El Pesebre

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El Pesebre
Messier 044 2MASS.jpg
Datos de observación
(Época J2000.0)
Tipo Cúmulo abierto
Ascensión recta 08h 40,1m
Declinación +19° 59′
Distancia 577 al
Magnitud aparente (V) +3,7
Tamaño aparente (V) 95,0 minutos de arco
Constelación Cáncer
Características físicas
Radio - al
Número de estrellas -
Magnitud absoluta (V) -
Otras características -
Otras designaciones
M44, NGC 2632

El Pesebre (también conocido como Cúmulo abierto M44, Objeto Messier 44, Messier 44, M44 o NGC 2632), es un cúmulo abierto en la constelación de Cáncer. Es uno de los cúmulos abiertos más cercanos a la Tierra, y contiene una población de estrellas mayor a otros cúmulos abiertos brillantes cercanos. Bajo un cielo oscuro, el Pesebre se observa como un pequeño objeto nebuloso a simple vista; conocido así desde la antigüedad. El astrónomo Claudio Ptolomeo lo describió como "una mancha nebulosa en el seno de Cáncer", y fue uno de los primeros objetos que Galileo estudió con su telescopio.[1]

Su edad y movimiento propio coinciden con los de las Híades, lo que sugiere que podrían compartir orígenes similares.[2][3]​ Ambos cúmulos contienen gigantes rojas y enanas blancas, que representan etapas posteriores de la evolución estelar, junto con muchas estrellas en secuencia principal.

La distancia a M44 es citada a menudo entre 160 y 187 pársecs (520-610 años luz),[4][5]​ pero los paralajes revisados en 2009 del satélite Hipparcos para los objetos del Pesebre, y el último diagrama color-magnitud por infrarrojos, favorece una distancia análoga de 182 pársecs.[6][7]​ Hay mejores estimaciones de edad de alrededor de 600 millones de años,[3][5][8]​ equivalente aproximadamente a unos 625 millones de años para las Híades.[9]​ El diámetro del núcleo interno del cúmulo es de cerca de 7.0 pársecs (23 años luz).[8]

El cúmulo es visible a simple vista como una pequeña nebulosa cuando la culminación de Cáncer aparece en el cielo de la tarde entre febrero y mayo de cada año. A 1.5º transversales, el cúmulo encaja con facilidad en el campo de visión de unos binoculares, o telescopios de baja potencia.

Historia[editar]

El cúmulo era conocido por Arato en el 260 a. C. y fue observado por Galileo en 1610 quien pudo distinguir por primera vez las estrellas individuales que lo componen. M44 puede observarse mediante simple vista y se encuentra situado a una distancia de 577 años luz. Su edad se estima en unos 730 millones de años. Una de sus componentes más brillantes es la estrella Epsilon Cancri, conocida también como 41 Cancri. Inicialmente el nombre de ε Cancri se utilizó para todo el cúmulo. El cúmulo tiene una magnitud global de 3.7 y aparece a la observación como una zona de luminosidad difusa cubriendo 95 minutos de arco.

Morfología y composición[editar]

Como muchos cúmulos estelares de cualquier tipo, el Pesebre ha experimentado una segregación masiva,[5][8][10]​ proceso mediante el cual los miembros más pesados del sistema tienden a moverse hacia el centro, mientras que los miembros más ligeros tienden a alejarse del centro. Esto significa que las estrellas masivas más brillantes se concentran en el núcleo del cúmulo, mientras que las estrellas más débiles y menos masivas se concentran en el halo (también llamado corona). El radio del núcleo del cúmulo se estima en 3.5 pársecs (11.4 años luz); su radio medio de masa es de alrededor de 3.9 pársecs (12.7 años luz); y su radio de marea gravitacional es de 12 pársecs aproximadamente (39 años luz).[5][8]​ Sin embargo, el radio de marea también incluye a algunas estrellas que simplemente "pasan enfrente" y no son parte del cúmulo.

En total, el cúmulo contiene al menos 1000 estrellas unidas por la gravedad, para una masa total de alrededor de 500 a 600 masas solares. Un estudio reciente cuenta al menos 1010 miembros altamente probables, de los cuales el 68% son enanas rojas, 30% son estrellas parecidas al Sol con clasificación espectral F, G y K, y cerca del 2% son estrellas brillantes clase A.[5]​ También están presentes cinco estrellas gigantes, de las cuales cuatro son clase espectral K0 III, mientras que la última es clase G0 III.[2][5][11]

Hasta ahora, se han identificado 11 enanas blancas, que representan la última etapa de las estrellas más masivas del cúmulo, que originalmente pertenecían al tipo espectral B.[3]​ Las enanas marrones, sin embargo, son extremadamente raras en este cúmulo,[12]​ probablemente porque se han perdido al desprenderse por la marea de exclusión desde el halo.[5]

Contiene gran cantidad de estrellas variables pulsantes del tipo Delta Scuti, ninguna de las cuales es fácil de observar para los aficionados.

Sobre M44 se mueven con frecuencia tanto la Luna como los planetas (Saturno se desplazó lentamente entre sus estrellas a inicios de junio de 2006); no es infrecuente que algún débil asteroide transite, lentamente, entre sus distintas componentes.

