Vela (constelación)

De Wikipedia, la enciclopedia libre
Las Velas
Vela

Carta celeste de la constelación de las Velas en la que aparecen sus principales estrellas.
Nomenclatura
Nombre
en español		 Las Velas
Nombre
en latín		 Vela
Genitivo Velorum
Abreviatura Vel
Descripción
Introducida por Nicolas-Louis de Lacaille
Superficie 499,6 grados cuadrados
1,211 % (posición 32)
Ascensión
recta		 Entre 8 h 3,45 m
y 11 h 5,83 m
Declinación Entre -57,17° y -37,16°
Visibilidad Completa:
Entre 90° S y 32° N
Parcial:
Entre 32° N y 52° N
Número
de estrellas		 214 (mv < 6,5)
Estrella
más brillante		 Gamma Velorum (mv 1,75)
Objetos
Messier		 Ninguno
Objetos NGC 42
Objetos
Caldwell		 3
Lluvias
de meteoros		 2 lluvias
Constelaciones
colindantes		 5 constelaciones
Mejor mes para ver la constelación
Hora local: 21:00
Mes Marzo
[editar datos en Wikidata]

Vela es una constelación austral, una de las cuatro partes en que fue dividida la constelación de Argo Navis (el navío Argos), siendo las otras Carina (la quilla), Puppis (la popa) y Pyxis (la brújula).

Características destacables[editar]

Constelación de Vela

Vela comparte la denominación de Bayer de sus estrellas con las otras tres constelaciones que formaban parte del Argo Navis, por lo que no tiene estrellas α o β. Su estrella más brillante, con magnitud 1,75, es γ Velorum, un sistema estelar múltiple que contiene la estrella de Wolf-Rayet más brillante del cielo. Esta es una estrella evolucionada muy caliente —su temperatura efectiva es de aproximadamente 47 500 K—[1]​ y es una de los candidatas a supernova más próximas a la Tierra.[2]​ Otra componente del sistema es una estrella azul de tipo espectral O7.5III 363 000 veces más luminosa que nuestro Sol.[1]​ γ Velorum se encuentra a 1235 ± 13 años luz del sistema solar.[3]​

La segunda estrella más brillante de Vela es δ Velorum, oficialmente llamada Alsephina,[4]​ sistema estelar triple a 80 años luz que contiene una binaria eclipsante cuyo período orbital es de 45,15 días.[5]​[6]​ Durante el eclipse, su brillo disminuye 0,40 magnitudes.[7]​

λ Velorum, conocida como Suhail,[4]​ es el tercer astro más brillante de la constelación; es una estrella naranja clasificada entre gigante luminosa y supergigante, con un radio 210 veces más grande que el del Sol[8]​ y ligeramente variable.[9]​ Le sigue en brillo κ Velorum, estrella blanco-azulada de tipo espectral B2IV-V con una luminosidad equivalente a la de 18 400 soles. Al igual que δ Velorum, también es una binaria espectroscópica.[10]​

δ Velorum y κ Velorum, junto con Avior (ε Carinae) y Aspidiske (ι Carinae), forman el asterismo de la Falsa Cruz, versión aumentada pero más tenue de la Cruz del Sur.

μ Velorum es también una binaria, integrada por una gigante amarilla de tipo espectral G6III[11]​ y una acompañante más tenue de tipo F4V o F5V, con un período orbital entre 116 y 138 años.[12]​ Otra estrella interesante es φ Velorum, conocida por su nombre chino Tseen Ke; es una distante supergigante azul —se encuentra a unos 1600 años luz— de tipo B5Ib[13]​ con una luminosidad 11 000 veces superior a la luminosidad solar.[14]​

Mucho más próxima a nosotros, a 61 años luz, ψ Velorum es una binaria cuyas componentes, de tipo F0IV y F3IV, completan una órbita alrededor del centro de masas común cada 33,95 años.[15]​ Asimismo, p Velorum es un sistema triple compuesto por dos estrellas de tipo F3IV y F0V que se mueven a corta distancia —su período orbital es de 10,21 días— y una estrella blanca de la secuencia principal de tipo A6V que emplea 16,54 años en orbitar en torno al par interior.[16]​[17]​

