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

Formación estelar en M51

Martes 12 de Mayo de 2026

Los astrónomos saben desde hace tiempo que comprender cómo se forman los cúmulos estelares es clave para desvelar otros secretos de la evolución galáctica. Las estrellas se forman en cúmulos, creados cuando nubes de gas colapsan por efecto de la gravedad. A medida que nacen más y más estrellas en una nube en colapso, los fuertes vientos estelares, la intensa radiación ultravioleta y las explosiones de supernovas de estrellas masivas acaban dispersando la nube, y su luz puede incidir sobre otras regiones de formación estelar en la galaxia. Este proceso se denomina retroalimentación estelar, y significa que la mayor parte del gas de una galaxia nunca se utiliza para la formación de estrellas.

Ahora, la técnica ha avanzado aún más gracias a la colaboración de observatorios como el Telescopio Espacial Hubble y el Telescopio Espacial James Webb, que proporcionan una visión de amplio espectro de miles de cúmulos estelares jóvenes. Los resultados de este estudio muestran que los cúmulos estelares más masivos son los que disipan su envoltura gaseosa con mayor rapidez y comienzan a iluminar su galaxia antes. Se identificaron cerca de 9.000 cúmulos estelares en cuatro galaxias, cada uno en una etapa evolutiva distinta, cúmulos jóvenes que comenzaban a emerger de sus nubes de gas originales, cúmulos que habían dispersado parcialmente el gas, ambos detectados en imágenes de Webb, y cúmulos completamente despejados visibles en luz óptica encontrados en imágenes de Hubble.

Gracias a la capacidad del Webb para observar el interior de las nubes de gas, pudieron estimar la masa y la edad de cada cúmulo a partir de su espectro de luz. Esta imagen muestra un complejo de formación estelar en la Galaxia del Remolino Messier 51 llamado 2MASS J13295551+4714013, con un diámetro de casi 800 años luz. M51 se encuentra a unos 27 millones de años luz de la Vía Láctea. La densa nube de gas formador de estrellas, donde se formaron cúmulos que dieron origen a cada uno de los cúmulos estelares, se muestra aquí en colores rojo y naranja que representan la luz infrarroja emitida por el gas ionizado, los granos de polvo y moléculas complejas como los hidrocarburos aromáticos policíclicos o HAPs.

Muchos de los puntos brillantes que se observan dentro de las nubes son cúmulos estelares. Las jóvenes y masivas estrellas que se encuentran en su interior emiten una potente radiación sobre las nubes de gas que las rodean, creando la iluminación azul verdosa que se muestra aquí. Finalmente, la combinación de la radiación, el viento estelar y las explosiones de supernovas de las estrellas más masivas dispersará las nubes de gas, poniendo fin a la formación estelar en esta parte de Messier 51. En esta imagen el norte está 40,9º a la derecha de la vertical.

Fotografía Original 1
Fotografía Original 2

Crédito:  ESA / Webb / NASA / CSA / A. Pedrini
A. Adamo (Universidad de Estocolmo) / Equipo FEAST JWST

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
Messier 51 / M 51 / M51 / NGC 5194 / Question Mark Galaxy Whirlpool Galaxy / LEDA 47404 / UGC 8493 / GB1 1327+475 GB6 B1327+4727 / BD+47 2063 / Arp 85 / Arp 85A / APG 85 APG 85A / B3 1327+474C / BWE 1327+4727 / 6C 132748+472801 4C 47.36A / 7C 132753.10+473032.00 / 87GB 132747.8+472723 ILT J132952.71+471143.3 / IRAS F13277+4727 / IRAS 13277+4727 ISOSS J13299+4714 / KHG 1-C 5 / KPG 379a / MCG+08-25-012 PLX 3084 / PSCz Q13277+4727 / RX J1329.8+4711 / WB 1327+4727 TC 827 / UZC J132952.1+471144 / VV 403 / VV 1a / VV 1 / Z 246-8 Z 1327.8+4727 / 2MASX J13295269+4711429 / 1RXS J132953.8+471143 2XMM J132952.5+471144 / XMMU J132952.9+471140 / [DML87] 671	13:29:52.698	+47º 11' 42.93''	V = 8.36	Simbad
2MASS J13295551+4714013 / CXOM51 J132955.5+471402 CXOU J132955.5+471401 / CXOU J132955.4+471402 / TIC 288432734 [TW2004] NGC 5194 55 / [MCK2007] 73 / Gaia DR3 1551989146831716480	13:29:55.5616119384	+47º 14' 01.991933520''	G = 19.853155	Simbad

Perseverance

Lunes 11 de Mayo de 2026

El 18 de febrero de 2021, el explorador robótico más avanzado jamás enviado al Planeta Rojo aterrizó sano y salvo en la superficie de Marte, listo para comenzar la búsqueda de señales de vida pasada. El rover Perseverance de la misión Mars 2020 busca indicios de vida microbiana antigua para avanzar en la investigación sobre la habitabilidad pasada de Marte. El rover está recolectando muestras de roca y regolito marcianos para una posible futura misión que las traería a la Tierra para un estudio detallado.

