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Vulpecula

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La Raposa
Vulpecula

Carta celeste de la constelación de la Raposa en la que aparecen sus principales estrellas.
Nomenclatura
Nombre
en español		 La Raposa o la Zorra
Nombre
en latín		 Vulpecula
Genitivo Vulpeculae
Abreviatura Vul
Descripción
Introducida por Johannes Hevelius
Superficie 268,2 grados cuadrados
0,650 % (posición 55)
Ascensión
recta		 Entre 18 h 57,11 m
y 21 h 30,65 m
Declinación Entre 19,40° y 29,49°
Visibilidad Completa:
Entre 61° S y 90° N
Parcial:
Entre 71° S y 61° S
Número
de estrellas		 68 (mv < 6,5)
Estrella
más brillante		 Anser (mv 4,44)
Objetos
Messier		 1
Objetos NGC 21
Objetos
Caldwell		 1
Lluvias
de meteoros		 Ninguna
Constelaciones
colindantes		 6 constelaciones
Mejor mes para ver la constelación
Hora local: 21:00
Mes Septiembre
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Vulpecula, la Raposa o la Zorra es una pequeña constelación del norte ubicada en medio del Triángulo de verano, al norte de Sagitta y Delphinus. No contiene ninguna estrella de magnitud inferior a 4.

Características destacables

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Constelación de Vulpecula

Pese a carecer de estrellas brillantes —α Vulpeculae, la más brillante, apenas alcanza magnitud 4,4— en esta constelación han tenido lugar algunos de los hitos clave de la astronomía. Entre ellos cabe destacar el descubrimiento en 1967 del primer púlsar, PSR B1919+21, localizado en Vulpecula; antes de que la naturaleza de la señal fuese determinada, los investigadores, Jocelyn Bell y su supervisor Ph.D. Antony Hewish, consideraron seriamente la posibilidad de que fuera una señal procedente de vida extraterrestre.[1] También PSR B1937+21, el primer púlsar de milisegundos descubierto (en 1982),[2] se localiza a solo unos pocos grados de PSR B1919+21.

α Vulpeculae, que recibe el nombre de Anser,[3] es la única estrella con denominación de Bayer en la constelación. Es una gigante roja de tipo espectral M0.5IIIb[4] con una temperatura efectiva de 3863 K[5] y una luminosidad 555 veces mayor que la del Sol.[6] Se encuentra a 291 años luz de la Tierra.

23 Vulpeculae y 31 Vulpeculae, segunda y cuarta estrellas más brillantes, son gigantes amarillo-naranjas de tipo espectral K3III y G7III[7] respectivamente. La primera es 375 veces más luminosa que el Sol y la segunda 54 veces más que nuestra estrella. Esta última es una binaria espectroscópica con un período orbital de 1860 días[8] y una edad estimada de 1270 millones de años.[9] Algo más tenue, 30 Vulpeculae es también una gigante naranja de tipo K1III[10] e igualmente una binaria espectroscópica, siendo su período orbital de 2506 días.[8]

De magnitud 4,65, NT Vulpeculae (15 Vulpeculae) es una gigante blanca de tipo A4III[11] y variable Alfa2 Canum Venaticorum. Ligeramente menos brillante, QR Vulpeculae es una estrella de tipo B3V[12] y una variable Gamma Cassiopeiae que presenta fluctuaciones de brillo de 0,2 magnitudes.[13] 1 Vulpeculae es una estrella triple cuya componente principal es una subgigante azul de tipo B4IV[14] con una temperatura de 16 800 K.[15] 29 Vulpeculae es una estrella blanca de la secuencia principal de tipo A0V 71 veces más luminosa que el Sol.[16]

Curva de luz en banda V de SV Vulpeculae trazada a partir de datos de ASAS-SN

T Vulpeculae, U Vulpeculae y SV Vulpeculae son tres cefeidas cuyos períodos son de 4,4355, 7,9907 y 45,01 días respectivamente. T Vulpeculae, de tipo espectral medio F5Ib, tiene un radio 38 veces más grande que el radio solar, más bien pequeño para una cefeida,[17] mientras que U Vulpeculae es una de las cefeidas más masivas de nuestro entorno, con una masa estimada equivalente a 11,8 masas solares.[18] SV Vulpeculae es una estrella muy distante —situada a unos 7900 años luz aproximadamente— de gran luminosidad, equivalente a 28 000 soles.[19] Por otra parte, Z Vulpeculae es una binaria eclipsante compuesta por una estrella blanco-azulada de la secuencia principal de tipo B4V y una gigante blanca de tipo A3III; durante el eclipse principal, el brillo de Z Vulpeculae decae 1,65 magnitudes, mientras que en el secundario la disminución es de solo 0,33 magnitudes.[20] Por el contrario, EP Vulpeculae es una fría estrella de tipo S[21] con una luminosidad 4000 veces mayor que la del Sol;[22] es una variable irregular cuyo brillo fluctúa 3,7 magnitudes sin que exista un período definido.[23]

