EL TOP 10 ESTRELLAS MAS

GRANDE DEL UNIVERSO

Isis Daniza carrillo Gómez

10.- CK Carinae (CK Car / HD 90382 / SAO 238038) es una estrella variable en la constelación de Carina, la quilla del Argo Navis. De magnitud aparente

media +7,59, es miembro de la Asociación estelar Carina OB1-D, por lo que se puede estimar su distancia en unos 2200 pársecs o 7100 años luz. 

CK Carinae es una supergigante roja de tipo espectral M3Iab1 con una temperatura efectiva de 3550 K. Es una estrella de enorme tamaño, cuyo

radio es 1060 veces más grande que el radio solar. Su radio equivale a 4,9 UA, lo que supone que si se hallase en el lugar del Sol, su superficie llegaría casi hasta la órbita de Júpiter, quedando la Tierra englobada en el interior de la estrella. No obstante, es superada en tamaño por otras estrellas como VY

Canis Majoris, μ Cephei o VV Cephei, consideradas las estrellas más grandes de la Vía Láctea. En consecuencia, CK Carinae es también una estrella muy

luminosa, siendo su luminosidad 170.000 veces mayor que la del Sol. Catalogada como una estrella variable semirregular SRC, el brillo de CK

Carinae varía entre magnitud +7,2 y +8,5 con un período aproximado de 525 días. 

Datos: Constelación: Carina 

Ascensión recta α: 10h 24min 25,36s Declinación δ: -60º 11’ 29,0’’ 

Distancia: 7100 años-luz (aprox) Magnitud visual: +7,59 (media) 

Magnitud absoluta: -6,31 Luminosidad: 170.000 soles (bolométrica) 

Temperatura: 3550 K Radio: 1060 soles 

Tipo espectral: M3Iab 

9.- BC Cygni (BC Cyg / HIP 100404 / BD+37 3903) es una estrella variable en la constelación del Cisne de magnitud aparente media +9,97. Se la ha considerado miembro de la Asociación estelar Cygnus

OB1, lo que la situaría a una distancia de 1500 pársecs (4890 años luz) del Sistema Solar; sin embargo, de acuerdo a la medida de la paralaje realizada por el satélite Hipparcos (2,84 milisegundos de arco), BC

Cygni se halla a no más de 1630 años luz. BC Cygni es una supergigante roja de tipo espectral M3 I con una temperatura efectiva de 3570 K. Es

una de las estrellas más grandes conocidas, con un radio entre 11403 y 1230 veces más grande el radio solar. Tomando como referencia este último valor, su radio equivale a 5,7 UA. Si estuviese en el lugar del

Sol, las órbitas de los primeros cinco planetas —Júpiter inclusive— quedarían englobadas dentro de la estrella. No obstante, es superada en tamaño por otras estrellas como VY Canis Majoris o VV Cephei,

ambas en nuestra propia galaxia, o WOH G64, en la vecina Gran Nube de Magallanes. Con una masa de aproximadamente 20 masas solares, se estima que su pérdida de masa estelar —como polvo, ya que el

gas atómico y molecular no ha podido ser evaluado— es de 3,2 × 10-9 masas solares por año. Esta masa es un indicador de que esta estrella acabará estallando como una supernova. 

Catalogada como una estrella variable pulsante, el brillo de BC Cygni varía entre magnitud +9,0 y +10,8 con un período de 720 ± 40 días.4 Entre 1900 y 2000 parece haber incrementado su brillo medio en 0,5

magnitudes. 

Datos Constelación: Cygnus 

Ascensión recta α: 20h 21min 38,55s Declinación δ: +37º 31’ 58,9’’ 

Distancia: 1150 años-luz (aprox) Magnitud visual: +9,97 (media) 

Magnitud absoluta: -6,61 Luminosidad: 207.000 soles (bolométrica) 

Temperatura: 3570 K Masa: 20 soles 

Radio: 1140 - 1230 soles Tipo espectral: M3 I 

Velocidad radial: -3 km/s 

8.- KY Cygni (KY Cyg / N 339.1929 / RAFGL 2575) es una estrella de la constelación del Cisne, distante aproximadamente 5200 años luz del Sistema Solar. Es una supergigante roja de tipo espectral M3, pero de un tamaño colosal. Su hallazgo se llevó a cabo tras

estudiar una muestra de 74 supergigantes rojas en la Vía Láctea y fue presentado en el encuentro de la Sociedad Astronómica Americana en 2005. 

