Ir al contenido

Casiopea (constelación)

De Wikipedia, la enciclopedia libre
(Redirigido desde «Cassiopeia (constelación)»)
Casiopea
Cassiopeia

Carta celeste de la constelación de Casiopea en la que aparecen sus principales estrellas.
Nomenclatura
Nombre
en español		 Casiopea
Nombre
en latín		 Cassiopeia
Genitivo Cassiopeiae
Abreviatura Cas
Descripción
Introducida por Conocida desde la Antigüedad
Superficie 598,4 grados cuadrados
1,451 % (posición 25)
Ascensión
recta		 Entre 22 h 57,08 m
y 3 h 41,23 m
Declinación Entre 46,68° y 77,69°
Visibilidad Completa:
Entre 12° S y 90° N
Parcial:
Entre 43° S y 12° S
Número
de estrellas		 157 (mv < 6,5)
Estrella
más brillante		 Gamma Cassiopeiae (mv 2,20)
Objetos
Messier		 2
Objetos NGC 41
Objetos
Caldwell		 6
Lluvias
de meteoros		 4 lluvias
Constelaciones
colindantes		 5 constelaciones
Mejor mes para ver la constelación
Hora local: 21:00
Mes Noviembre
[editar datos en Wikidata]

Casiopea o Cassiopeia es una de las constelaciones compiladas en el catálogo estelar de Ptolomeo, el Almagesto, del siglo II. Fácilmente reconocible por sus cinco estrellas brillantes que forman un conocido asterismo del cielo circumpolar boreal. Casiopea señala al norte (y a la estrella polar) apuntando desde sus extremos de la «M» o «W». Tiene al otro lado al Gran Carro de la Osa Mayor. Al ser tan fácil de reconocer es muy usada para encontrar el norte cuando no es posible utilizar a la Osa Mayor para este propósito, cuando ésta no es visible en cielos de latitudes templadas (menos de 35°N - Islas Canarias).

Debido a su cercanía al polo norte, esta constelación es circumpolar boreal, es decir, siempre visible por encima del horizonte septentrional a partir de 45-50° de latitud norte, la latitud de ciudades como Berlín o Londres. Para los observadores desde el hemisferio sur, esta constelación permanecerá siempre invisible si la latitud de lugar es inferior a su mínima declinación, es decir, 43°S.

El mejor mes para ver a Casiopea es octubre, siendo su asterismo más característico el formado por sus cinco estrellas más brillantes (de oeste a este): Caph, Schedar, Tiansi, Ruchbah y Segin. Estas estrellas toman la característica forma de una "M". Es en este mes cuando tiene la mejor visibilidad para los observadores australes, que la verán formando una "M" muy baja en el horizonte norte.

Por otra parte, el Sol, observado desde la cercana Alfa Centauri, aparecería en la constelación de Casiopea como una estrella de magnitud 0,5. La conocida «W» de Casiopea aparecería con forma de zigzag, estando el Sol situado en el extremo izquierdo próximo a ε Cassiopeiae.

Características destacables

[editar]

La siguiente tabla recoge las estrellas más significativas y brillantes de Casiopea:

Nombre Denominación
de Bayer		 Magnitud
aparente		 Distancia
(años luz)		 Distancia
(pársecs)
Tiansi γ Cas 2.15 610 187
Schedar α Cas 2.24 230 70.55
Caph β Cas 2.28 54.5 17
Ruchbah δ Cas 2.66 100 31
Segin ε Cas 3.38 445 136

γ Cassiopeiae, conocida como Tiansi[1]​ o Cih, está situada en el centro de la «W» o «M». Es una subgigante azul de tipo espectral B0.5IVpe[2]​ Su alta velocidad de rotación, superior a 432 km/s,[3]​ hace que esté muy achatada hacia el ecuador, lo que provoca pérdida de masa estelar que forma un disco de «decreción» alrededor de la estrella. Dicha pérdida de masa ocasiona variaciones de brillo, siendo γ Cassiopeiae el arquetipo de una clase de variables eruptivas a la que da nombre, variables Gamma Cassiopeiae. Su temperatura efectiva es, en las regiones polares, de 26 500 K, siendo significativamente menor en el ecuador, y tiene una masa 15 veces mayor que la del Sol.[4]​ Es una binaria espectroscópica con un período de 203,5 días y la estrella acompañante es una enana blanca de 0,93 masas solares.[5]​[6]​ Entre las estrellas OB emisoras de rayos X, las peculiares características de su emisión son únicas para una estrella de sus características.[7]​

