Wikipedia

Canes Venatici

constelación

Canes Venatici (los perros cazadores o los lebreles) es una pequeña constelación del norte introducida por Johannes Hevelius en el siglo XVII.

Los Lebreles
Canes Venatici

Carta celeste de la constelación de los Lebreles en la que aparecen sus principales estrellas.
Nomenclatura
Nombre
en español		 Los Lebreles o los Perros de Caza
Nombre
en latín		 Canes Venatici
Genitivo Canum Venaticorum
Abreviatura CVn
Descripción
Introducida por Johannes Hevelius
Superficie 465,2 grados cuadrados
1,128 % (posición 38)
Ascensión
recta		 Entre 12 h 6,37 m
y 14 h 7,56 m
Declinación Entre 27,84° y 52,36°
Visibilidad Completa:
Entre 37° S y 90° N
Parcial:
Entre 62° S y 37° S
Número
de estrellas		 59 (mv < 6,5)
Estrella
más brillante		 Cor Caroli (mv 2,82)
Objetos
Messier		 5
Objetos NGC 227
Objetos
Caldwell		 4
Lluvias
de meteoros		 Canes Venatícidas
Constelaciones
colindantes		 3 constelaciones
Mejor mes para ver la constelación
Hora local: 21:00
Mes Mayo
[editar datos en Wikidata]

Características destacables editar

 
Constelación de Canes Venatici.

El astro más brillante de la constelación, α Canum Venaticorum, es una estrella binaria cuya componente principal es una estrella químicamente peculiar de tipo espectral A0VpSiEu[1]​ —muestra una abundancia anómala de ciertos metales— prototipo de un grupo de variables que lleva su nombre. Sus líneas espectrales de hierro, cromo, titanio y elementos de tierras raras muestran variaciones de intensidad y velocidad radial a lo largo de su periodo de oscilación, de 5,5 días.[2]​ Además, posee uno de los campos magnéticos más intensos en una estrella, 2000 veces mayor que el de la Tierra.[3]​ La componente secundaria del sistema es de tipo F2V[4]​ y, visualmente, se localiza a 19,6 segundos de arco de su compañera.

La siguiente estrella más brillante es β Canum Venaticorum, oficialmente llamada Chara[5]​ y conocida también como Asterion. Es una estrella muy semejante a nuestro Sol y puede ser considerada un gemelo solar: de tipo espectral G0V, su masa es un 2 % menor que la del Sol,[6]​ mientras que su diámetro es apenas un 2,5 % más grande.[7]​ Tiene una metalicidad inferior a la solar ([Fe/H) = -0,18).[8]​

La tercera estrella en cuanto a brillo es 24 Canum Venaticorum, estrella de tipo A4V[9]​ con un exceso de emisión infrarroja que indica la existencia de un disco circunestelar de polvo y gas.[10]​ Le sigue en brillo 20 Canum Venaticorum, variable Delta Scuti de tipo espectral A9IImF2 que recibe el nombre —en cuanto a variable— de AO Canum Venaticorum.[11]​

10 Canum Venaticorum es una enana amarilla de tipo F9V de igual tamaño que el Sol[12]​ y que brilla con una luminosidad un 15 % mayor que la luminosidad solar. Sin embargo tiene una metalicidad muy baja (su abundancia relativa de hierro igual al 31 % de la solar)[8]​ por lo que se piensa que es una antigua estrella del disco grueso.[13]​

Otra estrella notable es Y Canum Venaticorum, conocida como La Superba,[5]​ una estrella de carbono de un espectacular color rojo. Debe su nombre al astrónomo Angelo Secchi quien, impresionado por su belleza, la llamó así («la soberbia»). Considerando que se encuentra a una distancia de 1010 años luz, la medida de su diámetro angular —11,86 mas—[14]​ permite estimar su radio en 1,84 ua. Su luminosidad bolométrica, 6200 veces mayor que la del Sol, implica que es una estrella de la rama asintótica gigante (AGB).[15]​ Observaciones realizadas por el satélite IRAS en el infrarrojo han dado a conocer que La Superba está rodeada por una capa de polvo de 0,9 pársecs de diámetro.[16]​

En esta constelación se encuentra RS Canum Venaticorum, variable eruptiva arquetipo de una clase de binarias cercanas cuyas componentes muestran intensa actividad cromosférica. BH Canum Venaticorum es otra variable de esta misma clase; entre las estrellas que están a menos de 50 pársecs de la Tierra, es una de las más brillantes en la región de rayos X.[17]​ Por otra parte, las variables AM Canum Venaticorum consisten en un sistema binario en el cual una enana blanca acumula materia pobre en hidrógeno de una estrella compacta. El período orbital de estos sistemas es extremadamente corto; en el caso de AM Canum Venaticorum —prototipo del grupo—, su período es de poco más de 17 minutos.[18]​

 
Imagen del cúmulo globular M3 obtenida con el telescopio espacial Hubble.

