Westerlund 2

Jueves 25 de Diciembre de 2025

 

Esta imagen tomada por el Telescopio Espacial James Webb en el infrarrojo cercano y medio, puede servir como anticipo para felicitar las fiestas navideñas a todas aquellas personas que las celebran. La imagen de aspecto festivo muestra el cúmulo estelar abierto Westerlund 2, que se ubica en dirección a la Constelación de Carina y se sitúa a una distancia de 20.000 años luz de la Tierra. Este cúmulo está repleto de estrellas jóvenes y masivas, cuyos intensos vientos dan forma al vecindario gaseoso.

La burbuja excavada por las jóvenes estrellas están barriendo las nubes circundantes, vistas aquí en color rojo naranja, que en realidad son las pareces formadas por nubes enredadas. El material que está siendo empujado, erosionado e iluminado por la poderosa radiación del cúmulo. A lo largo del campo de visión hay innumerables estrellas diminutas que apenas comienzan a brillar, algunas todavía rodeadas por el gas y el polvo a partir del cual se formaron.

Los colores azules y rosas suaves son jirones de material más fino que flotan entre las nubes más densas. Esparcidas por el campo también hay muchas estrellas brillantes más cercanas a nosotros, cuyos picos de difracción en forma de estrella son creados por la óptica de Webb. El resultado es un vívido retrato de una guardería estelar en acción, donde la intensa energía de las estrellas recién nacidas talla formas dramáticas en la nebulosa circundante e impulsa el ciclo continuo de formación estelar.

Estas nuevas observaciones de Westerlund 2 han revelado, por primera vez, la población completa de enanas marrones en este joven cúmulo estelar extremadamente masivo, incluidos objetos tan pequeños como aproximadamente 10 veces la masa de Júpiter. Estos datos están permitiendo a los astrónomos encontrar varios cientos de estrellas con discos en varios estados evolutivos, lo que facilita nuestra comprensión de cómo evolucionan los discos y cómo se forman los planetas en cúmulos jóvenes tan masivos. Pase el ratón sobre la imagen para ver la que ha tomado el Telescopio Espacial Hubble en 2015. En esta imagen el norte está 141,4º a la derecha de la vertical.

Fotografía Original 1 
Fotografía Original 2 

Crédito Webb:  ESA / Webb / NASA / CSA / V. Almendros-Abad
M. Guarcello / K. Monsch / Equipo EWOCS

Crédito Hubble: NASA / ESA / Equipo de la Herencia del Hubble (STScI / AURA)
A. Nota (ESA / STScI) / Equipo de Ciencia Westerlund 2

Nombre	RA	DEC	Datos
Westerlund 2 / ESO 127-18 / Villafranca O-004 / C 1022-575 Cl VDBH 95 / TeV J1023-575 / 4FGL J1023.3-5747e 3FHL J1023.3-5747e / OCl 807 / MWSC 1801	10:23:58.1	-57º 45' 49''	Simbad

Arp 304 por Gregg Ruppel

Miércoles 24 de Diciembre de 2025

 

Esta imagen del astrónomo Gregg Ruppel, muestra una interacción de dos galaxias llamada Arp 304. Estas galaxias interactuando son NGC 1241 y NGC 1242. Se localizan en dirección a la Constelación de Eridanus y se sitúa a una distancia de unos 150 millones de años luz de la Vía Láctea. NGC 1241 es una galaxia espiral barrada, tiene un tamaño de 140.000 años luz de diámetro y está moderadamente inclinada desde nuestra perspectiva. Tiene dos brazos espirales bien definidos que se ramifican en otros mas pequeños y parten desde los extremos de la barra central, lo que le otorga la clasificación de una galaxia de gran diseño.

Una característica llamativa de NGC 1241 es que su bulbo central tiene forma cuadrada. Se ha detectado un anillo grumoso e inclinado circunnuclear con formación estelar activa en la región central de la galaxia, de él emana un tenue patrón en espiral con brazos. Dentro del anillo circunnuclear se detectó una característica similar a una barra que es casi perpendicular a la barra principal de la galaxia. Se ha descubierto que el núcleo de NGC 1241 es activo, lo que la convierte en una galaxia de tipo Seyfert 2. La teoría más aceptada sobre la fuente de energía de los núcleos galácticos activos es la presencia de un disco de acreción alrededor de un agujero negro supermasivo.

