[go: up one dir, main page]
Ir al contenido

Osa Mayor

De Wikipedia, la enciclopedia libre
La Osa Mayor
Ursa Maior

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 (mv 1.77)
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
[editar datos en Wikidata]

La Osa Mayor (en latín, Ursa Maior; abreviado, UMa), también conocida como el Carro Mayor, es una constelación visible durante todo el año en el hemisferio norte. 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]
Constelación Osa Mayor, AlltheSky.com

Las principales estrellas de «el cazo», excepto Dubhe y Alkaid, tienen un movimiento propio común hacia un punto de la constelación de Sagitario, formando parte de la llamada asociación estelar de la Osa Mayor. La más brillante entre ellas es Alioth (ε Ursae Majoris), situada en la cola de la osa, distante 81 años luz de la Tierra. Es una estrella blanca de tipo espectral A1III-IVpkB9 [1]​ 108 veces más luminosa que el Sol y una estrella Ap químicamente peculiar, la más brillante de su clase. Su espectro de luz es atípico, mostrando ciertos elementos químicos realzados o disminuidos, que además cambian con gran regularidad con la rotación de la estrella.[2]​ Se cree que forma un sistema binario con una enana marrón cuya masa es igual o mayor a 14.7 veces la masa de Júpiter.[3]​

La segunda estrella más brillante de la constelación es Dubhe (α Ursae Majoris), un sistema estelar donde destaca la binaria formada por una gigante amarillo-naranja de tipo G9III y una estrella blanco-amarilla de secuencia principal de tipo A7.5 [4]​ cuyo período orbital es de 44.5 años.[5]​ Separada visualmente 7.1 segundos de arco se localiza una enana amarilla que es, a su vez, una binaria espectroscópica. En conjunto forman un sistema estelar cuádruple.[6]​ Le sigue en brillo η Ursae Majoris, oficialmente llamada Alkaid[7]​ y conocida también como Benetnasch, una estrella blanco-azulada de la secuencia principal de tipo espectral B3V[8]​ con una temperatura efectiva de 17 000 K.[9]​

Mizar (ζ Ursae Majoris) y Alcor (80 Ursae Majoris) forman una de las estrellas dobles más conocidas del firmamento nocturno. Por una parte, Mizar es un sistema estelar cuádruple formado por dos binarias separadas al menos 500 ua; adicionalmente, cada una de ellas es una binaria espectroscópica. Las cuatro componentes son estrellas 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) y Megrez (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 una enana naranja cuyo período orbital es de 20.5 años.[15]​

En la Osa Mayor también se pueden observar varias gigantes rojas brillantes. μ Ursae Majoris, llamada Tania Australis,[7]​ tiene tipo espectral M0III y es una binaria espectroscópica.[16]​ Por su parte, ρ Ursae Majoris es una estrella de la rama asintótica gigante de tipo M3III; tiene una temperatura superficial de 3279 K [17]​ y un radio 59 veces más grande que el del Sol. Otra gigante de tipo M2III es 83 Ursae Majoris, cuyo radio —calculado a partir de la medida de su diámetro angular—[18]​ es 78 veces más grande que el radio solar.

Entre las variables de la Osa Mayor destaca W Ursae Majoris, cuya variabilidad fue detectada por primera vez por Muller y Kempf en 1903.[19]​ Es una binaria eclipsante de contacto cuyas 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 como variables W Ursae Majoris.[19]​ Otra variable de este tipo en la constelación es AW Ursae Majoris, siendo su período ligeramente mayor, 0,4387 días.[22]​ Por otra parte, la variable Z Ursae Majoris es una gigante roja cuya periodicidad semirregular es el resultado de varios períodos de pulsación diferentes dentro de la estrella.[23]​ De muy distintas características es SU Ursae Majoris, una nova enana dentro del grupo de las variables cataclísmicas.[24]​

