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Las estrellas del Can Mayor son brillantes y forman un amplio asterismo con forma de jirafa en dirección N-S, en la cúspide se halla la impresionante Sirio y a su derecha, destaca Mirzam, en la parte inferior del asterismo, muy cerca del horizonte sur están Wezem que se bifurca a su derecha en Adhara y a su izquierda en Aludra, lejos y a la derecha de Adhara está Furud, de menor brillo que las anteriores.
Desde Sirio y a su derecha (para un observador del hemisferio norte) se encuentra Mirzam (β Canis Majoris), una estrella gigante blanco-azulada del tipo espectral B1-II-III con magnitud aparente ≈ +2,0. Mirzam es una variable del tipo Beta Cephei, lo que significa que su brillo varía ligeramente en periodos cortos debido a pulsaciones estelares internas. Está a unos ~500 años-luz de nosotros y su nombre tradicional significa “el anunciador”, porque en latitudes medias aparece justo antes de Sirius en el cielo nocturno. Otro nombre que recibe es Murzim. Es una estrella caliente cuya temperatura efectiva es de 25800 K.
Mirzam es una estrella joven y no alcanza los 15 millones de años de edad (El sol tiene casi 5.000 millones de años de edad).
Como variable Beta Cephei, en un corto periodo de 6 horas, baja 0,05 magnitudes, oscilando entre +2.00 y +1.95, estas oscilaciones de brillo están relacionadas con la fase que la estrella atraviesa de inestabilidad debido a la falta de hidrógeno suficiente para continuar fusionando, al ser la más brillante de las conocidas Betaceféidas, también se les denominan a este tipo de variables, como Beta Canis Majoris.
A la izquierda de Sirio se encuentra Muliphein o Muliphen (γ Canis Majoris) es una estrella poco brillante (lleva la letra gamma y sin embargo hay 14 estrellas más brillantes que ella en la constelación, le dieron esa identificación por estar en la misma línea que Sirio y Mirzam. Muliphein tiene una magnitud de +4.11 y se encuentra a algo más de 400 años-luz de distancia.
De color blanco-azulado, Muliphein es una gigante luminosa de tipo espectral B8-II cuya temperatura es de 13.600 K. Su radio es unas 5 veces el radio solar y su luminosidad es equivalente a 685 soles. Con una masa de 4,3 masas solares, Muliphein ha finalizado la etapa de fusión de hidrógeno y ha empezado a evolucionar hacia una gigante roja. La estrella tiene una alta metalicidad, forma parte de las estrellas de mercurio-manganeso como la estrella Sirrah.
Al descender hacia el horizonte a partir de Sirio, encontramos una Y invertida de estrellas brillantes, siendo la superior, Wezem (δ Canis majoris), la tercera estrella más brillante de la constelación con una magnitud aparente de +1.83. Se encuentra a gran distancia: 1800 años-luz, lo que nos hace conjeturar que estamos ante una estrella gigante.
Observando su espectro, es del tipo F8 - Ia, estamos ante una estrella supergigante amarilla, tiene un radio que hace 200 veces el radio del Sol, su tamaño es tal, que si estuviese en el centro del Sol, llegaría su superficie hasta la órbita terrestre.
Esto hace que posea una luminosidad de 50.000 soles.
Su temperatura efectiva es de 6200 K con una masa de 17 soles.
Wezem es una estrella joven, de aproximadamente 10 millones de años, en su núcleo ya ha finalizado la fusión del hidrógeno y no queda más, por lo que el núcleo está comenzando a contraerse, calentarse para aumentar de volumen y convertirse en supergigante roja en un corto plazo de menos de 100.000 años.
Esta estrella tiene una alta metalicidad, su abundancia en nitrógeno y sodio es superior a la media, en nitrógeno es el doble de la media y en el sodio hasta 6 veces más.
Finalmente acabará estallando como supernova y convertirse en una pequeñísima estrella de neutrones del tamaño de una pequeña ciudad.
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| Wezem |
Seguimos descendiendo por el asterismo y en el lado derecho e inferior a Wezem encontramos la estrella Adhara (ε Canis majoris)
Es la segunda más brillante de la constelación con magnitud ≈ +1,5. Adhara es una supergigante azul (clasificada como B2 - Iab) a unos 430 años-luz de distancia; además es una fuente fuerte de radiación ultravioleta extrema. Su nombre deriva del árabe ʿaḏārá (“las vírgenes”), originalmente aplicado a un grupo de estrellas.