Constelación de Casiopea

α Cassiopeiae, oficialmente llamada Schedar,[1]​ es una gigante naranja de tipo espectral K0IIIa[8]​ cuyo radio es 42 veces más grande que el radio solar.[9]​ Caph (β Cassiopeiae)[1]​ es una gigante blanco-amarilla de tipo F2III distante 54,7 años luz de la Tierra. 28 veces más luminosa que el Sol, es una variable Delta Scuti,[10]​ la más brillante dentro de esta clase, con una fluctuación de su brillo de 0,06 magnitudes.[11]​

Ruchbah (δ Cassiopeiae)[1]​ es una binaria eclipsante cuyas dos componentes orbitan entre sí a lo largo de un período de 759 días:[12]​ la estrella primaria es una subgigante blanca de tipo espectral A5IV. Otra estrella con nombre propio es Fulu —denominación oficial de ζ Cassiopeiae—,[1]​ una subgigante azul de tipo B2IV[13]​ catalogada como variable pulsante lenta (SPB),[14]​ versión fría y tenue de las variables Beta Cephei. ε Cassiopeiae (Segin) y ω Cassiopeiae son gigantes azules de tipo B3III y B5III respectivamente. Esta última es una estrella empobrecida en helio y una binaria espectroscópica con un periodo orbital de 69,92 días.[15]​ λ Cassiopeiae es también una binaria cuyas componentes, de tipo espectral B8V y B9V, tienen un período orbital de 536,5 años.[16]​

Por otra parte, κ Cassiopeiae —oficialmente denominada Cexing—[1]​ es una supergigante de tipo BC0.7Ia[17]​ distante unos 3000 años luz;[18]​ es una variable Alfa Cygni y una estrella fugitiva que presenta un arco de choque con el medio circundante.[19]​ Otra estrella parecida es 6 Cassiopeiae, también variable Alfa Cygni de tipo espectral A2.5I acompañada por una caliente gigante luminosa azul de tipo O9.75.[20]​

La estrella más cercana en la constelación, a 19,3 años luz de la Tierra, es η Cassiopeiae, que recibe el nombre de Achird.[1]​ Se trata de una estrella binaria cuya componente principal es una enana amarilla de tipo G0V semejante al Sol algo más antigua que este, con una edad aproximada de 5400 millones de años.[21]​ Es también interesante μ Cassiopeiae, una estrella subenana de tipo espectral G5Vb con un contenido metálico muy bajo ([Fe/H] = -0,83),[22]​ siendo una de las estrellas más antiguas de nuestro entorno.

Casiopea contiene dos estrellas que se cuentan entre las más luminosas de la galaxia y que se pueden observar a simple vista: ρ Cassiopeiae y V509 Cassiopeiae. Ambas son hipergigantes amarillas, una clase de objetos particularmente raros de los que sólo hay siete conocidos en la Vía Láctea. Los parámetros de estas estrellas son desmesurados: la luminosidad de ρ Cassiopeiae, la mayor parte en el espectro visible, equivale a 300 000 - 350 000 soles y la de V509 Cassiopeiae a 178 000 - 240 000 soles.[23]​ Asimismo, el radio de ρ Cassiopeiae es entre 564 y 700 veces más grande que el del Sol.[24]​

WZ Cassiopeiae (en el centro de la imagen, de color rojo) en luz visible

En Casiopea se pueden observar varias variables Mira, tales como R Cassiopeiae, S Cassiopeiae y WY Cassiopeiae. La primera alcanza magnitud aparente +4,7 en brillo máximo (siendo visible a simple vista) y tiene un período de 430,6 días.[25]​ S Cassiopeiae y WY Cassiopeiae son estrellas de tipo S —que se caracterizan por mostrar bandas de monóxido de circonio muy intensas— de tipo espectral S3,4e-S5,8e[26]​ y S6,5pe[27]​ respectivamente. TZ Cassiopeiae es una supergigante roja y variable irregular de tipo espectral M3I con una radio 646 veces más grande que el radio solar.[28]​ Otras supergigantes rojas y variables irregulares son MZ Cassiopeiae —unas 23 000 veces más luminosa que el Sol—[29]​ y V809 Cassiopeiae —con un radio 455 veces más grande que el radio solar—.[30]​ WZ Cassiopeiae es una estrella de carbono de de tipo J —muestra bandas isotópicas de 13C muy fuertes en su espectro— con una temperatura de 3140 K y una relación C/O = 1,03.[31]​

