Osa Mayor
La Osa Mayor Ursa Maior | ||
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Carta celeste de la constelación de la Osa Mayor en la que aparecen sus principales estrellas. | ||
Nomenclatura | ||
Nombre en español | La Osa Mayor | |
Nombre en latín | Ursa Maior | |
Genitivo | Ursae Maioris | |
Abreviatura | UMa | |
Descripción | ||
Introducida por | Conocida desde la Antigüedad | |
Superficie |
1279.7 grados cuadrados 3.102 % (posición 3) | |
Ascensión recta |
Entre 8 h 8.52 m y 14 h 29.00 m | |
Declinación | Entre 28.30° y 73.14° | |
Visibilidad |
Completa: Entre 16° S y 90° N Parcial: Entre 62° S y 16° S | |
Número de estrellas | 209 (mv < 6,5) | |
Estrella más brillante | Alioth(mv1.77) | |
Objetos Messier | 7 | |
Objetos NGC | 439 | |
Objetos Caldwell | Ninguno | |
Lluvias de meteoros | 4 lluvias | |
Constelaciones colindantes | 7 constelaciones | |
Mejor mes para ver la constelación Hora local: 21:00 | ||
Mes | Abril | |
LaOsa Mayor(en latín,Ursa Maior;abreviado,UMa), también conocida como el Carro Mayor, es unaconstelaciónvisible durante todo el año en elhemisferionorte. Entre los aficionados se le conoce con el nombre de «el carro» o «el cazo», por la forma que dibujan sus siete estrellas principales, aunque ha recibido otros nombres.
Características destacables
[editar]Las principalesestrellasde «el cazo», exceptoDubheyAlkaid,tienen unmovimiento propiocomún hacia un punto de la constelación deSagitario,formando parte de la llamadaasociación estelar de la Osa Mayor.La más brillante entre ellas esAlioth(ε Ursae Majoris), situada en la cola de la osa, distante 81años luzde laTierra.Es una estrella blanca detipo espectralA1III-IVpkB9[1] 108 veces másluminosaque elSoly unaestrella Apquímicamente peculiar,la más brillante de su clase. Suespectrode luz es atípico, mostrando ciertoselementos químicosrealzados o disminuidos, que además cambian con gran regularidad con larotaciónde la estrella.[2] Se cree que forma unsistema binariocon unaenana marróncuya masa es igual o mayor a 14.7 veces la masa deJúpiter.[3]
La segunda estrella más brillante de la constelación esDubhe(α Ursae Majoris), unsistema estelardonde destaca labinariaformada por unagiganteamarillo-naranja de tipo G9III y una estrella blanco-amarilla desecuencia principalde tipo A7.5[4] cuyoperíodo orbitales de 44.5 años.[5] Separada visualmente 7.1 segundos de arco se localiza unaenana amarillaque es, a su vez, unabinaria espectroscópica.En conjunto forman un sistema estelar cuádruple.[6] Le sigue en brilloη Ursae Majoris,oficialmente llamadaAlkaid[7] y conocida también comoBenetnasch,una estrella blanco-azulada de lasecuencia principaldetipo espectralB3V[8] con unatemperatura efectivade 17 000K.[9]
Mizar(ζ Ursae Majoris) yAlcor(80 Ursae Majoris) forman una de lasestrellas doblesmás conocidas del firmamento nocturno. Por una parte, Mizar es un sistema estelar cuádruple formado por dos binarias separadas al menos 500ua;adicionalmente, cada una de ellas es una binaria espectroscópica. Las cuatro componentes sonestrellas blancas de la secuencia principal.[10] Por otra parte, Alcor es una estrella de tipo A5V —y a su vez una estrella binaria— que sí parece estar vinculada físicamente con el sistema Mizar, si bien la separación entre Mirak y Alcor se estima en unas 74 000 ua.[11] Otras tres de las estrellas más brillantes de la constelación,Merak(β Ursae Majoris),Phecda(γ Ursae Majoris) yMegrez(δ Ursae Majoris), son también estrellas blancas de la secuencia principal, de tipo A1V,[12] A0V[13] y A2Vn[14] respectivamente. Phecda tiene como acompañante unaenana naranjacuyo período orbital es de 20.5 años.[15]
En la Osa Mayor también se pueden observar variasgigantes rojasbrillantes.μ Ursae Majoris,llamadaTania Australis,[7] tiene tipo espectral M0III y es una binaria espectroscópica.[16] Por su parte,ρ Ursae Majorises una estrella de larama asintótica gigantede tipo M3III; tiene una temperatura superficial de 3279K[17] y un radio 59 veces más grande que el del Sol. Otra gigante de tipo M2III es83 Ursae Majoris,cuyo radio —calculado a partir de la medida de sudiámetro angular—[18] es 78 veces más grande que elradio solar.
