52 3344 LMi G-Sc 10:43.5 +24:55 9.9 6.9x6.5 difusa espiral
53 3432 LMi G-SBm 10:52.5 +36:37 11.3 6.2x1.5 de canto; débil
54 2903 Leo G-Sb 09:32.2 +21:30 8.9 12.6x6.6 grande, brillante Elongada espiral
55 3384 Leo G-E7 10:48.3 +12:38 9.9 5.9x2.6 mismo campo con M105 y NGC 3389
56 3521 Leo G-Sb 11:05.8 -00:02 8.7 9.5x5.0 muy grande, brillante espiral
57 3607 Leo G-E1 11:16.9 +18:03 10.0 3.7x3.2 NGC 3605 y 3608 en mismo campo
58 3628 Leo G-Sb 11:20.3 +13:36 9.5 14.8x3.6 grande de canto; mismo campo M65 y
M66
59 4111 CVn G-S0 12:07.1 +43:04 10.8 4.8x1.1 brillante lenticular de canto espiral
60 4214 CVn G-Irr 12:15.6 +36:20 9.7 7.9x6.3 grande irregular galaxia
61 4244 CVn G-S 12:17.5 +37:49 10.2 16.2x2.5 grande de canto espiral
62 4449 CVn G-Irr 12:28.2 +44:06 9.4 5.1x3.7 brillante rectangular
63 4490 CVn G-Sc 12:30.6 +41:38 9.8 5.9x3.1 brillante espiral; cerca galaxia Cocoon
64 4631 CVn G-Sc 12:42.1 +32:32 9.3 15.1x3.3 grande de canto; busque 4627
65 4656/7 CVn G-Sc 12:44.0 +32:10 10.4 13.8x3.3 en campo con 4631;
66 5005 CVn G-Sb 13:10.9 +37:03 9.8 5.4x2.7 brillante Elongada espiral
67 5033 CVn G-Sb 13:13.4 +36:36 10.1 10.5x5.6 grande brillante espiral cerca NGC 5005
68 4274 Com G-Sb 12:19.8 +29:37 10.4 6.9x2.8 NGCs 4278/83/86 en mismo campo
69 4414 Com G-Sc 12:26.4 +31:13 10.2 3.6x2.2 brillante espiral núcleo como a estrella
70 4494 Com G-E1 12:31.4 +25:47 9.8 4.8x3.8 pequeña brillante elíptica
71 4559 Com G-Sc 12:36.0 +27:58 9.8 10.5x4.9 grande espiral
72 4565 Com G-Sb 12:36.3 +25:59 9.6 16.2x2.8 de canto espiral
73 4725 Com G-Sb 12:50.4 +25:30 9.2 11.0x7.9 muy brillante, grande espiral
74 4038/9 Crv G-Sc 12:01.9 -18:52 10.7 ~3x2 `Antennae' o `Rattail'
75 4361 Crv PN 12:24.5 -18:48 10.3 45" pequeña y brillante; E. central 13 mag
76 4216 Vir G-Sb 12:15.9 +13:09 9.9 8.3x2.2 de canto; con NGCs 4206 & 4222
77 4388 Vir G-Sb 12:25.8 +12:40 11.0 5.1x1.4 con M84 y M86 en cadena de Markarian
78 4438 Vir G-Sap 12:27.8 +13:01 10.1 9.3x3.9 forma con NGC 4435 los ojos
79 4517 Vir G-Sc 12:32.8 +00:07 10.5 10.2x1.9 débil de canto espiral
80 4526 Vir G-E7 12:34.0 +07:42 9.6 7.6x2.3 entre estrellas de 7 mag; Gal perdida.
