Cúmulo estelar NGC 7419

Lunes 18 de Mayo de 2026

Mirando en dirección a la Constelación de Cepheus, se encuentra el cúmulo estelar abierto NGC 7419, también catalogado como Collinder 453. Se sitúa a  una distancia de unos 7.500 años luz de la Tierra y tiene una edad de aproximadamente14 millones de años. Este cúmulo destaca por contener 5 estrellas supergigantes rojas, la más brillante de las cinco supergigantes rojas, llamada MY Cephei, es excepcionalmente fría. MY Cephei es una estrella variable semi irregular, cuya luminosida varía entre las magnitudes 14,4 y 15,3.

Las estrellas calientes más brillantes del cúmulo tienen un tipo espectral BC2, lo que indica que tienen niveles elevados de carbono. Las estrellas más calientes del cúmulo son visualmente débiles debido a una extinción de la luz causada por el material interestelar. La ausencia de supergigantes azules se da en cúmulos de baja metalicidad. pero NGC 7419 es joven y tiene una metalicidad cercana a la solar.

Las estrellas de rápida rotación podrían explicar esta tendencia evolutiva, favoreciendo una alta pérdida de masa y la rápida evolución de estrellas masivas hacia supergigantes rojas. Esta conclusión también es consistente con la alta proporción de estrellas de tipo Be en el cúmulo. Visible en el mismo campo y tan prominente como las supergigantes rojas en imágenes infrarrojas es la estrella de carbono MZ Cephei, que está mucho más cerca de nosotros que NGC 7419. Es una estrella variable irregular lenta.

La estrella más brillante visualmente en la región central del cúmulo es una gigante amarilla, situada a una distancia de unos 1.600 años luz, según la astrometría de Gaia. La estrella cercana aún más brillante HD 216721 también es un objeto en primer plano. Más lejos aún del centro del cúmulo se encuentra la binaria eclipsante de séptima magnitud V453 Cephei, situada a unos 800 años luz de nosotros. En esta imagen el norte está arriba.

Crédito:  Aladin Sky Atlas / CDS

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
NGC 7419 / Collinder 453 / C 2252+605 / LISC 0824 / OCl 250 / MWSC 3672	22:54:19.0	+60º 48' 50''	V = 13.0	Simbad
V* MY Cephei / TIC 12961551 / IRC +60375 / RAFGL 2987 / CSV 8802 NGC 7419 BMD 950 / NGC 7419 BNSW b / ZTF J225431.70+604939.1 AKARI-IRC-V1 J2254316+604938 / IRAS 22525+6033 / [PCC93] 474 2MASS J22543171+6049388 / UCAC4 755-075760 / [MO2001] 23 WISE J225431.85+604938.2 / Gaia DR2 2014636804844397824 Gaia DR3 2014636804844397824	22:54:31.6975387464	+60º 49' 38.973030780''	V = 13.770	Simbad
V* MZ Cephei / TIC 12961170 / NGC 7419 BNSW g / IRAS 22527+6030 CGCS 5768 / CSV 8803 / IRCO 718 / 2MASS J22544515+6046422 MSX6C G109.1632+01.0645 / Gaia DR2 2014632784754912384 Gaia DR3 2014632784754912384	22:54:45.1377009072	+60º 46' 42.133282140''	G = 11.689539	Simbad
HD 216721 / SAO 20306 / TIC 12961695 / TYC 4278-474-1 / UBV 19646 AG+60 1510 / BD+60 2456 / EN# +1.00216721 / GSC 04278-00474 HIC 113074 / HIP 113074 / PPM 24037 / 2MASS J22540150+6051121 Gaia DR1 2014648658951945728 / Gaia DR2 2014648663251919744 Gaia DR3 2014648663251919744	22:54:01.4970248808	+60º 51' 11.966580684''	V = 8.56	Simbad
V* V453 Cep / HD 216572 / SAO 20292 / TIC 12790306 / TYC 4278-462-1 BD+60 2453 / HIC 112972 / HIP 112972 / GSC 04278-00462 / GC 31917 ADS 16334 A / STF 2953A / CSI+60 2453 1 / PPM 400302 / SKY# 43465 CCDM J22528+6055A / TD1 29436 / UBV 19622 / IDS 22488+6023 A 2MASS J22524582+6054583 / SDSS J225245.83+605459.2 WDS J22527+6055A / WISE J225245.79+605458.3 2XMM J225245.8+605458 / Gaia DR3 2014647632459342848	22:52:45.7970990617	+60º 54' 58.613633699''	V = 7.57	Simbad

Conjunción planetaria sobre Mauna Kea

Domingo 17 de Mayo de 2026

Venus, Saturno y Marte brillan en el cielo matutino sobre un mar de nubes, tal como se ve desde Mauna Kea, captados justo antes del amanecer mientras se alinean en un impresionante espectáculo previo al alba. Esta imagen fue tomada por el astrónomo y embajador de NOIRLab Petr Horálek y fue liberada el 31 de marzo de 2026.

