Brillando entre el polvo

Domingo 11 de Enero de 2026

 

Estas brillantes imágenes del astrónomo Tommy Harris, muestran el cúmulo estelar abierto de las Pléyades, catalogado como Messier 45 y Melotte 22 entre otras designaciones. Se localiza en dirección a la Constelación de Taurus y se sitúa a una distancia de 444 años luz de la Tierra. Las Pléyades fueron utilizadas para trazar distancias a otros cúmulos mediante el diagrama de Hertzsprung-Russell. Otros métodos pueden entonces extender la escala de distancia de cúmulos abiertos a galaxias y posteriormente a cúmulos de galaxias, permitiendo construir una escala cósmica de distancias.

Ese cúmulo está dominado por estrellas calientes azules y luminosas que se han formado en los últimos 120 millones de años. El material que forma una débil nebulosidad de reflexión alrededor de las estrellas más brillantes, es una nube de polvo no relacionada en el medio interestelar, a través de la cual las estrellas están pasando actualmente, aunque al principio se pensaba que procedía de una disgregación de la propia formación del cúmulo, simulaciones han mostrado que las Pléyades se formaron probablemente a partir de una nube compacta semejante a la Nebulosa de Orión Messier 42.

Los astrónomos estiman que el grupo va a sobrevivir aproximadamente durante otros 250 millones de años, después de ese tiempo se dispersará debido a las interacciones gravitacionales con el entorno galáctico. Messier 45 tiene unos doce años luz de diámetro y contiene aproximadamente un total de entre 500 y 1.000 estrellas. Puede ser observado a simple vista incluso desde las ciudades más contaminadas. Las brillantes estrellas con nombre propio son Taygeta, Pleione, Merope, Maia, Electra, Celaeno, Atlas, Asterope y Alcyone. El cúmulo está compuesto en una buena parte por enanas marrones, objetos con menos del 8% de la masa del Sol, que son demasiado livianas para ser estrellas.

Puede que las enanas marrones constituyan aproximadamente el 25% de la población total del cúmulo, a pesar de que sólo contribuyan al 2% de su masa total. También presentes en el cúmulo están las enanas blancas, que contradicen la edad estimada del cúmulo. Debido a la corta edad de Messier 45, no se espera que las estrellas normales puedan haber evolucionado para convertirse en enanas blancas. Se cree que, en vez de ser estrellas individuales de poca o mediana masa, los progenitores de estas estrellas eran masivas y orbitaban en sistemas binarios. Durante su rápida evolución, la transferencia de masa de la estrella más masiva a su acompañante, pudo haber acelerado su evolución hacia una enana blanca.

Bajo condiciones ideales de observación, se pueden apreciar algunas huellas de nebulosidad, y esto se aprecia en fotografías de larga exposición. El polvo forma nebulosas de reflexión, que reflejan la luz azul de las estrellas calientes y jóvenes. Las nebulosas de reflexión son IC 349, GN 03.44.2, GN 03.41.8 y GN 03.43.0. Las Pléyades también recibe el apodo de Las Siete Hermanas. En la mitología griega las Pléyades eran las siete hijas del titán Atlas y la ninfa marina Pléyone. Los mayas basaron su calendario civil Haab en el ciclo anual de las Pléyades y creían que era el lugar de origen de su cultura. Los aztecas las llamaban El mercado, ya que la muchedumbre tenía semejanza con el cúmulo. También tenían influencia en otras muchas culturas. En ambas imágenes el norte está 75º a la derecha de la vertical. Detalles técnicos.