Órbitas de los planetas en torno a 47 Ursae Majoris

En esta constelación se encuentran varias enanas amarillas análogas al Sol. 61 Ursae Majoris es 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 Majoris es una estrella de tipo F8V con una temperatura efectiva de 6110 K;[26]​ se ha señalado la posible presencia de una tenue enana roja o enana marrón alrededor de ella en una órbita muy excéntrica (ε = 0.8).[27]​ 47 Ursae Majoris —denominada Chalawan por la IAU—[7]​ es una estrella de tipo G1V[28]​ donde se han descubierto tres planetas extrasolares a 2.1, 7.7 y 11.6 ua de la estrella. De tipo espectral G0V, 16 Ursae Majoris es una estrella más vieja que el Sol con una compañera estelar que tiene un período orbital de 16.23 días.[29]​ HD 89744 es 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 es HD 80606 b, que orbita en torno a una estrella de tipo G5V; este planeta se caracteriza por ser el exoplaneta con mayor excentricidad (ε = 0.932) descubierto hasta la fecha, variando su temperatura de 800 K a 1500 K en solo 6 horas.[32]​ Por último, HD 98618 es un gemelo solar cuyos parámetros de temperatura, metalicidad y edad son casi indistinguibles de los solares. Su luminosidad es levemente superior a la luminosidad solar, aproximadamente un 6 % mayor.[33]​

Lalande 21185, la cuarta estrella más próxima al sistema solar —a 8.31 años luz—, se encuentra en esta constelación. Es una enana roja tenue de tipo M2.0V con una luminosidad equivalente al 2 % de la luminosidad solar y una metalicidad —abundancia relativa de elementos más pesados que el helio— igual al 52 % de la solar.[34]​ A 0.079 ua de ella orbita un planeta extrasolar cuya 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 roja HIP 57050 se han descubierto dos planetas, que orbitan a 0.17 y 0.91 ua.[37]​ Otro sistema estelar cercano a nosotros es Gliese 412, compuesto por dos enanas rojas de desigual masa separadas entre sí aproximadamente 140 ua; la más tenue es una estrella fulgurante que recibe el nombre, en cuanto a variable, de WX Ursae Majoris.[38]​ Groombridge 1618, distante 3 años luz de Gliese 412 y 15.9 años luz del sistema solar, es una enana naranja de tipo K7V y 3947 K de 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 mayor movimiento propio, Groombridge 1830. Es una estrella subenana del halo galáctico[40]​ cuya metalicidad equivale al 9 % de la que tiene el Sol.[41]​

Imagen de mosaico de M82 obtenida con el telescopio espacial Hubble

Otro objeto de interés en la constelación es M97 o nebulosa del Búho, una nebulosa planetaria situada 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 varias galaxias notables. M81, conocida como galaxia de Bode, es una galaxia espiral distante 11.8 millones de años luz,[45]​ una de las más cercanas más allá del Grupo Local. Posiblemente sea la galaxia más importante de la agrupación galáctica de M81.[46]​ Una única supernova ha sido detectada en M81; bautizada como SN 1993J, fue una supernova de tipo II descubierta el 28 de marzo de 1993 en España por F. García.[47]​ Por el contrario, M82, llamada galaxia del Cigarro, es una galaxia irregular prototipo de galaxia con brote estelar, caracterizada por una elevada tasa de formación estelar en 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 es M101, una de las galaxias más grandes en la vecindad del Grupo Local con un diámetro de más del doble que el de la Vía Láctea; se caracteriza tanto por su riqueza en gas para formar nuevas estrellas como por su elevado número de regiones 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 con NGC 5474.[51]​ M108 y M109 son también galaxias espirales más alejadas —a 31 y 85 millones de años luz respectivamente—,[52]​ la segunda de ellas catalogada como espiral barrada de tipo «theta», observándose como un punto brumoso.[53]​

Imagen del Hubble de NGC 3079

NGC 2787 es una galaxia lenticular distante 24 millones de años luz[54]​ que tiene una región nuclear con líneas de emisión de baja ionización (LINER). Asimismo, NGC 3079 y NGC 3310 son sendas galaxias con brote estelar cuya tasa de formación estelar es muy superior al de una galaxia normal. El telescopio espacial Hubble ha 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 de cúmulos estelares, pudiendo cada uno de ellos dar lugar al nacimiento de hasta un millón de estrellas.[56]​

