Serpens ( griego antiguo : Ὄφις , romanizado : Óphis , literalmente 'la Serpiente') es una constelación en el hemisferio celeste norte . Una de las 48 constelaciones enumeradas por el astrónomo Ptolomeo del siglo II , sigue siendo una de las 88 constelaciones modernas designadas por la Unión Astronómica Internacional . Es única entre las constelaciones modernas por estar dividida en dos partes no contiguas, Serpens Caput (Cabeza de Serpiente) al oeste y Serpens Cauda (Cola de Serpiente) al este. Entre estas dos mitades se encuentra la constelación de Ofiuco, el "Portador de la Serpiente". En representaciones figurativas, el cuerpo de la serpiente se representa pasando detrás de Ofiuco entre Mu Serpentis en Serpens Caput y Nu Serpentis en Serpens Cauda .
Serpens en poder de Ofiuco, como se muestra en El espejo de Urania , un conjunto de tarjetas de constelaciones publicado en Londres c. 1825. Sobre la cola de la serpiente está la ahora obsoleta constelación Tauro Poniatovii, mientras que debajo está Scutum.
En la mitología griega , Serpens representa una serpiente sostenida por el curandero Asclepio . Representado en el cielo por la constelación de Ofiuco, Asclepio mató una vez a una serpiente, pero el animal resucitó posteriormente después de que una segunda serpiente le colocara una hierba revitalizante antes de su muerte. Como las serpientes mudaban de piel cada año, eran conocidas como el símbolo del renacimiento en la sociedad griega antigua, y la leyenda dice que Asclepio reviviría a los humanos muertos usando la misma técnica que presenció. Aunque esta es probablemente la lógica de la presencia de Serpens con Ofiuco, la verdadera razón aún no se conoce completamente. A veces, se representaba a Serpens enroscándose alrededor de Ofiuco, pero la mayoría de los atlas mostraban a Serpens pasando detrás del cuerpo de Ofiuco o entre sus piernas. [1]
En algunos atlas antiguos, las constelaciones de Serpens y Ofiuco se representaban como dos constelaciones separadas, aunque más a menudo se mostraban como una sola constelación. Una figura notable que representó a Serpens por separado fue Johann Bayer ; por tanto, las estrellas de Serpens están catalogadas con designaciones de Bayer separadas de las de Ofiuco. Cuando Eugène Delporte estableció los límites de las constelaciones modernas en la década de 1920, decidió representar las dos por separado. Sin embargo, esto planteó el problema de cómo desenredar las dos constelaciones, por lo que Deporte decidió dividir Serpens en dos áreas (la cabeza y la cola) separadas por el continuo Ofiuco. Estas dos áreas se conocieron como Serpens Caput y Serpens Cauda, [1] caput es la palabra latina para cabeza y cauda la palabra latina para cola. [2]
En la astronomía china , la mayoría de las estrellas de Serpens representaban parte de un muro que rodeaba un mercado, conocido como Tianshi , que se encontraba en Ofiuco y parte de Hércules . Serpens también contiene algunas constelaciones chinas . Dos estrellas en la cola representaban parte de Shilou , la torre con la oficina del mercado. Otra estrella en la cola representaba a Liesi, joyerías. Una estrella en la cabeza ( Mu Serpentis ) marcaba a Tianru, la nodriza del príncipe heredero , o a veces la lluvia . [1]
Había dos constelaciones de "serpientes" en la astronomía babilónica , conocidas como Mušḫuššu y Bašmu. Parece que Mušḫuššu fue representado como un híbrido de dragón, león y pájaro, y correspondía vagamente a Hidra . Bašmu era una serpiente cornuda (cf. Ningishzida ) y corresponde aproximadamente a la constelación Ὄφις de Eudoxo de Cnido en la que se basa la Ὄφις ( Serpens ) de Ptolomeo. [3]
Características
Serpens es la única de las 88 constelaciones modernas que está dividida en dos regiones desconectadas en el cielo: Serpens Caput (la cabeza) y Serpens Cauda (la cola). La constelación también es inusual porque depende de otra constelación para su contexto; específicamente, está en manos del Portador de la Serpiente Ofiuco. [1]
Serpens Caput limita con Libra al sur, Virgo y Boötes al oeste, Corona Boreal al norte y Ofiuco y Hércules al este; Serpens Cauda limita con Sagitario al sur, Scutum y Aquila al este, y Ofiuco al norte y al oeste. Con una superficie total de 636,9 grados cuadrados , ocupa el puesto 23 de las 88 constelaciones en tamaño. Aparece de forma destacada en los cielos del norte y del sur durante el verano del hemisferio norte. [4] Su asterismo principal consta de 11 estrellas, y 108 estrellas en total son más brillantes que la magnitud 6,5, el límite tradicional para la visibilidad a simple vista. [4]
