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Musca

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Para el género de insectos que incluye la mosca doméstica, véase Musca (animal).
La Mosca
Musca

Carta celeste de la constelación de la Mosca con sus principales estrellas.
Nomenclatura
Nombre
en español		 La Mosca
Nombre
en latín		 Musca
Genitivo Muscae
Abreviatura Mus
Descripción
Introducida por Pieter Dirkszoon Keyser
y Frederick de Houtman
Superficie 138,4 grados cuadrados
0,335 % (posición 77)
Ascensión
recta		 Entre 11 h 19,43 m
y 13 h 51,13 m
Declinación Entre -75,68° y -64,64°
Visibilidad Completa:
Entre 90° S y 14° N
Parcial:
Entre 14° N y 25° N
Número
de estrellas		 62 (mv < 6,5)
Estrella
más brillante		 Alfa Muscae (mv 2,69)
Objetos
Messier		 Ninguno
Objetos NGC 6
Objetos
Caldwell		 2
Lluvias
de meteoros		 Ninguna
Constelaciones
colindantes		 6 constelaciones
Mejor mes para ver la constelación
Hora local: 21:00
Mes Mayo
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Musca o la Mosca es una pequeña constelación del hemisferio celeste sur. La constelación fue creada por Pieter Dirkszoon Keyser y Frederick de Houtman entre 1595 y 1597, y apareció ilustrada por primera vez en un atlas celestial en la obra Uranometria de Johann Bayer de 1603.

Historia

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En el siglo XVII, Johann Bayer introduce la constelación de Apis o la Abeja para cubrir un área del polo sur celeste hasta entonces no cartografiada. Dada su tardía introducción, carece de base mitológica. En 1752, Nicolas-Louis de Lacaille cambia el nombre de Apis a Musca Australis o la Mosca Austral, que era la contrapartida de la desaparecida constelación de Musca Borealis o la Mosca Boreal, la cual se componía de unas pocas estrellas tomadas de la constelación de Aries. Actualmente, esta constelación se conoce simplemente como Musca.[1]​

Características destacables

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Constelación de Musca

Ninguna estrella de la constelación tiene nombre propio, siendo α Muscae la más brillante. Esta es una subgigante de tipo espectral B2IV[2]​ que tiene una temperatura efectiva de 20 400 K y es 4300 veces más luminosa que el Sol.[3]​ Le sigue en brillo β Muscae, binaria compuesta por dos estrellas blanco-azuladas de la secuencia principal de tipo espectral B2V y B3V[4]​ con un período orbital de 194,3 años.[5]​ Otra estrella parecida es γ Muscae, de tipo B5V y 15 490 K de temperatura efectiva,[6]​ catalogada como variable pulsante lenta (SPB).[7]​

De muy distintas características es δ Muscae, tercera estrella más brillante de Musca. Es una fría gigante naranja de tipo K2III también binaria, habiéndose detectado su duplicidad por el desplazamiento Doppler de sus líneas espectrales,[8]​ siendo su período orbital es de 423,2 días.[9]​ Aún más fría, ε Muscae es una gigante roja con un radio 116 veces más grande que el del Sol.[10]​

η Muscae es una estrella múltiple cuyas componentes principales —ambas de tipo espectral B8V— forman una binaria eclipsante con un período orbital de 2,396 días a lo largo de una órbita circular.[11]​ θ Muscae es otro sistema estelar múltiple compuesto por una binaria espectroscópica —una estrella de Wolf-Rayet y una estrella de tipo O que orbitan entre sí cada 19,1 días—, y una supergigante azul de tipo O9.5I separada unas 100 UA del par interior.[12]​

Curva de luz de la cefeida S Muscae, a partir de datos de TESS

Entre las variables de la constelación están las cefeidas R Muscae y S Muscae. Esta última es una binaria espectroscópica formada por una cefeida clásica —cuya magnitud varía entre +5,89 y +6,49 en un período de 9,66 días— y una caliente estrella azul de 17 700 K de temperatura.[13]​ En cambio, T Muscae es una estrella de carbono de tipo J con una temperatura de solo 3384 K,[14]​ catalogada como variable semirregular SRB con un período de 1021 días.[15]​ TU Muscae es una binaria de contacto cuyas componentes, dos estrellas azules masivas y calientes de tipo O7.5V y O9.5V, tienen un período orbital de 1,387 días.[16]​ De distinta índole es MP Muscae, una jovencísima estrella presecuencia principal —aún no ha comenzado la fusión nuclear— con una edad aproximada de 3 a 7 millones de años; de tipo espectral K1 y 1,2 masas solares, constituye uno de los pocos ejemplos de un disco protoplanetario en las inmediaciones del sistema solar.[17]​