Por último, es también interesante la galaxia I 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]
Imagen de la Osa Mayor capturada en Celestia
A partir de la posición de Merak (β) y Dubhe (α) se puede encontrar la estrella polar
Estrella doble Alcor y Mizar
Curva de luz de la variable W Ursae Majoris

Objetos de cielo profundo

[editar]
M81 (Galaxia de Bode). Imagen obtenida por el telescopio espacial Hubble
M101 (Galaxia del Molinete). Imagen obtenida por el telescopio espacial Spitzer

Con pequeños telescopios se pueden ver hasta 50 galaxias en la Osa Mayor. Como objetos de mayor interés, cabe destacar:

Mitología y ficción

[editar]
La Osa Mayor en el catálogo de Hevelius.

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 los árabes veían una caravana, los nativos americanos del Norte un cucharón o los romanos bueyes de tiro.

Otras muchas civilizaciones han visto en su forma un oso. La mitología griega consideraba que Osa Mayor era la osa en la que había sido convertida Calisto por Artemisa tras haber sido seducida por Zeus. Homero menciona la Osa en el Canto V de la Odisea (hacia el siglo VIII a. C.), en el que Ulises intenta en vano guiarse por ella para regresar a Ítaca, su tierra. Ya en ese momento se conocía esta constelación con el sobrenombre de Carro[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 la Biblia (Job 9:9; 38:32 – Orión y las Pléyades son las otras), Osa Mayor fue imaginada también como un oso por los hebreos y la mayoría de los norteamericanos. Sin embargo, como los osos no tienen colas largas, ellos consideraron a Alioth, Mizar y Alkaid como tres cachorros que siguen a su madre o a tres cazadores. («El Oso» fue traducido mal como «Arcturus» en la Vulgata y el error persistió en la Biblia del rey Jacobo. Las traducciones posteriores han corregido esto).

La Osa Mayor forma parte de la cosmogonía ficticia creada por el escritor británico J. R. R. Tolkien para ambientar las historias de su legendarium. En estas historias el Carro toma el nombre de Valacirca (que en quenya significa ‘la hoz de los valar’). El Silmarillion narra cómo fue puesta en el firmamento por Varda cuando rehizo las estrellas.