Por su parte, NGC 1242 también es una galaxia espiral barrada y es candidata a contener un núcleo galáctico activo. Se encuentra a una distancia similar a NGC 1241 y tiene un tamaño de unos 66.200 años luz de diámetro. Se trata de una interacción de galaxias de distintos tamaños pero características similares. La estrella en primer plano que brilla intensamente sobre Arp 304 es BD-09 606, de novena magnitud y tipo espectral GS. Ambas galaxias fueron descubiertas por William Herschel, primero observó a NGC 1241 el 10 de enero de 1785, casi dos años después, Herschel descubrió a NGC 1242 el 15 de diciembre de 1786. En esta imagen el norte está arriba. Detalles técnicos.

Crédito:  Gregg L. Ruppel / Gregg's Astronomy & Astrophotography

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
Arp 304 / APG 304 / NGC 1241 / LEDA 11887 / MCG-02-09-011 / AGC 430082 GSC 05294-00904 / IRAS 03088-0906 / IRAS F03088-0906 / HIPASS J0311-08 NVSS J031117-085508 / GLEAM J031117-085503 / PSCz P03088-0906 / VV 334a VV 334 / 6dFGS gJ031114.6-085519 / PMN J0311-0855 / SINGG HIPASS J0311-08 SWIFT J0311.2-0855 / TGSSADR J031118.0-085504 / VLSSr J031118.1-085503 VLSS J0311.3-0855 / 2MASX J03111463-0855197 / Gaia DR3 5167423695262439680	03:11:14.6195456232	-08º 55' 18.775959888''	V = 11.99	Simbad
NGC 1242 / LEDA 11892 / MBG 03089-0905 / MCG-02-09-012 AGC 430083 / GSC 05294-00840 / 2MASX J03111933-0854086 VV 334b / Gaia DR3 5167424107578628352	03:11:19.2878265768	-08º 54' 08.865935352''	V = 13.71	Simbad
BD-09 606 / SAO 130329 / TIC 9841154 / TYC 5294-802-1 / YZ 99 731 GSC 05294-00802 / HIC 14812 / HIP 14812 / PPM 185492 / SRS 4913 HERZ 10982 / GPM 47.810932-08.871819 / 2MASS J03111461-0852185 Gaia DR1 5167425237154796928 / Gaia DR2 5167425241450482304 Gaia DR3 5167425241450482304	03:11:14.6185434816	-08º 52' 18.509073600''	V = 9.26	Simbad

Un LFBOT en Cetus

Martes 23 de Diciembre de 2025

 

Entre los fenómenos cósmicos más desconcertantes descubiertos en las últimas décadas se encuentran los breves y muy brillantes destellos de luz azul y ultravioleta que se desvanecen gradualmente, dejando tras de sí débiles emisiones de radio y rayos X. Esta curiosa clase de objetos se conoce como Transitorios Ópticos Luminosos de Color Azul Rápido o LFBOT, y con poco más de una docena descubiertos hasta ahora, los astrónomos han debatido si son producidos por un tipo inusual de supernova o por gas interestelar cayendo en un agujero negro.

El análisis del LFBOT más brillante hasta la fecha, llamado AT 2024wpp y descubierto en 2024, muestra que no son ninguna de las dos cosas. En cambio, otro estudio concluyó que son causados por una perturbación extrema de las mareas, donde un agujero negro de hasta 100 veces la masa del Sol  destroza por completo a su estrella compañera masiva en cuestión de días. Este descubrimiento resuelve un enigma que lleva 10 años sin poder ser aclarado, pero también ilustra las muchas variedades de eventos estelares que enfrentan los astrónomos, cada una con su espectro de luz característico que evoluciona con el tiempo.

