La Osa Mayor o Ursa Major (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 thumb|left|Constelación Osa Mayor 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. Esta asociación estelar es una de las más cercanas a la Tierra y tiene una edad de 400 millones de años aproximadamente. La más brillante de sus componentes 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 V* eps UMa -- Variable Star of alpha2 CVn type (SIMBAD) 104 veces más luminosa que el Sol con una masa de 2.9 masas solares. Es una estrella Ap químicamente peculiar, la más brillante de su clase; su espectro es variable y también muestra variabilidad magnética y fotométrica.
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 alf UMa -- Spectroscopic binary (SIMBAD) cuyo período orbital es de 44.5 años. 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. Le sigue en brillo η Ursae Majoris, oficialmente llamada Alkaid y conocida también como Benetnasch, una estrella blanco-azulada de la secuencia principal de tipo espectral B3Veta UMa -- High proper-motion Star (SIMBAD) con una temperatura efectiva de 17 000 K.
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, con períodos de 20.54 y 175.55 días respectivamente. Tres de las cuatro componentes son estrellas blancas de la secuencia principal. 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 Mizar y Alcor se estima en unas 74 000 ua. 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,* bet UMa -- High Proper Motion Star (SIMBAD) A0VName Phecda - Emission-line Star (SIMBAD) y A2Vn* del UMa -- High Proper Motion Star (SIMBAD) respectivamente. Megrez es la más masiva de las tres con una masa 2.4 veces mayor que la del Sol, mientras que alrededor de Merak se extiende un disco circunestelar de escombros, detectado por el exceso de emisión en el infrarrojo. Phecda tiene como compañera estelar una enana naranja cuyo período orbital es de 20.5 años. Asimismo, κ Ursae Majoris es otra binaria compuesta por dos estrellas blancas de la secuencia principal que orbitan entre sí cada 35.6 años. λ Ursae Majors es una subgigante más evolucionada, de tipo A1IV, con una masa de 2.1 masas solares.
ι Ursae Majoris (oficialmente llamada Talitha) es un sistema cuádruple que consta de dos binarias: por una parte, una binaria espectroscópica formada por una subgigante de tipo F0V–IV cuya acompañante es probablemente una enana blanca, y por otra, una binaria formada por dos enanas rojas. Se piensa que el sistema es inestable. Igualmente, φ Ursae Majoris es una binaria con dos subgigantes blancas de tipo A3IV con un período orbital de 105.4 años.
ν Ursae Majoris —llamada Alula Borealis— y ψ Ursae Majoris son gigantes naranjas de tipo K3III y K1III respectivamente; la primera tiene un diámetro 57 veces mayor que el del Sol y la segunda es 19.7 veces más grande que nuestra estrella. ο Ursae Majoris (Muscida) es otra gigante más caliente de tipo G5III y 5266 K de temperatura con un contenido metálico menor que el del Sol ([M/H] = -0,11) En torno a la gigante de tipo K1III π2 Ursae Majoris se ha detectado un planeta que tiene al menos 7.1 veces la masa de Júpiter y orbita a 0.87 ua de ella. En la Osa Mayor también se pueden observar varias gigantes rojas de tipo M brillantes. μ Ursae Majoris, llamada Tania Australis, tiene tipo espectral M0III y es una binaria espectroscópica con un período orbital de 230 días. Por su parte, ρ Ursae Majoris es una estrella de la rama asintótica gigante de tipo M3III; tiene una temperatura superficial de 3279 K 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— 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. Es una binaria eclipsante de contacto cuyas componentes comparten una capa exterior común, por lo que ambas estrellas tienen el mismo tipo espectral, G2Vn.V* W UMa -- Eclipsing binary (SIMBAD) La órbita del sistema es circular con un período orbital de solo 0.3336 días, u ocho horas y 23 segundos. Es el prototipo de esta clase de variables, conocidas como variables W Ursae Majoris. Otra variable de este tipo en la constelación es AW Ursae Majoris, siendo su período ligeramente mayor, 0.4387 días. 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. 83 Ursae Majoris (IQ Ursae Majoris) es otra gigante roja de tipo M2III con un contenido en metales muy bajo ([Fe/H] = -1.03) e igualmente una variable semirregular cuyo brillo varía 0.06 magnitudes. De muy distintas características es SU Ursae Majoris, una nova enana dentro del grupo de las variables cataclísmicas. thumb|izquierda|Órbitas de los planetas en torno a 47 Ursae Majoris En esta constelación se encuentran varias enanas amarillas análogas al Sol. π1 Ursae Majoris, de tipo G0.5V,3 UMa - Variable of BY Dra type (SIMBAD) es una estrella joven de 200 millones de años de edad; clasificada como variable BY Draconis, fue la primera estrella de tipo solar en donde se observó la emisión de una llamarada de rayos X. 61 Ursae Majoris es una estrella de tipo G8V, más fría y de menor tamaño que el Sol, situada a 31.1 años luz.61 Ursae Majoris (SIMBAD) Algo más alejada —a 41.9 años luz—, 36 Ursae Majoris es una estrella de tipo F8V con una temperatura efectiva de 6110 K; 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). Más caliente y evolucionada, θ Ursae Majoris es una subgigante de tipo F6IV con una luminosidad 7.9 veces mayor que la del Sol. 47 Ursae Majoris —denominada Chalawan por la IAU— es una estrella de tipo G1V47 Ursae Majoris (SIMBAD) donde se han descubierto tres planetas extrasolares a 2.1, 3.4 y 12.6 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. 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. 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 seis horas. Nasti —nombre que recibe HD 68988— es otra enana amarilla con un planeta y una enana marrón 15 veces más masiva que Júpiter. 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. miniatura|Posición de las estrellas y enanas marrones más próximas al Sol (Lalande 21185 en la parte inferior de la imagen) 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. A 0.079 ua de ella orbita un planeta extrasolar cuya masa es, al menos, 2.69 veces mayor que la de la Tierra; la presencia de un segundo planeta, con una masa al menos 14 veces mayor que la de la Tierra, fue confirmada en 2021. Igualmente, en torno a la enana roja HIP 57050 se han descubierto dos planetas, que orbitan a 0.17 y 0.91 ua. 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.WX Ursae Majoris - Flare Star (SIMBAD) Groombridge 1618, distante tres 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 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 galácticoGroombridge 1830 (Solstation) cuya metalicidad equivale al 9 % de la que tiene el Sol. De igual manera, SDSS J110217.48+411315.4 es una enana blanca «ultrafría» que, con una temperatura de solo 3565 K, también se considera una posible visitante procedente del halo galáctico. En contraste, WD 0948+534 es una de las enanas blancas ricas en hidrógeno más calientes que se conocen, alcanzando su temperatura efectiva 105 000 ± 5000 K; su masa estimada es 2/3 de la masa solar. izquierda|thumb|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. 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 y una temperatura de 94 000 K.
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, una de las más cercanas más allá del Grupo Local. Posiblemente sea la galaxia más importante de la agrupación galáctica de M81. 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. 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.
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, y se piensa que hace 200 millones de años tuvo un encuentro cercano con NGC 5474. M108 y M109 son también galaxias espirales más alejadas —a 31 y 85 millones de años luz respectivamente—, la segunda de ellas catalogada como espiral barrada de tipo «theta», observándose como un punto brumoso. miniatura|Imagen del Hubble de NGC 3079