Curva de luz de YZ Cassiopeiae a partir de datos de TESS

Por otra parte, RZ Cassiopeiae es una binaria eclipsante con un período de 1,195 días, compuesta por una variable Delta Scuti de tipo A3Vv y dos masas solares[32]​ junto a una subigante naranja de tipo K0IV. YZ Cassiopeiae es un sistema triple que contiene una binaria eclipsante (de tipo A1Vm + F2V)[33]​ con un período orbital de 4,4672 días.[34]​ También AO Cassiopeiae es una binaria eclipsante pero con dos estrellas masivas y calientes, de tipo O8V((f)) y O9.2II,[35]​ que orbitan entre sí cada 3,5235 días.[36]​

Son varias las estrellas de la constelación con planetas. HD 7924 es una enana naranja de tipo K0V con tres planetas, todos ellos de tipo «supertierra» pero en órbitas muy próximas a su estrella, el más alejado a una distancia equivalente al 15 % de la distancia que separa la Tierra del Sol.[37]​ Nushagak, nombre de HD 17156, es una enana amarilla amarilla con un planeta cuya masa es 3,2 veces mayor que la de Júpiter.[38]​ Asimismo, Gliese 22 es un sistema múltiple compuesto de tres enanas rojas, dos de ellas separadas unas 1,25 ua, y una tercera más externa —a 41 ua— que emplea 320 años en completar una órbita en torno al par interior.[39]​ En torno a esta componente solitaria del sistema, se ha detectado la presencia de un objeto —pendiente aún de confirmación— que puede ser un planeta gigante o una enana marrón, ya que una masa 13 veces mayor que la de Júpiter es el límite comúnmente aceptado que separa a ambos tipos de objetos.[40]​[41]​ Especialmente interesante es Gliese 892 (HD 219134), enana naranja con, al menos, cinco planetas; el más interno, HD 219134 b, es una «supertierra» rocosa de acuerdo a su tamaño (1,6 veces el tamaño de la Tierra) y densidad (6,4 g/cm3).[42]​[43]​

En esta constelación se localiza 3C 58, denominación que recibe un púlsar y la nebulosa sincrotrón circundante. El púlsar central (PSR J0205+6449)[44]​ es una estrella de neutrones en rápida rotación, rodeada por un brillante toro emisor de rayos X. Aunque en un principio se pensó que 3C 58 podía no ser una estrella de neutrones, sino una estrella de quarks —estrella exótica en la que, debido a la alta densidad, la materia existe en forma de quarks desconfinados—,[45]​ posteriores estudios descartan esta hipótesis.[46]​

Imagen del remanente de SN 1572 en luz de rayos X obtenida desde el observatorio Chandra.

Casiopea contiene el cúmulo M103, uno de los cúmulos abiertos más distantes, ya que se encuentra a una distancia de 8000 - 9500 años luz.[47]​ Otro cúmulo del catálogo Messier, M52, se encuentra a 4650 años luz de distancia.[48]​ A 7600 años luz está NGC 7789, uno de los cúmulos abiertos más antiguos con una edad de 1700 millones de años.[48]​

Otro objeto de interés es Cassiopeia A (Cas A), remanente de supernova y la fuente astronómica de radio más brillante fuera del sistema solar a frecuencias superiores a 1 GHz. La supernova que originó este remanente se encontraba dentro de la Vía Láctea a una distancia de aproximadamente a 11 000 años luz.[49]​ La nube en expansión del material remanente de la supernova tiene ahora aproximadamente 10 años luz de un extremo a otro.