Los límites de Serpens Caput, establecidos por el astrónomo belga Eugène Delporte en 1930, están definidos por un polígono de 10 lados, mientras que los de Serpens Cauda están definidos por un polígono de 22 lados. En el sistema de coordenadas ecuatoriales , las coordenadas de ascensión recta de las fronteras de Serpens Caput se encuentran entre las 15 h 10,4 my las 16 h 22,5 m , mientras que las coordenadas de declinación están entre 25,66 ° y −03,72 °. Los límites de Serpens Cauda se encuentran entre ascensiones rectas de 17 h 16,9 my 18 h 58,3 my declinaciones de 06,42 ° y −16,14 °. [5] La Unión Astronómica Internacional (IAU) adoptó la abreviatura de tres letras "Ser" para la constelación en 1922. [5] [6]
Características
Estrellas
Estrellas de cabeza
La constelación Serpens (Caput) tal como se puede ver a simple vista
Marcando el corazón de la serpiente está la estrella más brillante de la constelación, Alpha Serpentis. Tradicionalmente llamada Unukalhai, [7] es una gigante roja de tipo espectral K2III ubicada aproximadamente a 23 pársecs de distancia con una magnitud visual de 2,630 ± 0,009, [8] lo que significa que puede verse fácilmente a simple vista incluso en áreas con contaminación lumínica sustancial. Una débil compañera se encuentra en órbita alrededor de la estrella gigante roja, [9] aunque no es visible a simple vista. Situada cerca de Alpha se encuentra Lambda Serpentis , una estrella de magnitud 4,42 ± 0,05 bastante similar al Sol [10] situada a sólo 12 pársecs de distancia. [11] Tiene un exoplaneta orbitando a su alrededor. [12] Otro análogo solar en Serpens es la primaria de Psi Serpentis , una estrella binaria [13] ubicada un poco más lejos, aproximadamente a 14 pársecs. [14]
Beta , Gamma e Iota Serpentis forman una forma triangular distintiva que marca la cabeza de la serpiente, con Kappa Serpentis (el nombre propio es Gudja [15] ) aproximadamente a medio camino entre Gamma e Iota. Beta Serpentis, la más brillante de las cuatro con una magnitud aparente de aproximadamente 3,67, es una estrella blanca de la secuencia principal a aproximadamente 160 pársecs de distancia. [16] Es probable que una estrella cercana de décima magnitud [17] esté asociada físicamente con Beta, aunque no es seguro. [18] La variable Mira R Serpentis , situada entre Beta y Gamma, es visible a simple vista en su máximo de magnitud 5, pero, como es típico de las variables Mira, puede desvanecerse por debajo de la magnitud 14. [19] La propia Gamma Serpentis es una subgigante de tipo F ubicada a sólo 11 pársecs de distancia y, por lo tanto, es bastante brillante, con una magnitud de 3,84 ± 0,05. [20] Se sabe que la estrella muestra oscilaciones similares a las del sol . [21] Iota Serpentis es un sistema estelar binario. [22]
Delta Serpentis , que forma parte del cuerpo de la serpiente entre el corazón y la cabeza, es un sistema estelar múltiple [23] situado a unos 70 pársecs de la Tierra. El sistema, que consta de cuatro estrellas, tiene una magnitud aparente total de 3,79 visto desde la Tierra, [24] aunque dos de las estrellas, con una magnitud aparente combinada de 3,80, proporcionan casi toda la luz. [25] La primaria, una subgigante blanca, es una variable Delta Scuti con una magnitud aparente promedio de 4,23. [26] Situada muy cerca de Delta, tanto en el cielo nocturno como probablemente en el espacio real, a una distancia estimada de alrededor de 70 parsecs, [27] se encuentra la estrella de bario 16 Serpentis . [28] Otra estrella variable notable visible a simple vista es Chi Serpentis , una variable Alpha² Canum Venaticorum situada a medio camino entre Delta y Beta que varía desde su brillo medio de 5,33 por 0,03 magnitudes durante un período de aproximadamente 1,5 días. [29] Chi Serpentis es una estrella químicamente peculiar . [30]