Entre lasvariablesde la Osa Mayor destacaW Ursae Majoris,cuya variabilidad fue detectada por primera vez por Muller y Kempf en 1903.[19] Es unabinaria eclipsante de contactocuyas componentes comparten una capa exterior común, por lo que ambas estrellas tienen el mismo tipo espectral, G2Vn.[20] La órbita del sistema es circular con un período orbital de solo 0.3336 días, u ocho horas y 23 segundos.[21] Es el prototipo de esta clase de variables, conocidas comovariables W Ursae Majoris.[19] Otra variable de este tipo en la constelación esAW Ursae Majoris,siendo su período ligeramente mayor, 0,4387 días.[22] Por otra parte, la variableZ Ursae Majorises una gigante roja cuyaperiodicidad semirregulares el resultado de varios períodos de pulsación diferentes dentro de la estrella.[23] De muy distintas características esSU Ursae Majoris,unanova enanadentro del grupo de lasvariables cataclísmicas.[24]
En esta constelación se encuentran variasenanas amarillasanálogas al Sol.61 Ursae Majorises una estrella de tipo G8V, más fría y de menor tamaño que el Sol, situada a 31.1 años luz.[25] Algo más alejada —a 41.9 años luz—,36 Ursae Majorises una estrella de tipo F8V con unatemperatura efectivade 6110K;[26] se ha señalado la posible presencia de una tenueenana rojaoenana marrónalrededor de ella en una órbita muyexcéntrica(ε = 0.8).[27]47 Ursae Majoris—denominadaChalawanpor laIAU—[7] es una estrella de tipo G1V[28] donde se han descubierto tresplanetas extrasolaresa 2.1, 7.7 y 11.6 ua de la estrella. De tipo espectral G0V,16 Ursae Majorises una estrella más vieja que el Sol con una compañera estelar que tiene un período orbital de 16.23 días.[29]HD 89744es una estrella blanco-amarilla de tipo F7V con dos planetas orbitando en torno a ella, con períodos orbitales de 257 y 6974 días respectivamente.[30][31] Un planeta notable esHD 80606 b,que orbita en torno a una estrella de tipo G5V; este planeta se caracteriza por ser el exoplaneta con mayorexcentricidad(ε = 0.932) descubierto hasta la fecha, variando su temperatura de 800 K a 1500 K en solo 6 horas.[32] Por último,HD 98618es ungemelo solarcuyos parámetros detemperatura,metalicidady edad son casi indistinguibles de los solares. Suluminosidades levemente superior a laluminosidad solar,aproximadamente un 6 % mayor.[33]
Lalande 21185,la cuarta estrella más próxima alsistema solar—a 8.31 años luz—, se encuentra en esta constelación. Es unaenana rojatenue de tipo M2.0V con una luminosidad equivalente al 2 % de laluminosidad solary unametalicidad—abundancia relativa de elementos más pesados que elhelio— igual al 52 % de la solar.[34] A 0.079 ua de ella orbita unplaneta extrasolarcuya masa es, al menos, 2.69 veces mayor que la de la Tierra;[35] la presencia de un segundo planeta, con una masa al menos 14 veces mayor que la de la Tierra, fue confirmada en 2021.[36] Igualmente, en torno a la enana rojaHIP 57050se han descubierto dos planetas, que orbitan a 0.17 y 0.91 ua.[37] Otro sistema estelar cercano a nosotros esGliese 412,compuesto por dos enanas rojas de desigual masa separadas entre sí aproximadamente 140 ua; la más tenue es unaestrella fulguranteque recibe el nombre, en cuanto avariable,deWX Ursae Majoris.[38]Groombridge 1618,distante 3 años luz de Gliese 412 y 15.9 años luz del sistema solar, es unaenana naranjade tipo K7V y 3947Kde temperatura[39] cuya luminosidad corresponde al 4.6 % de la que tiene el Sol. Por otra parte, en la Osa Mayor se encuentra la tercera estrella con un mayormovimiento propio,Groombridge 1830.Es unaestrella subenanadelhalo galáctico[40] cuya metalicidad equivale al 9 % de la que tiene el Sol.[41]
Otro objeto de interés en la constelación esM97onebulosa del Búho,unanebulosa planetariasituada a unos 2900 años luz.[42] Es una nebulosa muy compleja cuya edad estimada es de 8000 años. Su estrella central, una enana blanca, tiene una masa comprendida entre 0.55 y 0.60 masas solares[43] y una temperatura de 94 000 K.[44]