Fotografía Original

Crédito:  NOIRLab / NSF / AURA / Petr Horálek (Instituto de física de Opava)

Nombre	LAT	LON	Datos
Mauna Kea	19.822890	-155.469777	Maps

LDN 1251 por Bernard Miller

Sábado 16 de Mayo de 2026

En esta imagen del astrónomo Bernard Miller, las estrellas se están formando en la nebulosa oscura LDN 1251. Se localiza en dirección a la Constelación de Cepheus y se sitúa a una distancia de unos 1.000 años luz de la Tierra. La nube molecular de polvo es parte de un complejo de nebulosas oscuras y vaga a la deriva por encima del plano de nuestra galaxia, la Vía Láctea. Al otro lado del espectro, exploraciones astronómicas de las oscuras nubes interestelares, revelan las crisis energéticas y emanaciones asociadas a las estrellas recién nacidas.

Esta crisis incluyen el brillo rojizo de los reveladores objetos Herbig-Haro esparcidos que se aprecian por toda la imagen. Distantes galaxias de fondo también están al acecho en la escena, casi ocultas visualmente detrás de la extensión polvorienta de la nube molecular. Dado su tamaño aparente y la distancia estimada, se deduce que toda la nebulosa tiene un tamaño de 17 años luz. En las regiones más oscuras de la nube, se estén formando estrellas, la opacidad de éstas zonas indican la condensación de polvo y gas, un claro indicio de de que allí están surgiendo poderosas energías. En esta imagen el norte está 90º a la derecha de la vertical. Detalles técnicos.

Crédito:  Bernard Miller / AZSTARMAN

Nombre	RA	DEC	Datos
LDN 1251 / [DB2002b] G114.51+14.65	22:36:06.0	+75º 16' 00''	Simbad

Dentro de Messier 33

Viernes 15 de Mayo de 2026

Esta imagen tomada con el Very Large Telescope muestra un primer plano del interior de la Galaxia del Triángulo Messier 33, que se localiza en dirección a la Constelación de Triangulum y se sitúa a una distancia de 2.878.000 años luz de la Vía Láctea. La imagen revela con gran detalle la diversidad y complejidad del gas y el polvo presente entre las estrellas, que no son como a menudo imaginamos. Estas estrellas se encuentran en entornos ricos y complejos a los que dan forma de manera activa.

Estudiar esta interacción cósmica nos enseña cómo se forman las estrellas y cómo su radiación afecta al material circundante, lo que nos ayuda a entender cómo evolucionan las galaxias en su conjunto. Conocida también como NGC 598, es una espiral que contiene entorno a 35.000 millones de estrellas, pero su tamaño es parecido al resto de galaxias espirales conocidas. La Galaxia del Triángulo está gravitacionalmente ligada a la Galaxia de Andrómeda Messier 31, separadas por 750.000 años luz y a la que orbita en una trayectoria de alta excentricidad.

Se dice que la Galaxia del Triángulo, es la única galaxia después de M31, que puede observarse a ojo desnudo bajo condiciones excepcionales, aunque también hay antiguas anotaciones que mencionan que la Galaxia de Bode Messier 81, situada hacia la Constelación de Ursa Major, también se puede observar a simple vista, pero para muchas personas M33 sigue siendo el objeto visible a simple vista más distante. Esta galaxia es muy grande y difusa y el mejor instrumento para observarla son unos binoculares o un telescopio trabajando a muy bajos aumentos, pudiendo incluso bajo condiciones muy buenas apreciar con ellos los brazos espirales.

Lo más importante e interesante que han destacado los expertos de M33 es que se trata de un auténtico hervidero de estrellas nacientes, en donde surgen soles a un ritmo muy superior al que nos tiene acostumbrados nuestra Vía Láctea, conteniendo además de a NGC 604 algunas de las asociaciones estelares más ricas y brillantes del Grupo Local. M33 tiene un décimo de la masa de la Vía Láctea y mide unos 60.000 años luz de largo, aproximadamente la mitad que nuestra galaxia. Un reciente estudio infrarrojo llevado a cabo por el Telescopio Espacial Spitzer, muestra que M33 es mayor de lo que puede  apreciarse en el espectro visible, llegando sus nubes de polvo más allá de lo que se aprecia en las fotografías.