CTB 1 es otro resto de supernova cuya edad estimada es de 16 700 años.[50]​ Se ha propuesto que el púlsar PSR J0002+6216 es el remanente estelar de la supernova que dio lugar a CTB 1; el púlsar se mueve a gran velocidad (más de 1000 km/s), lo que puede ser la consecuencia de haber salido despedido tras una explosión.[51]​

SN 1572, uno de los acontecimientos más importantes en la historia de la astronomía, fue una supernova aparecida en esta constelación y observada, entre otros, por Tycho Brahe y Jerónimo Muñoz[52]​ en 1572. Esta supernova fue clasificada como de tipo I en función de su curva de luz histórica poco después de que las supernovas de tipo I y II se definieran por primera vez.[53]​

Estrellas principales

[editar]
Imagen de γ Cassiopeiae y sus nebulosas asociadas IC63 e IC59.
κ Cassiopeiae y su arco de choque. Imagen en infrarrojo del telescopio Spitzer (NASA/JPL-Caltech)
Concepción artística del magnetar 4U 0142+61.

Objetos de cielo profundo

[editar]
Imagen del cielo centrada en Casiopea tomada desde un sitio obscuro. En la imagen aparecen varios objetos de cielo profundo, entre los cuales se puede ver la Galaxia de Andrómeda.
Imagen de NGC 7635 o Nebulosa Burbuja.

Mitología

[editar]
La constelación de Casiopea.

El catasterismo de Casiopea, en la mitología griega, y según palabras de Eratóstenes, Sófocles, el poeta trágico, relata en la Andrómeda que esta se tropezó con la desgracia por rivalizar en belleza con las Nereidas, y que Poseidón asoló su país enviando contra él un monstruo marino. Por su causa su hija fue expuesta a merced del monstruo. A Casiopea se la representa con propiedad cerca de Andrómeda sentada en un asiento.[55]​ Otros dicen que por jactarse de superar en belleza a las ninfas del mar fue puesta entre las constelaciones sentada en una silla, a causa de su impiedad, cuando el cielo gira, ella parece ser llevada a lo largo de espaldas.[56]​

Las constelaciones de Cefeo, Casiopea, Andrómeda, Perseo y Cetus también están vinculados en las leyendas de sus catasterismos.

[editar]

El escritor Michael Ende bautizó con su nombre al personaje de la tortuga que aparece en su obra Momo.

En la primera serie del Super Sentai Himitsu Sentai Goranger, el villano principal Black Cross Fuhrer es débil a los rayos de Casiopea, los Gorangers al descubrir esto, deciden usarlos para acabar con él de una vez por todas.

En la serie estadounidense de 1978 Battlestar Galactica, Casiopea era el nombre de un personaje que ejercía la prostitución, interpretado por la actriz neoyorkina Laurette Spang.

Cassiopeia es un personaje del popular juego League of Legends.