QU Vulpeculae fue una nova descubierta en la constelación en 1984 cuando alcanzó magnitud 5,6. Es una nova peculiar con una enana blanca masiva de oxígeno, neón y magnesio.[24] Sin embargo, la nova histórica más famosa de la constelación fue CK Vulpeculae, observada en 1670 cuando alcanzó magnitud 2,6. Su naturaleza sigue siendo incierta, pues las observaciones son incompatibles con que CK Vulpeculae sea un remanente de nova clásica tras el evento de 1670, un pulso térmico muy tardío, una nova roja luminosa o una nova inducida por difusión.[25]

HD 188015 y HD 189733 son dos estrellas en la constelación con sistemas planetarios. El planeta que orbita esta última estrella, HD 189773 b, contiene cantidades significativas de agua en su atmósfera, así como oxígeno y metano,[26][27] y en su superficie hay vientos de hasta hasta 8700 km/h, siete veces la velocidad del sonido; su color azul cobalto no proviene del reflejo del agua como en la Tierra, sino de una atmósfera brumosa y quemada que contiene nubes altas cubiertas de partículas de silicato.[28] El planeta que gira en torno a HD 188015, presumiblemente un gigante gaseoso, lo hace en la zona de habitabilidad de la estrella y emplea 461,2 días en completar una órbita.[29]

Otro objeto de interés es Gliese 794, una de las enanas blancas más calientes y jóvenes a menos de 20 pársecs del sistema solar. Tiene una temperatura de 20 700 K y una edad estimada —como remanente estelar— de solo 60 millones de años.[30] También en Vulpecula se encuentra GJ 4166, la enana blanca menos masiva de nuestro entorno, con una masa equivalente al 25 % de la masa solar.[31]

WR 126 es una distante estrella de Wolf-Rayet catalogada como WC5/WN, ya que su espectro muestra características dominantes de WC pero también líneas prominentes de nitrógeno, muy raro en otras estrellas Wolf-Rayet de transición. Su luminosidad es más de un millón de veces mayor que la del Sol aunque bien podría ser que WR 126 no sea una única estrella sino que pueda formar parte de un sistema binario o una estrella múltiple.[32]

Nebulosa planetaria Hen 2-437 (Créditos: ESA/Hubble & NASA)

Entre los objetos de cielo profundo, destaca la nebulosa planetaria M27 o Nebulosa Dumbbell, la primera nebulosa de este tipo que fue descubierta, siendo descrita por Charles Messier en 1764. Su estrella central, una enana blanca, tiene un radio estimado igual al 5,5 % del radio solar y es la enana blanca más grande que se conoce.[33] De acuerdo a la paralaje medida por el observatorio espacial GAIA, M27 se encuentra a 1230 años luz de la Tierra.[34] Otra nebulosa planetaria observable en Vulpecula es Hen 2-437, nebulosa bipolar donde el material expulsado por la estrella moribunda se ha extendido formando dos lóbulos azules simétricos.[35]

Cúmulo abierto NGC 6823 rodeado por la nebulosa de emisión Sharpless 2-86

NGC 6820 es una nebulosa de emisión que rodea al cúmulo abierto NGC 6823, formado hace unos diez millones de años y en el cual destacan sus estrellas azules jóvenes. Se encuentra a unos 6000 años luz de la Tierra.[36][37] NGC 6885 es otro cúmulo abierto más antiguo, pues tiene una edad aproximada de 125 millones de años, situado a 4700 años luz.[36]

SNR G057.2+00.8 es un resto de supernova que contiene el magnetar SGR J1935+2154, cuyo período de rotación es de 3,24 segundos. Descubierto en 2014, se han observado cuatro episodios activos desde su descubrimiento hasta 2016.[38]

En Vulpecula también se puede observar la galaxia elíptica NGC 7052. Con el telescopio Hubble se ha descubierto un grueso disco de polvo de 3700 años luz de diámetro que puede ser el remanente de una colisión galáctica en el pasado.[39]

La parte este de Vulpecula está ocupada por la Gran Muralla de Hércules-Corona Boreal. Es un filamento galáctico con una longitud de 3 000 megapársecs, siendo la estructura más grande del universo observable.[40]

Estrellas principales

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Curva de luz de la binaria eclipsante ER Vulpeculae (a partir de datos de TESS)
Concepción artística del planeta HD 189733 b, después de la confirmación (en 2013) del color azul de este planeta

Objetos de cielo profundo

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Imagen de M27 obtenida por el VLT del European Southern Observatory

Historia

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Vulpecula et Anser en la Uranographia.