WD 1401+457 es una enana blanca de tipo DC[19]​ en Canes Venatici. Con una temperatura efectiva de solo 2670 K y un tiempo estimado de enfriamiento de casi 12 000 millones de años, es la enana blanca más antigua en las cercanías del sistema solar.[20]​

Entre los objetos Messier de Canes Venatici está M3, cúmulo globular formado por alrededor de 500 000 estrellas[21]​ con una edad estimada de 11 400 millones de años.[22]​ Contiene 274 estrellas variables conocidas, incluyendo 133 variables RR Lyrae; es, con mucho, el mayor número de variables en un cúmulo globular.

 
La galaxia Remolino y NGC 5195 a su derecha.

Además, diversas galaxias pueden ser observadas en esta constelación. M51, denominada galaxia Remolino, es una galaxia espiral que está interaccionando con NGC 5195. En la primera se han observado tres supernovas:[23]​ la última de ellas, denominada SN 2011dh, se detectó el 31 de mayo de 2011 y alcanzó magnitud 12,1.[24]​[25]​ Ambas galaxias forman parte del grupo de galaxias M51 y se encuentran aproximadamente a 23 millones de años luz de la Tierra.[26]​[27]​

Otro miembro de este grupo es M63, conocida ocasionalmente como galaxia del Girasol; es una galaxia espiral situada a una distancia de 29 millones de años luz aproximadamente.[28]​ También en esta constelación se localizan las galaxias M94 y M106. La primera es una galaxia espiral vista de frente con dos anillos, uno interno y otro externo; en el anillo interno hay una intensa actividad de formación estelar.[29]​ Por su parte, M106 contiene un núcleo activo y está clasificada como galaxia Seyfert; se encuentra a 23,8 millones de años luz del sistema solar.[28]​

NGC 4631 es una galaxia espiral barrada que desde nuestro punto de vista aparece casi de perfil; su forma de cuña ligeramente distorsionada le da la apariencia de una ballena, por lo que informalmente es conocida como galaxia Ballena. Es considerada una galaxia de brote estelar moderado.[30]​ Asimismo, NGC 4214 es una galaxia irregular algo más grande y brillante que la Pequeña Nube de Magallanes[31]​ distante 9,6 millones de años luz.[28]​ Tiene un número de cúmulos jóvenes masivos —cuya edad va de menos de 2 millones de años a 20 millones de años— dispersos a lo largo de su barra, así como algunos cúmulos masivos más antiguos.[32]​

En esta constelación también se localiza el denominado Vacío Gigante, descubierto en 1988, una vasta región del espacio con una subdensidad de galaxias. Tiene un diámetro estimado de 300 a 400 megapársecs y su centro está aproximadamente a 1,5 mil millones de años luz de distancia (z = 0,116).[33]​

Estrellas principales editar

 
Curva de luz de α2 Canum Venaticorum a partir de datos de TESS.
 
Imagen en luz visible de La Superba (Y Canum Venaticorum).

Objetos de cielo profundo editar

 
Imagen de M63 obtenida con el telescopio espacial Hubble.
  • M51 (Galaxia Remolino). AR: 13h 29m 54.0s Dec: +47°12'00" (Época 2000). Su distancia al Sol es de 15 millones de años luz y tiene una compañera NGC 5195 AR: 13h 30m 00.0s Dec: +47°16'00" (Época 2000).
  • M63 (Galaxia del Girasol). AR: 13h 15m 48.0s Dec: +42°02'00" (Época 2000) - M94 (NGC 4736) AR: 12h 50m 54.0s Dec: +41°07'00" (Época 2000) y M106 (NGC 4258) AR: 12h 19m 00.0s Dec: +47°18'00" (Época 2000). Galaxias espirales, pueden ser observadas con telescopios pequeños.
  • M3 (NGC 5272). AR: 13h 42m 12.0s Dec: +28°23'00" (Época 2000). Cúmulo globular brillante.
  • NGC 4214. AR:12h 15m 39.2s Dec: +36°19'37" (Época 2000). Galaxia irregular, sufriendo actualmente un brote estelar.
  • NGC 4244. AR: 12h 17m 30.0s Dec: +37°49'00" (Época 2000). Galaxia espiral, 8° al oeste de Cor Caroli, no lejos de la anterior.
  • NGC 4449. AR: 12h 28m 11.1s Dec: +44°45'37" (Época 2000). Galaxia irregular también experimentando un brote estelar.
  • NGC 4485. AR: 12h 30m 30.0s Dec: +41°42'00" (Época 2000) y NGC 4490 AR: 12h 30m 36.0s Dec: +41°38'00" (Época 2000). Dos galaxias observadas en el mismo campo a la 4485 se denomina Galaxia Cocoon, 4490 es más grande y brillante. Se localizan 1° al noreste de Beta Canum Venaticorum.
  • NGC 4631. AR: 12h 42m 06.0s Dec: +32°32'00" (Época 2000). Muy brillante, 6º al sur de Cor Caroli y 2º al oeste. En el mismo campo hay dos galaxias más: NGC 4656 AR: 12h 44m 00.0s Dec: +32°10'00" (Época 2000) y NGC 4657 AR: 12h 44m 12.0s Dec: +32°12'00" (Época 2000).