81 4535 Vir G-Sc 12:34.3 +08:12 9.8 6.8x5.0 cerca M49 y 3/4 grad N de NGC 4526
82 4567/8 Vir G-Sc 12:36.5 +11:15 ~11 4.6x2.1 Gemelos siameses
83 4699 Vir G-Sa 12:49.0 -08:40 9.6 3.5x2.7 pequeña brillante busque NGC4697 3grad
N
84 4762 Vir G-SB0 12:52.9 +11:14 10.2 8.7x1.6 plana; 4754 en mismo campo
85 5746 Vir G-Sb 14:44.9 +01:57 10.6 7.9x1.7 fina de canto cerca 109 Virginis
86 5466 Boo GC 14:05.5 +28:32 9.1 11.0 cúmulo abierto rico débil

59
59
87 5907 Dra G-Sb 15:15.9 +56:19 10.4 12.3x1.8 fina de canto; cerca 5866
88 6503 Dra G-Sb 17:49.4 +70:09 10.2 6.2x2.3 brillante Elongada espiral
89 6543 Dra PN 17:58.6 +66:38 8.8 18" Nebulosa ojos de gato; E. cen 11 mag
Verano
90 6210 Her PN 16:44.5 +23:49 9.3 14" similar a estrella azul planetaria
91 6369 Oph PN 17:29.3 -23:46 10.4 30" Pequeño fantasma; busque NGC 6309
92 6572 Oph PN 18:12.1 +06:51 9.0 8" brillante azul oval
93 6633 Oph OC 18:27.7 +06:34 4.6 27 cúmulo abierto; cerca a IC 4756
94 6712 Sct GC 18:53.1 -08:42 8.2 7.2 pequeño globular; busque IC 1295 en campo
95 6781 Aql PN 19:18.4 +06:33 11.8 1'49" pálida versión de M97
96 6819 Cyg OC 19:41.3 +40:11 7.3 5 débil pero rico cúmulo en Milky Way
97 6826 Cyg PN 19:44.8 +50:31 9.8 30" Planetaria; estrella central 10.4 mag
98 6888 Cyg SNR? 20:12.0 +38:21 20x10 débil
99a 6960 Cyg SNR 20:45.7 +30:43 70x6 nebulosa Veil
99b 6992/5 Cyg SNR 20:56.4 +31:43 78x8 nebulosa Veil
100 7000 Cyg EN 20:58.8 +44:20 120x100 nebulosa Norte América
101 7027 Cyg PN? 21:07.1 +42:14 10.4 15" nebulosa protoplanetaria
102 6445 Sgr PN 17:49.2 -20:01 11.8 34" pequeño, brillante y anular; cerca M23
103 6520 Sgr OC 18:03.4 -27:54 8.1 6 pequeño; nebulosa oscura. B86 mismo
campo
104 6818 Sgr PN 19:44.0 -14:09 9.9 17" Little Gem; anular; NGC 6822 0.75 grad S
105 6802 Vul OC 19:30.6 +20:16 8.8 3.2 al este de cúmulo de Brocchi Cr 399
106 6940 Vul OC 20:34.6 +28:18 6.3 31 rico cúmulo en Milky Way
107 6939 Cep OC 20:31.4 +60:38 7.8 8 muy rico;
108 6946 Cep G-Sc 20:34.8 +60:09 8.9 11.0x9.8 débil, difusa espiral cerca 6939
109 7129 Cep RN 21:44.4 +66:10 8x7 débil nebulosa de reflexión
110 40 Cep PN 00:13.0 +72:32 10.2 37" inusual planetaria roja ; E. cen de 11.6
Claves:
No. NGC y RASC
Con. Constelación
Tipo. PN: Nebulosa Planetaria , SNR: Remanente de Supernova, EN: Nebulosa de Emisión,
RN: - Nebulosa de Reflexión , E/RN: Nebulosa de emisión y reflexión, OC: Cúmulo abierto,
GC: Cúmulo Globular, G-: Galaxia, con tipo Hubble
R.A. Dec. Coordinadas para epoca J2000.0
mag, tam. Magnitud Visual y dimensión aparente en arc min o arc sec
Notas. Descripción

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OTROS CATALOGOS ESTELARES
Esta lista de nebulosas de De Cheseaux fue escrita en 1746 y publicada en
Esta lista de nebulosas de De Cheseaux fue escrita en 1746 y publicada en 1892 por
M.D. Bigoudan en los Annales de l'Observaroire de Paris1892.
Mi muy querido señor Abuelo:
Mr. Derham, en las Philosophical Transactions, y después Mr. de Maupertius,
en las Memoires de la Academia, han dado un catalogo de nebulosas,
extraídas del gran catalogo de estrellas fijas de Hevelius, y de las estrellas del
sur de Halley.