Aunque KY Cygni no es la estrella conocida de mayor tamaño, siendo superada por VY Canis Majoris o VV Cephei, es mucho mayor que otras conocidas supergigantes como

Antares y Betelgeuse. Con un diámetro 1420 veces mayor que el diámetro solar, si estuviese situada en el lugar del Sol, su superficie se extendería hasta 6,6 UA, una

distancia intermedia entre las órbitas de Júpiter y de Saturno. Con una masa de 25 soles, su futuro es estallar como una supernova, pudiendo dejar como remanente una estrella

de neutrones o incluso un agujero negro. Una estrella tan enorme como KY Cygni también es muy luminosa. Su luminosidad es 270.000 veces superior a la luminosidad solar, aunque en esta faceta es claramente

superada por otras estrellas más masivas y calientes. Es una variable irregular cuyo brillo varía entre magnitud aparente +13,5 y +15,5. 

Datos Constelación: Cygnus 

Ascensión recta α: 20h 25min 57.2s Declinación δ: +38º 21’ 11’’ 

Distancia: 5200 años-luz (aprox) Magnitud visual: +13,5 a +15,5 (variable) 

Magnitud absoluta: -8,84 Luminosidad: 270.000 soles 

Temperatura: 3500 K Masa: 25 soles 

Radio: 1420 soles Masa: 25 soles 

Tipo espectral: M3 m 

7.- KW Sagittarii es una estrella supergigante roja situada en la constelación de Sagitario, a una distancia de 9800 años luz

del Sol. Con una magnitud aparente de 9,35 es demasiado débil para ser visible a simple vista, necesitando de un telescopio para poder observarla. Su luminosidad es de

aproximadamente 370.000 veces la del Sol y su diámetro de 1460 veces el de ésa estrella, lo cual la convierte en una de

las estrellas más grandes conocidas -en el lugar del Sol, llegaría a mitad de camino de las órbitas de Júpiter y de

Saturno-. 

Datos Constelación: Sagitario 

Ascensión recta (α): 17h 52m 00.7s Declinación (δ): -28° 01' 20.6" 

Mag. aparente (V): 11 Clasificación estelar: M1.5 Iab 

Variabilidad: N1? Otras designaciones: HD 316496, HIP 87433. 

6.- RW Cephei es una estrella hipergigante situada en la constelación de Cefeo. Con una magnitud aparente de 6,45 está en el límite de la visibilidad a simple vista, pero es un objeto muy fácil para binoculares. De tipo espectral K0 (algunas fuentes dan, sin embargo, G8 ó incluso F0 -lo que puede indicar un tipo espectral variable-), su distancia no es muy bien conocida, pero por pertenecer a la misma asociación estelar que HR 8752 (Cepheus OB1) se ha

estimado una distancia similar a ella (unos 7800 años luz, pero dadas las incertidumbres en su distancia podría estar incluso a 11000 años luz), lo que

significa una magnitud bolométrica de -9,6 y una luminosidad efectiva de más de 500000 veces la del Sol. A diferencia de otras estrellas de su tipo, no se ha

encontrado material expulsado a su alrededor. 

Datos Constelación: Cefeo. 

Ascensión recta α: 22h 23min 07.02s Declinación δ +55º 57’ 47.6’’ 

Distancia 7800 años-luz Magnitud visual +6,52 Magnitud absoluta -9,2 

Luminosidad 500,000 soles Radio: 1500 

Tipo espectral: KO Ia-O 

5.- V354 Cephei es una estrella hipergigante roja localizada en la Vía Láctea. Está localizada a

aproximadamente 9,000 años luz de nuestro Sol y es considerada actualmente la cuarta estrella más

grande conocida, con un diámetro 1520 veces el del Sol. Si estuviese colocada en el centro de nuestro

Sistema Solar, se extendería tanto que su superficie estaría entre las órbitas de Júpiter y Saturno. 