SY Muscae es una estrella simbiótica que consta de una gigante roja de tipo M4.5 y una enana blanca separadas 1,72 ua.[18]​ Ambas estrellas interactúan, la gigante roja cediendo masa que es atraída hacia la enana blanca, lo que hace que el brillo del sistema varíe entre magnitud 10,2 y 12,7 a lo largo de un período de 624,5 días.[19]​ GQ Muscae es también un sistema binario compuesto por una enana blanca y una pequeña estrella cuya masa es aproximadamente el 10 % de la del Sol, orbitando entre sí cada 1,4 horas;[20]​ el 18 de enero de 1983 alcanzó magnitud 7,1 recibiendo el nombre de Nova Muscae 1983. GRS 1124-683 (también conocido como Nova Muscae 1991) es otro sistema binario formado por una enana naranja de tipo espectral K3V–K4V (GU Muscae) y un agujero negro de aproximadamente seis masas solares[21]​ que orbitan entre sí cada 10,4 horas; durante la explosión de 1991, que dio lugar a su descubrimiento, se detectó radiación producida por aniquilación positrónica.[22]​ Finalmente, GR Muscae es una fuente de rayos X consistente en una estrella de neutrones de 1,2 - 1,8 masa solares y una estrella de baja masa en una órbita cercana.[23]​

HD 111232 es una enana amarilla de tipo G8V[24]​ pobre en metales ([Fe/H] = -0,45);[25]​ a su alrededor se ha descubierto un planeta extrasolar —cuya masa es 7,965 veces mayor que la de Júpiter— y un segundo objeto —posiblemente una enana marrón— 18 veces más masivo que Júpiter.[26]​[27]​

Imagen de NGC 5189 obtenida por el telescopio Hubble

Otro objeto de interés en la constelación es Gliese 440, la cuarta enana blanca más cercana al sistema solar, situada a 15 años luz de distancia.[28]​ Es de tipo espectral DQ,[29]​ un tipo poco habitual en cuyo espectro hay evidencia de carbono atómico o molecular. Con una temperatura superficial de 7980 K, su edad estimada, como remanente estelar, es de 1290 millones de años.[30]​

En Musca se localiza la nebulosa planetaria NGC 5189, distante 1800 años luz,[31]​ cuya estructura doble bipolar o tetrapolar se debe a la presencia de una segunda estrella en órbita alrededor de la estrella central;[32]​ esta última es una estrella de Wolf-Rayet de tipo WO1 con una temperatura de 157 000 K.[33]​ Otra nebulosa planetaria en la constelación es MyCn 18, llamada también nebulosa Reloj de Arena, distante unos 10 000 años luz. Tiene también un núcleo binario, compuesto por un remanente estelar de 50 000 K de temperatura y una enana roja de tipo espectral M5V, cuyo período orbital es de 18,15 días.[34]​[35]​

NGC 4463 es un cúmulo abierto distante 3400 años luz que tiene una edad aproximada de 90 millones de años. Está asociado a la joven nebulosa planetaria multipolar Hen 2-86, rica en nitrógeno.[36]​[37]​ En Musca se localizan dos cúmulos globulares, NGC 4372 y NGC 4833. El primero tiene una edad de 12 500 millones de años y se caracteriza por su peculiar química, ya que es extremadamente pobre en hierro pero sus contenidos de magnesio y titanio son más altos que los solares.[38]​ NGC 4833 es un cúmulo masivo pobre en metales ([Fe/H] = -2,02)[39]​ algo más antiguo que NGC 4372.

Estrellas

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α Muscae, la estrella más brillante de la constelación (datos de unWISE)

Estrellas principales

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Otras estrellas con denominación de Bayer

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Otras estrellas

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Imagen del telescopio espacial Hubble de Gliese 440

Objetos de cielo profundo

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Imagen de la Nebulosa Reloj de Arena obtenida con el Telescopio espacial Hubble