Imagen del anillo de polvo que rodea a V390 Velorum obtenida con el VLT

Vela contiene varias cefeidas como V Velorum o AH Velorum. La primera oscila entre magnitud 7,19 y 7,95 a lo largo de un período de 4,3710 días,[18]​ mientras que la segunda lo hace entre 5,50 y 5,89 cada 4,2271 días.[19]​ S Velorum es una binaria eclipsante cuyas componentes tienen tipo A5Ve y K5IIIe, siendo su período de 5,9336 días.[20]​ En esta constelación también se localiza AI Velorum, prototipo de un grupo de estrellas pulsantes denominadas variables AI Velorum. Su variabilidad fue detectada en 1931 por Ejnar Hertzsprung.[21]​ Otra variable de interés es V390 Velorum, estrella en evolución desde la fase de gigante roja a la fase de enana blanca, transición en donde la expulsión de un gran envoltorio de gas y polvo da lugar a la formación de una nebulosa planetaria.[22]​ KQ Velorum es una estrella químicamente peculiar cuyo espectro muestra peculiaridades en las bandas de europio, cromo y silicio.[23]​ Clasificada como variable Alfa2 Canum Venaticorum, está acompañada por una estrella de neutrones de más de dos masas solares.[24]​ De características parecidas es IM Velorum, cuya superficie muestra áreas enriquecidas en litio, europio y oxígeno.[25]​ En cambio, GZ Velorum es una gigante luminosa, variable de período largo cuyo brillo fluctúa casi 0,4 magnitudes:[26]​ de tipo K2.5II, tiene una masa 4,6 veces mayor que la del Sol.[27]​

En esta constelación se encuentra CPD-57 2874, una supergigante de tipo B[e]; estas son estrellas post-secuencia principal muy luminosas que muestran exceso en el infrarrojo debido a polvo circundante caliente. Se encuentra a unos 2500 pársecs de distancia, tiene una temperatura efectiva de 20 000 K y una luminosidad más de 100 000 veces mayor que la del Sol.[28]​

Vela contiene varias estrellas con exoplanetas. HD 75289 es una enana amarilla algo más caliente que el Sol que posee un planeta cuya masa es al menos el 42% de la masa de Júpiter; dicho planeta se mueve muy cerca de la estrella, completando una órbita en sólo 3 días y medio.[29]​ Alrededor de otra enana amarilla, HD 93385, se han descubierto dos planetas de tipo supertierra que completan una órbita cada 13,2 y 46 días respectivamente.[30]​ HD 83443 —denominada Kalausi de acuerdo a la UAI—,[4]​ es una enana naranja de tipo K0V rica en metales con un planeta que también orbita muy próximo a su estrella, apenas a un 11% de la distancia existente entre Mercurio y el Sol. De características parecidas es HD 85390 —llamada Natasha—,[4]​ alrededor de la cual se ha descubierto un planeta con una masa mínima equivalente a 42 masas terrestres.[31]​ Gliese 370 (HD 85512) es otra enana algo más fría —tipo espectral K5V— que puede albergar un planeta, HD 85512 b, similar a la Tierra en cuanto a condiciones de habitabilidad.[32]​ Por último, en esta constelación se localiza el exoplaneta WASP-19b, descubierto en 2009, notable por tener el período orbital más corto entre todos los planetas conocidos: 0,789 días o 18,9 horas.[33]​

También en Vela se encuentra Luhman 16 (WISE 1049-5319), sistema binario compuesto por dos enanas marrones a sólo 6,6 años luz del sistema solar. Las masas de ambas componentes son 34 y 28 veces mayor que la de Júpiter; la separación entre ellas es de 3,5 ua, siendo el período orbital de 27 años aproximadamente.[34]​[35]​

Imagen en infrarrojo del telescopio espacial Spitzer de HH 46/47

Distante 450 pársecs, HH 46/47 es un complejo de objetos Herbig-Haro en un glóbulo de Bok cerca de la Nebulosa Gum. Los chorros de gas parcialmente ionizado que emergen de la joven estrella producen choques visibles al impactar con el medio circundante. Descubierto en 1977, es uno de los objetos Herbig-Haro más estudiados.[36]​ [37]​