Datos Constelación: Cepheus 

Ascensión recta α: 22h 33m 35.0s Declinación δ: 58° 53′ 45″ 

Distancia: 9000 años-luz (aprox) Radio: 1520 radios solares Tipo espectral: M2.5 Iab 

4.- Mu Cephei (μ Cephei / Mi Cephei / HD 206936) es una estrella en la constelación de Cefeo de magnitud aparente media +4,04.2 Recibe el título de Estrella granate debido a su intenso color rojo,

especialmente destacado si se la observa a través de prismáticos o telescopios pequeños. Se encuentra a una incierta distancia del Sistema Solar comprendida entre 2.400 y 2.800 años luz. 

Mu Cephei una estrella hipergigante roja de tipo espectral M2Ia2 o M1I1 una de las estrellas más grandes que se conocen. Su diámetro —calculado a partir de la medida directa de su diámetro aparente

de 0,021 segundos de arco y considerando que está a 2.400 años luz— es 1.650 veces mayor que el solar, equivalente a unas 13,5 UA; otros autores, sin embargo, le asignan un diámetro menor, 1420

veces más grande que el del Sol.1 Su comparación con la estrella de Barnard, una enana roja cercana, equivale a comparar una cabeza de alfiler con la cúpula de la Basílica de San Pedro; si se considera que

la luz tarda 0,133 segundos en circunnavegar la Tierra y 14,577 segundos en circunnavegar el Sol, la cifra empleada en el caso de Mu Cephei —24.077,8 segundos o 6,69 horas—, da una clara idea del

tamaño asombroso de esta estrella. La luminosidad de Mu Cephei equivale a 350.000 veces la del Sol —para una distancia de 2.400 años luz—, pero si se considera la distancia mayor de 2.800 años luz, su luminosidad asciende a 475.000 soles.

Su temperatura superficial es de 3700 K. Mu Cephei está rodeada por lo que parece un gran disco de polvo y agua cuyo radio interno y externo

equivale, respectivamente, a dos y cuatro veces el radio de la estrella. Asimismo, en torno a Mu Cephei se ha detectado una nebulosa circumestelar, sólo visible en el infrarrojo, de forma esférica —excepto en su interior, donde tiene una pronunciada morfología asimétrica—, cuyo radio es de al menos 6 segundos

de arco. Los modelos indican que durante los últimos 1000 años, Mu Cephei ha por año. 

semirregular de 800 - 1000 días. 

Datos Constelación: Cefeo 

Ascensión recta α: 21h 43min 30,46s Declinación δ: +58° 46’ 48,2’’ 

Distancia: 2400 años luz (aprox) Magnitud visual: +4,1 

Magnitud absoluta: -7,631 Luminosidad: 353.000 soles 

Temperatura: 3700 K Radio: 1.450 soles 

Tipo espectral: M2Ia Velocidad radial: +20,63 km/s 

3.- VV Cephei (VV Cep / HD 208816) es una estrella variable situada en la constelación de Cepheus de magnitud aparente +4,91. Es una estrella binaria compuesta por una hipergigante roja, VV Cephei A, y una estrella blanco-azulada de la secuencia principal, VV Cephei B. El sistema se encuentra a unos 3000 años luz del Sistema Solar. 