Crédito:  Tommy Harris / TH Astro

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
Messier 45 / M45 / M 45 / Melotte 22 / Collinder 42 / Pleiades Seven Sisters / C 0344+239 / OCl 421.0 / Theia 369 / MWSC 0305	03:46:24.2	+24º 06' 50''		Simbad
16 Tau / Celeno / Celaeno / AG+24 326 / ALS 15825 / BD+23 505 GC 4475 / HD 23288 / HIC 17489 / HIP 17489 / HR 1140 / SAO 76126 TIC 385509271 / TYC 1799-1440-1 / HL 6A / CEL 313 Cl* Melotte 22 K 5 / Cl* Melotte 22 MSH 77 / Cl* Melotte 22 MSK 35 Cl* Melotte 22 TRU 139 / Cl* Melotte 22 WCZ 46 / Cl* Melotte 22 HII 447 Cl Melotte 22 447 / DANCe J03444821+2417221 / EPIC 211082490 GCRV 2077 / GEN# +5.20220447 / GSC 01799-01440 / HGAM 256 IRAS 03417+2407 / JP11 4597 / NSV 1262 / PLX 792 / ROT 3740 PPM 92803 / SKY# 5682 / TD1 2468 / UBV M 40995 UBV 3558 / uvby98 520220447 / WDS J03448+2417A / YZ 24 1119 AAVSO 0338+23 / WEB 3314 / [KSP2003] J034448.34+241722.6 AKARI-IRC-V1 J0344482+241721 / 2MASS J03444821+2417222 Gaia DR2 65287458566524928 / Gaia DR3 65287458566524928	03:44:48.2149362048	+24º 17' 22.083331452'''	V = 5.46	Simbad
17 Tau / Electra / VDB 20 / AG+23 302 / ALS 15826 / BD+23 507 GC 4477 / HD 23302 / HIC 17499 / HIP 17499 / HR 1142 SAO 76131 / TIC 385509348 / TYC 1799-1441-1 / CEL 316 Cl* Melotte 22 MSH 79 / Cl* Melotte 22 MSK 37 / Cl* Melotte 22 TRU 148 Cl* Melotte 22 WCZ 52 / Cl* Melotte 22 K 7 / Cl* Melotte 22 HII 468 Cl Melotte 22 468 / Cl Melotte 22 4681 / EM* MWC 72 / FK5 136 EPIC 200007769 / GCRV 2079 / GEN# +5.20220468 / GSC 01799-01441 HGAM 257 / IRAS 03418+2357 / JP11 4599 / N30 764 / PLX 793 PMC 90-93 97 / PMSC 03390+2348Aabc / PPM 92806 / ROT 3741 RAVE J034452.5+240648 / SBC7 136 / SBC9 188 / SKY# 5687 / SRS 30136 TD1 2471 / UBV M 40997 / UBV 3562 / uvby98 520220468 WDS J03449+2407A / WEB 3317 / AAVSO 0338+23B 2MASS J03445253+2406478 / Gaia DR2 65271996684277504	03:44:52.5368818	+24º 06' 48.011217'''	V = 3.70	Simbad
GN 03.41.8	03:44:52.0	+24º 06' 54''		Simbad
q Tau / Taygeta / Taygete / 19 Tau / HD 23338 / SAO 76140 AG+24 329 / ALS 15093 / BD+24 547 / GC 4486 / HIC 17531 / HIP 17531 HR 1145 / TIC 385509181 / TYC 1803-1585-1 / BDS 1848 A CCDM J03452+2429A / CEL 319 / CSI+24 547 1 / Cl* Melotte 22 K 12 Cl* Melotte 22 MSK 45 / Cl* Melotte 22 TRU 170 / Cl* Melotte 22 WCZ 70 Cl* Melotte 22 MSH 95 / Cl* Melotte 22 HII 563 / Cl Melotte 22 563 Cl Melotte 22 5631 / DANCe J03451249+2428022 / 2E 0342.2+2418 2E 849 / EPIC 200007772 / GCRV 2086 / GEN# +5.20220563 GSC 01803-01585 / HGAM 259 / IDS 03393+2409 A / JP11 4610 IRAS 03421+2418 / NSV 1264 / PMC 90-93 5601 / PPM 92818 / ROT 3746 PSCz P03421+2418 / RAVE J034512.5+242802 / 1RXS J034514.6+242815 SKY# 5699 / UBV 3570 / UBV M 41007 / uvby98 520220563 WDS J03452+2428A / WEB 3324 / YPAC 323 / [KSP2003] J034512.46+242803.7 2MASS J03451250+2428021 / Gaia DR2 65296907494549120	03:45:12.4957802	+24º 28' 02.209730''	V = 4.30	Simbad