Referencias

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  1. ↑ Shane Horvatin. «Obsolete Constellations: Apis» (en inglés). Archivado desde el original el 3 de mayo de 2017. Consultado el 9 de noviembre de 2007. 
  2. ↑ Alfa Muscae (SIMBAD)
  3. ↑ Sharma, Awshesh N.; Bedding, Timothy R.; Saio, Hideyuki; White, Timothy R. (2022). «Pulsating B stars in the Scorpius–Centaurus Association with TESS». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 515 (1): 828-840. Bibcode:2022MNRAS.515..828S. arXiv:2203.02582. doi:10.1093/mnras/stac1816. 
  4. ↑ Eggleton, P. P.; Tokovinin, A. A. (2008). «A catalogue of multiplicity among bright stellar systems». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 389 (2). pp. 869-879. 
  5. ↑ Hartkopf, W. I.; Mason, Brian D. «Sixth Catalog of Orbits of Visual Binary Stars (WDS-ORB6)». Consultado el 22 de mayo de 2021. 
  6. ↑ Glagolevskij, Yu. V. (2019), «On Properties of Main Sequence Magnetic Stars», Astrophysical Bulletin 74 (1): 66-79, Bibcode:2019AstBu..74...66G, S2CID 255384587, doi:10.1134/S1990341319010073. .
  7. ↑ «Gamma Muscae», AAVSO (American Association of Variable Star Observers), consultado el 17 d enero de 2026. .
  8. ↑ del Mus -- Spectroscopic binary (SIMBAD)
  9. ↑ Pourbaix, Dimitri; Boffin, Henri M. J. (2018). «δ Mus Revisited: Rectifying a 82 yr-old Mistake». Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica 54: 355. Bibcode:2018RMxAA..54..355P. arXiv:1806.01370. 
  10. ↑ Kallinger, T.; Beck, P. G.; Hekker, S. 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. 
  11. ↑ Eker, Z.; Bilir, S.; Soydugan, F. et al. (2014). «The Catalogue of Stellar Parameters from the Detached Double-Lined Eclipsing Binaries in the Milky Way». Publications of the Astronomical Society of Australia 31: 23. Bibcode:2014PASA...31...24E. S2CID 119238300. arXiv:1403.1583. doi:10.1017/pasa.2014.17. e024. 
  12. ↑ Sugawara, Y.; Tsuboi, Y.; Maeda, Y. (2008). «Redshifted emission lines and radiative recombination continuum from the Wolf–Rayet binary θ Muscae: evidence for a triplet system?». Astronomy and Astrophysics 490 (1): 259-264. Bibcode:2008A&A...490..259S. arXiv:0810.1208. doi:10.1051/0004-6361:20079302. 
  13. ↑ Bohm-Vitense, Erika; Clark, M.; Cottrell, P. L.; Wallerstein, George (1990). «The dynamical mass of S Muscae». The Astronomical Journal 99. pp. 353-372. 
  14. ↑ McDonald, I.; Zijlstra, A. A.; Boyer, M. L. (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. ↑ «T Muscae», AAVSO (American Association of Variable Star Observers), consultado el 17 d enero de 2026. .
  16. ↑ Penny, Laura R.; Ouzts, Cynthia (2009). «Tomographic Separation of Composite Spectra. XI. The Physical Properties of the Massive Close Binary HD 100213 (TU Muscae)». The Astrophysical Journal 681 (1): 554-61. Bibcode:2008ApJ...681..554P. S2CID 16333964. arXiv:0905.3687. doi:10.1086/587509. 
  17. ↑ Aguayo, Aurora; Caceres, Claudio; Guo, Zhen et al. (2025). «Confirmation of a ring structure in the disk around MP Mus (PDS 66) with ALMA Band 7 observations». Astronomy and Astrophysics 698: A165. Bibcode:2025A&A...698A.165A. ISSN 0004-6361. arXiv:2504.17978. doi:10.1051/0004-6361/202554484. 
  18. ↑ Schmutz, W.; Schild, H.; Muerset, U.; Schmid, H.M. (1994). «High resolution spectroscopy of symbiotic stars I. SY Muscae: orbital elements, M giant radius, distance». Astronomy and Astrophysics 288: 819-28. Bibcode:1994A&A...288..819S. 
  19. ↑ «SY Muscae», AAVSO (American Association of Variable Star Observers), consultado el 17 d enero de 2026. .
  20. ↑ Hachisu, Izumi; Kato, Mariko; Cassatella, Angelo (2008). «A Universal Decline Law of Classical Novae. III. GQ Muscae 1983». The Astrophysical Journal 687 (2): 1236-52. Bibcode:2008ApJ...687.1236H. S2CID 50476380. arXiv:0806.4253. doi:10.1086/591415. 
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  22. ↑ Sunyaev R, Churazov E, Gilfanov M, Dyachkov A, Khavenson N, Grebenev S, Kremnev R, Sukhanov K, Goldwurm A, Ballet J, Cordier B, Paul J, Denis M, Vedrenne G, Niel M, Jourdain E (1992). «X-ray nova in Musca (GRS 1124+68): hard X-ray source with narrow annihilation line». The Astrophysical Journal 389 (2): L75-8. Bibcode:1992ApJ...389L..75S. doi:10.1086/186352. 
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Enlaces externos

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