Imagen del cúmulo globular NGC 3201 obtenida con el telescopio espacial Hubble

Vela X-1 es una binaria de rayos X de alta masa compuesta por un púlsar y una supergigante azul de tipo B[38]​ con una masa equivalente a 23 masas solares. El sistema se localiza aproximadamente a 2 kiloparsecs de la Tierra.[39]​ Otro objeto interesante es el Púlsar de Vela (HU Velorum): la identificación óptica de este púlsar asociado al resto de supernova de Vela constituyó la prueba directa de la relación existente entre supernovas y púlsares.[40]​ Es el púlsar más brillante del firmamento en radiofrecuencias y rota a razón de 11,195 veces por segundo. Su temperatura superficial alcanza los 660 000 K.[41]​[42]​ Otro resto de supernova presente en la constelación, a menudo llamado Vela Junior, se sitúa (en proyección) dentro del resto de supernova Vela, mucho más grande y antiguo; Vela Junior parece tener una edad estimada de al menos 2400 años.[43]​

NGC 3132, conocida como la nebulosa del Anillo del Sur, es una brillante nebulosa planetaria de magnitud aparente +9,87 situada a 865 pársecs.[44]​ En el centro de su estructura elíptica, la estrella central es una enana blanca caliente con una temperatura efectiva de 105 000 K; al noreste de este objeto se puede observar una estrella de secuencia principal ligeramente evolucionada de tipo espectral A2V. La enana blanca está envuelta en una nube de polvo.[45]​ NGC 2792 es otra nebulosa planetaria en Vela: tiene forma casi circular y, de acuerdo a la paralaje medida por el observatorio espacial GAIA, se encuentra a más de 3300 pársecs de la Tierra.[44]​

Diversos cúmulos abiertos pueden ser observados en Vela. IC 2391 ocupa un área de unos 50 minutos de arco y contiene unas 30 estrellas, siendo ο Velorum la más brillante entre ellas. Tiene una metalicidad similar a la del Sol y se piensa que se formó junto a la asociación estelar de Argus.[46]​ NGC 2547, distante 460 pársecs,[47]​ es considerado un cúmulo joven de unos 35 millones de años de antigüedad.[48]​ Otro cúmulo algo más antiguo —con una edad de 125 millones de años— es NGC 2670, situado a 1190 pársecs de distancia.[47]​ Por el contrario, NGC 3201 es un cúmulo globular descubierto por James Dunlop en 1826. La población estelar de este cúmulo no es homogénea, característica muy poco habitual en cúmulos, tendiendo a estar las estrellas rojas y frías más cerca de su núcleo.[49]​ Distante 4900 pársecs, se caracteriza por su elevado número de estrellas variables.[50]​

RCW 36 es una región de formación estelar que ha dado lugar a varios cientos de estrellas jóvenes que iluminan una región HII.[51]​ Está aproximadamente a 700 pársecs de distancia respecto al sistema solar.[52]​

Estrellas principales[editar]

δ Velorum y la falsa Cruz cerca del centro de la imagen
Curva de luz de la variable irregular GZ Velorum
Disco circunestelar alrededor del sistema V390 Velorum. Créditos: European Southern Observatory (ESO).

Objetos de cielo profundo[editar]

Nebulosa Anillo del Sur (NGC 3132).
Cúmulo Abierto IC 2391.

Referencias[editar]