Referencias

[editar]
  1. ↑ a b c d e f g «IAU-Catalog of Star Names (CSN))». Consultado el 5 de marzo de 2025. 
  2. ↑ Gamma Cassiopeiae (SIMBAD).
  3. ↑ Zorec, J.; Frémat, Y.; Cidale, L. (2005). «On the evolutionary status of Be stars. I. Field Be stars near the Sun». Astronomy and Astrophysics 441 (1): 235-248. Bibcode:2005A&A...441..235Z. S2CID 17592657. arXiv:astro-ph/0509119. doi:10.1051/0004-6361:20053051. 
  4. ↑ Archer, A.; Aufdenberg, J. P.; Bangale, P.; Bartkoske, J. T.; Benbow, W.; Buckley, J. H.; Chen, Y.; Chin, N. B. Y.; Christiansen, J. L.; Chromey, A. J.; Duerr, A.; Escobar Godoy, M.; Feldman, S.; Feng, Q.; Filbert, S. (2025). «Measurement of the photosphere oblateness of γ Cassiopeiae via Stellar Intensity Interferometry with the VERITAS Observatory». The Astrophysical Journal 995 (2): 191. ISSN 0004-637X. arXiv:2506.15027. doi:10.3847/1538-4357/ae0744. 
  5. ↑ Nemravová, J. et al. (2012). «Properties and nature of Be stars. 29. Orbital and long-term spectral variations of γ Cassiopeiae». Astronomy and Astrophysics 537: A59. Bibcode:2012A&A...537A..59N. S2CID 34272401. arXiv:1111.3761. doi:10.1051/0004-6361/201117922. 
  6. ↑ Gunderson, Sean J. et al. (2024). «A Time-dependent Spectral Analysis of γ Cassiopeiae». The Astrophysical Journal 978 (1): 105. ISSN 0004-637X. arXiv:2411.11825. doi:10.3847/1538-4357/ad944e. 
  7. ↑ Smith, Myron A.; Cohen, David H.; Gu, Ming Feng; Robinson, Richard D.; Evans, Nancy Remage; Schran, Prudence G. (2004), «High-Resolution Chandra Spectroscopy of γ Cassiopeiae (B0.5e)», Astrophysical Journal 600 (2): 972-985, Bibcode:2004ApJ...600..972S, S2CID 166002, arXiv:astro-ph/0309293, doi:10.1086/379873 .
  8. ↑ alf Cas -- High proper-motion Star (SIMBAD).
  9. ↑ Baines, Ellyn K. et al. (June 2025). «Vintage NPOI: New and Updated Angular Diameters for 145 Stars». The Astronomical Journal 169 (6): 293. Bibcode:2025AJ....169..293B. ISSN 1538-3881. arXiv:2506.02912. doi:10.3847/1538-3881/adc930. 
  10. ↑ bet Cas -- Variable Star of delta Sct type (SIMBAD).
  11. ↑ Beta Cas (General Catalogue of Variable Stars, Samus+ 2007-2017)
  12. ↑ Malkov, O. Yu. et al. (2006), «A catalogue of eclipsing variables», Astronomy and Astrophysics 446 (2): 785-789, Bibcode:2006A&A...446..785M, doi:10.1051/0004-6361:20053137 .
  13. ↑ Zet Cas - Pulsating variable Star (SIMBAD)
  14. ↑ Neiner, C.; Geers, V. C.; Henrichs, H. F.; Floquet, M.; Frémat, Y.; Hubert, A.-M.; Preuss, O.; Wiersema, K. (2003). «Discovery of a magnetic field in the Slowly Pulsating B star zeta Cassiopeiae». Astronomy and Astrophysics 406 (3): 1019. Bibcode:2003A&A...406.1019N. doi:10.1051/0004-6361:20030742. 
  15. ↑ Pourbaix, D.; Tokovinin, A. A.; Batten, A. H. et al. (2004), «SB9: The Ninth Catalogue of Spectroscopic Binary Orbits», Astronomy and Astrophysics 424: 727-732, Bibcode:2004A&A...424..727P, S2CID 119387088, arXiv:astro-ph/0406573, doi:10.1051/0004-6361:20041213. .
  16. ↑ Malkov, O. Yu.; Tamazian, V. S.; Docobo, J. A.; Chulkov, D. A. (2012). «Dynamical masses of a selected sample of orbital binaries». Astronomy and Astrophysics 546: A69. Bibcode:2012A&A...546A..69M. doi:10.1051/0004-6361/201219774. 
  17. ↑ Kappa Cassiopeiae (SIMBAD)
  18. ↑ Melnik, A. M.; Dambis, A. K. (2020). «Internal motions in OB associations with Gaia DR2». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 493 (2): 2339-2351. Bibcode:2020MNRAS.493.2339M. arXiv:2002.05044. doi:10.1093/mnras/staa454. 
  19. ↑ Clavin, Whitney (2014). «The bow shock of Kappa Cassiopeiae, a massive, hot supergiant». Phys.org. Consultado el 6 de diciembre de 2016. 