Es una estrella doble y su principal, Epsilon Canis majoris A tiene una temperatura superficial de 21.900K y posee una luminosidad equivalente a 22.300 veces la del Sol.
La componente secundaria del sistema de Adhara, de novena magnitud, es una estrella en el límite entre los tipos A y F. Visualmente se ubica a siete segundos de arco de la principal significando una separación real de al menos, 900 UA con un período orbital superior a los 7500 años. Es muy difícil separarlas si no se dispone de un potente telescopio, debido a la diferencia de brillo entre ambas componentes.
La estrella que se encuentra a la izquierda y abajo de Wezem es Aludra (η Canis majoris) una supergigante azul variable, de espectro F0 - III, de magnitud +5.24 y que se encuentra a una distancia de 351 años-luz.
Su temperatura efectiva es de 7.000 K siendo 70 veces más luminosa que el Sol.
Su radio es 3 veces mayor que el del Sol siendo su masa de 2,5 soles.
Se encuentra en un estadio tardío de evolución estelar, acabará por expandir su atmósfera y desproveerse del manto, dejando un núcleo compacto como estrella enana blanca.
Aludra forma un sistema binario con una estrella de magnitud +11 y con una separación de 4 segundos de arco. Es una estrella enana roja de tipo K1 que orbita a una distancia mínima de 440 UA de la estrella principal, tarda al menos 5000 años en completar una órbita.
Furud (ζ Canis Majoris) es una estrella solitaria de tercera magnitud y que se encuentra en el ramal que une Wezem con Adhara y en dirección oeste.
Furud es una doble espectroscópica y a su lado, a muy corta distancia angular de 3 minutos de arco aparece una estrellita, que físicamente no está relacionada, pues es doble óptica.
Furud es una estrella blanco-azulada de la secuencia principal cuyo espectro es B2.5 - V con una masa de 8 soles, su radio es de casi 5 veces el radio solar.
Es una estrella caliente, su temperatura efectiva es de 21.500 K aunque emite principalmente en ultravioleta es 4.000 veces más luminosa que el Sol.
Furud está lejos, a 336 años-luz, siendo su magnitud absoluta de -2, pues así brillaría en el cielo si estuviese a 10 parsecs (32,5 años-luz).
Es posible que termine su vida como una estrella enana blanca tras desprenderse de la mayor parte de su masa en forma de nebulosa, aunque está en el límite de sufrir una explosión como supernova, lo primero es más probable.
Su compañera, de la que no se sabe nada, salvo que hay un periodo orbital entre ambas de 2 años.
Unurgunite es una estrella situada entre Wezem y Adhara, su denominación bayer es sigma (σ) Canis Majoris tiene +3,49 de magnitud visual y se encuentra a una distancia de 1200 años-luz aproximadamente, esto da como resultado una estrella que a 10 parsecs brillaría con una magnitud (absoluta) de -5,14. Estamos ante una estrella supergigante roja, cuyo espectro es K7 - Ib, muy similar a Betelgeuse.
Se ha calculado en 17 millones de años su edad y finalizará su vida con una gran explosión de supernova, se encuentra en una fase muy avanzada.
Unurgunite es una variable irregular de tipo LC, fluctuando su brillo entre magnitud +3,43 y +3,51
Las estrellas variables tipo LC son una subcategoría de estrellas variables irregulares de gran luminosidad, específicamente supergigantes o gigantes brillantes, que muestran cambios de brillo sin un período definido o con períodos muy largos e impredecibles.
Características principales:
Irregularidad: Su principal característica es la falta de un patrón de cambio de brillo regular y predecible.
Luminosidad: Son estrellas muy brillantes, usualmente supergigantes.
Clase espectral: A menudo son de clases espectrales tardías (rojas, por ejemplo, tipo M).
Mecanismo de variación: La variabilidad se debe probablemente a procesos internos complejos, como pulsaciones no radiales, eyección de masa, o la formación de grandes manchas más que a un mecanismo periódico simple.
Un ejemplo conocido de una estrella que a veces se clasifica en esta categoría (o en subcategorías similares como las variables pulsantes) es UY Scuti.
Es importante notar que "LC" es una designación del Catálogo General de Estrellas Variables (GCVS) para este tipo específico de variable irregular.
Los egipcios denominaban como Isis a Sirio y Grocio asignó el nombre a Mu (μ) Canis Majoris, pero el nombre ha quedado obsoleto, debido a que pertenecía más bien a Gamma Canis Majoris (Muliphein).