Las dos estrellas en Serpens Caput que forman parte del cuerpo de la Serpiente debajo del corazón son Epsilon y Mu Serpentis, ambas estrellas de secuencia principal de tipo A de tercera magnitud . [31] [32] Ambas tienen una peculiaridad: Epsilon es una estrella Am , [33] mientras que Mu es una binaria. [34] Ubicada ligeramente al noroeste de Mu se encuentra 36 Serpentis , otra estrella de secuencia principal de tipo A. Esta estrella también tiene una peculiaridad; es un binario cuyo componente principal es una estrella Lambda Boötis , lo que significa que tiene cantidades de carbono , nitrógeno y oxígeno similares a las del sol , mientras que contiene cantidades muy bajas de elementos pico de hierro . [35] La estrella secundaria también ha sido una fuente de emisiones de rayos X. [36] 25 Serpentis , situada unos pocos grados al noreste de Mu Serpentis, es una binaria espectroscópica [37] que consta de una gigante caliente de tipo B y una estrella de secuencia principal de tipo A. La primaria es una estrella B que pulsa lentamente , lo que hace que el sistema varíe en 0,03 magnitudes. [38]
Serpens Caput contiene muchas variables de RR Lyrae , aunque la mayoría son demasiado débiles para ser vistas sin fotografía profesional. El más brillante es VY Serpentis, sólo de décima magnitud. El período de esta estrella ha ido aumentando aproximadamente 1,2 segundos por siglo. [39] Una estrella variable de un tipo diferente es Tau 4 Serpentis , una gigante roja fría que pulsa entre magnitudes 5,89 y 7,07 en 87 días. [40] Se ha descubierto que esta estrella muestra un perfil P Cygni inverso , [41] donde el gas frío que cae sobre la estrella crea líneas de absorción de hidrógeno desplazadas al rojo junto a las líneas de emisión normales. [42]
PSR B1534+11 es un sistema formado por dos estrellas de neutrones que orbitan entre sí, una de las cuales es un púlsar con un período de 37,9 milisegundos. Situado aproximadamente a 1.000 pársecs de distancia, el sistema se utilizó para probar la teoría de la relatividad general de Albert Einstein , validando los parámetros relativistas del sistema dentro del 0,2% de los valores predichos por la teoría. [47] Se ha descubierto que la emisión de rayos X del sistema está presente cuando la estrella que no es púlsar se cruza con el viento púlsar ecuatorial del púlsar, y se ha descubierto que la órbita del sistema varía ligeramente. [48]
Estrellas de cola
La constelación Serpens (Cauda) tal como se puede ver a simple vista
La estrella más brillante de la cola, Eta Serpentis , es similar a la primaria Alpha Serpentis en que es una gigante roja de clase espectral K. Sin embargo, se sabe que esta estrella exhibe oscilaciones similares a las solares durante un período de aproximadamente 2,16 horas. [49] [50] Las otras dos estrellas en Serpens Cauda que forman su asterismo son Theta y Xi Serpentis . Xi, donde el asterismo cruza a Mu Serpentis en la cabeza, es un sistema estelar triple [9] ubicado aproximadamente a 105 pársecs de distancia. [51] [52] Dos de las estrellas, con una magnitud aparente combinada de alrededor de 3,5, forman una binaria espectroscópica con una separación angular de sólo 2,2 milisegundos de arco , [53] y, por lo tanto, no se pueden resolver con equipos modernos. La primaria es una gigante blanca con exceso de estroncio . [51] Theta, que forma la punta de la cola, también es un sistema múltiple, que consta de dos estrellas de secuencia principal de tipo A con una magnitud aparente combinada de alrededor de 4,1 separadas por casi medio minuto de arco. [9] También hay una tercera estrella de tipo G con una masa y un radio similar al del Sol. [54]
Cerca del límite con Ophiuchus se encuentran Zeta , Nu y Omicron Serpentis . Las tres son estrellas de secuencia principal de cuarta magnitud, siendo Nu y Omicron de tipo espectral A [55] [56] y Zeta de tipo espectral F. [57] Nu es una estrella única [9] con una magnitud de novena compañero visual, [58] mientras que Omicron es una variable Delta Scuti con variaciones de amplitud de 0,01 magnitudes. [59] En 1909, la nova simbiótica [60] RT Serpentis apareció cerca de Omicron, aunque sólo alcanzó una magnitud máxima de 10. [61]