Por otra parte, en la Osa Mayor se encuentran variasgalaxiasnotables.M81,conocida comogalaxia de Bode,es unagalaxia espiraldistante 11.8 millones deaños luz,[45] una de las más cercanas más allá delGrupo Local.Posiblemente sea la galaxia más importante de laagrupación galáctica de M81.[46] Una únicasupernovaha sido detectada en M81; bautizada comoSN 1993J,fue unasupernova de tipo IIdescubierta el 28 de marzo de 1993 en España por F. García.[47] Por el contrario,M82,llamadagalaxia del Cigarro,es unagalaxia irregularprototipo degalaxia con brote estelar,caracterizada por una elevada tasa deformación estelaren su centro, cuyo origen parece deberse a la interacción gravitatoria con la galaxia de Bode hace entre 200 y 500 millones de años.[48][49]
Otra galaxia prominente esM101,una de las galaxias más grandes en la vecindad del Grupo Local con un diámetro de más del doble que el de laVía Láctea;se caracteriza tanto por su riqueza engaspara formar nuevas estrellas como por su elevado número deregiones H II.Contiene 1000 millones de estrellas, diez veces más que nuestra galaxia,[50] y se piensa que hace 200 millones de años tuvo un encuentro cercano conNGC 5474.[51] M108yM109son también galaxias espirales más alejadas —a 31 y 85 millones de años luz respectivamente—,[52] la segunda de ellas catalogada comoespiral barradade tipo «theta», observándose como un punto brumoso.[53]
NGC 2787es unagalaxia lenticulardistante 24 millones de años luz[54] que tiene una región nuclear con líneas de emisión de baja ionización (LINER). Asimismo,NGC 3079yNGC 3310son sendasgalaxias con brote estelarcuya tasa de formación estelar es muy superior al de una galaxia normal. Eltelescopio espacial Hubbleha permitido observar como en el núcleo de NGC 3079 existe una burbuja grumosa de gas caliente que se eleva desde una caldera de materia incandescente.[55] Por su parte, NGC 3310 contiene varios cientos decúmulos estelares,pudiendo cada uno de ellos dar lugar al nacimiento de hasta un millón de estrellas.[56]
Por último, es también interesante la galaxiaI Zwicky 18,de la que en un principio se pensó que era la galaxia más joven de nuestro entorno con una edad de 500 millones de años;[57] sin embargo, posteriores observaciones con el telescopio Hubble sugieren que su formación estelar comenzó hace al menos mil millones de años e incluso hace diez mil millones de años. Por lo tanto, parece haberse formado al mismo tiempo que el resto de las galaxias.[58]
Estrellas principales
[editar]- α Ursae Majoris(Dubhe), la segundaestrellamás brillante de laconstelaciónconmagnitud1.81, unsistema estelar múltiplea 124años luzde distancia.
- β Ursae Majoris(Merak), de magnitud 2.34, es solo la quinta estrella en brillo, y, junto con Dubhe, señala la dirección dePolaris(α Ursae Minoris), laestrella polar.
- γ Ursae Majoris(Phecda,PhekdaoPhad), estrella blanca de magnitud 2.41, a 84 años luz.
- δ Ursae Majoris(Megrez), estrella blanca de magnitud 3.32.
- ε Ursae Majoris(Alioth), la más brillante de la constelación con magnitud 1.76, es unaestrella Apquímicamente peculiar, la más brillante de esta clase. Es unavariable Alfa2 Canum Venaticorumcuyo brillo fluctúa 0.02 magnitudes.
- ζ Ursae Majoris(Mizar), con magnitud 2.23, es unaestrella dobleóptica famosa junto aAlcor,separadas ambas 12minutos de arco.No obstante, Mizar es unaestrella binariareal, con sus componentes separadas 14segundos de arco.
- η Ursae Majoris(BenetnaschoAlkaid), la tercera más brillante de la constelación con magnitud 1.85, una estrella blanco-azulada.
- θ Ursae Majoris,estrella doble cuyas componentes están separadas 4.1 segundos de arco. La estrella principal es unabinaria espectroscópica.
- ι Ursae Majoris(Talitha Borealis), sistema estelar múltiple de magnitud 3.12, a 48 años luz de distancia.