M33 está unida a M31 por una corriente de hidrógeno neutro y según estudios recientes también por diversas corrientes de estrellas, además de tener distorsionada la parte más externa de su disco de estrellas y gas, lo que indica un acercamiento pasado entre las dos, y su destino final puede ser acabar colisionando y fusionándose con Andrómeda, algo que se desconoce cuándo ocurrirá, pero quizás antes de la colisión entre M31 y la Vía Láctea. Investigaciones recientes indican que hubo un acercamiento entre ambas galaxias hace unos 2.500 millones de años y que se producirá otro considerablemente más violento dentro de 2.000 millones de años.

Esta galaxia fue descubierta por el astrónomo italiano Giovanni Battista Hodierna antes de 1654. Charles Messier la observó el 25 de agosto de 1764, quién la incluyó en su catálogo como Messier 33. La galaxia del Triángulo también fue observada por Johann Elert Bode el 18 de agosto de 1775, por William Herschel el 11 de septiembre de 1784, y una observación anotada por John Herschel el 15 de septiembre de 1828. Visite este enlace para ver una imagen completa de la galaxia y su entorno, que incluye anotaciones de sus principales asignaciones. Esta imagen fue rotada 90º hacia la derecha para apreciar mejor los detalles. ESO no informa acerca de la orientación de la imagen.

Fotografía Original

Crédito:  ESO / A. Feltre / F. Belfiore / G. Cresci

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
Messier 33 / M 33 / M33 / NGC 598 / Triangulum Galaxy / Triangulum Pinwheel LEDA 5818 / UGC 1117 / 1AXG J013351+3039 / 2E 409 / 2E 0131.0+3024 / Z 502-110 1ES 0131+30.3 / HIJASS J0133+30 / MCG+05-04-069 / RX J013351+30399 / RBS 214 UZC J013351.1+303922 / Z 0131.0+3024 / 2MASX J01335090+3039357 / TC 906 1RXS J013350.9+303932 / [CHM2007] LDC 160 J013350.90+3039357	01:33:50.8965749232	+30º 39' 36.630403128''	V = 5.72	Simbad

Un faro de luz cósmico

Jueves 14 de Mayo de 2026

En el corazón de Messier 77 se encuentra una región compacta repleta de gas caliente que brilla con luz propia, superando incluso la capacidad de captación de luz de las cámaras del Telescopio Espacial James Webb. Se trata de un núcleo galáctico activo, conocido por los astrónomos como un AGN, que se alimenta por el agujero negro supermasivo central de la galaxia, cuya masa es ocho millones de veces la del Sol. El gas de las regiones centrales es atraído por la intensa gravedad hacia una órbita compacta de alta velocidad alrededor del agujero negro, donde colisiona y se calienta, liberando enormes cantidades de radiación.

Las brillantes líneas naranjas que parecen irradiar desde el centro de Messier 77 no son una característica de la galaxia, en realidad es un tipo de distorsión que surge del diseño óptico del telescopio, lo que los astrónomos llaman picos de difracción. Estal ocho líneas naranjas se crean debido a la intensa luz del AGN. Para que aparezcan los picos de difracción, la fuente de luz tiene que ser muy brillante y muy concentrada, por lo que se ven con mayor frecuencia en las estrellas. Pero en algunas galaxias, como en este caso, el núcleo es lo suficientemente brillante y compacto como para que también aparezcan los picos de difracción.

Messier 77, también catalogada como Arp 37 y NGC 1068, no solo es conocida por su AGN fácilmente visible, sino también por ser una galaxia con una prolífica formación estelar. La imagen en infrarrojo cercano de M77 revela una barra que se extiende por la región central, la cual no aparece en las imágenes de luz visible de la galaxia. Esta barra está rodeada por un anillo brillante, llamado anillo de formación estelar, formado por los extremos internos de los dos brazos espirales.

Las regiones de formación estelar en las galaxias se caracterizan por tasas de formación estelar extremadamente altas. Este anillo tiene más de 6.000 años luz de diámetro y muestra intensos y extensos brotes de formación estelar, visibles en esta imagen por las densas burbujas naranjas que lo rodean. Dado que M77 se encuentra relativamente cerca de la Vía Láctea, este anillo de formación estelar es un fenómeno muy estudiado.