  20. ↑ Barsukova, E. A.; Chentsov, E. L. (1990). «The atmosphere of the supergiant 6 Cas. IV. The spectrum and radial velocities of the visual companion». Astrofiz. Issled. Izv. Spets. Astrofiz. Obs 29: 101. Bibcode:1990AISAO..29..101B. 
  21. ↑ Boyajian, Tabetha S.; McAlister, Harold A.; van Belle, Gerard et al. (2012), «Stellar Diameters and Temperatures. I. Main-sequence A, F, and G Stars», The Astrophysical Journal 746 (1): 101, Bibcode:2012ApJ...746..101B, S2CID 18993744, arXiv:1112.3316, doi:10.1088/0004-637X/746/1/101. .
  22. ↑ Soubiran, C.; Creevey, O. L.; Lagarde, N.; Brouillet, N.; Jofré, P.; Casamiquela, L.; Heiter, U.; Aguilera-Gómez, C.; Vitali, S.; Worley, C.; de Brito Silva, D. (2024). «Gaia FGK benchmark stars: Fundamental Teff and log g of the third version». Astronomy and Astrophysics 682: A145. Bibcode:2024A&A...682A.145S. ISSN 0004-6361. arXiv:2310.11302. doi:10.1051/0004-6361/202347136.  Nota: Ver VizieR catalog
  23. ↑ Van Genderen, A. M. et al. (2025). «Investigation of the pulsations, outbursts, and evolution of the yellow hypergiants: ρ Cas, HR 8752, and HR 5171A, with notes on HD 179821». Astronomy and Astrophysics 694. Bibcode:2025A&A...694A.136V. doi:10.1051/0004-6361/202449384. 
  24. ↑ Anugu, Narsireddy; Baron, Fabien; Monnier, John D. et al. (2024). «CHARA Near-infrared Imaging of the Yellow Hypergiant Star ρ Cassiopeiae: Convection Cells and Circumstellar Envelope». The Astrophysical Journal 974 (1): 113. Bibcode:2024ApJ...974..113A. ISSN 0004-637X. arXiv:2408.02756. doi:10.3847/1538-4357/ad6b2b. 
  25. ↑ «R Cas», AAVSO (American Association of Variable Star Observers), consultado el 17 de enero de 2026. .
  26. ↑ S Cas (General Catalogue of Variable Stars, Samus+ 2007-2017)
  27. ↑ WY Cas (General Catalogue of Variable Stars, Samus+ 2007-2017)
  28. ↑ Josselin, E.; Plez, B. (2007). «Atmospheric dynamics and the mass loss process in red supergiant stars». Astronomy and Astrophysics 469 (2). pp. 671-680. 
  29. ↑ Messineo, M. ; Brown, A. G. A. (2019). «A Catalog of Known Galactic K-M Stars of Class I Candidate Red Supergiants in Gaia DR2». The Astronomical Journal 158 (1): 15 pp. Consultado el 28 de enero de 2026. 
  30. ↑ Kervella, Pierre et al. (2019), «Stellar and substellar companions of nearby stars from Gaia DR2. Binarity from proper motion anomaly», Astronomy and Astrophysics 623: 23, Bibcode:2019A&A...623A..72K, S2CID 119491061, arXiv:1811.08902, doi:10.1051/0004-6361/201834371, A72. .
  31. ↑ Choplin, A.; Siess, L.; Goriely, S. (2024). «Proton ingestion in asymptotic giant branch stars as a possible explanation for J-type stars and AB2 grains». Astronomy and Astrophysics 691: L7. Bibcode:2024A&A...691L...7C. arXiv:2410.10300. doi:10.1051/0004-6361/202451013. 
  32. ↑ Wilson, R. E.; Van Hamme, W. (2009). «Distances to Four Solar Neighborhood Eclipsing Binaries from Absolute Fluxes». The Astrophysical Journal 699 (1). pp. 118-132. 
  33. ↑ Bilir, S.; Ak, T.; Soydugan, E.; Soydugan, F.; Yaz, E.; Filiz Ak, N.; Eker, Z.; Demircan, O. et al. (2008). «New absolute magnitude calibrations for detached binaries». Astronomische Nachrichten 329 (8): 835. Bibcode:2008AN....329..835B. S2CID 6131326. arXiv:0806.1290. doi:10.1002/asna.200811002. 
  34. ↑ Pavlovski, K.; Southworth, J.; Kolbas, V.; Smalley, B. (2014). «Absolute dimensions of detached eclipsing binaries - III. The metallic-lined system YZ Cassiopeiae». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 438 (1): 590-603. Bibcode:2014MNRAS.438..590P. S2CID 56144135. arXiv:1311.3482. doi:10.1093/mnras/stt2229. 