Descubrir los procesos que producen estas firmas luminosas únicas pone a prueba el conocimiento actual de la física de los agujeros negros y ayuda a los astrónomos a comprender la evolución de las estrellas en el Universo. El análisis de AT 2024wpp utilizan datos de una gran colección de telescopios que midieron las distintas longitudes de onda de la luz emitida por el LFBOT. Estos enigmáticos objetos recibieron su nombre porque son brillantes y visibles a distancias de entre cientos de millones y miles de millones de años luz y duran sólo unos pocos días. Producen luz de alta energía que va desde el extremo azul del espectro óptico hasta el ultravioleta y los rayos X.

El primero se vio en 2014, pero el primero con datos suficientes para analizar se registró en 2018 y, según la convención de nomenclatura estándar, se llamó En 2018cow. El nombre llevó a los investigadores a referirse a él como La Vaca, y los LFBOT posteriores han sido bautizados de forma irónica como Koala para ZTF18abvkwla, Demonio de Tasmania para AT 2022tsd y Pinzón para EN 2023fhn. Quizás AT 2024wpp será conocido como La Avispa. . La comprensión de que AT 2024wpp no podría haber sido el resultado de una supernova se produjo después de que los investigadores calcularon la energía que emitía, que resultó ser 100 veces mayor de lo que se produciría en una supernova normal.

La energía radiada requeriría la conversión de aproximadamente el 10% de la masa del Sol en energía en un plazo muy corto, de semanas. Las observaciones revelaron un exceso de luz infrarroja cercana emitida desde la fuente. Esta es solo la segunda vez que los astrónomos observan un fenómeno de este tipo, el otro caso fue AT 2018cow, que claramente no está presente en las explosiones estelares ordinarias. Estas observaciones establecen el exceso de infrarrojo cercano como una característica distintiva de los LFBOT, aunque ningún modelo puede explicar este hecho. Los investigadores plantean la hipótesis de que la luz intensa y de alta energía emitida durante esta perturbación extrema de las mareas fue una consecuencia de la larga historia parasitaria del sistema binario de agujeros negros.

Mientras reconstruyen esta historia, el agujero negro había estado succionando material de su compañero durante mucho tiempo, envolviéndose por completo en un halo de material demasiado alejado del agujero negro para que pudiera tragarlo. Luego, cuando la estrella compañera finalmente se acercó demasiado y fue destruída, el nuevo material fue arrastrado hacia el disco de acreción giratorio y se estrelló contra el material existente, generando rayos X, luz ultravioleta y luz azul. Gran parte del gas de su compañera también acabó girando hacia los polos del agujero negro, de donde fue expulsado en forma de chorro de material. El equipo calculó que los chorros viajaban a aproximadamente el 40% de la velocidad de la luz y generaron ondas de radio cuando encontraron el gas circundante.

Como la mayoría de los LFBOT, AT 2024wpp se encuentra en una galaxia de formación estelar activa, por lo que es posible encontrar estrellas grandes como estas. AT 2024wpp está a una distancia de unos 1.100 millones de años luz y es entre 5 y 10 veces más luminoso que AT 2018cow. La masa estimada de la estrella compañera que fue devorada era más de 10 veces la masa del Sol. Pudo haber sido lo que se conoce como una estrella Wolf-Rayet, que es una estrella muy caliente y evolucionada que ya ha consumido gran parte de su hidrógeno. Esto explicaría las débiles emisiones de hidrógeno de AT 2024wpp. AT 2024wpp se localiza en dirección a la Constelación de Cetus En esta imagen el norte está 0,1º a la derecha de la vertical.

Fotografía Original 

Crédito:  Observatorio Internacional Gemini / NOIRLab / NSF / AURA
Procesamiento: J. Miller (Observatorio Internacional Gemini / NSF NOIRLab)
TA Rector (Universidad de Alaska Anchorage / NSF NOIRLab)
Mahdi Zamani y Davide de Martin (NSF NOIRLab)

Nombre	RA	DEC	Datos
SN 2024wpp / AT 2024wpp / ATLAS 24ond / PSST 24jhj / ZTF24abjjpbo	02:42:05.4989272	-16º 57' 22.896653''	Simbad

NGC 4388

Lunes 22 de Diciembre de 2025

 

Esta imagen tomada por el Telescopio Espacial Hubble, muestra la galaxia espiral de tipo Seyfert 2 llamada NGC 4388, un miembro prominente del Cúmulo de Galaxias de Virgo, el cúmulo galáctico más cercano a la Vía Láctea. NGC 4388 se sitúa a una distancia de unos 60 millones de años luz de nuestra  galaxia y se localiza en dirección a la Constelación de Virgo. NGC 4388 está inclinada en un ángulo acentuado en relación con nuestra línea de visión, lo  que permite ver su bulbo y su grosor.

