Perseo (constelación)

EstrellasEdit

Algol (del árabe رأس الغول Ra’s al-Ghul, que significa La cabeza del demonio), también conocida por su designación Bayer Beta Persei, es la estrella más conocida de Perseo. Representa la cabeza de la Gorgona Medusa en la mitología griega, se llamaba Horus en la mitología egipcia y Rosh ha Satan («Cabeza de Satán») en hebrea. Situada a 92,8 años luz de la Tierra, su magnitud aparente varía entre un mínimo de 3,5 y un máximo de 2,3 en un periodo de 2,867 días.El sistema estelar es el prototipo de un grupo de estrellas binarias eclipsantes denominadas variables Algol, aunque tiene un tercer miembro para conformar lo que en realidad es un sistema estelar triple. El componente más brillante es una estrella blanca y azul de la secuencia principal de tipo espectral B8V, que es 3,5 veces más masiva y 180 veces más luminosa que el Sol. El componente secundario es una estrella subgigante naranja de tipo K0IV que ha comenzado a enfriarse y a expandirse hasta alcanzar 3,5 veces el radio del Sol, y tiene 4,5 veces la luminosidad y el 80% de su masa. Estas dos estrellas están separadas por sólo 0,05 unidades astronómicas (UA), es decir, el cinco por ciento de la distancia entre la Tierra y el Sol; la principal caída de brillo se produce cuando la compañera más débil pasa por delante de la primaria más caliente y brillante. El componente terciario es una estrella de la secuencia principal de tipo A7, que se encuentra a una media de 2,69 UA de las otras dos estrellas. AG Persei es otra variable de Algol en Perseo, cuyo componente primario es una estrella de secuencia principal de tipo B con una magnitud aparente de 6,69. Phi Persei es una estrella doble, aunque las dos componentes no se eclipsan entre sí. La estrella primaria es una estrella Be de tipo espectral B0,5, posiblemente una estrella gigante, y la compañera secundaria es probablemente un remanente estelar. La secundaria tiene un tipo espectral similar a las subenanas de tipo O.

Con el nombre histórico de Mirfak (codo en árabe) o Algenib, Alfa Persei es la estrella más brillante de esta constelación con una magnitud aparente de 1,79. Supergigante de tipo espectral F5Ib situada a unos 590 años luz de la Tierra, Mirfak tiene una luminosidad 5.000 veces superior y un diámetro 42 veces superior al de nuestro Sol. Es el miembro más brillante del cúmulo Alfa Persei (también conocido como Melotte 20 y Collinder 39), que es un cúmulo abierto que contiene muchas estrellas luminosas. Las estrellas brillantes vecinas que son miembros incluyen las estrellas Be Delta (magnitud 3,0), Psi (4,3) y 48 Persei (4,0); la variable Beta Cephei Epsilon Persei (2,9); y las estrellas 29 (5,2), 30 (5,5), 31 (5,0) y 34 Persei (4,7). De magnitud 4,05, la cercana Iota Persei ha sido considerada miembro del grupo, pero en realidad se encuentra a sólo 34 años luz de distancia. Esta estrella es muy similar a nuestro Sol, brillando con 2,2 veces su luminosidad. Es una estrella amarilla de la secuencia principal de tipo espectral G0V. Las búsquedas exhaustivas no han logrado encontrar pruebas de que tenga un sistema planetario.

Zeta Persei es la tercera estrella más brillante de la constelación con una magnitud de 2,86. A unos 750 años luz de la Tierra, es una supergigante blanca y azul de 26-27 veces el radio del Sol y 47.000 veces su luminosidad. Es la estrella más brillante (vista desde la Tierra) de un grupo móvil de estrellas gigantes y supergigantes blancas y azules brillantes, la Asociación Perseo OB2 o Asociación Zeta Persei. Zeta es un sistema estelar triple, con una estrella compañera de secuencia principal blanca y azul de tipo espectral B8 y magnitud aparente 9,16 a unas 3.900 UA de distancia de la primaria, y una estrella blanca de secuencia principal de magnitud 9,90 y tipo espectral A2, a unas 50.000 UA de distancia, que puede o no estar ligada gravitacionalmente a las otras dos. X Persei es un sistema doble en esta asociación; un componente es una estrella caliente y brillante y el otro es una estrella de neutrones. Con una magnitud aparente de 6,72, es demasiado débil para ser vista a simple vista incluso en condiciones de perfecta oscuridad. El sistema es una fuente de rayos X y la estrella primaria parece estar sufriendo una importante pérdida de masa. Omicron Persei (Atik), que en su día se consideró miembro de la Asociación OB2 de Perseo, es un sistema estelar múltiple con una magnitud visual combinada de 3,85. Está compuesto por dos estrellas blanco-azuladas -una gigante de clase espectral B1,5 y una estrella de secuencia principal de B3- que orbitan entre sí cada 4,5 días y se distorsionan en forma de ovoides debido a su pequeña separación. El sistema tiene una tercera estrella de la que se sabe poco. A una distancia estimada de 1.475 años luz de la Tierra, se cree que el sistema está demasiado lejos del centro del grupo Zeta Persei para pertenecer a él.