  1. ↑ a b Crowther, Paul A.; Barlow, M. J.; Royer, P.; Hillier, D. J.; Bestenlehner, J. M.; Morris, P. W.; Wesson, R. (2024). «Oxygen abundance of γ Vel from [O III] 88μm Herschel/PACS spectroscopy». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ISSN 0035-8711. doi:10.1093/mnras/stae145. 
  2. ↑ «Vela (Constellation Guide)». Consultado el 20 de julio de 2017. 
  3. ↑ Parker, Richard J.; Crowther, Paul A.; Rate, Gemma (2020). «Unlocking Galactic Wolf–Rayet stars with Gaia DR2 – II. Cluster and association membership». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 495 (1): 1209-1226. Bibcode:2020MNRAS.495.1209R. arXiv:2005.02533. doi:10.1093/mnras/staa1290. 
  4. ↑ a b c d «Naming stars (IAU)». Consultado el 30 de marzo de 2021. 
  5. ↑ NASA/JPL News Release (22 de marzo de 2002). «Blinking star explains mystery aboard Galileo». Spaceflight Now. Consultado el 1 de marzo de 2024. 
  6. ↑ Otero, S. A.: Fieseler, P. D.; Lloyd, C. (2000). «Delta Velorum is an Eclipsing Binary». Information Bulletin on Variable Stars 4999 (1). Consultado el 10 de septiembre de 2020. 
  7. ↑ Avvakumova, E. A.; Malkov, O. Yu.; Kniazev, A. Yu. (2013). «Eclipsing variables: Catalogue and classification». Astronomische Nachrichten 334 (8): p. 860. doi:10.1002/asna.201311942. 
  8. ↑ Carpenter, Kenneth G.; Robinson, Richard D.; Harper, Graham M.; Bennett, Philip D.; Brown, Alexander; Mullan, Dermott J. (1999). «GHRS Observations of Cool, Low-Gravity Stars. V. The Outer Atmosphere and Wind of the Nearby K Supergiant λ Velorum». The Astrophysical Journal 521 (1): 382-406. Bibcode:1999ApJ...521..382C. S2CID 121891971. doi:10.1086/307520. 
  9. ↑ Ruban, E. V. et al. (2006), «Spectrophotometric observations of variable stars», Astronomy Letters 32 (9): 604-607, Bibcode:2006AstL...32..604R, doi:10.1134/S1063773706090052 .. Ver J/PAZh/32/672 VizieR catalogue.
  10. ↑ Kappa Velorum - Spectroscopic binary (SIMBAD)
  11. ↑ mu. Vel -- Double or multiple star (SIMBAD)
  12. ↑ Mu Velorum (Stars, Jim Kaler)
  13. ↑ phi Vel -- Star (SIMBAD)
  14. ↑ McDonald, I. et al. (2012), «Fundamental Parameters and Infrared Excesses of Hipparcos Stars», Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 427 (1): 343-57, Bibcode:2012MNRAS.427..343M, S2CID 118665352, arXiv:1208.2037, doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21873.x. .
  15. ↑ Malkov, O. Yu. et al. (2012), «Dynamical masses of a selected sample of orbital binaries», Astronomy and Astrophysics 546: 5, Bibcode:2012A&A...546A..69M, doi:10.1051/0004-6361/201219774, A69 .
  16. ↑ Tokovinin, A.; Thomas, S.; Sterzik, M.; Udry, S. (2006). «Tertiary companions to close spectroscopic binaries». Astronomy and Astrophysics 450 (2). pp. 681-693. 
  17. ↑ p Velorum (Stars, Jim Kaler)
  18. ↑ Watson, Christopher (5 de enero de 2010). «V Velorum». AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. Consultado el 17 de febrero de 2024. 
  19. ↑ Watson, Christopher (5 de enero de 2010). «AH Velorum». AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. Consultado el 29 de marzo de 2021. 
  20. ↑ Malkov, O. Yu.; Oblak, E.; Snegireva, E. A.; Torra, J. (2006). «A catalogue of eclipsing variables». Astronomy and Astrophysics 446 (2). pp. 785-789 (Tabla consultada en CDS). 
  21. ↑ Hertzsprung, E. (1931), «A new variable star of short period», Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands 6: 147, Bibcode:1931BAN.....6..147H. .