- κ Ursae Majoris(Talitha Australis),estrella binariade magnitud 3.6 compuesta por dos estrellas blancas separadas 0.3 segundos de arco.
- λ Ursae Majors(Tania Borealis), estrellasubgiganteblanca de magnitud 3.45 con un posibledisco circunestelara su alrededor.
- μ Ursae Majoris(Tania Australis),gigante rojayvariable semirregularde magnitud 3.06.
- ν Ursae Majoris(Alula Borealis), estrella binaria compuesta por unagigante naranjade magnitud 3.49 y unaenana amarillade magnitud 10.1, separadas 7.4 segundos de arco.
- ξ Ursae Majoris(Alula Australis), de magnitud 3.79,estrella múltiplecon cuatro o cinco componentes a 27.3 años luz.
- ο Ursae Majoris(Muscida),giganteamarilla yestrella variableentre magnitud 3.36 y 3.6.
- π Ursae Majoris,denominaciónutilizada para dos estrellas distintas:π1Ursae Majoris,enana amarilla a 46.8 años luz, yπ2Ursae Majoris,estrella gigante con unplaneta extrasolar.
- ρ Ursae Majoris,gigante roja de magnitud 4.78.
- υ Ursae Majoris,variable Delta Scutide magnitud media +3.80.
- φ Ursae Majoris,binaria compuesta por dos subgigantes blancas.
- χ Ursae Majoris(Al Kaphrah),gigante naranjade magnitud 3.71.
- ψ Ursae Majoris,también gigante naranja de magnitud 3.01.
- W Ursae Majoris,binaria de contactodonde ambas estrellas comparten las capas exteriores. Da nombre a un tipo devariables(variables W Ursae Majoris).
- AW Ursae Majoris,también binaria de contacto, en donde la componente primaria es diez veces más masiva que la secundaria.
- IQ Ursae Majoris(83 Ursae Majoris), gigante roja y variable semirregular.
- 2 Ursae Majoris,estrella Amblanca de magnitud 5.46.
- 15 Leonis Minoris,es una enana amarilla que, pese a sudenominación de Flamsteed,se encuentra en los límites de la Osa Mayor.
- 16 Ursae Majoris(c Ursae Majoris),sistema binariode magnitud 5.20 cuya componente principal es una enana amarilla.
- 23 Ursae Majoris,estrella binaria de magnitud 3.65 compuesta por una estrella blanco-amarilla y unaenana naranja.
- 24 Ursae Majoris(DK Ursae Majoris), gigante o subgigante amarilla ligeramente variable.
- 47 Ursae Majoris,análogo solarcon tres planetas extrasolares (47 Ursae Majoris b,cyd).
- 36 Ursae Majorisy61 Ursae Majoris,enanas amarillas a 41.9 y 31.1 años luz respectivamente.
- 55 Ursae Majoris,sistema triplecuyas tres componentes son estrellas blancas.
- 78 Ursae Majoris,sistema binario que también forma parte de laAsociación estelar de la Osa Mayor.
- 80 Ursae Majoris(Alcor), de magnitud 3.99; el poderresolverlaasimple vistadeMizarconstituye un ejercicio habitual deagudeza visual.
- HD 98618,estrella con características casi idénticas al Sol, considerada ungemelo solar.
- HD 89744,estrella blanco-amarilla de la secuencia principal con dos planetas enórbita.
- Lalande 21185,enana rojade brillo tenue, la cuarta estrella más cercana alsistema solara 8.29 años luz.
- Groombridge 1830,estrella subenanaamarilla con un altomovimiento propio.
- Groombridge 1618,enana naranja yestrella fulgurantea 15.89 años luz.
- HR 5256(HD 122064), enana naranja solitaria distante 33 años luz.
- Gliese 412(WX Ursae Majoris) es unaestrella binaria cercanacompuesta por dos enanas rojas.
- Gliese 450eHIP 57050,enanas rojas a 28 y 36 años luz respectivamente; la segunda de ellas tiene dos planetas extrasolares.
- G 196-3,sistema binario constituido por una enana roja y unaenana marrón.
- Sidus Ludoviciana(HD 116798) es una estrella de octava magnitud visible en el campo ocular de Mizar-Alcor que una vez fue confundida con un nuevo planeta, está situada a 393 años luz.