He observado muchas de estas nebulosas y no he encontrado otra como la
primera que esta en Andrómeda de la cual toma su nombre. Las ultimas dos
son en verdad nebulosas a simple vista, pero observadas con telescopios son
en realidad cúmulos de estrellas; las he observado varias veces con un
telescopio gregoriano de 2 pies, en particular la que es marcada Phi por Bayer,
en Escorpión y que no es visible en Paris por su sureña declinación.
Las demás no son nebulosas a simple vista y algunas aparecen como simples
estrellas de 4ª o 5ª magnitud (como por ejemplo la que se halla en la parte mas
alta de la cabeza de Hércules); y con telescopios uno descubre que no son
realmente simples estrellas. Yo le ofrezco un catálogo de estrellas nebulosas
reales, con telescopio, o con el ojo desnudo con un numero mayor a 20:
comienzo con aquellos que vistos con telescopio, son simples cúmulos abiertos
de estrellas.
1. CUMULO ABIERTO EN ESCORPION (M6)
Ascensión recta 17:40.1 - Declinación -32:13 - Distancia 2 A/L - Magnitud 5.3;
DA 25.0
Según Burnhan "Este delicioso grupo de estrellas tiene contornos que
recuerdan la forma de una mariposa con las alas abiertas" En 1959 Ake
Wallenquist identificó alrededor de 80 estrellas en M6. Su diámetro es de 20
años luz, con una densidad promedio de 0.6 estrellas por parcsec cúbico. La
edad de este cúmulo se calcula entre 51 y 100 millones de años. La estrella
más brillante es una gigante amarilla o roja de una magnitud de 6.17, mientras
que la estrella más caliente es un azul de la secuencia principal del tipo B4-B5.
M6 esta situado en la distancia angular más cercana al centro de la galaxia, el
cual está localizado en la constelación de Sagitario pero muy cerca de
Escorpión y Ofiuco.
El descubrimiento se atribuye a de Cheseaux aunque pudo haber sido vista por
Ptolomeo. El primero la reconoció definitivamente como "un muy fino cúmulo de
estrellas". Lacaille la incluyó en su catálogo como Lac III.12.
2. CUMULO EN OFIUCO (IC 4665)
Ascensión recta 17:46.3 - Declinación +05:43 - Distancia 1.4 (kly); magnitud 4.2
- DA 70
Por encima del hombro Beta de ofiuco un cúmulo de estrellas denominado IC

62
62
4665 es muy llamativo observado con binoculares, pero difícil de detectar con
telescopios, posiblemente debido a esto no fue encontrado por Messier o
Herschel. El Sky Catalogue 2000.0 le otorga 30 miembros, el más brillante de
los cuales es de magnitud 6.86, tipo Trumpler de III 2 p, y una edad estimada
en 36 millones de anos. A una distancia estimada de 1400 anos luz, se acerca
a nosotros a una velocidad de 12 Km /seg.
3. CUMULO EN OFIUCO (NGC 6633)
Ascensión recta 18:27.7 - Declinación +06:34 - Distancia 1.04(kly -; Magnitud
4.6 -; DA 27
Cerca a la cola de a serpiente, este cúmulo es casi tan grande como la luna
llena y contiene 30 estrellas las cuales tienen un brillo que alcanza la magnitud
4.6 La estrella más brillante es de magnitud 7.6. su edad se estima en 660
millones de años
Fue descubierto independientemente por Carolina Herschel y fue incluida en el
catalogo de William Herschel con el numero H VIII.72.
4. NEBULOSA EN SERPENS (M16)
Ascensión recta 18:18.8 - Declinación -13:47 - Distancia 7 A/L - Magnitud 7 –
DA 7.0
Nebulosa del Aguila. Localizada a 7000 años luz de distancia, en la
constelación de la serpiente y en el siguiente espiral interno de la Vía Láctea,
una gran nube de gas y polvo interestelar ha entrado en un palpitante proceso
de formación estelar. M16 se ha formado a partir de esta gran masa conocida
como la Nebulosa del Águila la cual brilla ahora iluminada por estas estrella
jóvenes y muy calientes. En la actualidad continúa el proceso de nacimiento
que toma lugar cerca del oscuro tronco del elefante. Este cúmulo estelar tiene
5.5 millones de años, que resulta en la presencia de estrellas jóvenes muy
calientes del tipo espectral O6.