El sistema estelar 59 Serpentis , también conocido como d Serpentis, es un sistema estelar triple [62] que consta de un binario espectroscópico que contiene una estrella de tipo A y una gigante naranja [63] y una gigante naranja secundaria. [64] El sistema muestra variaciones irregulares de brillo entre las magnitudes 5,17 y 5,2. [65] En 1970, la nova FH Serpentis apareció ligeramente al norte de 59 Serpentis, alcanzando un brillo máximo de 4,5. [66] También cerca de 59 Serpentis en la Nube Serpens hay varias variables de Orión . MWC 297 es una estrella Herbig Be que en 1994 exhibió una gran llamarada de rayos X y aumentó cinco veces su luminosidad antes de regresar al estado de reposo. [67] La estrella también parece poseer un disco circunestelar . [68] Otra variable de Orión en la región es VV Serpentis, una estrella Herbig Ae que exhibe pulsaciones Delta Scuti. [69] También se ha descubierto que VV Serpentis, al igual que MWC 297, tiene un disco de polvo que la rodea, [70] y también es una estrella UX Orionis , [71] lo que significa que muestra variaciones irregulares en su brillo. [72]
La estrella HR 6958, también conocida como MV Serpentis, es una variable Alfa 2 Canum Venaticorum que es apenas visible a simple vista. [73] La abundancia de metales de la estrella es diez veces mayor que la del Sol para la mayoría de los metales en el pico de hierro y hasta 1.000 veces más para los elementos más pesados. También se ha descubierto que contiene exceso de silicio . [74] Apenas visible a simple vista es HD 172365, [75] un probable rezagado post-azul en el cúmulo abierto IC 4756 que contiene un gran exceso de litio . [76] HD 172189, también ubicada en IC 4756, es una variable Algol binaria eclipsante [77] con un período de 5,70 días. La estrella principal del sistema también es una variable Delta Scuti y sufre múltiples frecuencias de pulsación que, combinadas con los eclipses, hacen que el sistema varíe alrededor de una décima de magnitud. [78]
A medida que el plano galáctico la atraviesa, Serpens Cauda contiene muchas estrellas OB masivas . Varias de ellas son visibles a simple vista, como NW Serpentis, una estrella Be temprana que se ha descubierto que es algo variable. La variabilidad es interesante; Según un estudio, podría ser uno de los primeros híbridos descubiertos entre las variables Beta Cephei y las estrellas B que pulsan lentamente. [79] Aunque no es visible a simple vista, HD 167971 (MY Serpentis) es un sistema triple variable Beta Lyrae que consta de tres estrellas de tipo O muy calientes . Miembro del cúmulo NGC 6604 , [80] las dos estrellas eclipsantes son gigantes azules, una de las cuales es del tipo espectral muy temprano O7.5III. La estrella restante es una gigante azul o una supergigante de tipo espectral O tardío o B temprano. [81] También un binario eclipsante [82] , el sistema HD 166734 consta de dos supergigantes azules de tipo O en órbita una alrededor de la otra. [83] Menos extremo en términos de masa y temperatura es HD 161701, una binaria espectroscópica que consta de una primaria de tipo B y una secundaria Ap , aunque es la única binaria espectroscópica conocida que consta de una estrella con exceso de mercurio y manganeso y una estrella Ap. [84]
Al sur de la Nebulosa del Águila en el límite con Sagitario se encuentra el binario eclipsante W Serpentis , cuya primaria es un gigante blanco que está interactuando con la secundaria. Se ha descubierto que el sistema contiene un disco de acreción y fue una de las primeras serpientes descubiertas, que son binarias eclipsantes que contienen líneas espectrales del ultravioleta lejano excepcionalmente fuertes. [85] Se sospecha que tales serpientes se encuentran en una fase evolutiva anterior y evolucionarán primero hacia variables periódicas dobles y luego hacia variables Algol clásicas. [86] También cerca de la Nebulosa del Águila se encuentra el binario eclipsante CV Serpentis de Wolf-Rayet , que consta de una estrella Wolf-Rayet y una subgigante caliente de tipo O. El sistema está rodeado por una nebulosa en forma de anillo , probablemente formada durante la fase Wolf-Rayet de la primaria. [87] Los eclipses del sistema varían erráticamente, y aunque hay dos teorías sobre por qué, ninguna de ellas es completamente consistente con la comprensión actual de las estrellas. [88]
Serpens Cauda contiene algunos binarios de rayos X. Uno de ellos, GX 17+2, es un binario de rayos X de baja masa que consta de una estrella de neutrones y, como en todos los binarios de rayos X de baja masa, una estrella de baja masa. El sistema ha sido clasificado como una fuente Z similar a Sco, lo que significa que su acreción está cerca del límite de Eddington . [89] También se ha descubierto que el sistema se ilumina aproximadamente cada 3 días en magnitudes de banda K de alrededor de 3,5 , posiblemente debido a la presencia de un chorro de sincrotrón . [90] Otro binario de rayos X de baja masa, Serpens X-1, sufre ráfagas de rayos X ocasionales. Uno en particular duró casi cuatro horas, posiblemente explicado por la quema de carbono en "un océano de elementos pesados". [91]