Objetos de cielo profundo
[editar]Con pequeñostelescopiosse pueden ver hasta 50galaxiasen la Osa Mayor. Como objetos de mayor interés, cabe destacar:
- M81oGalaxia de Bode,la más prominente delGrupo de M81.En 1993, unasupernovade tipo II (SN 1993J) tuvo lugar en esta galaxia, siendo descubierta por el astrónomo español aficionado Francisco García Díaz.[59]
- M82(Galaxia del Cigarro), localizada encima de la cabeza de la osa;galaxia irregular,es el mejor ejemplo degalaxia con brote estelar.
- M97oNebulosa del Búho,uno de los objetos más tenues delcatálogo Messier.Es unanebulosa planetariacuya estrella central tiene magnitud 16.
- Galaxia del Molinete(M101), visible de frente. Una de las más grandes en el entorno de la Vía Láctea, es la más brillante de laagrupación galácticaque lleva su nombre,Grupo de M101.
- Galaxia espiral M108,situada 1.5º al sureste deMerak(β Ursae Majoris). Desde la Tierra, aparece prácticamente de perfil.
- Galaxia espiralM109,situada 36minutos de arcoal sureste dePhecda(γ Ursae Majoris). Forma parte de un gran grupo de galaxias (Grupo M109) del que forman parteNGC 3949,NGC 3953,NGC 3982,NGC 4088entre otras.
- NGC 2841,NGC 3079,NGC 3184,NGC 3310,NGC 4051yNGC 4013,todas ellas galaxias espirales.
- NGC 3077,galaxia elíptica47 minutos de arco al este de M81.
- NGC 2685,galaxia lenticularcon un anillo de estrellas y gas perpendicular a ella.
- Galaxia enanaI Zwicky 18,galaxia irregularcompuesta casi exclusivamente porhidrógenoyhelio;inicialmente fue considerada la galaxia más joven de nuestro entorno.
- Abell 28,nebulosa planetariade bajobrillo superficial.
- Campo Profundo del Hubble,imagen de una pequeña región en la constelación, basada en los resultados de una serie de observaciones con eltelescopio espacial Hubble.
Mitología y ficción
[editar]La constelación de Osa Mayor ha recibido diferentes nombres a lo largo de la Historia en función de las imágenes que la imaginación del ser humano ha visto en ella. Por ejemplo losárabesveían una caravana, losnativos americanosdel Norte un cucharón o losromanosbueyes de tiro.
Otras muchas civilizaciones han visto en su forma un oso. Lamitología griegaconsideraba que Osa Mayor era la osa en la que había sido convertidaCalistoporArtemisatras haber sido seducida porZeus.Homero menciona la Osa en el Canto V de laOdisea(hacia el sigloVIIIa. C.), en el queUlisesintenta en vano guiarse por ella para regresar aÍtaca,su tierra. Ya en ese momento se conocía esta constelación con el sobrenombre deCarro[60] según indica el mismo autor, apelativo que continúa vigente hoy día en varios idiomas. El folclor japónes llama Hokuto al carro o cazo que forman las siete estrellas principales.
Una de las pocas estrellas mencionadas en laBiblia(Job 9:9; 38:32 –Orióny lasPléyadesson las otras), Osa Mayor fue imaginada también como un oso por loshebreosy la mayoría de los norteamericanos. Sin embargo, como los osos no tienen colas largas, ellos consideraron aAlioth,MizaryAlkaidcomo tres cachorros que siguen a su madre o a tres cazadores. («El Oso» fue traducido mal como «Arcturus» en laVulgatay el error persistió en laBiblia del rey Jacobo.Las traducciones posteriores han corregido esto).
La Osa Mayor forma parte de lacosmogoníaficticia creada por elescritorbritánicoJ. R. R. Tolkienpara ambientar las historias de sulegendarium.En estas historias el Carro toma el nombre deValacirca(que enquenyasignifica ‘la hoz de los valar’).El Silmarillionnarra cómo fue puesta en elfirmamentoporVardacuando rehizo las estrellas.
Notas y referencias
[editar]- ↑V* eps UMa -- Variable Star of Alpha 2 CVn type(SIMBAD)
- ↑Alioth (Stars, Jim Kaler)
- ↑Sokolov, N. A. (2008), «Radial velocity study of the chemically peculiar star ɛ Ursae Majoris»,Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters385(1): L1-L4,Bibcode:2008MNRAS.385L...1S,S2CID17104356,arXiv:0904.3562,doi:10.1111/j.1745-3933.2008.00419.x..
- ↑alf UMa -- Spectroscopic binary(SIMBAD)
- ↑Gray, David F. (2018). «Spectroscopy of the K0 Binary Giant α UMa».The Astrophysical Journal869(1): 14.Bibcode:2018ApJ...869...81G.S2CID125789271.doi:10.3847/1538-4357/aae9e6.81.