5. CUMULO EN SAGITARIO (M25)
Ascensión recta 18:31.6 - Declinación -19:15 - Distancia 2 A/L - Magnitud 6.5 -
DA 40.0
Aunque es un cúmulo vistoso en pequeños telescopio o binoculares, M 25 solo
a obtenido un número IC. Herschel no lo incluyó en su catálogo general aunque
había sido observado por de Cheseaux en 1745-46, Messier en 1764, como
también Bode (1774-77) y Admiral Smyth (1836). Fue finalmente redescubierto
por Schmidt en 1866 y adicionado al segundo catálogo índice en 1908, usando
la posición obtenida por Bailey.
En este cúmulo se pueden encontrar dos estrellas gigantes del tipo espectral M
y dos del tipo G. Contiene la variable cefeida U Sagittarii, la cual tiene un
periodo de 6.74 días, un periodo típico de estas variables "en nuestro
vecindario," como lo dice Cecilia Payne-Gaposhkin.
La velocidad de recesión es de 4 Km./seg. La ocurrencia de una cefeida es
compatible con el hecho de que no es un cúmulo joven y su edad puede estar
alrededor de los 90 millones de años. Su distancia al sol es de 2000 años luz,
esto hace que sus 40 minutos de arco le den un tamaño linear de 23 años luz.
Este cúmulo posee al menos 86 miembros.

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6. CUMULO EN PERSEO (NGC 869)
7. CUMULO EN PERSEO (NGC 844)
h: Ascensión recta 02:19 - Declinación 57:09 - Distancia 7100 A/L - Magnitud
4.3 – DA 30
Chi: Ascensión recta 02:228 - Declinación 57:07 - Distancia 74000 A/L -
Magnitud 4.4 - DA 30
El famoso doble cúmulo en Perseo fue conocido en antiguos tiempos y fue
catalogado por el astrónomo griego Hiparco. Ambos cúmulos están situados en
la asociación OB 1 Perseo y los separan tan solo unos pocos cientos de anos
luz, se encuentran a una distancia de 7000 anos luz. Son muy jóvenes: h 5.6 y
chi a 3.2 millones de anos. Sus estrellas mas calientes y brillantes son del tipo
espectral B0. Se aproximan a nosotros a una velocidad de 22 Km /seg.
8. NEBULOSA EN ESCORPION (M8)
Ascensión recta 18:03.8 - Declinación -24:23 - Distancia 5200 A/L - Magnitud
6.0 - DA 90x40
Nebulosa Lagoon. El cúmulo formado a partir de esta nebulosa fue lo primero
que se descubrió y en la actualidad corresponde al cúmulo abierto NGC 6530
localizado en la mitad este de M8, este cúmulo fue visto primero por Flamsteed
y luego por De Cheseaux en 1746 pero ya antes Le Gentil la había encontrado
en 1747. Abbe Nicholas Louis de Lacaille la catalogó en su compilación como
Lac-III.14.
Tiene una extensión aparente de 90x40 minutos de arco el cual es 3x1 1/3 del
diámetro aparente de la luna y corresponde alrededor de 140 x 60 años luz si la

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distancia calculada de 5200 años luz es cierta. Una de las características de la
Nebulosa "Lagoon" es la presencia de una nebulosa oscura conocida como
"glóbulos" que son nubes protoestelares en colapso con un diámetro de
alrededor 10000 UA (Unidades Astronómicas).
Otra característica se localiza en la parte brillante de Lagoon y es la nebulosa
en vidrio de reloj ("Hourglass"), siendo una región en donde en la actualidad se
vive el nacimiento de múltiples estrellas. La estrella que ilumina esta nebulosa
es Herschel 36 (magnitud 9.5, clase espectral O7). Otra estrella cercana a la
anterior y que en gran parte contribuye el brillo de la nebulosa es la 9 Sagittarii
(magnitud 5.97, clase espectral O5).