Notas y referencias

[editar]
  1. ↑ V* eps UMa -- Variable Star of alpha2 CVn type (SIMBAD)
  2. ↑ Alioth (Stars, Jim Kaler)
  3. ↑ Sokolov, N. A. (2008), «Radial velocity study of the chemically peculiar star ɛ Ursae Majoris», Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters 385 (1): L1-L4, Bibcode:2008MNRAS.385L...1S, S2CID 17104356, arXiv:0904.3562, doi:10.1111/j.1745-3933.2008.00419.x. .
  4. ↑ alf UMa -- Spectroscopic binary (SIMBAD)
  5. ↑ Gray, David F. (2018). «Spectroscopy of the K0 Binary Giant α UMa». The Astrophysical Journal 869 (1): 14. Bibcode:2018ApJ...869...81G. S2CID 125789271. doi:10.3847/1538-4357/aae9e6. 81. 
  6. ↑ Eggleton, P. P.; Tokovinin, A. A. (2008). «A catalogue of multiplicity among bright stellar systems». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 389 (2): 869-879. Bibcode:2008MNRAS.389..869E. S2CID 14878976. arXiv:0806.2878. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x. 
  7. ↑ a b c «Naming stars (IAU)». Consultado el 5 de abril de 2021. 
  8. ↑ eta UMa -- High proper-motion Star (SIMBAD)
  9. ↑ 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 Journal 873 (1): 91. Bibcode:2019ApJ...873...91G. S2CID 125181833. doi:10.3847/1538-4357/ab04b2. 
  10. ↑ Mizar (Stars, Jim Kaler)
  11. ↑ 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 Journal 139 (3): 919-925. Bibcode:2010AJ....139..919M. S2CID 51834159. arXiv:0911.5028. doi:10.1088/0004-6256/139/3/919. 
  12. ↑ * bet UMa -- High Proper Motion Star (SIMBAD)
  13. ↑ Name Phecda - Emission-line Star (SIMBAD)
  14. ↑ * del UMa -- High Proper Motion Star (SIMBAD)
  15. ↑ 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 Astronomy 15 (3): 324-331. Bibcode:2010NewA...15..324G. S2CID 119252073. arXiv:1606.08182. doi:10.1016/j.newast.2009.09.006. 
  16. ↑ Mu Ursae Majoris (SIMBAD)
  17. ↑ 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 Journal 116 (2). pp. 981-986. 
  18. ↑ 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 Society 490 (3): 3158-3176. 
  19. ↑ a b «W Ursae Majoris». AAVSO. Consultado el 11 de abril de 2021. 
  20. ↑ V* W UMa -- Eclipsing binary (SIMBAD)
  21. ↑ 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 Society 357 (2): 497-517, Bibcode:2005MNRAS.357..497B, arXiv:astro-ph/0411291, doi:10.1111/j.1365-2966.2005.08609.x .
  22. ↑ Paczyński, B.; Sienkiewicz, R.; Szczygieł, D. M. (2007). «A model of AW UMa». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 378 (3). pp. 961-965. 
  23. ↑ «Z Ursae Majoris». AAVSO. Consultado el 11 de abril de 2021. 
  24. ↑ «SU Ursae Majoris». AAVSO. Consultado el 11 de abril de 2021. 
  25. ↑ 61 Ursae Majoris (SIMBAD)
  26. ↑ 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 Astrophysics 418. pp. 989-1019. 
  27. ↑ 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. 
  28. ↑ 47 Ursae Majoris (SIMBAD)
  29. ↑ 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 Astrophysics 424. pp. 727-732. 
  30. ↑ Wittenmyer, Robert A.; Endl, Michael et al. (2007). «Dynamical and Observational Constraints on Additional Planets in Highly Eccentric Planetary Systems». The Astronomical Journal 134 (3): 1276-1284. Bibcode:2007AJ....134.1276W. arXiv:0706.1962. doi:10.1086/520880. 
  31. ↑ Wittenmyer, Robert A.; Clark, Jake T. et al. (2019). «Truly eccentric – I. Revisiting eight single-eccentric planetary systems». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 484 (4): 5859-5867. Bibcode:2019MNRAS.484.5859W. arXiv:1901.08471. doi:10.1093/mnras/stz290. 
  32. ↑ Laughlin, G. (2009). «Rapid heating of the atmosphere of an extrasolar planet». Nature 457 (7229): 562-564. Bibcode:2009Natur.457..562L. PMID 19177124. S2CID 4321053. doi:10.1038/nature07649. 
  33. ↑ Meléndez, J. et al. (2006). «HD 98618: A Star Closely Resembling Our Sun». The Astrophysical Journal 641 (2): L133-L136. Bibcode:2006ApJ...641L.133M. S2CID 17479387. arXiv:astro-ph/0603219. doi:10.1086/503898. 