- ↑Eggleton, P. P.; Tokovinin, A. A. (2008). «A catalogue of multiplicity among bright stellar systems».Monthly Notices of the Royal Astronomical Society389(2): 869-879.Bibcode:2008MNRAS.389..869E.S2CID14878976.arXiv:0806.2878.doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x.
- ↑abc«Naming stars (IAU)».Consultado el 5 de abril de 2021.
- ↑eta UMa -- High proper-motion Star(SIMBAD)
- ↑Gordon, Kathryn D.; Gies, Douglas R.; Schaefer, Gail H.; Huber, Daniel; Ireland, Michael (2019).«Angular Sizes, Radii, and Effective Temperatures of B-type Stars from Optical Interferometry with the CHARA Array».The Astrophysical Journal873(1): 91.Bibcode:2019ApJ...873...91G.S2CID125181833.doi:10.3847/1538-4357/ab04b2.
- ↑Mizar (Stars, Jim Kaler)
- ↑Mamajek, Eric E.; Kenworthy, Matthew A.; Hinz, Philip M.; Meyer, Michael R. (2010). «Discovery of a Faint Companion to Alcor Using MMT/AO 5 μm Imaging».The Astronomical Journal139(3): 919-925.Bibcode:2010AJ....139..919M.S2CID51834159.arXiv:0911.5028.doi:10.1088/0004-6256/139/3/919.
- ↑* bet UMa -- High Proper Motion Star(SIMBAD)
- ↑Name Phecda - Emission-line Star(SIMBAD)
- ↑* del UMa -- High Proper Motion Star(SIMBAD)
- ↑Gontcharov, G.A.; Kiyaeva, O.V. (2010). «Photocentric orbits from a direct combination of ground-based astrometry with Hipparcos II. Preliminary orbits for six astrometric binaries».New Astronomy15(3): 324-331.Bibcode:2010NewA...15..324G.S2CID119252073.arXiv:1606.08182.doi:10.1016/j.newast.2009.09.006.
- ↑Mu Ursae Majoris(SIMBAD)
- ↑Dyck, H. M.; van Belle, G. T.; Thompson, R. R. (1998).«Radii and Effective Temperatures for K and M Giants and Supergiants. II.».The Astronomical Journal116(2).pp. 981-986.
- ↑Cruzalèbes, P.; Petrov, R. G.; Robbe-Dubois, S.; Varga, J.; Burtscher, L.; Allouche, F.; Berio, P.; Hofmann, K. -H.; Hron, J.; Jaffe, W.; Lagarde, S.; Lopez, B.; Matter, A.; Meilland, A.; Meisenheimer, K.; Millour, F.; Schertl, D. (2019).«A catalogue of stellar diameters and fluxes for mid-infrared interferometry».Monthly Notices of the Royal Astronomical Society490(3): 3158-3176.
- ↑ab«W Ursae Majoris».AAVSO.Consultado el 11 de abril de 2021.
- ↑V* W UMa -- Eclipsing binary(SIMBAD)
- ↑Bilir, S.et al.(2005), «Kinematics of W Ursae Majoris type binaries and evidence of the two types of formation»,Monthly Notices of the Royal Astronomical Society357(2): 497-517,Bibcode:2005MNRAS.357..497B,arXiv:astro-ph/0411291,doi:10.1111/j.1365-2966.2005.08609.x.
- ↑Paczyński, B.; Sienkiewicz, R.; Szczygieł, D. M. (2007).«A model of AW UMa».Monthly Notices of the Royal Astronomical Society378(3).pp. 961-965.
- ↑«Z Ursae Majoris».AAVSO.Consultado el 11 de abril de 2021.
- ↑«SU Ursae Majoris».AAVSO.Consultado el 11 de abril de 2021.
- ↑61 Ursae Majoris(SIMBAD)
- ↑Nordström, B.; Mayor, M.; Andersen, J.; Holmberg, J.; Pont, F.; Jørgensen, B. R.; Olsen, E. H.; Udry, S.; Mowlavi, N. (2004).«The Geneva-Copenhagen survey of the Solar neighbourhood. Ages, metallicities, and kinematic properties of ˜14 000 F and G dwarfs».Astronomy and Astrophysics418.pp. 989-1019.
- ↑Lippincott, S. L. (1983).«An unseen companion to 36 Ursae Majoris A from analysis of plates taken with the Sproul 61-CM refractor».Publications of the Astronomical Society of the Pacific.pp. 775-777.