En el verano de 2024, Perseverance investigó su roca más desconcertante, compleja y potencialmente importante hasta la fecha, según un científico de la misión. Mostró indicios de agua pasada, material orgánico y pistas que sugieren reacciones químicas por parte de vida microbiana. En septiembre de 2025, se publicaron los resultados de la muestra Sapphire Canyon, de la roca apodada Cheyava Falls, que contiene posibles biofirmas, pistas que sugieren que pudo haber habido vida en el pasado, pero que requieren más datos o estudios adicionales antes de poder llegar a conclusiones sobre la ausencia o presencia de vida.

El rover Perseverance está creando una colección de rocas única, que incluye muestras de la atmósfera marciana y material superficial suelto. Estas muestras registran la historia del lugar de aterrizaje del cráter Jezero e incluso podrían conservar indicios de vida antigua. De los 43 tubos que Perseverance llevó a Marte, 38 son para recolectar muestras y cinco son tubos testigo diseñados para documentar la limpieza de su sistema de muestreo durante toda la misión.

La identificación de una posible biofirma en el Planeta Rojo es un descubrimiento revolucionario que ampliará nuestro conocimiento de Marte. Perseverance descubrió las Cheyava Falls en julio de 2024 mientras exploraba un conjunto de afloramientos rocosos en los bordes norte y sur de Neretva Vallis, un antiguo valle fluvial de 400 metros de ancho que fue excavado por el agua que se precipitaba hacia el cráter Jezero hace mucho tiempo.

Los instrumentos científicos del rover descubrieron que las rocas sedimentarias de la formación están compuestas de arcilla y limo, que en la Tierra son excelentes conservantes de la vida microbiana del pasado. También son ricas en carbono orgánico, azufre, óxido de hierro y fósforo. Durante la investigación de Cheyava Falls, una roca con forma de punta de flecha que mide 1 por 0,6 metros, contenía lo que parecían ser manchas de colores, que podrían haber sido dejadas por vida microbiana si esta hubiera utilizado los componentes básicos, el carbono orgánico, el azufre y el fósforo.

En imágenes de mayor resolución, los instrumentos detectaron un patrón distintivo de minerales dispuestos en frentes de reacción que el equipo denominó manchas de leopardo. Estas manchas presentaban la huella de dos minerales ricos en hierro, vivianita o fosfato de hierro hidratado y greigita o sulfuro de hierro. La vivianita se encuentra frecuentemente en la Tierra en sedimentos, turberas y alrededor de materia orgánica en descomposición. De manera similar, ciertas formas de vida microbiana en la Tierra pueden producir greigita.

La combinación de estos minerales, que aparentemente se formaron mediante reacciones de transferencia de electrones entre el sedimento y la materia orgánica, constituye una posible huella dactilar de vida microbiana, la cual utilizaría estas reacciones para producir energía para su crecimiento. El descubrimiento fue particularmente sorprendente porque involucra algunas de las rocas sedimentarias más jóvenes que la misión ha investigado.

Una hipótesis anterior suponía que los indicios de vida antigua se limitarían a formaciones rocosas más antiguas. Este hallazgo sugiere que Marte podría haber sido habitable durante un período más prolongado o en una etapa posterior de la historia del planeta de lo que se creía, y que las rocas más antiguas también podrían contener indicios de vida que simplemente son más difíciles de detectar.

Los científicos se llevaron una sorpresa cuando el rover Perseverance comenzó a examinar las rocas del fondo del cráter Jezero en la primavera de 2021, dado que el cráter albergó un lago hace miles de millones de años, esperaban encontrar roca sedimentaria, que se habría formado cuando la arena y el lodo se asentaron en un entorno que alguna vez fue acuático. En cambio, descubrieron que el fondo estaba compuesto por dos tipos de roca ígnea, una que se formó en las profundidades del subsuelo a partir de magma, y la otra a partir de la actividad volcánica en la superficie.