Como galaxia espiral activa, el disco de M77 está repleto de gas y polvo, producto y combustible de la formación estelar futura. El instrumento MIRI del telescopio Webb completa nuestra visión de la galaxia con el resplandor de los granos de polvo interestelar emitidos en longitudes de onda más largas, que se muestran aquí en azul. El polvo forma un enorme vórtice de filamentos humeantes y arremolinados con cavidades entre ellos. Las brillantes burbujas anaranjadas, esculpidas por los cúmulos estelares recién formados, también son claramente visibles a lo largo de los brazos de la galaxia. Los brazos de M77 se unen formando un tenue anillo extendido de gas de hidrógeno de miles de años luz de ancho, donde continúa la formación estelar.

Vastos y tenues filamentos de gas de hidrógeno se extienden a través de este anillo hacia el espacio intergaláctico, formando una capa externa alrededor de la galaxia. Debido a la apariencia de tentáculos de estos filamentos, Messier 77 también recibe el nombre de Galaxia Calamar. Esta galaxia se localiza en dirección a la Constelación de Cetus y se sitúa a una distancia de unos 45 millones de años luz de la Vía Láctea. En esta galaxia fue observada laº supernova SN 2018ivc. Messier 77 fue descubierta por Pierre Méchain el 29 de octubre de 1780. En estas imágenes el norte está 26,5º a la izquierda de la vertical.

Fotografía Original 1
Fotografía Original 2
Fotografía Original 3

Crédito:  ESA / Webb / NASA / CSA / A. Leroy

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
Messier 77 / M 77 / M77 / Arp 37 / APG 37 / NGC 1068 / UGC 2188 LEDA 10266 / IRAS 02401-0013 / IRAS F02401-0013 / MSH 02-0-14 MCG+00-07-083 / MRC 0240-002 / NRAO 112 / BWE 0240-0013 AT20G J024240-000046 / 1AXG J024241-0000 / GRA B0240-00 6dFGS gJ024240.7-000048 / FIRST J024240.7-000046 / LHE 67 FL8Y J0242.6-0000 / GLEAM J024240-000041 / HIPASS J0242+00 INTREF 128 / ISOSS J02426-0000 / KUG 0240-002 / NAIC 0240-002 MITG J024240-0000 / NAICGB 0240-002 / NVSS J024240-000047 OHIO D -067 / PBC J0242.7-0000 / PKS J0242-0000 / PKS 0240-00 PKS 0240-002 / PMN J0242-0000 / PSCz Q02401-0013 / S3 0240-00 QSO B0240-002 / RAFGL 4220 / RAFGL 4220S / WB 0240-0013 1RXP J024240.9-000042 / RX J024239-00000 / RX J0242.6+0000 1RXS J024240.9-000046 / SINGG HIPASS J0242+00 / TXS 0240-002 SPASS J024245-000157 / SRGA J024239.8-000103 / XSS J02445-0000 SWIFT J0242.6+0000 / SWIFT J0242.9-0000 / VLSS J0242.6-0000 TGSSADR J024240.7-000047 / UZC J024240.7-000048 / Z 0240.1-0013 VLSSr J024240.8-000044 / 2MASX J02424077-0000478 / Z 388-98 SDSS J024240.70-000047.9 / XSS J02445-0000 / 9Y-MST J0242+0001 WISE J024240.69-000047.7 / 2XMM J024240.7-000046 / [DML87] 57 AAVSO 0237-00 / Gaia DR3 2498700788995507712	02:42:40.7091669408	-00º 00' 47.859690204''	V = 8.87	Simbad
SN 2018ivc / ATLAS 18zot / DLT 18aq / PSST 19aht / ZTF18acrcogn	02:42:41.276	-00º 00' 31.92''		Simbad

PN G114.7-01.2 por Jerry Yesavage

Miércoles 13 de Mayo de 2026

Esta imagen del astrónomo Jerome Yesavage, muestra una nebulosa planetaria llamada PN G114.7-01.2, que se localiza en dirección a la Constelación de Cassiopeia, el oeste de la brillante estrella Caph. Su pequeño tamaño no le exime de su belleza. De forma esférica, asimétrica y teñida del color rojo característico del hidrógeno, esta estrella expulsó material en uno de los últimos alientos de su vida.

El gas expulsado es ahora calentado y excitado por la radiación emitida por el núcleo de la estrella progenitora, expuesto al espacio. La estrella brillará hasta que paulatinamente se enfríe y su radiación no sea suficiente para ionizar el gas, es entonces cuando la nebulosa se apagará, sin embargo el material expulsado se unirá a una nube molecular cercana y servirá para crear nuevas estrellas. En esta imagen el norte está arriba. Detalles técnicos.

Crédito:  Jerry Yesavage / Astrobin / Sharpless Image Collection

Nombre	RA	DEC	Datos
PN G114.7-01.2 / IPHASX J234403.8+603242	23:44:03.8	+60º 32' 42''	Simbad