  22. ↑ Into The Chrysalis: VLT Interferometer Detects Disc Around Aged Star. Science Daily (2007)
  23. ↑ Renson, P. et al. (1991), «General catalogue of AP and AM stars», Astronomy and Astrophysics Supplements Series 89: 429, Bibcode:1991A&AS...89..429R. .
  24. ↑ Schöller, M. et al. (2020), «The near-infrared companion to HD 94660 (=KQ Vel)», Astronomy and Astrophysics 642: 6, Bibcode:2020A&A...642A.188S, S2CID 221703222, arXiv:2009.07060, doi:10.1051/0004-6361/202038950, A188. .
  25. ↑ Kochukhov, O. (2005), «Pulsational line profile variation of the roAp star HR 3831», Astronomy and Astrophysics 446 (3): 1051-1070, S2CID 13102520, arXiv:astro-ph/0509446, doi:10.1051/0004-6361:20053345 .
  26. ↑ GZ Velorum General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2010)
  27. ↑ Kallinger, T. et al. (2019). «Stellar masses from granulation and oscillations of 23 bright red giants observed by BRITE-Constellation». Astronomy and Astrophysics 624: 17. Bibcode:2019A&A...624A..35K. S2CID 102486794. arXiv:1902.07531. doi:10.1051/0004-6361/201834514. A35. 
  28. ↑ Domiciano de Souza, A. et al. (2007). «AMBER/VLTI and MIDI/VLTI spectro-interferometric observations of the B[e] supergiant CPD-57°2874. Size and geometry of the circumstellar envelope in the near- and mid-IR». Astronomy and Astrophysics 464 (1): 81-86. Consultado el 1 de marzo de 2024. 
  29. ↑ Udry, S. et al. (2000). «The CORALIE survey for southern extra-solar planets II. The short-period planetary companions to HD 75289 and HD 130322». Astronomy and Astrophysics 356 (2): 590-598. Bibcode:2000A&A...356..590U. 
  30. ↑ Zolotukhin, Ivan, «Catalog», The Extrasolar Planet Encyclopedia, consultado el 7 de octubre de 2013 .
  31. ↑ Mordasini, C.; Mayor, M.; Udry, S.; Lovis, C.; Ségransan, D.; Benz, W.; Bertaux, J.-L.; Bouchy, F.; Lo Curto, G.; Moutou, C.; Naef, D.; Pepe, F.; Queloz, D.; Santos, N. C. (2011). «The HARPS search for southern extra-solar planets. XXIV. Companions to HD 85390, HD 90156, and HD 103197: a Neptune analog and two intermediate-mass planets». Astronomy and Astrophysics 526. A111. 
  32. ↑ «Armen sus maletas: Descubren el exoplaneta habitable más similar a la Tierra». Fayerwayer. Consultado el 4 de septiembre de 2011. 
  33. ↑ Hebb, L. et al. (2010). «WASP-19b: The Shortest Period Transiting Exoplanet Yet Discovered». The Astrophysical Journal 708 (1): 224-231. Bibcode:2010ApJ...708..224H. arXiv:1001.0403. doi:10.1088/0004-637X/708/1/224. 
  34. ↑ Luhman, K. L. (2013). «Discovery of a Binary Brown Dwarf at 2 pc from the Sun». The Astrophysical Journal Letters 767 (1). L1. Bibcode:2013ApJ...767L...1L. arXiv:1303.2401. doi:10.1088/2041-8205/767/1/L1. 
  35. ↑ Garcia, E. Victor; Ammons, S. Mark; Salama, Maissa; Crossfield, Ian; Bendek, Eduardo et ál. (2013). «Individual, Model-Independent Masses of the Closest Known Brown Dwarf Binary to the Sun». arXiv:1708.02714  [astro-ph.SR]. 
  36. ↑ Reipurth, B.; Heathcote, S. (1991). «The jet and energy source of HH 46/47». Astronomy and Astrophysics 246 (2): 511-534. Bibcode:1991A&A...246..511R. 
  37. ↑ Reipurth, B. (1991). Lada, C. J.; Kylafis, N. D., eds. Herbig–Haro objects. Dordrecht, Netherlands: Springer. pp. 497-530. ISBN 978-94-011-3642-6. doi:10.1007/978-94-011-3642-6_15. 