20 Tau / Maia / VDB 21 / AG+24 335 / ALS 15827 / BD+23 516 GC 4500 / HD 23408 / HIC 17573 / HIP 17573 / HR 1149 / SAO 76155 TIC 385589511 / TYC 1799-1439-1 / CEL 324 / CSV 100311 Cl* Melotte 22 K 23 / Cl* Melotte 22 MSH 116 / Cl* Melotte 22 MSK 67 Cl* Melotte 22 TRU 231 / Cl* Melotte 22 WCZ 110 / Cl* Melotte 22 HII 785 Cl Melotte 22 785 / Cl Melotte 22 7851 / CSV 100311 DANCe J03454961+2422039 / 1E 0343.3+2347 / EPIC 200007771 GCRV 2097 / GEN# +5.20220785 / GSC 01799-01439 / HGAM 262 IRAS 03428+2412 / JP11 4627 / NSV 1279 / PPM 92841 / Renson 6000 RAVE J034549.6+242204 / ROT 3756 / SKY# 5719 / SV* ZI 218 / TD1 2489 UBV 3582 / UBV M 41028 / uvby98 520220785 / WDS J03458+2422A WEB 3336 / 2MASS J03454960+2422037 / Gaia DR2 65283232318680704	03:45:49.6065620	+24º 22' 03.886360''	V = 3.87	Simbad
GN 03.43.0	03:45:50.0	+24º 22' 06''		Simbad
21 Tau / Asterope /AG+24 336 / BD+24 553 / GC 4502 HD 23432 / HIC 17579 / HIP 17579 / HR 1151 / SAO 76159 TIC 385589396 / TYC 1803-1584-1 / HJL 1026A / HL 12A / CEL 326 Cl* Melotte 22 K 25 / Cl* Melotte 22 MSH 120 / Cl* Melotte 22 MSK 72 Cl* Melotte 22 TRU 240 / Cl* Melotte 22 WCZ 116 / Cl* Melotte 22 HII 817 Cl Melotte 22 817 / Cl Melotte 22 8171 / DANCe J03455448+2433162 EPIC 211099592 / GCRV 2100 / GEN# +5.20220817 / HGAM 265 GSC 01803-01584 / IRAS 03429+2423 / PSCz P03429+2423 JP11 4632 / NSV 1283 / PPM 92844 / ROT 3759 / SKY# 5724 UBV 3586 / UBV M 41034 / uvby98 520220817 / WDS J03459+2433A WEB 3340 / YZ 24 1145 / AAVSO 0339+24 / [AKS95] 26 2MASS J03455447+2433162 / Gaia DR1 66798492484311936 Gaia DR2 66798496781121792 / Gaia DR3 66798496781121792	03:45:54.4764507648	+24º 33' 16.235698248''	V = 5.76	Simbad
23 Tau / Merope / VDB 22 / V* V971 Tau / AG+23 309 / ALS 15828 BD+23 522 / GC 4512 / HD 23480 / HIC 17608 / HIP 17608 HR 1156 / SAO 76172 / TIC 61139113 / TYC 1800-2204-1 / HL 15A BDS 1858 A / CCDM J03463+2357A / CCDM J03463+2357AB / CEL 331 Cl* Melotte 22 K 31 / Cl* Melotte 22 MSK 88 / Cl* Melotte 22 TRU 286 Cl* Melotte 22 WCZ 140 / Cl* Melotte 22 HII 980 / Cl Melotte 22 980 CXOP J034619.5+235653 / DANCe J03461957+2356541 / 2E 862 2E 0343.3+2347 / EM* MWC 73 / EPIC 200007770 / GCRV 2108 GEN# +5.20220980 / GSC 01800-02204 / IDS 03404+2338 A IRAS 03433+2347 / NSV 1287 / PMC 90-93 5602 / PPM 92859 / ROT 3764 RAVE J034619.6+235654 / 1RXS J034620.7+235713 / SKY# 5737 TD1 2500 / UBV 3607 / UBV M 41050 / UCAC3 228-18525 USNO-A2.0 1125-01259575 / uvby98 520220980 / WDS J03463+2357Aa,Ab WEB 3354 / 2MASS J03461958+2356541 / Gaia DR2 65205373151673344	03:46:19.5738428	+23º 56' 54.081244''	V = 4.18	Simbad