Esta constelación, ideada por Johannes Hevelius en 1690, no se encuentra asociada a ninguna leyenda interesante ni a referencia mitológica alguna. Inicialmente se la llamó Vulpecula Cum Anser, la Zorra con el Ganso, pero actualmente se conoce simplemente como Vulpecula (la Zorra).

Referencias

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  1. ↑ S. Jocelyn Bell Burnell (1977). Cosmic Search Magazine, ed. «Little Green Men, White Dwarfs or Pulsars?».
  2. ↑ Backer, D. C.; Kulkarni, S. R.; Heiles, C.; Davis, M. M.; Goss, W. M. (1982), «A millisecond pulsar», Nature 300 (5893): 615-618, Bibcode:1982Natur.300..615B, doi:10.1038/300615a0.
  3. ↑ «IAU-Catalog of Star Names (CSN)». Consultado el 9 de febrero de 2026.
  4. ↑ Alfa Vulpeculae (SIMBAD)
  5. ↑ Cardiel, Nicolás; Zamorano, Jaime; Bará, Salvador; Sánchez de Miguel, Alejandro; Cabello, Cristina; Gallego, Jesús; García, Lucía; González, Rafael; Izquierdo, Jaime; Pascual, Sergio; Robles, José; Sánchez, Ainhoa; Tapia, Carlos (2021). «Synthetic RGB photometry of bright stars: definition of the standard photometric system and UCM library of spectrophotometric spectra». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 504 (2): 3730-3748.
  6. ↑ Lebzelter, Thomas et al. (2019). «Carbon and Oxygen Isotopic Ratios. II. Semiregular Variable M Giants». The Astrophysical Journal 886 (2): id 117. Consultado el 24 de enero de 2023.
  7. ↑ 31 Vul -- Spectroscopic binary (SIMBAD)
  8. 1 2 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.
  9. ↑ Luck, R. Earle (2015). «Abundances in the Local Region. I. G and K Giants». The Astronomical Journal 150 (3): 23. Bibcode:2015AJ....150...88L. S2CID 118505114. arXiv:1507.01466. doi:10.1088/0004-6256/150/3/88. 88.
  10. ↑ 30 Vul -- Spectroscopic binary (SIMBAD)
  11. ↑ 15 Vul -- Variable Star of alpha2 CVn type (SIMBAD)
  12. ↑ HD 192685 -- Be Star (SIMBAD)
  13. ↑ QR Vulpeculae (General Catalogue of Variable Stars, Samus+ 2007-2017)
  14. ↑ 1 Vul -- Spectroscopic binary (SIMBAD)
  15. ↑ Wu, Yue; Singh, H. P.; Prugniel, P.; Gupta, R.; Koleva, M. (2011). «Coudé-feed stellar spectral library - atmospheric parameters». Astronomy and Astrophysics 525. A71.
  16. ↑ Zorec, J.; Royer, F. (2012). «Rotational velocities of A-type stars. IV. Evolution of rotational velocities». Astronomy and Astrophysics 537. A120.
  17. ↑ Groenewegen, M. A. T. (2008). «Baade-Wesselink distances and the effect of metallicity in classical cepheids». Astronomy and Astrophysics 488 (1). pp. 25-35.
  18. ↑ Marconi, Marcella et al. (2020). «Predicted Masses of Galactic Cepheids in the Gaia Data Release 2». The Astrophysical Journal Letters 898 (1): L7. Bibcode:2020ApJ...898L...7M. S2CID 220265392. arXiv:2006.16610. doi:10.3847/2041-8213/aba12b. L7.
  19. ↑ Groenewegen, M. A. T. (2020). «The flux-weighted gravity-luminosity relation of Galactic classical Cepheids». Astronomy and Astrophysics 640 (A113). 9 pp..
  20. ↑ Malkov, O. Yu.; Oblak, E.; Snegireva, E. A.; Torra, J. (2006). «A catalogue of eclipsing variables». Astronomy and Astrophysics 446 (2). pp. 785-789 (Tabla consultada en CDS).
  21. ↑ V* EP Vul -- S Star (SIMBAD)
  22. ↑ Ramstedt, S.; Schöier, F. L.; Olofsson, H.; Lundgren, A. A. (2006). «Mass-loss properties of S-stars on the AGB». Astronomy and Astrophysics 454 (2). pp. L103-L106.
  23. ↑ EP Vulpeculae (General Catalogue of Variable Stars, Samus+ 2007-2017)
  24. ↑ Santamaría, E.; Guerrero, M. A.; Toalá, J. A. (2022). «QU Vul: An integral field spectroscopy case study of a nova shell». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 517 (2): 2567-2576. Consultado el 19 de diciembre de 2025.