- ↑47 Ursae Majoris(SIMBAD)
- ↑Pourbaix, D.; Tokovinin, A. A.; Batten, A. H.; Fekel, F. C.; Hartkopf, W. I.; Levato, H.; Morrell, N. I.; Torres, G.; Udry, S. (2004).«SB9:The ninth catalogue of spectroscopic binary orbits».Astronomy and Astrophysics424.pp. 727-732.
- ↑Wittenmyer, Robert A.; Endl, Michaelet al.(2007). «Dynamical and Observational Constraints on Additional Planets in Highly Eccentric Planetary Systems».The Astronomical Journal134(3): 1276-1284.Bibcode:2007AJ....134.1276W.arXiv:0706.1962.doi:10.1086/520880.
- ↑Wittenmyer, Robert A.; Clark, Jake T.et al.(2019). «Truly eccentric – I. Revisiting eight single-eccentric planetary systems».Monthly Notices of the Royal Astronomical Society484(4): 5859-5867.Bibcode:2019MNRAS.484.5859W.arXiv:1901.08471.doi:10.1093/mnras/stz290.
- ↑Laughlin, G. (2009). «Rapid heating of the atmosphere of an extrasolar planet».Nature457(7229): 562-564.Bibcode:2009Natur.457..562L.PMID19177124.S2CID4321053.doi:10.1038/nature07649.
- ↑Meléndez, J.et al.(2006). «HD 98618: A Star Closely Resembling Our Sun».The Astrophysical Journal641(2): L133-L136.Bibcode:2006ApJ...641L.133M.S2CID17479387.arXiv:astro-ph/0603219.doi:10.1086/503898.
- ↑Rojas-Ayala, Bárbara; Covey, Kevin R.; Muirhead, Philip S.; Lloyd, James P. (2012).«Metallicity and Temperature Indicators in M Dwarf K-band Spectra: Testing New and Updated Calibrations with Observations of 133 Solar Neighborhood M Dwarfs».The Astrophysical Journal748(2).id. 93.
- ↑Díaz, R. F.et al.(2019). «The SOPHIE search for northern extrasolar planets. XIV. A temperate ($T_\mathrm{eq}\sim 300$ K) super-earth around the nearby star Gliese 411».Astronomy and Astrophysics.A17: 625.arXiv:1902.06004.doi:10.1051/0004-6361/201935019.
- ↑Hurt, Spencer A.; Fulton, Benjamin; Isaacson, Howard; Rosenthal, Lee J.; Howard, Andrew W.; Weiss, Lauren M.; Petigura, Erik A. (2021), «Confirmation of the Long-Period Planet Orbiting Gliese 411 and the Detection of a New Planet Candidate»,The Astronomical Journal163(5): 218,Bibcode:2022AJ....163..218H,S2CID236134034,arXiv:2107.09087,doi:10.3847/1538-3881/ac5c47.
- ↑Trifonov, T.et al.(2018).«The CARMENES search for exoplanets around M dwarfs. First visual-channel radial-velocity measurements and orbital parameter updates of seven M-dwarf planetary systems».Astronomy and Astrophysics609.A117.Bibcode:2018A&A...609A.117T.arXiv:1710.01595.doi:10.1051/0004-6361/201731442.
- ↑WX Ursae Majoris - Flare Star(SIMBAD)
- ↑Wu, Yue; Singh, H. P.; Prugniel, P.; Gupta, R.; Koleva, M. (2011).«Coudé-feed stellar spectral library - atmospheric parameters».Astronomy and Astrophysics525.A71.
- ↑Groombridge 1830 (Solstation)
- ↑Soubiran, C.; Bienaymé, O.; Mishenina, T. V.; Kovtyukh, V. V. (2008). «Vertical distribution of Galactic disk stars. IV. AMR and AVR from clump giants».Astronomy and Astrophysics480(1): 91-101.Bibcode:2008A&A...480...91S.arXiv:0712.1370.doi:10.1051/0004-6361:20078788.
- ↑Kimeswenger, S.; Barría, D. (2018).«Planetary nebula distances in Gaia DR2».Astronomy and Astrophysics616(L2): 4 pp.Consultado el 21 de abril de 2021.
- ↑Cuesta, L.; Phillips, J. P. (2000), «Excitation and Density Mapping of NGC 3587»,The Astrophysical Journal120(5): 2661-2669,Bibcode:2000AJ....120.2661C,doi:10.1086/316800..