Hace años, las sondas orbitales marcianas detectaron una formación rocosa repleta del mineral olivino. Con una extensión aproximada de 70.000 kilómetros cuadrados, esta formación se extiende desde el borde interior del cráter Jezero hacia la región circundante. Los científicos han propuesto diversas teorías sobre la abundancia de olivino en una superficie tan extensa, incluyendo impactos de meteoritos, erupciones volcánicas y procesos sedimentarios. Otra teoría sugiere que el olivino se formó en las profundidades del subsuelo a partir de magma que se enfrió lentamente, antes de quedar expuesto con el tiempo por la erosión.

Un objetivo clave de la misión Perseverance en Marte es la astrobiología, incluyendo la búsqueda de indicios de vida microbiana antigua. El rover caracteriza la geología y el clima pasado del planeta, allanando el camino para la exploración humana del planeta rojo y será la primera misión en recolectar y almacenar rocas y regolito marcianos. Las misiones posteriores enviarían naves espaciales a Marte para recoger estas muestras selladas de la superficie y traerlas de vuelta a la Tierra para un análisis exhaustivo. La misión Mars 2020 es de JPL, gestionado para la NASA por Caltech en Pasadena, California, quién construye y gestiona las operaciones del rover Perseverance.

Fotografía Original 1
Fotografía Original 2
Fotografía Original 3

Crédito:  NASA / JPL-Caltech / MSSS / ASU

Nombre	Datos
Perseverance	NASA

Nebulosas en Sagittarius por Frank Sackenheim

Domingo 10 de Mayo de 2026

Entre el 2 y el 5 de julio de 2024, el astrónomo Frank Sackenheim tomó en el Kiripotib Astro Farm, en Namibia, una serie de de más de 150 exposiciones, que posteriormente ensambladas y procesadas, dieron origen a la extraordinaria imagen que vemos en este artículo. En el campo de visión se aprecian tanto nebulosas de emisión como de reflexión, además de brillantes estrellas que iluminan la región, que se localiza en dirección a la Constelación de Sagittarius.

Todo el complejo es una región HII calentada e ionizada por la esnergéticas estrellas cercanas que forman el cúmulo estelar abierto Collinder 367, visto aquí en el centro de la imagen, que incluye la estrella que es la principal responsable de ionizar el gas en la región, llamada 11 Sgr y también designada Gum 75, cuya luminosa nebulosa integrada está catalogada como IC 4685. La nebulosa que llama más la atención es NGC 6559, vista aquí en la parte inferior izquierda del centro del marco, es una nebulosa de emisión y reflexión que se encuadra en la nebulosa de emisión Sh2-31, que a su vez forma parte de la nube molecular PGCC G006.75-02.31.

La cadena de nebulosas continúa hacia el norte, donde se encuentra la brillante estrella HD 166192, que ioniza la nebulosa de emisión LBN 29 o Sh2-29. Hacia el noreste se ubica IC 1274, una región HII oscura de formación estelar también designada LBN 33. Hacia el norte está la región HII llamada IC 1275, que brilla en sus bordes sobre la oscuridad. Má arriba se ubica la región HII [AAL2018] G007.294-02.044, con forma de hongo, también destaca sobre las nubes oscuras situadas en segundo plano.

Cerca del borde inferior está la nebulosa planetaria PN M 1-41, mientras que una candidata a nebulosa planetaria, catalogada como PN G006.9-01.3, se ubica en la parte superior derecha del marco. Pase el ratón sobre la imagen o haga click en pantallas táctiles para identificar todos los objetos mencionados. Otras dos nebulosa de reflexión son GN 18.03.5 en el borde derecho, y GN 18.06.1 que aparece cerca del borde superior. También hay un objeto exótico, un púlsar llamado PSR J1811-24, que se oculta tras la oscuridad.

No todo son nebulosas brillantes, en esta imagen también adquieren protagonismo las nubes oscuras, entre las que cabe mencionar a la popularmente conocida como Dargón Chino que serpentea en el centro de la imagen, y las nebulosas oscuras catalogadas como Barnard 303, LDN 211, Barnard 302, LDN 214, LDN 221 y Barnard 91. Toda la región exhibe fuentes de emisión milimétricas, submilimétricas, de radio e infrarrojas, además de dos interesantes fuentes puntuales, la de rayos X llamada CXOU J180959.2-234115 y la de rayos Gamma catalogada como 4FGL J1809.8-2408c. En esta imagen el norte está arriba. Detalles técnicos.