  34. ↑ 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 Journal 748 (2). id. 93. 
  35. ↑ 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. 
  36. ↑ 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 Journal 163 (5): 218, Bibcode:2022AJ....163..218H, S2CID 236134034, arXiv:2107.09087, doi:10.3847/1538-3881/ac5c47 .
  37. ↑ 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 Astrophysics 609. A117. Bibcode:2018A&A...609A.117T. arXiv:1710.01595. doi:10.1051/0004-6361/201731442. 
  38. ↑ WX Ursae Majoris - Flare Star (SIMBAD)
  39. ↑ Wu, Yue; Singh, H. P.; Prugniel, P.; Gupta, R.; Koleva, M. (2011). «Coudé-feed stellar spectral library - atmospheric parameters». Astronomy and Astrophysics 525. A71. 
  40. ↑ Groombridge 1830 (Solstation)
  41. ↑ 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 Astrophysics 480 (1): 91-101. Bibcode:2008A&A...480...91S. arXiv:0712.1370. doi:10.1051/0004-6361:20078788. 
  42. ↑ Kimeswenger, S.; Barría, D. (2018). «Planetary nebula distances in Gaia DR2». Astronomy and Astrophysics 616 (L2): 4 pp. Consultado el 21 de abril de 2021. 
  43. ↑ Cuesta, L.; Phillips, J. P. (2000), «Excitation and Density Mapping of NGC 3587», The Astrophysical Journal 120 (5): 2661-2669, Bibcode:2000AJ....120.2661C, doi:10.1086/316800. .
  44. ↑ Weidmann, W.A. et al. (2020). «Catalogue of the central stars of planetary nebulae. Expanded edition». Astronomy and Astrophysics 640 (A10): 17 pp. Consultado el 12 de marzo de 2024. 
  45. ↑ Freedman, Wendy (1994). «The Hubble Space Telescope Extragalactic Distance Scale Project. I. The Discovery of Cepheids and a New Distance to M81». The Astrophysical Journal 427 (June): 628-655. Bibcode:1994ApJ...427..628F. doi:10.1086/174172. 
  46. ↑ Karachentsev, I. D. (2005). «The Local Group and Other Neighboring Galaxy Groups». The Astronomical Journal 129 (1): 178-188. Bibcode:2005AJ....129..178K. S2CID 119385141. arXiv:astro-ph/0410065. doi:10.1086/426368. 
  47. ↑ 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 Circular 5731: 1. Bibcode:1993IAUC.5731....1R. 
  48. ↑ «APOD: 25 de marzo de 2008 - Galaxy Wars: M81 versus M82». Consultado el 2009. 
  49. ↑ 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 Astrophysics 484 (3): 711-720. Bibcode:2008A&A...484..711B. arXiv:0804.1913. doi:10.1051/0004-6361:200809653. 
  50. ↑ Plait, Phil (28 de febrero de 2006). «Hubble delivers again: M101». Slate. ISSN 1091-2339. Consultado el 4 de mayo de 2018. 
  51. ↑ Linden, Sean T. ; Mihos, J. Christopher (2022). «A Dynamical Model of the M101/NGC 5474 Encounter». The Astrophysical Journal Letters 933 (2): 6 pp. Consultado el 29 de febrero de 2024. 
  52. ↑ Tully, R. Brent et al. (2016), «Cosmicflows-3», The Astronomical Journal 152 (2): 21, Bibcode:2016AJ....152...50T, S2CID 250737862, arXiv:1605.01765, doi:10.3847/0004-6256/152/2/50, 50. .
  53. ↑ «Messier 109». SEDS.org. Consultado el 6 de abril de 2020. 
  54. ↑ J. L. Tonry; A. Dressler; J. P. Blakeslee; E. A. Ajhar et al. (2001). «The SBF Survey of Galaxy Distances. IV. SBF Magnitudes, Colors, and Distances». The Astrophysical Journal 546 (2): 681-693. Bibcode:2001ApJ...546..681T. arXiv:astro-ph/0011223. doi:10.1086/318301. 
  55. ↑ Burst of Star Formation Drives Bubble in Galaxy's Core. Hubblesite (2001)
  56. ↑ «A Galaxy Blazes With Star Formation». Space Daily. 13 de febrero de 2001. Consultado el 1 de septiembre de 2020. 
  57. ↑ «Hubble Uncovers a Baby Galaxy in a Grown-Up Universe». NASA. 1 de diciembre de 2004. 
  58. ↑ «Hubble shows 'baby' galaxy is not so young after all». Hubblesite: NASA. 16 de octubre de 2007. Consultado el 24 de marzo de 2015. 
  59. ↑ «Messier 81». SEDS.org. Consultado el 6 de abril de 2020. 
  60. ↑ Carro: ἄμαξα.

Véase también

[editar]

Enlaces externos

[editar]
Obtenido de «https://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Osa_Mayor&oldid=162618728»