Mitología editar

 
Imagen de los Perros de Caza.

Representan a Asterion y Chara, los dos perros sostenidos por el Boyero manteniendo el camino de las osas alrededor del polo norte.

Referencias editar

  1. ↑ alf02 CVn -- Variable Star of alpha2 CVn type (SIMBAD)
  2. ↑ Pfeffer, Cameron M.; McSwain, M. Virginia (2022). «Modeling the Photometric Variability of Alpha2 CVn with a Dynamical Magnetosphere». The Astrophysical Journal 935 (2): 9 pp. Consultado el 9 de marzo de 2024. 
  3. ↑ Cor Caroli (Stars, Jim Kaler)
  4. ↑ Gray, R. O.; Corbally, C. J.; Garrison, R. F.; McFadden, M. T.; Robinson, P. E. (2003). «Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 Parsecs: The Northern Sample. I». The Astronomical Journal 126 (4): 2048. Bibcode:2003AJ....126.2048G. arXiv:astro-ph/0308182. doi:10.1086/378365. 
  5. ↑ a b «Naming stars (IAU)». Consultado el 13 de abril de 2021. 
  6. ↑ Takeda, Yoichi (2007). «Fundamental Parameters and Elemental Abundances of 160 F-G-K Stars Based on OAO Spectrum Database». Publications of the Astronomical Society of Japan 59 (2). pp. 335-356 (Tabla consultada en CDS). 
  7. ↑ van Belle, Gerard T.; von Braun, Kaspar (2009). «Directly Determined Linear Radii and Effective Temperatures of Exoplanet Host Stars». The Astrophysical Journal 694 (2). pp. 1085-1098. 
  8. ↑ a b Llorente de Andrés, F.; Chavero, C.; de la Reza, R.; Roca-Fàbrega, S.; Cifuentes, C. (2021). «The evolution of lithium in FGK dwarf stars. The lithium-rotation connection and the Li desert». Astronomy and Astrophysics 654: A137. Bibcode:2021A&A...654A.137L. ISSN 0004-6361. arXiv:2108.05852. doi:10.1051/0004-6361/202141339. 
  9. ↑ 24 Canum Venaticorum (SIMBAD)
  10. ↑ Roberge, Aki; Weinberger, Alycia J. (2008). «Debris Disks around Nearby Stars with Circumstellar Gas». The Astrophysical Journal 676 (1). pp. 509-517. 
  11. ↑ 20 CVn -- Variable Star of delta Sct type (SIMBAD)
  12. ↑ Masana, E.; Jordi, C.; Ribas, I. (2006). «Effective temperature scale and bolometric corrections from 2MASS photometry». Astronomy and Astrophysics 450 (2). pp. 735-746. 
  13. ↑ Soubiran, C.; Girard, P. (2005). «Abundance trends in kinematical groups of the Milky Way's disk». Astronomy and Astrophysics 438 (1). pp. 139-151 (Tabla consultada en CDS). 
  14. ↑ Richichi, A.; Percheron, I.; Khristoforova, M. (2005). «CHARM2: An updated Catalog of High Angular Resolution Measurements». Astronomy and Astrophysics 431 (4). pp. 773-777 (Y Tau LO). 
  15. ↑ Libert, Y.; Gérard, E.; Le Bertre, T. (2007). «The formation of a detached shell around the carbon star Y CVn». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 380 (3): 1161. Bibcode:2007MNRAS.380.1161L. S2CID 18486304. arXiv:0706.4211. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12154.x. 
  16. ↑ Young, K.; Phillips, T. G.; Knapp, G. R. (1993). «Circumstellar Shells Resolved in IRAS Survey Data. II. Analysis». The Astrophysical Journal 409: 725-738. Bibcode:1993ApJ...409..725Y. doi:10.1086/172702. 
  17. ↑ Makarov, Valeri V. (2003). «The 100 Brightest X-Ray Stars within 50 Parsecs of the Sun». The Astronomical Journal 126 (4). pp. 1996-2008. 
  18. ↑ Roelofs, G. H. A. et al. (2006), «Kinematics of the ultracompact helium accretor AM Canum Venaticorum», Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 371 (3): 1231-1242, Bibcode:2006MNRAS.371.1231R, arXiv:astro-ph/0606327, doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10718.x .
  19. ↑ LSPM J1403+4533 -- White Dwarf (SIMBAD)
  20. ↑ Holberg, J. B.; Oswalt, T. D.; Sion, E. M.; McCook, G. P. (2016). «The 25 parsec local white dwarf population». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 462 (3): 2295-2318. Consultado el 19 de abril de 2021. 
  21. ↑ Garner, Rob (6 de octubre de 2017). «Messier 3». NASA (en inglés). Consultado el 13 de abril de 2018. 
  22. ↑ Forbes, Duncan A.; Bridges, Terry (2010), «Accreted versus in situ Milky Way globular clusters», Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 404 (3): 1203-1214, Bibcode:2010MNRAS.404.1203F, arXiv:1001.4289, doi:10.1111/j.1365-2966.2010.16373.x. .
  23. ↑ «Lista de supernovas». Central Bureau for Astronomical Telegrams. Consultado el 27 de febrero de 2016. 
  24. ↑ Bishop, David. «Supernovae 2011dh in M51». supernovae.net (International Supernovae Network). Consultado el 06-06-2011. 
  25. ↑ Kinne (kqr), Richard (03-06-2011). «AAVSO Special Notice #241: New Supernova in M51». AAVSO. Consultado el 6 de junio de 2011. 
  26. ↑ Takáts, K.; Vinkó, J. (2006). «Distance estimate and progenitor characteristics of SN 2005cs in M51». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 372 (4): 1735-1740. Bibcode:2006MNRAS.372.1735T. arXiv:astro-ph/0608430. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10974.x. 
  27. ↑ «Distance Results for MESSIER 051». NASA/IPAC Extragalactic Database. Consultado el 6 de junio de 2011. 
  28. ↑ a b c Tully, R. Brent; Courtois, Hélène M.; Sorce, Jenny G. (2016), «Cosmicflows-3», The Astronomical Journal 152 (2): 21, Bibcode:2016AJ....152...50T, arXiv:1605.01765, doi:10.3847/0004-6256/152/2/50, 50. .
  29. ↑ C. Muñoz-Tuñón; N. Caon; J. Aguerri; L. Alfonso (2004). «The Inner Ring of NGC 4736: Star Formation on a Resonant Pattern». The Astronomical Journal 127 (1): 58-74. Bibcode:2004AJ....127...58M. doi:10.1086/380610. 
  30. ↑ Golla, G. ; Wielebinski, R. (1994). «CO emission in NGC 4631: evidence for a mild starburst». Astronomy and Astrophysics 286: 733-747. Consultado el 10 de marzo de 2024. 
  31. ↑ Karachentsev, Igor D.; Karachentseva, Valentina E.; Huchtmeier, Walter K.; Makarov, Dmitry I. (2003). «A Catalog of Neighboring Galaxies». The Astronomical Journal 127 (4): 2031-2068. Bibcode:2004AJ....127.2031K. doi:10.1086/382905. 
  32. ↑ Maíz-Apellániz, Jesús (2001). «Structural Properties of Massive Young Clusters». The Astrophysical Journal 563 (1): 151-162. Consultado el 22 de enero de 2023. 
  33. ↑ Kopylov, A.I.; Kopylova, F.G. (2002). «Search for streaming motion of galaxy clusters around the Giant Void». Astronomy and Astrophysics 382: 389-396. Consultado el 10 de marzo de 2024. 