IC 349 / Ced 19i / Barnard's Merope Nebula	03:46:21.3	+23º 56' 28''	em>	Simbad
25 Tau / eta Tau / Alcyone / AG+23 323 / ALS 15094 / BD+23 541 GC 4541 / GSC 01800-02202 / HD 23630 / HIC 17702 / HIP 17702 HR 1165 / SAO 76199 / TIC 125755072 / TYC 1800-2202-1 VDB 23 / STF 4008A / STFA 8A / BDS 1875 A / CCDM J03474+2407A / CEL 344 Cl* Melotte 22 K 60 / Cl* Melotte 22 VM 32 / Cl* Melotte 22 M Cl* Melotte 22 MSK 141 / Cl* Melotte 22 TRU 414 / Cl* Melotte 22 HII 1432 Cl Melotte 22 1432 / 1E 0344.5+2357 / EM* MWC 74 / EPIC 200007767 / FK5 139 GCRV 2135 / GEN# +5.20221432 / HGAM 274 / IDS 03415+2348 A IRAS 03445+2357 / IRC +20063 / JP11 4669 / JP11 4680 / N30 776 / PLX 821 PMC 90-93 100 / PPM 92898 / ROT 3785 / SKY# 5771 / SRS 30139 UBV 3639 / uvby98 520221432 / WDS J03475+2406A / WEB 3382 XZ 4911 / 2MASS J03472908+2406184 / Gaia DR2 66714384141781760	03:47:29.0765529	+24º 06' 18.488347''	V = 2.87	Simbad
GN 03.44.2	03:47:29.0	+24º 06' 24''		Simbad
27 Tau / Atlas / AG+23 331 / ALS 15095 / BD+23 557A / GC 4586 HD 23850 / HIC 17847 / HIP 17847 / HR 1178 / N30 786 / SAO 76228 TIC 346626216 / TYC 1800-2203-1 / Cl* Melotte 22 K 83 Cl* Melotte 22 MSH 239 / Cl* Melotte 22 MSK 190 / Cl* Melotte 22 TRU 594 Cl* Melotte 22 WCZ 367 / Cl* Melotte 22 VM 52 / Cl Melotte 22 2168 Cl* Melotte 22 HII 2168 / STF 453A / ADS 2786 A / CEL 354 AKARI-IRC-V1 J0349097+240312 / CCDM J03492+2403A / CSV 100333 / FK5 142 DANCe J03490974+2403123 / EPIC 200007768 / GCRV 2171 / GEN# +5.20222168 HGAM 286 / IDS 03432+2345 / IRAS 03461+2354 / JP11 4701 N30 786 / NSV 1345 / PLX 834 / PMC 90-93 102 / PPM 92934 / ROT 3797 Renson 6100 / SBC7 143 / SBC9 196 / SKY# 5825 / SRS 30142 / SV* ZI 236 TD1 2548 / UBV 3678 / uvby98 520222168 / WDS J03492+2403Aa WEB 3427 / 2MASS J03490974+2403121 / Gaia DR2 66526127136550784	03:49:09.7425852	+24º 03' 12.300277''	V = 3.63	Simbad
28 Tau / Pleione / AG+23 332 / BD+23 558 / GC 4587 / HD 23862 HIC 17851 / HIP 17851 / HR 1180 / SAO 76229 / V* BU Tau AKARI-IRC-V1 J0349112+240812 / CEL 356 / Cl* Melotte 22 K 85 Cl* Melotte 22 MSK 191 / Cl* Melotte 22 TRU 602 / Cl* Melotte 22 WCZ 372 Cl* Melotte 22 VM 53 / Cl* Melotte 22 HII 878 / Cl* Melotte 22 HII 2181 Cl Melotte 22 2181 / Cl Melotte 22 878 / DANCe J03491122+2408122 1E 0346.2+2359 / EM* MWC 75 / EPIC 200007773 / GCRV 2172 GEN# +5.20222181 / GSC 01800-02200 / HGAM 287 / IRAS 03462+2359 JP11 4704 / LAMOST J034912.80+240820.0 / PLX 833.00 / PPM 92936 RAVE J034911.2+240812 / ROT 3799 / SKY# 5826 / TD1 2552 / UBV 3682 UCAC3 229-19912 / uvby98 520222181 / WEB 3429 / YZ 23 1196 2MASS J03491121+2408120 / WDS J03492+2408Aa,Ab Gaia DR2 66529975427235712 / Gaia DR3 66529975427235712	03:49:11.2165977912	+24º 08' 12.156712008''	V = 5.09	Simbad