a) VV Cephei A es una hipergigante roja luminosa de tipo espectral M2Iape, siendo una de las estrellas más grandes conocidas con un radio comprendido entre 1000 y 2200 veces el radio solar. Traducido a unidades astronómicas (UA),

tiene un radio entre 4,7 y 10,4 UA, lo que implica que si se encontrase en el lugar del Sol —considerando el valor máximo—, su superficie se extendería más allá de la órbita de Saturno. Su temperatura superficial no bien conocida,

cifrándose en el rango de 3300 - 3650 K. Al estar muy alejada de la Tierra, la distancia a la que se encuentra es incierta, por lo que su luminosidad puede estar comprendida entre 163.000 y 535.000 veces la del Sol. Su masa se

estima entre 25 y 40 masas solares. VV Cephei A no posee forma esférica, sino que debido a la fuerza de marea producida por la atracción gravitatoria de su compañera, tiene forma de gota y cede materia a un disco que se forma en torno a VV Cephei B. Asimismo, es una estrella pulsante semirregular cuyo brillo varía de centésimas a décimas de magnitud. Se conocen distintos períodos de oscilación de 58, 118 y 349 días, así como otro más largo de 13,7 años. Una estrella de estas características (en

estos momentos fusionando helio en átomos de carbono) no puede terminar sus días sino como una supernova, cuya explosión puede expulsar a su compañera a gran velocidad convirtiéndola en una estrella fugitiva. 

b) VV Cephei B es mucho menos conocida que su enorme compañera. Catalogada como una estrella B8Ve, su masa puede ser varias veces mayor que la masa solar. La transferencia de masa entre las dos estrellas probablemente

produce súbitos cambios en el período orbital del sistema. Actualmente VV Cephei B se mueve en una órbita excéntrica a una distancia de VV Cephei A comprendida entre 17 y 34 UA, siendo el período orbital de 20,4 años.

Cuando VV Cephei A pasa por delante de VV Cephei B se produce un eclipse de 250 días de duración que hace que su brillo disminuya en un 20%. 

Datos Constelación: Cepheus 

Ascensión recta α: 21h 56min 39,14s Declinación δ: +63º 37’ 32,0’’ 

Distancia: 3000 años luz (aprox) Magnitud visual: +4,91 

Magnitud absoluta: -6,93 Luminosidad: 163.000 - 535.000 soles 

Temperatura: 3300 - 3650 K Masa: 25 - 40 soles 

Radio: 1000 - 2200 soles Tipo espectral: M2Iape 

Velocidad radial: -18,7 km/s Otros nombres: HD 208816, HR 8383, HIP 108317, SAO 19753 

2.- WOH G64 (2MASS J04551048-6820298 / MSX LMC 1182) es una estrella de gran tamaño y luminosidad situada en la Gran Nube de Magallanes. Su velocidad radial de 294 km/s es la misma que la del gas en rotación en el disco de la vecina galaxia, lo que confirma su pertenencia a ella y descarta que

se trate de una inusual gigante del halo. WOH G64 es una hipergigante roja de tipo espectral M7.5.3 Inicialmente, su enorme luminosidad —

estimada en 500.000 soles— y su masa de 40 masas solares parecían incompatibles con su baja temperatura de 3200 K, sugerida por mediciones espectroscópicas. Posteriores estudios demostraron que el polvo y el gas en torno a la estrella forman un espeso anillo toroidal alrededor de ésta y no una

envoltura esférica; ello permite reducir la estimación de su luminosidad en un factor 2, por lo que actualmente su luminosidad se cifra en 282.000 soles. Asimismo, su masa inicial se estima ahora en 25 masas solares, valor más acorde con los modelos de evolución estelar,4 y su temperatura efectiva en 3400 ± 25 K. Habiendo perdido entre el 10 y el 40 % de su masa, se encamina hacia su destino como

supernova. Se piensa que ello puede suceder de aquí a 10.000 años. Recientes estudios indican que el diámetro de WOH G64 es 1540 veces más grande que el del Sol,

siendo la estrella más grande de su galaxia. Las dimensiones de WOH G64 son tales que, situada en el centro del Sistema Solar, su superficie alcanzaría la órbita de Júpiter. El límite interior del anillo que la

rodea se sitúa a 120 UA, mientras que el diámetro externo del anillo, 60.000 UA, equivale a casi un año luz. 