- ↑Weidmann, W.A.et al.(2020).«Catalogue of the central stars of planetary nebulae. Expanded edition».Astronomy and Astrophysics640(A10): 17 pp.Consultado el 12 de marzo de 2024.
- ↑Freedman, Wendy (1994).«The Hubble Space Telescope Extragalactic Distance Scale Project. I. The Discovery of Cepheids and a New Distance to M81».The Astrophysical Journal427(June): 628-655.Bibcode:1994ApJ...427..628F.doi:10.1086/174172.
- ↑ Karachentsev, I. D. (2005). «The Local Group and Other Neighboring Galaxy Groups».The Astronomical Journal129(1): 178-188.Bibcode:2005AJ....129..178K.S2CID119385141.arXiv:astro-ph/0410065.doi:10.1086/426368.
- ↑ Ripero, J.; Garcia, F.; Rodriguez, D.; Pujol, P.; Filippenko, A. V.; Treffers, R. R.; Paik, Y.; Davis, M.; Schlegel, D.; Hartwick, F. D. A.; Balam, D. D.; Zurek, D.; Robb, R. M.; Garnavich, P.; Hong, B. A. (1993). «Supernova 1993J in NGC 3031».IAU Circular5731:1.Bibcode:1993IAUC.5731....1R.
- ↑«APOD: 25 de marzo de 2008 - Galaxy Wars: M81 versus M82».Consultado el 2009.
- ↑ Barker, S.; de Grijs, R.; Cerviño, M. (2008). «Star cluster versus field star formation in the nucleus of the prototype starburst galaxy M 82».Astronomy and Astrophysics484(3): 711-720.Bibcode:2008A&A...484..711B.arXiv:0804.1913.doi:10.1051/0004-6361:200809653.
- ↑Plait, Phil (28 de febrero de 2006).«Hubble delivers again: M101».Slate.ISSN1091-2339.Consultado el 4 de mayo de 2018.
- ↑Linden, Sean T.; Mihos, J. Christopher (2022).«A Dynamical Model of the M101/NGC 5474 Encounter».The Astrophysical Journal Letters933(2): 6 pp.Consultado el 29 de febrero de 2024.
- ↑Tully, R. Brentet al.(2016), «Cosmicflows-3»,The Astronomical Journal152(2): 21,Bibcode:2016AJ....152...50T,S2CID250737862,arXiv:1605.01765,doi:10.3847/0004-6256/152/2/50,50..
- ↑«Messier 109».SEDS.org.Consultado el 6 de abril de 2020.
- ↑J. L. Tonry; A. Dressler; J. P. Blakeslee; E. A. Ajharet al.(2001). «The SBF Survey of Galaxy Distances. IV. SBF Magnitudes, Colors, and Distances».The Astrophysical Journal546(2): 681-693.Bibcode:2001ApJ...546..681T.arXiv:astro-ph/0011223.doi:10.1086/318301.
- ↑Burst of Star Formation Drives Bubble in Galaxy's Core. Hubblesite (2001)
- ↑«A Galaxy Blazes With Star Formation».Space Daily.13 de febrero de 2001.Consultado el 1 de septiembre de 2020.
- ↑«Hubble Uncovers a Baby Galaxy in a Grown-Up Universe».NASA.1 de diciembre de 2004.
- ↑«Hubble shows 'baby' galaxy is not so young after all».Hubblesite:NASA.16 de octubre de 2007.Consultado el 24 de marzo de 2015.
- ↑«Messier 81».SEDS.org.Consultado el 6 de abril de 2020.
- ↑Carro: ἄμαξα.
Véase también
[editar]Enlaces externos
[editar]- Wikimedia Commonsalberga una categoría multimedia sobrela Osa Mayor.
- ERATÓSTENES:Catasterismos(Καταστερισμοί).
- 1: Osa Mayor (Ἄρκτος ἡ μηγάλη;Ursa Major) o Carro Mayor:Calisto.
- Texto españolen elsitiode laUniversidad de Cantabria.
- Texto latinoenGoogle Books;facsímilelectrónico.
- Texto griegoenInternet Archive;facsímil electrónico.
- Texto latinoenGoogle Books;facsímilelectrónico.
- Texto españolen elsitiode laUniversidad de Cantabria.
- 1: Osa Mayor (Ἄρκτος ἡ μηγάλη;Ursa Major) o Carro Mayor:Calisto.
- HIGINO:Astronomía poética(Astronomica).
- 1:Osa Mayor:Calisto.
- Texto inglésen elsitioTheoi; trad. de 1960 de Mary Grant.
- 1:Osa Mayor:Calisto.