  35. ↑ Sota, A.; Maíz Apellániz, J.; Walborn, N. R.; Alfaro, E. J.; Barbá, R. H.; Morrell, N. I.; Gamen, R. C.; Arias, J. I. (2011). «The Galactic O-Star Spectroscopic Survey. I. Classification System and Bright Northern Stars in the Blue-violet at R ~ 2500». The Astrophysical Journal Supplement 193 (2): 24. Bibcode:2011ApJS..193...24S. S2CID 119248206. arXiv:1101.4002. doi:10.1088/0067-0049/193/2/24. 
  36. ↑ «AO Cas», AAVSO (American Association of Variable Star Observers), consultado el 17 de enero de 2026. .
  37. ↑ Fulton, Benjamin J.; Weiss, Lauren M.; Sinukoff, Evan et al. (2015). «Three Super-Earths Orbiting HD 7924». The Astrophysical Journal 805 (2): 175. Bibcode:2015ApJ...805..175F. S2CID 7969255. arXiv:1504.06629. doi:10.1088/0004-637X/805/2/175. 
  38. ↑ Kane, Stephen R.; Hill, Michelle L. (June 2023). «Revised Properties and Dynamical History for the HD 17156 System». The Astronomical Journal 165 (6): 252. Bibcode:2023AJ....165..252K. arXiv:2305.01000. doi:10.3847/1538-3881/acd17a. 
  39. ↑ Woitas, J., Tamazian, V.S., Docobo, J.A. & Leinert, Ch. (2003). «Visual orbit for the low-mass binary Gliese 22 AC from speckle interferometry». Astronomy and Astrophysics 406. pp. 293-298. 
  40. ↑ Astrónomos españoles hallan un planeta gigante mediante un nuevo sistema. El Mundo.es.
  41. ↑ «Investigadores de Zaragoza descubren un nuevo planeta gigante extrasolar». El Períodico de Aragón. 15 de febrero de 2008. Consultado el 9 de marzo de 2021. 
  42. ↑ «PIA19832: Location of Nearest Rocky Exoplanet Known». NASA. 30 de julio de 2015. Consultado el 30 de julio de 2015. 
  43. ↑ Chou, Felicia; Clavin, Whitney (30 de julio de 2015). «NASA's Spitzer Confirms Closest Rocky Exoplanet». NASA. Consultado el 31 de julio de 2015. 
  44. ↑ PSR J0205+64 -- Pulsar (SIMBAD)
  45. ↑ 3C58: Pulsar Gives Insight on Ultra Dense Matter and Magnetic Fields. Chandra X-Ray Observatory
  46. ↑ Trümper, J. E.; Burwitz, V.; Haberl, F.; Zavlin, V. E. (2004). «The puzzles of RX J1856.5-3754: neutron star or quark star?». Nuclear Physics B Proceedings Supplements 132: 560-565. Consultado el 12 de mayo de 2021. 
  47. ↑ Sanner, J.; Geffert, M.; Brunzendorf, J.; Schmoll, J. (1999). «Photometric and kinematic studies of open star clusters. I. NGC 581 (M 103)». Astronomy and Astrophysics 349: 448-456. Bibcode:1999A&A...349..448S. arXiv:astro-ph/9908059. 
  48. ↑ a b Kharchenko, N. V. et al. (2013), «Global survey of star clusters in the Milky Way. II. The catalogue of basic parameters», Astronomy and Astrophysics 558: 8, Bibcode:2013A&A...558A..53K, S2CID 118548517, arXiv:1308.5822, doi:10.1051/0004-6361/201322302, A53. .
  49. ↑ Stover, Dawn (2006), "Life In A Bubble", Popular Science, vol. 269, no. 6, p. 16
  50. ↑ Leahy, D.A.; Ranasinghe, S.; Gelowitz, M. (2020). «Evolutionary Models for 43 Galactic Supernova Remnants with Distances and X-Ray Spectra». The Astrophysical Journal Supplement Series 248 (1): 17 pp. 16. Consultado el 28 de agosto de 2021. 
  51. ↑ Schinzel, F.K.; Kerr, M.; Rau, U.; Bhatnagar, S.; Frail, D.A. (2019). «The Tail of PSR J0002+6216 and the Supernova Remnant CTB 1». The Astrophysical Journal Letters 876 (L17): 10 pp. Consultado el 22 de agosto de 2021. 
  52. ↑ Jerónimo Muñoz (1573). Libro del nuevo Cometa, y del lugar donde se hazen; y como se vera por las Parallaxes quan lexos estan de tierra; y del Prognostico deste. Valencia. 
  53. ↑ Baade, W (1945). «B Cassiopeiae as a Supernova of Type I». The Astrophysical Journal 102: 309. Bibcode:1945ApJ...102..309B. doi:10.1086/144761. 
  54. ↑ Messier 52 (SEDS.org).
  55. ↑ Eratóstenes: Catasterismos, XVI (Casiopea)
  56. ↑ De Astronomica II, 10 (Casiepea, Casiopea)

Enlaces externos

[editar]
Obtenido de «https://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Casiopea_(constelación)&oldid=171815557»