WOH G64 es una conocida fuente de máser de OH, SiO y H2O, con dos componentes de máser distintos, lo que sugiere una importante pérdida de masa estelar así como dos distintas envolturas de polvo en

expansión. Asimismo, muestra un inusual espectro de emisión nebular; el gas caliente es rico en nitrógeno y posee una velocidad radial considerablemente más positiva que la de la estrella. 

Datos Constelación: Dorado 

Ascensión recta α: 04h 55min 10,49s Declinación δ: -68º 20’ 29,8’’ Distancia: 163.000 años luz 

Magnitud visual: +18 Magnitud absoluta: -8,9 

Luminosidad: 282.000 soles Temperatura: 3400 ± 25 K 

Radio: 1540 soles Masa:16 -22 soles 

Tipo espectral: M7.5 

1.- VY Canis Majoris (VY CMa), es una estrella hipergigante roja, la más grande y una de las más luminosas conocidas hasta hoy día, localizada en la constelación de Canis Major. 

Características físicas 

Hay dos opiniones diferentes en relación con VY CMa. Una de ellas (según estudios de un equipo de astrónomos liderado por Roberta Humpreys pertenecientes a la Universidad de Minnesota, y que la han estudiado a través del Telescopio

Espacial Hubble y el observatorio W.M. Keula en Hawái) es que la estrella es una enorme y luminosa hipergigante roja, con un radio entre 1800 y 2600 radios solares, en cuyo caso su superficie se extendería, si se la ubicara en el lugar del Sol, más allá de la órbita de Saturno. La otra (en base a los estudios de Massey, Levesque y Plez), es que la estrella es

una supergigante normal, con un radio estimado en los 600 radios solares. Estimaciones anteriores de su diámetro la han hecho aún más grande, con un radio de 14 unidades astronómicas, lo que equivale a 3000 radios solares. Hay que tener en cuenta que, al parecer, no es posible ver directamente la fotosfera de VY Canis Majoris, y que lo que en realidad se observa es luz reflejada y reemitida por los granos de polvo existentes en

las capas de material expulsadas por ella, lo que dificulta su estudio; la estrella se ha desprendido ya de una buena parte de su atmósfera, creando a su alrededor una capa que contiene polvo y aproximadamente el doble del oxígeno que de carbono y que ha sido estudiada en detalle por el Telescopio Espacial Hubble, mostrando diversos arcos que han sido

interpretados como producidos por violentas erupciones solares. Durante un tiempo se pensó que esta estrella sería un sistema estelar múltiple (de hecho, la estrella aparece en varios

catálogos de estrellas dobles y múltiples), pero aunque se haya podido comprobar que las presuntas «compañeras» son en realidad condensaciones en la mencionada nebulosa y no estrellas reales, algunos autores consideran que quizás exista una compañera auténtica, con un período de rotación alrededor de VY Canis Majoris de varios miles de años. 

También se ha estimado que esta estrella pueda convertirse en supernova dentro de unos 3200 años. La distancia a la que se asume está VY Canis Majoris (1,5 kilopársecs (kpc)) se ha derivado asumiendo que está asociada al cúmulo abierto NGC 2362, que no está muy lejos de ella en el cielo, y a una nube molecular que se cree está también a esa distancia; sin embargo, recientemente, un grupo de astrónomos japoneses ha recalculado la distancia a la estrella, obteniendo alrededor de 1,14 kpc. Como consecuencia de esta menor distancia se deduce una menor luminosidad para

la estrella, de 300.000 veces la del Sol (y, por tanto, un diámetro reducido en una medida similar). Aun así, VY Canis Majoris no pierde su status de hipergigante roja, siendo comparable a otras estrellas de su tipo cómo μ Cephei o KW

Sagittarii. 

Datos Constelación: Can Mayor 

Otras denominaciones: HIP 35793 Ascensión recta α: 07h 22min 58.33s 

Declinación δ: -25° 46’ 03.2’’ Distancia: 5000 años luz Magnitud visual: +8,5 

Radio: Entre 600 y 2600 R. Sol según autor Tipo espectral: M5Ie