En 2016, el Hubble fotografió esta galaxia proporcionando una bella imagen de campo más amplio, pero en esta nueva vista se aprecian filamentos de gas escapando del pozo gravitatorio de NGC 4388. Esta característica, nunca antes vista, muestra columnas de gas procedentes del núcleo de la galaxia, que se ven aquí en la parte inferior derecha de la imagen como cortinas de gas azul que se desplazan hacia afuera. La pregunta ahora es ¿porque ha sucedido esto y porque brilla el gas?

La respuesta probablemente esté en las vastas extensiones que separan las galaxias del cúmulo de Virgo. Aunque el espacio entre las galaxias parece estar vacío, en realidad está ocupado por volutas de gas caliente llamado medio intracúmulo. A medida que NGC 4388 viaja dentro del cúmulo, se sumerge a través del medio intracúmulo, la presión del gas caliente dentro del cúmulo aleja el gas del interior del disco de NGC 4388, lo que hace que se quede atrás a medida que NGC 4388 avanza.

La fuente de energía que ioniza esta nube de gas y la hace brillar es más incierta. Los investigadores sospechan que parte de la energía procede del centro de la galaxia, donde un agujero negro supermasivo ha hecho girar el gas a su alrededor formando un disco muy caliente. La ardiente radiación de este disco podría ionizar el gas más cercano a la galaxia, mientras que las ondas de choque podrían ser responsables de ionizar los filamentos de gas más alejados.

Como se aprecia en la imagen, esta galaxia está experimentando una transformación y ha adquirido una identidad algo confusa, mientras las afueras de la galaxia parecen lisas y sin rasgos distintivos, su centro muestra notables líneas de polvo dentro de dos brazos espirales simétricos, que emergen del brillante núcleo. En el interior de sus brazos espirales, se aprecian regiones de color azul brillante, que marcan la ubicación de las estrellas jóvenes, lo que indica que NGC 4388 ha albergado recientes episodios de formación estelar.

A pesar de sus características mixtas, NGC 4388 está clasificada como una galaxia espiral. Se cree que su inusual morfología fue causada por interacciones entre NGC 4388 y el propio Cúmulo de Virgo. Las interacciones gravitacionales a lo largo de la evolución, son desde simples interacciónes distantes, hasta colisiones frontales, influencias de mareas, fusiones o canibalismo galáctico. En esta galaxia fue observada en 2023 una supernova llamada SN 2023fyq y un evento transitorio catalogado como SPIRITS17pc. En esta imagen el norte está 153,8º a la derecha de la vertical.

Fotografía Original 

Crédito:  ESA / Hubble / NASA / S. Veilleux / J. Wang / J. Greene

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
NGC 4388 / LEDA 40581 / UGC 7520 / MCG+02-32-041 / INTREF 494 IRAS 12232+1256 / IRAS F12232+1256 / ALFALFA 1-311 / BWE 1223+1256 2E 2703 / 2E 1223.2+1256 / EVCC 576 / GLEAM J122548+123917 / VCC 836 GB6 B1223+1256 / 87GB 122314.9+125625 / IGR J12258+1240 / VPC 438 INTREF 494 / ISOSS J12257+1239 / 2MFGC 9788 / PBC J1225.7+1240 JCMTSE J122547.1+123944 / JCMTSF J122547.1+123944 / TXS 1223+129 NVSS B122314+125620 / NVSS J122546+123943 / PSCz Q12232+1256 PCCS1 857 G279.14+74.33 / PCCS1 545 G279.13+74.34 / XSS J12260+1248 SWIFT J1225.8+1240 / SWIFT J1225.8+1239 / SWIFT J1225.7+1239 TGSSADR J122546.9+123944 / SRGA J122547.1+123938 / Z 1223.3+1256 UZC J122546.8+123944 / WISE J122546.78+123943.9 / [DC78] UGC 7520 2MASX J12254682+1239434 / SDSS J122546.72+123942.7 / [DML87] 293 2XMM J122546.7+123943 / XMMSL1 J122546.2+123930 / [KVC2005] 2 Z 70-68 / [CHM2007] HDC 720 J122546.82+1239434 / [DC78] UGC 7520	12:25:46.820	+12º 39' 43.45''	V = 11.02	Simbad
SN 2023fyq / AT 2023fyq / ATLAS 23rwh / PSST 23fnw / ZTF22abzzvln	12:25:45.874	+12º 39' 48.87''		Simbad
SPIRITS17pc	12:25:44.43	+12º 39' 44.5''		Simbad