A simple vista es difícil de localizar pues tiene una magnitud visual de +5.27, por lo que te recomiendo que uses binoculares y te pasees al noreste Sirio, entre Muliphein y θ CMa, formando un triángulo muy isósceles.
Isis está muy lejos, a casi 1000 años-luz. Es una estrella binaria cuya separación es aproximadamente 3 segundos de arco. El miembro primario, de color naranja, componente A, es una estrella gigante evolucionada de tipo K con una clasificación estelar de K2/3 III y una magnitud visual de 5,27. Tiene 5,4 veces la masa, 80 veces el radio y 1660 veces la luminosidad del Sol.
El compañero de magnitud base de 7,32, componente B, es una estrella híbrida de secuencia principal de tipo B/A con una clase espectral de B9/A0 V. Tiene 1,6 veces la masa del Sol y es la estrella más caliente, con una temperatura efectiva de 5034 K en comparación con los 4123 K de la primaria.
El sistema tiene dos compañeros visuales. A partir de 2008, el componente C de magnitud 10,32 se encuentra a una separación angular de 86,90″, mientras que el componente D de magnitud 10,64 se encuentra a una separación de 105,0″.
Ya Ke I es el nombre de origen chino que se le otorga a la estrella omicron-1 (o-1) Canis Majoris es una estrella de magnitud +3.82, se encuentra a una gran distancia, casi 2.000 años-luz, es una estrella supergigante naranja de tipo espectral K2-Iab. Es una estrella fría de 4000 K de temperatura y, como tal, una parte significativa de su radiación es emitida en la región infrarroja, siendo 65.000 veces más luminosa que el Sol. Su tamaño es mucho más grande que el del Sol, siendo su diámetro 530 veces mayor. Si se encontrase en el centro del sistema solar, se extendería un 60% más allá de la órbita de Marte. Con una masa de 18 masas solares, actualmente fusiona su helio interno y en un futuro acabará explotando como supernova. Ómicron-1 Canis Majoris está catalogada como una variable irregular de tipo LC, variando su brillo de magnitud +3,78 a +3,99.
Ómicron-2 Canis Majoris se encuentra en la línea principal del asterismo entre Wezem y Sirius, más cerca de Wezem, mientras que Ya Ke I está hacia el oeste un par de grados, de magnitud aparente +3,02. Aunque físicamente no están relacionadas al hallarse separadas al menos 70 años luz, se piensa que las dos nacieron en el mismo complejo de gas y polvo interestelar. Ambas estrellas parecen formar parte de una amplia asociación de estrellas OB, que también incluye a Wezen (δ Canis Majoris), denominada Collinder 121.
A una imprecisa distancia de 2500 años luz del sistema solar, Ómicron2 Canis Majoris es una supergigante azul de tipo espectral B3-Ia. Es una estrella caliente de 14.700 K de temperatura y una de las estrellas más luminosas que se conocen, siendo su luminosidad —incluida la radiación ultravioleta emitida— 110.000 veces mayor que la del Sol. Con una edad de tan solo 8 millones de años, ya está en una fase avanzada evolutiva y en su núcleo se produce la transformación de helio en carbono y oxígeno. Siendo su masa veinte veces mayor que la masa solar, su destino es estallar como una brillante supernova.
Ómicron2 Canis Majoris está catalogada como una variable Alfa Cygni, variando su brillo entre magnitud +2,98 y +3,04.
Ya Ke II no es Ómicron2 Canis Majoris sino que es la estrella Pi (π) Canis Majoris, estrella de magnitud +4.69 que podemos encontrar entre Sirio y Ya Ke I, en el ramal principal y descendente del asterismo.
Pi Canis Majoris (π CMa) se encuentra a 96 años luz de distancia del sistema solar. Es una estrella de la secuencia principal de tipo espectral F1-5V con una temperatura efectiva de 6870 K. Tiene una luminosidad 10 veces mayor que la del Sol y un radio 2,1 veces más grande que el radio solar. Su metalicidad, expresada como la abundancia relativa de hierro, equivale a un 68% de la del Sol ([Fe/H] = -0,17). Con una masa un 58% mayor que la masa solar, su edad se estima en 1400 millones de años. Le acompaña un disco de polvo a una alta temperatura de 188 K. Es un sistema doble y su acompañante de magnitud +9,6 separada visualmente a 11,6 segundos de arco. La separación real entre ambas estrellas es de 339 UA. Por otro lado, esta estrella presenta una pequeña fluctuación de brillo con una amplitud de 0.03 magnitudes, es una estrella variable.
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