Crédito:  Frank Sackenheim / AstrophotoCologne

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
Collinder 367 / C 1806-240 / OCl 22.0 / MWSC 2828	18:09:51.0	-23º 49' 42''	V = 6.4	Simbad
11 Sgr / GUM 75 / HD 165921 / SAO 186366 / TIC 248798552 / TYC 6843-543-1 CD-24 13962 / GC 24732 / GCRV 23068 / ALS 4700 / CPD-24 6247 / CGO 476 HIC 88943 / HIP 88943 / LS 4700 / V* V3903 Sgr / GEN# +1.00165921 / MCW 604 GSC 06843-00543 / Hbg 1565 / GOS G006.94-02.10 01 / PPM 267950 / SRS 14659 SKY# 33010 / TD1 21703 / UBV M 22657 / UCAC4 331-131229 / uvby98 100165921 YZ 113 12517 / AAVSO 1803-24 / [SC96] Mis 1043 / [SC96] GC 431 / [JE82] 946 2MASS J18091770-2359179 / Gaia DR1 4066278841751510144 Gaia DR2 4066278846098710016 / Gaia DR3 4066278846098710016	18:09:17.6999100192	-23º 59' 18.231196056''	V = 7.31	Simbad
NGC 6559 / ESO 521-40 / LBN 28 / LBN 007.03-02.26	18:10:00.0	-24º 00' 00''		Simbad
Sh2-31	18:11:24.0	-23º 47' 00''		Simbad
PGCC G006.75-02.31	18:09:41.799	-24º 15' 25.08''		Simbad
IC 4685	18:09:17.51	-23º 59' 14.1''		Simbad
HD 166192 / SAO 186406 / TIC 114615255 / TYC 6843-557-1 / CD-23 14017 ALS 4718 / CPD-23 6913 / GCRV 23073 / GEN# +1.00166192 / TD1 21756 LS 4718 / GSC 06843-00557 / IRAS 18075-2355 / UCAC4 331-131655 PPM 267990 / UBV M 22680 / uvby98 100166192 / YZ 113 12545 2MASS J18103272-2355084 / Gaia DR1 4066273687790751616 Gaia DR2 4066273692137513728 / Gaia DR3 4066273692137513728	18:10:32.7222694344	-23º 55' 08.419314396''	V = 8.60	Simbad
LBN 29 / Sh2-29	18:10:36.0	-23º 59' 00''		Simbad
IC 1274 / LBN 33 / LBN 007.35-02.33	18:11:00.0	-23º 48' 00''		Simbad
[AAL2018] G007.294-02.044	18:09:49.3	-23º 38' 49''		Simbad
GN 18.06.1 / [RK68] 84	18:09:09.0	-23º 26' 06''		Simbad
GN 18.03.5	18:06:33.0	-23º 56' 48''		Simbad
Barnard 303 / LDN 210 / IRAS 18060-2408	18:09:07.3	-24º 08' 11''		Simbad
LDN 211	18:09:36.0	-24º 09' 00''		Simbad
Barnard 302 / LDN 213 / [DB2002b] G6.95-2.07	18:09:06.0	-24º 00' 00''		Simbad
LDN 214 / [DB2002b] G7.01-2.02	18:09:06.0	-23º 58' 00''		Simbad
LDN 221	18:11:06.0	-23º 59' 00''		Simbad
Barnard 91 / LDN 227 / [DB2002b] G7.29-2.12	18:10:06.0	-23º 39' 00''		Simbad
4FGL J1809.8-2408c	18:09:49.3	-24º 08' 36''		Simbad
CXOU J180959.2-234115 / TIC 185968913 / [BRR2002] 10 2MASS J18095927-2341143	18:09:59.28	-23º 41' 14.4''	K = 13.771	Simbad
PSR J1811-24 / PSR J1811-2405 / 4FGL J1811.3-2403	18:11:19.854352	-24º 05' 18.42800''		Simbad
PN G006.9-01.3 / GPSR 006.941-1.376 / IRAS 18034-2338	18:06:30.1	-23º 38' 01''		Simbad
PN M 1-41 / ESO 521-39 / Hen 2-355 / PK 006-02 1 / PN G006.7-02.2 PN VV 152 / PN VV' 355 / PN M 1-41 / SCM 185 / Ve 3-62 / WRAY 17-112 JCMTSE J180930.4-241225 / JCMTSF J180930.4-241225 GSC2 S30120313659 / MSX5C G006.7679-02.2531	18:09:30.10	-24º 12' 26.29''	V = 15.00	Simbad