Φ 332 (Finsen 332) es una pequeña y difícil estrella doble-doble a las 18:45 / +5°30', llamada Tweedledee y Tweedledum por el astrónomo sudafricano William Stephen Finsen , quien quedó impresionado por los ángulos de posición y separaciones casi idénticos en el momento de su descubrimiento en 1953. [92] [93] [94] Gliese 710 es una estrella que se espera que pase muy cerca del Sistema Solar en alrededor de 1,29 millones de años. [95] [96] [97]
Objetos del cielo profundo
Objetos de cabeza
Messier 5 , un cúmulo globular que se puede ver a simple vista en buenas condiciones
Como el plano galáctico no pasa por esta parte de Serpens, es posible observar muchas galaxias más allá. Sin embargo, algunas estructuras de la Vía Láctea están presentes en Serpens Caput, como Messier 5, un cúmulo globular ubicado aproximadamente a 8° al suroeste de α Serpentis, junto a la estrella 5 Serpentis . Apenas visible a simple vista en buenas condiciones, [98] y se encuentra aproximadamente a 25.000 ly de distancia. [99] Messier 5 contiene un gran número de estrellas variables RR Lyrae conocidas, [100] y se aleja de nosotros a más de 50 km/s. [101] El cúmulo contiene dos púlsares de milisegundos , uno de los cuales es binario, lo que permite medir el movimiento adecuado del cúmulo. El binario podría ayudar a nuestra comprensión de la materia degenerada por neutrones ; la masa mediana actual, si se confirma, excluiría cualquier ecuación de estado "suave" para tal materia. [102] El cúmulo se ha utilizado para probar momentos dipolares magnéticos en neutrinos, lo que podría arrojar luz sobre algunas partículas hipotéticas como el axión . [103] Las estrellas más brillantes en Messier 5 tienen alrededor de magnitud 10,6, [104] y el cúmulo globular fue observado por primera vez por William Herschel en 1791. [105]
Otro cúmulo globular es Palomar 5 , que se encuentra justo al sur de Messier 5. Muchas estrellas están abandonando este cúmulo globular debido a la gravedad de la Vía Láctea, formando una cola de marea de más de 30.000 años luz de largo. [106] Tiene más de 11 mil millones de años. [107] También ha sido aplanado y distorsionado por los efectos de las mareas. [108]
L134/ L183 es un complejo de nebulosas oscuras que, junto con una tercera nube, probablemente esté formado por fragmentos de una única nube original ubicada a 36 grados del plano galáctico, una distancia grande para las nebulosas oscuras. [109] Se cree que todo el complejo está a unos 140 pársecs de distancia. [110] L183, también conocido como L134N, alberga varias fuentes infrarrojas, lo que indica fuentes preestelares [111] que se cree que presentan la primera observación conocida de la fase de contracción entre los núcleos de nubes y los núcleos preestelares. [112] El núcleo está dividido en tres regiones, [113] con una masa combinada de alrededor de 25 masas solares. [114]
Fuera de la Vía Láctea, en Serpens Caput no hay objetos brillantes de cielo profundo para los astrónomos aficionados, y nada más por encima de la décima magnitud. La más brillante es NGC 5962 , una galaxia espiral situada a unos 28 megaparsecs de distancia [115] con una magnitud aparente de 11,34. [116] Se han observado dos supernovas en la galaxia, [117] y NGC 5962 tiene dos galaxias satélite. [118] Ligeramente más débil es NGC 5921 , una galaxia espiral barrada con un núcleo galáctico activo de tipo LINER situado algo más cerca, a una distancia de 21 megaparsecs. [119] Se observó una supernova de tipo II en esta galaxia en 2001 y fue designada SN 2001X. [120] Aún más débiles son las espirales NGC 5964 [121] y NGC 6118 , siendo esta última la sede de la supernova SN 2004dk. [122]