NGC 6752 por JJ Pérez Guy

Domingo 21 de Diciembre de 2025

 

Esta imagen del astrónomo José Joaquín Pérez Guy, muestra una hermosa vista de campo amplio del impresionante cúmulo globular NGC 6752. Se localiza en dirección a la Constelación de Pavo y se sitúa a una distancia de unos 13.000 años luz de la Tierra, es por tanto uno de los cúmulos de su clase más cercanos al Sistema Solar. Se trata del cuarto cúmulo globular mas brillante del cielo después de Omega Centauri, 47 Tucanae y Messier 22.

Posee una región central densamente poblada de estrellas, esta región mide 1,3 años luz de diámetro, lo que indica que su núcleo ha colapsado. Su distancia al centro galáctico es de 17.000 años luz, tiene una edad de unos 12.000 millones de años y contiene muchas estrellas binarias, que probáblemente se formaron por colisiones y fusiones de estrellas mas pequeñas. Se encuentra a 1,5 grados al este de la estrella Omega Pavonis.

Un estudio realizado utilizando el Very Large Telescope, explica que modelos computadorizados detallados predijeron que las estrellas de una masa  similar al Sol tendrían un período hacia los extremos de sus vidas llamado rama gigante asintótica, es cuando sufren una explosión final después de consumir el combustible nuclear y expulsan una gran cantidad de su masa en forma de gas y polvo. Este material expulsado pasa a formar las próximas generaciones de estrellas y este ciclo de pérdida de masa y renacimiento es vital para explicar la química de la evolución del Universo.

Este proceso es también lo que proporciona el material necesario para la formación de los planetas, e incluso los ingredientes para la vida orgánica. Pero cuando el australiano Simon Campbell, experto en teoría estelar, examinó viejos papeles, encontró tentadoras sugerencias de que algunas estrellas podrían no seguir las reglas y saltar la fase final por completo. Esta vasta bola de viejas estrellas contiene tanto una primera generación de estrellas como una segunda que se formó un poco más tarde. Las dos generaciones se pueden distinguir por la cantidad de sodio que contienen.

Los resultados fueron una sorpresa, todas las estrellas AGB en el estudio de NGC 6752 fueron estrellas de primera generación con bajos niveles de sodio y ninguna de las estrellas de segunda generación con niveles de sodio más alto se habían convertido en estrellas AGB en absoluto. Hasta el 70% de las estrellas no estaban pasando por la quema nuclear final y la consecuente pérdida de masa. Parece que las estrellas necesitan tener una dieta baja en sodio para alcanzar la fase AGB en su vejez. En esta imagen el norte está abajo. Detalles técnicos.

Crédito:  José Joaquín Pérez Guy / Observatorio El Sauce - Chile

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
NGC 6752 / Caldwell 93 / Melotte 218 C 1906-600 / GCl 108 / MWSC 3062	19:10:52.11	-59º 59' 04.4''	V = 5.4	Simbad

NGC 460

Sábado 20 de Diciembre de 2025

 

Esta imagen tomada por el Telescopio Espacial Hubble, muestra el cúmulo estelar NGC 460, que está sumergido en brumosas nubes de gas en forma de capullo. Este cúmulo se ubica en la Pequeña Nube de Magallanes, una galaxia enana y satélite de la Vía Láctea. Esta región contiene varios cúmulos estelares jóvenes y nebulosas de diferentes dimensiones, todos probablemente relacionados entre sí. Las nubes de gas y polvo pueden dar lugar a estrellas a medida que partes de ellas colapsan, la radiación y los vientos estelares de esas estrellas jóvenes, brillantes y calientes dan forma y comprimen las nubes, desencadenando la formación estelar. Las nubes de hidrógeno se ionizan y brillan por la radiación de las estrellas cercanas.