R Aquarii dede el Hubble

Sábado 10 de Enero de 2026

 

El Telescopio Espacial Hubble ha proporcionado una cercana, espectacular y colorida mirada a una de las estrellas más bulliciosas de nuestra galaxia, tejiendo un enorme patrón en espiral entre las estrellas. Ubicada a una distancia de unos 700 años luz de la Tierra, un sistema estelar binario llamado R Aquarii sufre violentas erupciones que expulsan enormes filamentos de gas brillante. Los retorcidos flujos estelares hacen que la región parezca un aspersor de césped enloquecido. Esto demuestra dramáticamente cómo el Universo redistribuye los productos de la energía nuclear que se forman en el interior de las estrellas y regresan al espacio. Puede ver aquí una imagen de campo más amplio.

R Aquarii pertenece a una clase de estrellas dobles llamadas estrellas simbióticas. La estrella principal es una gigante roja envejecida y su compañera es una estrella compacta y apagada conocida como enana blanca. La estrella primaria gigante roja está clasificada como una variable Mira que es más de 400 veces más grande que nuestro Sol. La monstruosa estrella pulsa, cambia de temperatura y varía en brillo 750 veces durante un período de unos 390 días. En su apogeo, la estrella deslumbra con un brillo de casi 5.000 veces el del Sol. Cuando la estrella enana blanca se acerca más a la gigante roja a lo largo de su período orbital de 44 años, extrae gas hidrógeno gravitacionalmente.

Este material se acumula en la superficie de la estrella enana hasta que sufre una fusión nuclear espontánea, haciendo que esa superficie explosione como una gigantesca bomba de hidrógeno. Después del estallido, el ciclo de abastecimiento de combustible comienza nuevamente. Este estallido expulsa filamentos parecidos a un geiser que salen eyectados desde el núcleo, formando extraños bucles y senderos a medida que el plasma emerge en serpentinas. El plasma es retorcido por la fuerza de la explosión y canalizado hacia arriba y hacia afuera mediante fuertes campos magnéticos. El flujo de salida parece doblarse sobre sí mismo formando un patrón en espiral.

El plasma sale despedido hacia el espacio lo suficientemente rápido como para viajar de la Tierra a la Luna en 15 minutos. Los filamentos brillan en luz visible porque están energizados por la radiación abrasadora de la pareja estelar. Hubble observó la estrella por primera vez en 1990. La estrella binaria se oscurece y se ilumina debido a las fuertes pulsaciones de la estrella gigante roja. El material destruido en el espacio se puede ver hasta una distancia equivalente a 24 veces el diámetro de nuestro Sistema Solar. Como su nombre indica, R Aquarii se localiza en dirección a la Constelación de Aquarius. Esta imagen ha sido rotada 90º para observar mejor los detalles, y poner el norte 7º a la derecha de la vertical.

Fotografía Original  

Crédito: NASA / ESA / Matthias Stute / Margarita Karovska
Davide de Martin y Mahdi Zamani (ESA / Hubble)

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
R Aquarii / V* R Aqr / HD 222800 / BD-16 6352 / SAO 165849 / GC 32948 GCRV 14862 / TIC 92138849 / TYC 6404-77-1 / HIC 117054 / IRAS 23412-1533 HIP 117054 / HR 8992 / GSC 06404-00077 / AKARI-IRC-V1 J2343494-151703 ASAS J234349-1517.1 / ASASSN-V J234349.63-151703.1 / GEN# +1.00222800 IRC -20642 / 2MASS J23434939-1517043 / PLX 5744.01 / UCAC2 26363725 UCAC4 374-180350 / PPM 242022 / RAFGL 3136 / WISE J234349.55-151705.1 WISEA J234349.53-151704.8 / AAVSO 2338-15 / 2XMM J234349.7-151700 Gaia DR2 2419576358847019136 / Gaia DR3 2419576358847950592	23:43:49.4634303216	-15º 17' 04.176349872''	V = 7.683	Simbad

Las apariencias engañan

Viernes 9 de Enero de 2026

 

La estrella que brilla en el centro de la nebulosa, catalogada como HD 148937, es en realidad una pareja de estrellas, lo que se llama un sistema estelar binario. En un estudio que utiliza datos de ESO, un equipo de astrónomos ha demostrado que las dos estrellas son inusualmente diferentes entre sí, una parece mucho más joven y, a diferencia de la otra, es magnética. Además, la nebulosa es significativamente más joven que cualquiera de las estrellas que hay en su centro y está formada por cantidades muy altas de nitrógeno, carbono y oxígeno, que normalmente se encuentran en las profundidades de una estrella, y no en el exterior.

Todas estas evidencias ayudaron a resolver el misterio, probáblemente había tres estrellas en el sistema hasta que dos de ellas colisionaron y se fusionaron, creando una nueva estrella magnética más grande. Este violento evento también originó la nebulosa. Llamada NGC 6164 y NGC 6165, esta nebulosa tiene una edad de unos 7.500 años, es cientos de veces más joven que ambas estrellas y fue descubierta por John Herschel el 1 de julio de 1834. En imágen de campo más amplio se puede ver un extenso halo de material que rodea la nebulosa. La escena se ubica en dirección a la Constelación de Norma y se encuentra a una distancia de unos 4.000 años luz de la Tierra. En esta imagen el norte está arriba.