GRO J0422+32 (V518 Persei) es otra binaria de rayos X en Perseo. Uno de sus componentes es una estrella enana roja de tipo espectral M4.5V, que orbita alrededor de un misterioso objeto denso y pesado -posiblemente un agujero negro- cada 5,1 horas. El sistema es una nova de rayos X, lo que significa que experimenta estallidos periódicos en la banda de rayos X del espectro electromagnético. Si el sistema contiene efectivamente un agujero negro, sería el más pequeño jamás registrado. Un análisis posterior realizado en 2012 calculó una masa de 2,1 masas solares, lo que plantea dudas sobre qué es realmente el objeto, ya que parece demasiado pequeño para ser un agujero negro.

GK Persei, también conocida como Nova Persei 1901, es una nova brillante que apareció a medio camino entre Algol y Delta Persei. Descubierta el 21 de febrero de 1901 por el astrónomo aficionado escocés Thomas David Anderson, alcanzó un pico de magnitud 0,2 casi tan brillante como Capella y Vega. Se desvaneció hasta la magnitud 13 unos 30 años después de su máximo brillo. Xi Persei, tradicionalmente conocida como Menkhib, una gigante azul de tipo espectral O7III, es una de las estrellas brillantes más calientes del cielo, con una temperatura superficial de 37.500 K. Es una de las estrellas más masivas, con entre 26 y 32 masas solares, y es 330.000 veces más luminosa que nuestro Sol.

Nombrada Gorgonea Tertia, Rho Persei varía en brillo como Algol, pero es una estrella pulsante en lugar de eclipsante. En una fase avanzada de la evolución estelar, es una gigante roja que se ha expandido por segunda vez hasta tener un radio de unas 150 veces el de nuestro Sol. Su helio se ha fundido en elementos más pesados y su núcleo está compuesto de carbono y oxígeno. Es una estrella variable semiregular del tipo Mu Cephei, cuya magnitud aparente varía entre 3,3 y 4,0 con períodos de 50, 120 y 250 días. El Cúmulo Doble contiene tres estrellas aún más grandes, cada una de ellas de más de 700 radios solares: S, RS y SU Persei son supergigantes pulsantes semiregulares de tipo M. Las estrellas no son visibles a simple vista; SU Persei, la más brillante de las tres, tiene una magnitud aparente de 7,9 y, por tanto, es visible con prismáticos. AX Persei es otra estrella binaria, el componente primario es una gigante roja en una fase avanzada de evolución estelar, que está transfiriendo material a un disco de acreción alrededor de una estrella más pequeña. El sistema estelar es una de las pocas binarias simbióticas eclipsantes, pero es inusual porque la estrella secundaria no es una enana blanca, sino una estrella de tipo A. DY Persei es una estrella variable que es el prototipo de las variables DY Persei, que son variables R Coronae Borealis ricas en carbono que muestran la variabilidad de las estrellas asintóticas de rama gigante. La propia DY Persei es una estrella de carbono que es demasiado tenue para verla con prismáticos, con una magnitud aparente de 10,6.

Se han encontrado siete estrellas en Perseo que tienen sistemas planetarios. V718 Persei es una estrella del joven cúmulo abierto IC 348 que parece ser eclipsada periódicamente por un planeta gigante cada 4,7 años. Se ha deducido que se trata de un objeto con una masa máxima de 6 veces la de Júpiter y un radio orbital de 3,3 UA.

Objetos del cielo profundoEditar