9. CUMULO EN ESCORPION (NGC 6231)
AR 16 : 54.0 – Dec -41 : 48 Distancia 5.9 Mag 2.6 DA15
Fue descubierto por Giovanni Batista Hodierna y publicado en el catalogo de
Palermo en 1654 y posteriormente olvidado hasta su descubrimiento en 1980.
También fue observado independientemente por Philippe Loys De Cheseaux y
por Abbe Lacaille. Es un cúmulo muy joven y tiene una edad estimada en 3.2
millones de años.
10. CUMULO EN ESCORPION (M7)
Ascensión recta 17:53.9 - Declinación -34:49 - Distancia 0.8 A/L - Magnitud 4.1
- DA 80.0 min/arco
Cúmulo Ptolomeo. Como describió Burnham M7 es un grupo grande y brillante,
fácil de detectar con el ojo desnudo... el cúmulo es visto proyectado sobre un
fondo de numerosas, débiles y distantes estrellas de la Vía Láctea". Este
cúmulo fue mencionado por Ptolomeo alrededor del año 130 A.J.
describiéndolo como "la nebulosa que sigue al aguijón del escorpión". Hodierna
encontró 30 estrellas y la incluyo en el catálogo de Lacaille como Lac II.14.
M7 esta constituida por 80 estrellas muy brillantes de magnitud 10 en un campo
de 1.3 grados de diámetro aparente lo que le da probablemente un diámetro
real de 18 años luz teniendo en cuenta que su distancia es de 800 años luz.
Este cúmulo se aproxima a nosotros a una velocidad de 14 Km./seg. La estrella
más brillante es una gigante amarilla (gG8 de magnitud 56.6). La edad de M7
está estimada en 220 millones de años.
11. CUMULO EN CANCER (M44)
Ascensión recta 08:40.1 - Declinación +19:59 - Distancia 0.577 A/L - Magnitud
3.7 - DA 95.0 min/arco.
Este famoso cúmulo es también llamado Praesepe o el cúmulo Beehive. Es
uno de los objetos más fáciles de ver con el ojo desnudo. Galileo fue el primero
en resolver este nebuloso objeto e informó "la nebulosa llamada Praesepe, no
es una estrella única, tiene una masa de mas de 40 estrellas."
En la actualidad se han confirmado mas de 200 miembros. Este cúmulo se
encuentra a 577 años luz de distancia y su edad se ha estimado en 400
millones de años curiosamente su movimiento y edad son similares a los de las
Híades y aunque ahora se encuentran separadas se cree que pudieron tener
un origen común. M44 también contiene una peculiar estrella azul. Entre sus

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miembros hay una binaria eclipsante, TX Cancri. El cúmulo Praesepe fue
clasificado como Trumpler clase I,2,r
12. CUMULO EN GÉMINIS (M35)
Ascensión recta 06:08.9 - Declinación +24:20 - Distancia 2.8 A/L - Magnitud 5.3
– DA 28.0 min./arco
M35 consiste en mas de 200 estrellas de las cuales se han contado mas de
120 de magnitud mayor a 13 distribuidas en un área mayor a la cubierta por la
luna llena. Su distancia es de aproximadamente de 2800 años luz que
corresponde a un diámetro lineal de 24 años luz; tiene densidad central es de
6.21 estrellas por Parsec cúbico. La edad se calcula en 110 millones de años y
contiene estrellas post secuencia principal. La estrella más caliente es de clase
espectral B3 y su clasificación es Trumpler III,3,r. Su velocidad de aproximación
a nosotros es de 5 Km./sec.
Aun con el ojo desnudo es fácil encontrarlo cerca de las 3 estrellas del pie de
Géminis bajo buenas condiciones de observación. Un instrumento óptico
resolverá las estrellas más brillantes y se tendrá una hermosa vista a bajos
aumentos. Con instrumentos más potentes se puede observar un cúmulo
vecino circular con una distribución de estrellas uniforme NGC 2158
13. CUMULO EN SAGITARIO (M71)
Ascensión recta 19:53.8 - Declinación +18:47 - Distancia 11.7 A/L - Magnitud
8.2 - DA 7.2 min/arco.

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