El Objeto de Hoag, ubicado a 600 millones de años luz de la Tierra, es miembro de la muy rara clase de galaxias conocidas como galaxias en anillo. El anillo exterior está compuesto en gran parte por estrellas azules jóvenes, mientras que el núcleo está formado por estrellas amarillas más viejas. La teoría predominante respecto a su formación es que la galaxia progenitora era una galaxia espiral barrada cuyos brazos tenían velocidades demasiado grandes para mantener la coherencia de la galaxia y por tanto estaban desprendidos. [123] Arp 220 es otra galaxia inusual en Serpens. La prototípica galaxia infrarroja ultraluminosa , Arp 220, está algo más cerca que el Objeto de Hoag, a 250 millones de años luz de la Tierra. Consta de dos grandes galaxias espirales en proceso de colisión con sus núcleos que orbitan a una distancia de 1.200 años luz, provocando una extensa formación estelar en ambos componentes. Posee un gran cúmulo de más de mil millones de estrellas, parcialmente cubierto por espesas nubes de polvo cerca del núcleo de una de las galaxias. [123] Otro par de galaxias que interactúan, aunque en una etapa anterior, está formado por las galaxias NGC 5953 y NGC 5954. En este caso, ambas son galaxias activas , siendo la primera una galaxia Seyfert 2 y la segunda una galaxia de tipo LINER. Ambos están atravesando un estallido de formación estelar provocado por la interacción. [124]
El Sexteto de Seyfert es un grupo de seis galaxias, cuatro de las cuales interactúan gravitacionalmente y dos simplemente parecen ser parte del grupo a pesar de su mayor distancia. El cúmulo gravitacionalmente unido se encuentra a una distancia de 190 millones de años luz de la Tierra y tiene aproximadamente 100.000 años luz de diámetro, lo que convierte al Sexteto de Seyfert en uno de los grupos de galaxias más densos conocidos. Los astrónomos predicen que las cuatro galaxias que interactúan eventualmente se fusionarán para formar una gran galaxia elíptica . [123] Originalmente se pensó que la fuente de radio 3C 326 emanaba de una galaxia elíptica gigante. Sin embargo, en 1990, se demostró que la fuente es, en cambio, una galaxia más pequeña y brillante situada unos segundos de arco al norte. [125] Este objeto, designado 3C 326 N, tiene suficiente gas para la formación de estrellas, pero está siendo inhibido debido a la energía del núcleo de la radiogalaxia. [126]
Un cúmulo de galaxias mucho más grande es el corrimiento al rojo-0,0354 Abell 2063. [127] Se cree que el cúmulo interactúa con el grupo de galaxias cercano MKW 3s, según las mediciones de velocidad radial de las galaxias y el posicionamiento de la galaxia cD en el centro de Abell. 2063. [128] La galaxia activa en el centro de MKW 3s ( NGC 5920 ) parece estar creando una burbuja de gas caliente a partir de su actividad de radio. [129] Cerca de la estrella de quinta magnitud Pi Serpentis se encuentra AWM 4, un cúmulo que contiene un exceso de metales en el medio intracúmulo. La galaxia central, NGC 6051, es una radiogalaxia que probablemente sea responsable de este enriquecimiento. [130] Al igual que AWM 4, el cúmulo Abell 2052 tiene una radiogalaxia cD central, 3C 317. Se cree que esta radiogalaxia se reinició después de un período de inactividad hace menos de 200 años. [131] La galaxia tiene más de 40.000 cúmulos globulares conocidos, el total más alto conocido de cualquier galaxia en 2002. [132]
Una imagen compuesta de 3C 321 , un par de galaxias activas en fusión
El par de cuásares 4C 11.50 , que consta de dos cuásares con una separación de menos de 5 segundos de arco , es uno de los pares de cuásares visualmente más cercanos en el cielo. Sin embargo, los dos tienen corrimientos al rojo marcadamente diferentes y, por lo tanto, no están relacionados. [133] El miembro de primer plano del par (4C 11.50 A) no tiene suficiente masa para refractar la luz del componente de fondo (4C 11.50 B) lo suficiente como para producir una imagen lente , aunque tiene un verdadero compañero propio. [134] Un par de galaxias aún más extraño es 3C 321 . A diferencia del par anterior, las dos galaxias que componen 3C 321 están interactuando entre sí y están en proceso de fusionarse. Ambos miembros parecen ser galaxias activas; La radiogalaxia primaria puede ser responsable de la actividad de la secundaria, ya que el chorro de la primera impulsa material hacia el agujero negro supermasivo de la segunda . [135]