  38. ↑ GP Vel - High Mass X-ray Binary (SIMBAD)
  39. ↑ Kreykenbohm, I.; Wilms, J.; Kretschmar, P.; Torrejón, J. M.; Pottschmidt, K.; Hanke, M.; Santangelo, A.; Ferrigno, C.; Staubert, R. (2003). «High variability in Vela X-1: giant flares and off states». Astronomy and Astrophysics 492 (2). pp. 511-525. 
  40. ↑ Large, M. I.; Vaughan, A. E.; Mills, B. Y. (1968). «A Pulsar Supernova Association?». Nature 220. p. 340. 
  41. ↑ Manchester, R. N.; Hobbs, G. B.; Teoh, A.; Hobbs, M. (2005). «ATNF Pulsar Catalogue: J0835-4510». VizieR On-line Data Catalog. Bibcode:2005yCat.7245....0M. 
  42. ↑ Potekhin, A. Y.; Zyuzin, D. A.; Yakovlev, D. G.; Beznogov, M. V.; Shibanov, Yu A. (2020). «Thermal luminosities of cooling neutron stars». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 496 (4): 5052-5071. Consultado el 22 de abril de 2021. 
  43. ↑ Allen, G. E.; Chow, K.; Delaney, T.; Filipović, M. D.; Houck, J. C.; Pannuti, T. G.; Stage, M. D. (2014). «On the expansion rate, age, and distance of the supernova remnant G266.2-1.2 (Vela Jr.)». The Astrophysical Journal 798 (2): 82. S2CID 11391141. doi:10.1088/0004-637X/798/2/82. hdl:1721.1/94531. 
  44. ↑ a b Kimeswenger, S.; Barría, D. (2018). «Planetary nebula distances in Gaia DR2». Astronomy and Astrophysics 616 (L2): 4 pp. Consultado el 21 de abril de 2021. 
  45. ↑ Sahai, Raghvendra ; Bujarrabal, Valentin; Quintana-Lacaci, Guillermo; Reindl, Nicole; Van de Steene, Griet; Sánchez Contreras, Carmen; Ressler, Michael E. (2023). «The Binary and the Disk: The Beauty is Found within NGC3132 with JWST». The Astrophysical Journal 943 (2). 16 pp.. 
  46. ↑ Nisak, Azmain H. et al. (2022). «Mapping out the Stellar Populations of IC 2602 and IC 2391». The Astronomical Journal 163 (6): 11 pp. Consultado el 1 de marzo de 2024. 
  47. ↑ a b Kharchenko, N. V. et al. (2005), «Astrophysical parameters of Galactic open clusters», Astronomy and Astrophysics 438 (3): 1163-1173, Bibcode:2005A&A...438.1163K, S2CID 9079873, arXiv:astro-ph/0501674, doi:10.1051/0004-6361:20042523. .
  48. ↑ Jackson, R. J.; Jeffries, R. D.; et al. (2009). «The Gaia-ESO Survey: Stellar radii in the young open clusters NGC 2264, NGC 2547, and NGC 2516». Astronomy and Astrophysics 586 (A52). 12 pp.. 
  49. ↑ Kravtsov, V. et al. (2010), «Evidence of the inhomogeneity of the stellar population in the differentially reddened globular cluster NGC 3201», Astronomy and Astrophysics 512: L6, Bibcode:2010A&A...512L...6K, arXiv:1004.5583, doi:10.1051/0004-6361/200913749. .
  50. ↑ Cortés, C. C.; Llancaqueo Albornoz, Á.; Villanova, S.; Ahumada, J. A.; Parisi, C. (2023). «Variability in NGC 3201 Giant Stars». The Astronomical Journal 166 (3): 15 pp. Consultado el 3 de abril de 2024. 
  51. ↑ Feigelson, Eric D.; et al. (2013). «Overview of the Massive Young Star-Forming Complex Study in Infrared and X-Ray (MYStIX) Project». The Astrophysical Journal Supplement Series 209: 26. Bibcode:2013ApJS..209...26F. arXiv:1309.4483. doi:10.1088/0067-0049/209/2/26. 
  52. ↑ Ellerbroek, L.E.; et al. (2013). «RCW36: characterizing the outcome of massive star formation». Astronomy and Astrophysics 558: A102. Bibcode:2013A&A...558A.102E. arXiv:1308.3238. doi:10.1051/0004-6361/201321752. 

Enlaces externos[editar]

Obtenido de «https://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Vela_(constelación)&oldid=159224760»