Bibliografía adicional editar

  • Allen, Richard Hinckley (1963, 1899). Star Names: Their lore and meaning (en inglés). New York, NY: Dover Publications. ISBN 0-486-21079-0. 
  • Apianus, Petrus (1533). Horoscopion generale (en latín). 
  • Bečvář, Antonín (1951). Atlas Coeli (II – Catalogue 1950.0 edición). Czechoslovak Astronomical Society. 
  • Hevelius, Johannes (1690). Firmamentum Sobiescianum (en latín). 
  • Kunitzsch, P. (1959). Arabische Sternnamen in Europa (en alemán). Otto Harassowitz. 
  • Ptolomeo, Claudio; traductor Kunitzsch, P. (1974). Der Almagest: Die Syntaxis Mathematica des Claudius Ptolemäus in arabisch-lateinischer Ūberlieferung. Otto Harassowitz. 
  • Ridpath, Ian; Tirion, Wil (2017), Guide to Stars and Planets (5th edición), Princeton University Press, ISBN 9780691177885 .
  • Kunitzsch, P. (1990). Der Sternkatalog des Almagest die arabisch-mittelalterliche Tradition (en alemán). II Die lateinische Ūbersetzung Gerhards von Cremona. Otto Harassowitz. 

Enlaces externos editar

Obtenido de «https://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Canes_Venatici&oldid=158718243»