NGC 460 reside en una de las partes más jóvenes de este complejo interconectado de cúmulos estelares y nebulosas, que también alberga varias estrellas de tipo O, estrellas brillantes, calientes y masivas que consumen hidrógeno a lo largo de sus cortas vidas. Las estrellas de tipo O son raras, de las más de 4.000 millones de estrellas que contiene la Vía Láctea, sólo 20.000 son de tipo O. La región de nebulosas que alberga a NGC 460 está catalogada como LHA 115-N 84A y pudo haber sido creada cuando las nubes de hidrógeno colisionaron creando este tipo de astros. También están presentes en la imagen las nubes LHA 115-N 84B, LHA 115-N 84D y LHA 115-N 84S, además de los cúmulos estelares NGC 465 y [BS95] 166, junto a la asociación estelar SMC ASS 62.

Los cúmulos abiertos como NGC 460 están formados por entre unas pocas docenas y unos miles de estrellas unidas por la gravedad. Los cúmulos abiertos generalmente contienen estrellas jóvenes, que pueden migrar hacia el centro de sus galaxias anfitrionas a medida que pasa el tiempo. Las estrellas de NGC 460 podrían dispersarse en la Pequeña Nube de Magallanes, situada a una distancia de unos 200.000 años luz de la Tierra. Esta pequeña galaxia es brillante y cercana, lo que ofrece una oportunidad para estudiar los fenómenos de formación estelar, difíciles de estudiar en galaxias mas lejanas.

Para crear esta imagen del Telescopio Espacial Hubble se combinaron seis observaciones superpuestas de un estudio del gas y el polvo entre las estrellas, llamado medio interestelar. El estudio tiene como objetivo comprender cómo las fuerzas gravitacionales entre galaxias en interacción pueden fomentar estallidos de formación estelar. Este mosaico altamente detallado de 65 megapíxeles incluye longitudes de onda visibles e infrarrojas. Visite el enlace a la fotografía original bajo estas líneas para estudiar con detalle esta región. NGC 460 se localiza en dirección a la Constelación de Tucana y fue descubierto por James Dunlop el 1 de agosto de 1826. En esta imagen el norte está 25º a la izquierda de la vertical.

Fotografía Original 

Crédito:  NASA / ESA / C. Lindberg (Universidad Johns Hopkins)
Procesamiento:  Gladys Kober (NASA / Universidad Católica de América)

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
NGC 460 / Cl Kron 66 / Cl Lindsay 97 IRAS 01133-7333 / LI-SMC 201	01:14:41.6	-73º 17' 51''		Simbad
LHA 115-N 84A / DEM S 151 / LIN 506 / MDM 13 / NGC 460NW	01:14:38.10	-73º 18' 25.5''	V = 12.5	Simbad
LHA 115-N 84B / UCAC4 084-005721 / MCELS S-192 / LIN 510 UCAC4 084-005721 / DENIS J011447.2-731946 / TIC 183302165 [MA93] 1797 / 2MASS J01144718-7319466 / [MA93] 1797 / [WFC2012] 46 Gaia DR2 4687159382820510464 / Gaia DR3 4687159382820510464	01:14:47.2288663920	-73º 19' 46.601963652''	V = 14.15	Simbad
LHA 115-N 84D / LIN 509 / 2MASX J01144482-7320448	01:14:44.827	-73º 20' 44.80''	V = 15.6	Simbad
LHA 115-N 84S	01:14:46.0	-73º 18' 54''		Simbad
NGC 465 / Cl Kron 67 / Cl Lindsay 99 / ESO 29-40	01:15:42.0	-73º 19' 42''		Simbad
[BS95] 166	01:14:47.0	-73º 21' 06''		Simbad
SMC ASS 62	01:14:54.0	-73º 20' 00''		Simbad