Fotografía Original  
Imagen Ampliable  

Crédito:  ESO / VPHAS+ Team
Agradecimiento:  CASU

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
HD 148937 / NGC 6164 / NGC 6165 / GUM 52 / RCW 107 / ESO 226-13 PK 336-00 1 / PN ARO 557 / PN VV' 142 / PPM 321879 / Hen 2-168 SAO 226891 / TIC 21931623 / TYC 8329-3343-1 / SNA 40 / ALS 3646 Ced 135a / Ced 135b / CD-47 10855 / CPC 0 14912 / CPD-47 7765 HIC 81100 / HIP 81100 / GSC 08329-03343 / GEN# +1.00148937 CCDM J16339-4807A / CSI-47 10855 21 / GOS G336.37-00.22 01 IDS 16265-4754 A / GC 22246 / GCRV 66302 / LS 3646 / NSV 7808 1RXS J163352.2-480643 / 2RXS J163352.2-480643 / AAVSO 1626-47 SSTGLMC G336.3661-00.2180 / SSTGLMC G336.3661-00.2181 / UBV 13972 UBV M 21498 / uvby98 100148937 / UCAC4 210-125094 / WEB 13713 2MASS J16335238-4806404 / 2SXPS J163352.3-480640 / WRAY 19-46 1XMM J163352.3-480641 / 1XMM J163352.4-480640 / 2E 1630.1-4800 2XMM J163352.6-480640 / TD1 19264 / Gaia DR1 5941151981940935680 Gaia DR2 5941151986262863104 / Gaia DR3 5941151986262863104	16:33:52.3869185520	-48º 06' 40.476418740''	V = 6.71	Simbad

NGC 457 por Bernard Miller

Jueves 8 de Enero de 2026

 

Esta es una imagen de medio campo tomada por el astrónomo Bernard Miller, que muestra el cúmulo estelar abierto NGC 457, una agrupación moderada de estrellas que se ubica en dirección a la Constelación de Cassiopeia y se sitúa a una distancia de unos 9.000 años luz del Sistema Solar. De sexta magnitud, es uno de cúmulos abiertos más brillantes que no figuran en el Catálogo de Messier. Contiene unas 80 estrellas, dominadas principalmente por la supergigante amarilla phi Cas y la supergigante azul HD 7902. También es probable que ambas estrellas no sean miembros del cúmulo y estén situadas en primer plano. Es un cúmulo joven que forma parte del brazo espiral de Perseo de nuestra galaxia, la Vía Láctea.

NGC 457 tiene una edad estimada de 20 millones de años, muy corta edad en términos astronómicos, y mide unos 20 años luz de diámetro. Para ver NGC 457 es necesario un telescopio con aumentos moderados, aunque unos prismáticos pueden mostrar su estructura principal con gran facilidad. NGC 457 parece estar interactuando con su vecino, el cúmulo estelar abierto NGC 436, ya que es posible fotografiarlos juntos en imágenes de campo más amplio, en las que se aprecia un puente estelar que los une. Este objeto recibió los apodos de Cúmulo del Búho o Cúmulo ET. Fue descubierto por William Herschel el  8 de agosto de 1780. En esta imagen el norte está 140º a la derecha de la vertical. Detalles técnicos.

Crédito:  Bernard Miller / AZSTARMAN

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
NGC 457 / Owl Cluster / ET Cluster / C 0115+580 / OCl 321 OCISM 73 / Theia 772 / MWSC 0114	01:19:32.4	+58º 16' 40''	V = 6.4	Simbad
phi Cas / 34 Cas / HD 7927 / HD 7927A / NGC 457 136 / SAO 22191 TIC 332680754 / TYC 3682-2389-1 / ADS 1073 A / BD+57 260 / MCW 64 HIC 6242 / HIP 6242 / HR 382 / ALS 6537 / AG+57 146 / CSI+57 260 1 GC 1594 / GCRV 762 / CCDM J01200+5813A / GSC 03682-02389 GEN# +2.04570136 / IDS 01138+5742 A / IRAS 01169+5758 / N30 270 IRC +60046 / JP11 3890 / LS I +57 17 / PLX 271 / PPM 26234 / ROT 195 SKY# 2011 / UBV 1406 / UBV M 30206 / uvby98 204570136 / WEB 1396 2MASS J01200492+5813537 / Gaia DR1 413828757625180672 Gaia DR2 413828761929696256 / Gaia DR3 413828761929696256	01:20:04.9164665856	+58º 13' 53.807643876''	V = 4.98	Simbad
HD 7902 / H 23C / SAO 22187 / TIC 332499471 / TYC 3681-1736-1 HIC 6229 / Hilt 115 / HIP 6229 / ADS 1073 C / AG+57 145 / ALS 6536 BD+57 257 / GC 1590 / GCRV 760 / GSC 03681-01736 / MCW 63 GEN# +2.04570131 / CCDM J01200+5813C / IDS 01138+5742 C HGAM 70 / LS I +57 16 / NGC 457 131 / NSV 466 / UBV M 30204 UBV 1400 / UBV 1407 / SKY# 2005 / ROT 3581 / PPM 26230 uvby98 204570131 / WDS J01201+5814C / WEB 1395 / YZ 57 1126 2MASS J01195173+5812293 / Gaia DR1 413827348875897600 Gaia DR2 413827353180436736 / Gaia DR3 413827353180436736	01:19:51.7356954096	+58º 12' 29.323671624''	V = 6.96	Simbad