En las inmediaciones e incluso dentro del propio cúmulo, aunque situadas mucho más lejanas que cualquiera de sus estrellas, puede contemplarse un pequeño cúmulo de galaxias dispersas no demasiado brillantes ni grandes: forman parte del conjunto Coma-Leo. Con un brillo débil, pueden ser observadas fácilmente por cualquier telescopio mediano equipado con una cámara CCD o incluso con fotografías de larga exposición. Algunos ejemplos son NGC 2637 o IC 2388.

Referencias[editar]

  1. «Messier 44». www.maa.clell.de (en inglés). 18 de enero de 2007. Consultado el 29 de enero de 2019. 
  2. a b Klein Wassink, W. J. (1927). «The proper motion and the distance of the Praesepe cluster.». Publications of the Kapteyn Astronomical Laboratory Groningen (en inglés) 41: 1-48. Consultado el 29 de enero de 2019. 
  3. a b c Dobbie, P. D.; Napiwotzki, R.; Burleigh, M. R.; Barstow, M. A.; Boyce, D. D.; Casewell, S. L.; Jameson, R. F.; Hubeny, I. et al. (junio de 2006). «New Praesepe white dwarfs and the initial mass-final mass relation». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (en inglés) 369 (1): 383-389. ISSN 0035-8711. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10311.x. Consultado el 29 de enero de 2019. 
  4. Pinfield, D. J.; Dobbie, P. D.; Jameson, R. F.; Steele, I. A.; Jones, H. R. A.; Katsiyannis, A. C. (11 de julio de 2003). «Brown dwarfs and low-mass stars in the Pleiades and Praesepe:- Membership and binarity». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (en inglés) 342 (4): 1241-1259. ISSN 0035-8711. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06630.x. Consultado el 30 de enero de 2019. 
  5. a b c d e f g Kraus, Adam L.; Hillenbrand, Lynne A. (diciembre de 2007). «The Stellar Populations of Praesepe and Coma Berenices». The Astronomical Journal (en inglés) 134 (6): 2340-2352. ISSN 0004-6256. doi:10.1086/522831. Consultado el 30 de enero de 2019. 
  6. van Leeuwen, F. (1 de abril de 2009). «Parallaxes and proper motions for 20 open clusters as based on the new Hipparcos catalogue». Astronomy and Astrophysics (en inglés) 497: 209-242. ISSN 0004-6361. doi:10.1051/0004-6361/200811382. Consultado el 30 de enero de 2019. 
  7. Majaess, D. J.; Turner, D. G.; Lane, D. J.; Krajci, T. (1 de septiembre de 2011). «Deep Infrared ZAMS Fits to Benchmark Open Clusters Hosting Delta Scuti Stars». Journal of the American Association of Variable Star Observers (JAAVSO) (en inglés) 39: 219. ISSN 0271-9053. Consultado el 30 de enero de 2019. 
  8. a b c d Adams, Joseph D.; Stauffer, John R.; Skrutskie, Michael F.; Monet, David G.; Zwart, Simon F. Portegies; Janes, Kenneth A.; Beichman, Charles A. (septiembre de 2002). «Structure of the Praesepe Star Cluster». The Astronomical Journal (en inglés) 124 (3): 1570-1584. ISSN 1538-3881. doi:10.1086/342016. Consultado el 30 de enero de 2019. 
  9. Perryman, M. A. C.; Brown, A. G. A.; Lebreton, Y.; Gomez, A.; Turon, C.; de Strobel, G. Cayrel; Mermilliod, J. C.; Robichon, N. et al. (23 de julio de 1997). «The Hyades: distance, structure, dynamics, and age». arXiv:astro-ph/9707253 (en inglés). Consultado el 30 de enero de 2019. 
  10. Zwart, Simon F. Portegies; McMillan, Stephen L. W.; Hut, Piet; Makino, Junichiro (21 de febrero de 2001). «Star cluster ecology IVa: Dissection of an open star cluster---photometry». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (en inglés) 321 (2): 199-226. ISSN 0035-8711. doi:10.1046/j.1365-8711.2001.03976.x. Consultado el 30 de enero de 2019. 
  11. Abt, Helmut A.; Willmarth, Daryl W. (1 de agosto de 1999). «Binaries in the Praesepe and Coma Star Clusters and Their Implications for Binary Evolution». The Astrophysical Journal (en inglés) 521: 682-690. ISSN 0004-637X. doi:10.1086/307569. Consultado el 30 de enero de 2019. 
  12. Gonzalez-Garcia, B. M.; Osorio, M. R. Zapatero; Bejar, V. J. S.; Bihain, G.; Navascues, D. Barrado y; Caballero, J. A.; Morales-Calderon, M. (diciembre de 2006). «A search for substellar members in the Praesepe and sigma Orionis clusters». Astronomy & Astrophysics (en inglés) 460 (3): 799-810. ISSN 0004-6361. doi:10.1051/0004-6361:20065909. Consultado el 31 de enero de 2019. 

Enlaces externos[editar]