Un ejemplo de lente gravitacional se encuentra en la radiogalaxia 3C 324. Inicialmente se pensó que era una única radiogalaxia superluminosa con un corrimiento al rojo de z = 1,206, pero en 1987 se descubrió que en realidad eran dos galaxias, con la radiogalaxia en el corrimiento al rojo antes mencionado. siendo lente por otra galaxia con un corrimiento al rojo z = 0,845. El primer ejemplo de una radiogalaxia con múltiples imágenes descubierta, [136] la fuente parece ser una galaxia elíptica con una franja de polvo que oscurece nuestra visión de la emisión visual y ultravioleta del núcleo. [137] En longitudes de onda aún más cortas, el objeto BL Lac PG 1553+113 es un gran emisor de rayos gamma . Este objeto es el más distante que emite fotones con energías en el rango de TeV en 2007. [138] El espectro es único, con emisión fuerte en algunos rangos del espectro de rayos gamma en marcado contraste con emisión suave en otros. [139] En 2012, el objeto estalló en el espectro de rayos gamma, triplicando su luminosidad durante dos noches, lo que permitió medir con precisión el corrimiento al rojo como z = 0,49. [140]
Se han observado varios estallidos de rayos gamma (GRB) en Serpens Caput, como GRB 970111, uno de los GRB más brillantes observados. No se ha encontrado ningún evento óptico transitorio asociado a este GRB, a pesar de su intensidad. Inicialmente, la galaxia anfitriona también resultó esquiva, sin embargo ahora parece que la galaxia anfitriona es una galaxia Seyfert I ubicada en un corrimiento al rojo z = 0,657. [141] El resplandor de rayos X del GRB también ha sido mucho más débil que el de otros GRB más tenues. [142] Más distante está GRB 060526 (desplazamiento al rojo z = 3,221), desde donde se detectaron rayos X y resplandores ópticos. Este GRB era muy débil para ser un GRB de larga duración. [143]
Parte del plano galáctico pasa a través de la cola y, por lo tanto, Serpens Cauda es rica en objetos de cielo profundo dentro de la Vía Láctea. La Nebulosa del Águila y su cúmulo estelar asociado, Messier 16, se encuentran a unos 5.700 [144] años luz de la Tierra en dirección al Centro Galáctico . La nebulosa mide 70 años luz por 50 años luz y contiene los Pilares de la Creación, tres nubes de polvo que se hicieron famosas por la imagen tomada por el Telescopio Espacial Hubble . Las estrellas que nacen en la Nebulosa del Águila, sumadas a aquellas con una edad aproximada de 5 millones de años, tienen una temperatura promedio de 45.000 kelvin y producen cantidades prodigiosas de radiación que eventualmente destruirán los pilares de polvo. [123] A pesar de su fama, la Nebulosa del Águila es bastante tenue, con una magnitud integrada de aproximadamente 6,0. Las regiones de formación de estrellas en la nebulosa son a menudo glóbulos gaseosos en evaporación ; a diferencia de los glóbulos de Bok, sólo contienen una protoestrella . [145]
Al norte de Messier 16, a una distancia de aproximadamente 2000 pársecs, se encuentra la asociación OB Serpens OB2, que contiene más de 100 estrellas OB. La asociación, que tiene alrededor de 5 millones de años, parece contener todavía regiones de formación estelar y la luz de sus estrellas ilumina la región HII S 54 . [146] Dentro de esta región HII se encuentra el cúmulo abierto NGC 6604 , que tiene la misma edad que la asociación OB circundante, [147] y ahora se cree que el cúmulo es simplemente la parte más densa del mismo. [148] El cúmulo parece estar produciendo una chimenea térmica de gas ionizado, causada por la interacción del gas del disco galáctico con el halo galáctico . [146]
Otro cúmulo abierto en Serpens Cauda es IC 4756 , que contiene al menos una estrella a simple vista, HD 172365 [149] (otra estrella a simple vista en las cercanías, HD 171586, probablemente no esté relacionada). Ubicado aproximadamente a 440 pársecs de distancia, [150] se estima que el cúmulo tiene alrededor de 800 millones de años, bastante antiguo para un cúmulo abierto. [151] A pesar de la presencia de la Vía Láctea en Serpens Cauda, se puede encontrar un cúmulo globular: NGC 6535 , aunque invisible a simple vista, se puede distinguir con pequeños telescopios justo al norte de Zeta Serpentis. Bastante pequeño y escaso para un cúmulo globular, [152] este cúmulo no contiene variables RR Lyrae conocidas, lo cual es inusual para un cúmulo globular. [153]