Una rareza cósmica

Miércoles 7 de Enero de 2026

 

Los astrónomos creían saber qué esperar de una kilonova, una rara explosión cósmica provocada por la colisión de dos estrellas muertas. Pero cuando una leve onda en el espacio-tiempo llegó a la Tierra el 18 de agosto de 2025, desencadenó una serie de observaciones que revelaron algo mucho más extraño.  El evento llamado SN 2025ulz, no se parecía a una kilonova clásica ni parecía una supernova común, a pesar de que tenía atributos de ambos tipos. Este evento inusual captó la atención de astrónomos de todo el mundo, que están estudiando sus características. Es una oportunidad tentadora de un fenómeno nunca antes visto conocido como superkilonova, o kilonova impulsada por una supernova.

Son varios los eventos que pueden generar ondas en el espacio-tiempo llamadas ondas gravitacionales. Se emiten cuando dos objetos compactos chocan entre sí y se convierten en los restos de una explosión de supernova. Después de que los detectores de ondas gravitacionales captaran una señal de una posible colisión cósmica, la instalación transitoria Zwicky ZTF, identificó un objeto rojo que se desvanecía rápidamente y que parece haberse originado en el mismo lugar que la fuente de las ondas gravitacionales. Parecía que podría ser una kilonova. Pronto el Telescopio Fraunhofer ubicado en el Observatorio Wendelstein en Alemania apuntó al misterioso objeto, al que se sumó el Telescopio Gemini Norte ubicado en Hawaii.

Las observaciones confirmaron que la erupción de luz se había desvanecido rápidamente y brillaba en longitudes de onda cada vez más rojas. Días después de la explosión del 18 de agosto SN 2025ulz comenzó a brillar de nuevo, se volvió más azul y mostró hidrógeno en su espectro, pero estas características eran propias de una supernova, no de una kilonova. Utilizando datos recopilados durante varios días en el Observatorio Wendelstein, se determinó que SN 2025ulz inicialmente parecía ser una kilonova porque tenía la firma reveladora de una fusión de estrellas de neutrones binarias, pero días después desarrolló características espectrales propias de una supernova de tipo IIb.

El análisis del Telescopio Gemini Norte fue consistente con los hallazgos iniciales de Wendelstein. También llevaron a cabo una búsqueda profunda de rayos X y ondas de radio, lo que reveló que el transitorio era una supernova sin envoltura. Datos analizados por el instrumento espectroscópico de energía oscura DESI, en Arizona, revelaron más de cerca la galaxia anfitriona de SN 2025ulz, llamada SDSS J155154.16+305409.3. Si bien las propiedades de la galaxia anfitriona son compatibles tanto con las de supernovas similares como con las posibles fusiones de estrellas de neutrones, encontraron que la ubicación 3D de la galaxia es compatible con la alerta de ondas gravitacionales.

Estos cálculos estadísticos eran condiciones necesarias pero no suficientes para afirmar una asociación con la alerta de ondas gravitacionales. Necesitaban un modelo físico para explicar lo transitorio. En un estudio complementario sugieren que SN 2025ulz puede representar el primer ejemplo de una superkilonova, una kilonova desencadenada por una supernova. Este tipo de evento ha sido teorizado pero nunca observado. La hipótesis es que una estrella masiva explosiona como supernova, a continuación nacen dos estrellas de neutrones, de las cuales se cree que al menos una tiene menos masa que nuestro Sol. Las estrellas de neutrones giran juntas y colisionan, desatando una kilonova.