  25. ↑ Evans, A.; Gehrz, R. D.; Woodward, C. E. et al. (2016). «CK Vul: A smorgasbord of hydrocarbons rules out a 1670 nova (and much else besides)». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 457 (3): 2871-2876. Bibcode:2016MNRAS.457.2871E. S2CID 76657165. arXiv:1512.02146. doi:10.1093/mnras/stw352.
  26. ↑ Swain, Mark R.; Vasisht, Gautam; Tinetti, Giovanna (2008). «The presence of methane in the atmosphere of an extrasolar planet». Nature 452 (7185): 329-331. Bibcode:2008Natur.452..329S. PMID 18354477. doi:10.1038/nature06823. arXiv.org link
  27. ↑ Ben-Jaffel, L.; Ballester, G. E. (2013). «Hubble Space Telescope detection of oxygen in the atmosphere of exoplanet HD 189733b». Astronomy and Astrophysics 553 (A52): 12 pp. Consultado el 20 de abril de 2021.
  28. ↑ «Rains of Terror on Exoplanet HD 189733b». NASA. 31 de octubre de 2016. Consultado el 8 de mayo de 2024.
  29. ↑ Marcy, Geoffrey W.; Butler, R. Paul; Vogt, Steven S.; Fischer, Debra A.; Henry, Gregory W.; Laughlin, Greg; Wright, Jason T.; Johnson, John A. (2005). «Five New Extrasolar Planets». The Astrophysical Journal 619 (1). pp. 570-584.
  30. ↑ Giammichele, N.; Bergeron, P.; Dufour, P. (2012). «Know Your Neighborhood: A Detailed Model Atmosphere Analysis of Nearby White Dwarfs». The Astrophysical Journal Supplement 199 (2). id. 29.
  31. ↑ Holberg, J. B.; Oswalt, T. D.; Sion, E. M.; McCook, G. P. (2016). «The 25 parsec local white dwarf population». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 462 (3): 2295-2318. Consultado el 19 de abril de 2021.
  32. ↑ Sander, A. A. C.; Hamann, W.-R.; Todt, H.; Hainich, R.; Shenar, T.; Ramachandran, V.; Oskinova, L. M. (2019). «The Galactic WC and WO stars. The impact of revised distances from Gaia DR2 and their role as massive black hole progenitors». Astronomy and Astrophysics 621 (A92): 19 pp. Consultado el 14 de febrero de 2026.
  33. ↑ Benedict, G. Fritz; McArthur, B. E.; Fredrick, L. W.; Harrison, T. E.; Skrutskie, M. F.; Slesnick, C. L. et al. (2003). «Astrometry with The Hubble Space Telescope: A Parallax of the Central Star of the Planetary Nebula NGC 6853». The Astronomical Journal 126 (5): 2549-2556. Bibcode:2003AJ....126.2549B. arXiv:astro-ph/0307449. doi:10.1086/378603.
  34. ↑ M 27 -- Planetary Nebula (SIMBAD)
  35. ↑ «The icy blue wings of Hen 2-437». ESA/Hubble. 8 de febrero de 2016. Consultado el 20 de abril de 2021.
  36. 1 2 Kharchenko, N. V. et al. (2005), «Astrophysical parameters of Galactic open clusters», Astronomy and Astrophysics 438 (3): 1163-1173, Bibcode:2005A&A...438.1163K, S2CID 9079873, arXiv:astro-ph/0501674, doi:10.1051/0004-6361:20042523..
  37. ↑ «NGC 6823: Cloud Sculpting Star Cluster». APOD (NASA). 4 de octubre de 2004. Consultado el 20 de abril de 2021.
  38. ↑ Lin, Lin et al. (2020). «Burst Properties of the Most Recurring Transient Magnetar SGR J1935+2154». The Astrophysical Journal 893 (2): 17 pp. 156. Consultado el 4 de noviembre de 2021.
  39. ↑ «Dust Disk around a Massive Black Hole». Hubblesite. 18 de junio de 1998. Consultado el 20 de abril de 2021.
  40. ↑ «What Is The Biggest Thing In The Universe?». Science ABC. 15 de mayo de 2018. Consultado el 31 de mayo de 2020.
  41. ↑ O'Dell, C. R.; Balick, B.; Hajian, A. R.; Henney, W. J. et al. (2002). «Knots in Nearby Planetary Nebulae». Astronomical Journal 123 (6): 3329-3347. Bibcode:2002AJ....123.3329O. doi:10.1086/340726.
  42. ↑ O'dell, C. R.; Balick, B.; Hajian, A. R.; Henney, W. J. et al. (2003). «Knots in Planetary Nebulae». Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, Serie de Conferencias 15: 29-33. Bibcode:2003RMxAC..15...29O.

Enlaces externos

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