MWC 922 es una estrella rodeada por una nebulosa planetaria . Apodada Nebulosa del Cuadrado Rojo debido a sus similitudes con la Nebulosa del Rectángulo Rojo , la nebulosa planetaria parece ser un cuadrado casi perfecto con una banda oscura alrededor de las regiones ecuatoriales. La nebulosa contiene anillos concéntricos similares a los vistos en la supernova SN 1987A . [154] MWC 922 en sí es una variable FS Canis Majoris , [155] lo que significa que es una estrella Be que contiene líneas de emisión de hidrógeno excepcionalmente brillantes , así como líneas prohibidas seleccionadas , probablemente debido a la presencia de una binaria cercana. [156] Al este de Xi Serpentis hay otra nebulosa planetaria, Abell 41, que contiene la estrella binaria MT Serpentis en su centro. La nebulosa parece tener una estructura bipolar, y se ha descubierto que el eje de simetría de la nebulosa está dentro de los 5° de la línea perpendicular al plano orbital de las estrellas, fortaleciendo el vínculo entre las estrellas binarias y las nebulosas planetarias bipolares. [157] En el otro extremo del espectro de edades estelares se encuentra L483, una nebulosa oscura que contiene la protoestrella IRAS 18418-0440. Aunque está clasificada como una protoestrella de clase 0 , tiene algunas características inusuales para un objeto de este tipo, como la falta de vientos estelares de alta velocidad , y se ha propuesto que este objeto esté en transición entre la clase 0 y la clase I. [158] Existe una nebulosa variable alrededor de la protoestrella, aunque solo es visible en luz infrarroja. [159]
Westerhout 40 , uno de los sitios de formación estelar masiva más cercanos
La nube Serpens es una enorme nube molecular de formación de estrellas situada en la parte sur de Serpens Cauda. Con solo dos millones de años [160] y 420 pársecs de distancia, [161] se sabe que la nube contiene muchas protoestrellas como Serpens FIRS 1 [162] y Serpens SVS 20. [163] El protocúmulo Serpens Sur fue descubierto por el Centro Espacial Spitzer de la NASA. Telescopio en la parte sur de la nube, [164] y parece que la formación de estrellas aún continúa en la región. [165] Otro sitio de formación estelar es el complejo Westerhout 40, que consta de una región HII prominente adyacente a una nube molecular. [166] Ubicada a unos 500 pársecs de distancia, [167] es una de las regiones masivas de formación estelar más cercanas, pero como la nube molecular oscurece la región HII, haciendo que ella y su cúmulo incrustado sean difíciles de ver visiblemente, no es tan bueno. -estudió como los demás. [168] El cúmulo incrustado probablemente contiene más de 600 estrellas por encima de 0,1 masas solares, [169] con varias estrellas masivas, incluida al menos una estrella de tipo O, que son responsables de iluminar la región HII y la producción de una burbuja . [167]
A pesar de la presencia de la Vía Láctea, en Serpens Cauda también son visibles varias galaxias activas, como PDS 456, que se encuentra cerca de Xi Serpentis. [170] Se ha descubierto que esta AGN , la galaxia activa cercana más intrínsecamente luminosa, es extremadamente variable en el espectro de rayos X. Esto ha permitido arrojar luz sobre la naturaleza del agujero negro supermasivo en el centro, probablemente un agujero negro de Kerr . [171] Es posible que el cuásar esté atravesando una transición de una galaxia infrarroja ultraluminosa a un cuásar radiosilencioso clásico, pero hay problemas con esta teoría, y el objeto parece ser un objeto excepcional que no se encuentra completamente dentro de los límites actuales. sistemas de clasificación. [170] Cerca se encuentra NRAO 530, un blazar que se sabe que ocasionalmente brilla en rayos X. Una de estas llamaradas duró menos de 2000 segundos, lo que la convierte en la llamarada más corta jamás observada en un blazar hasta 2004. [172] El blazar también parece mostrar variabilidad periódica en su emisión de ondas de radio durante dos períodos diferentes de seis y diez años. . [173]
Lluvias de meteoritos
Hay dos lluvias de meteoritos diurnas que irradian desde Serpens, las Serpientes Omega y las Serpientes Sigma. Ambas lluvias alcanzan su punto máximo entre el 18 y el 25 de diciembre. [174]
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enlaces externos
La guía fotográfica profunda de las constelaciones: Serpens (Caput)
Las Serpens (Caput) en las que se puede hacer clic
Medios relacionados con Serpens en Wikimedia Commons
Base de datos iconográfica del Instituto Warburg (imágenes medievales y modernas de Serpens); Se puede encontrar más en Serpentarius.
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