La supernova inicial habría enmascarado la firma de la kilonova, creando un evento híbrido diferente a todo lo que los astrónomos habían visto antes. La teoría es tentadora e interesante de considerar, pero los investigadores enfatizaron que no hay suficiente evidencia para confirmar esta teoría. La única forma de probar la teoría de la superkilonova es encontrar más eventos. Una pista de este evento es que uno de los dos objetos que colisionaron tenía una masa menor que la del Sol. Nadie sabe realmente cómo se forman estos objetos subestelares, por lo que los astrónomos no saben exactamente cómo buscarlos en el vasto cosmos. En esta imagen el norte está arriba.

Fotografía Original 1  
Fotografía Original 2  
Imagen Ampliable  

Crédito:  Observatorio Internacional Gemini / NOIRLab / NSF / AURA
Reconocimiento:  B. O'Connor (Universidad Carnegie Mellon)
Procesamiento:  J. Miller y M. Rodriguez (Observatorio Internacional Gemini / NSF NOIRLab) / Mahdi Zamani (NSF NOIRLab)

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
SN 2025ulz / AT 2025ulz / PSST 25grr / ZTF25abjmnps	15:51:54.201	+30º 54' 08.67''		Simbad
SDSS J155154.16+305409.3 / WISEA J155154.15+305409.2	15:51:54.16496	+30º 54' 09.4270''	u (AB) = 20.171	Simbad

Misión LEIA

Martes 6 de Enero de 2026

 

La intención humana de explorar la Luna y finalmente ir a Marte, llevarán a los humanos a regiones más profundas del espacio para misiones de mayor duración que hasta ahora. Estas misiones extendidas más allá de la órbita terrestre baja plantean ciertas riesgos para la salud de los astronautas. Estudiar estos riesgos es difícil porque los científicos no pueden simular completamente las condiciones ambientales del espacio profundo, como la radiación espacial y la gravedad parcial, en laboratorios ubicados en Tierra, o incluso a bordo de la Estación Espacial Internacional. La misión LEIA tiene como objetivo preparar a los humanos para viajes a largo plazo a la Luna y Marte mediante el transporte de levadura a la superficie lunar y el estudio de su respuesta al estrés por efecto de la radiación y la gravedad.

La misión monitoreará de forma remota la salud de la levadura a medida que crece dentro del hardware de LEIA que, a su vez, está conectado a un módulo de aterrizaje lunar. El ADN de levadura tiene mucho en común con el ADN humano, incluida la forma en que funcionan las células para reparar el daño causado por la radiación. Mientras los humanos se preparan para ir al espacio por períodos más largos, la investigación de LEIA realizará los esfuerzos para proteger la salud y la seguridad de los astronautas, así como también ayudará en cómo producir alimentos y medicamentos microbianos en la Luna y Marte. El nombre de LEIA responde a sus siglas en inglés de Instrumento Lunar Explorer para aplicaciones de biología espacial, cuyo lanzamiento está previsto para 2027.

Los vuelos espaciales plantean un riesgo de efectos adversos para la salud debido a las interacciones entre los microorganismos, sus huéspedes y su entorno. El equipo de microbiología aborda los beneficios y riesgos relacionados con los microorganismos, incluidas las enfermedades infecciosas, los alérgenos, la contaminación ambiental y alimentaria, además del impacto de los cambios en la ecología microbiana ambiental y humana a bordo de naves espaciales. El equipo incluye a tecnólogos médicos certificados, microbiólogos ambientales, micólogos y profesionales de bioseguridad. Los microorganismos muestran respuestas inesperadas cuando se cultivan en el entorno de un vuelo espacial en comparación con microbios cultivados de manera idéntica en la Tierra.

Como parte funcional del sistema de atención médica de la tripulación y en apoyo a los ingenieros de control ambiental y sistemas de soporte vital, el equipo del laboratorio de microbiología define los requisitos, coordina y analiza el muestreo microbiano y el análisis de muestras de aire, superficie y agua. Estas muestras ambientales, incluidas las muestras previas al vuelo y durante el vuelo, se vuelven a analizar para garantizar que los microorganismos no afecten negativamente a la salud de la tripulación o el rendimiento del sistema. Los microbiólogos también actúan como miembros del equipo cuando ocurren eventos anómalos que podrían afectar a la salud de la tripulación o a las operaciones de los sistemas de soporte vital.

Fotografía Original 1  
Fotografía Original 2  

Crédito: NASA / Dominic Hart

Nombre	Datos
LEIA	NASA