Galaxia espiral NGC 1566

Miércoles 29 de Abril de 2026

Esta imagen tomada por la cámara de energía oscura, instalada en el Telescopio Victor M. Blanco de 4 metros ubicado en el Observatorio de Cerro Tololo CTIO, muestra una visión completa de la galaxia espiral NGC 1566. Conocida popularmente como Bailarina Española por la forma de sus brazos espirales, parecida a los volantes de una falda típica andaluza, es una galaxia bien estudiada por los astrónomos que investigan grupos de galaxias, estrellas en diferentes etapas de su evolución y agujeros negros galácticos.

Está situada a una distancia de unos 60 millones de años luz de la Vía Láctea y se localiza en dirección a la Constelación austral de Doradus. Vista de cara respecto a nuestra perspectiva, se aprecia que la fromación estelar se concentra en las regiones rosadas de sus brazos espirales. Sus dos brazos simétricos recuerdan a otras grandes galaxias de gran diseño, como la Galaxia del Remolino Messier 51. La región central está dominada por gas molecular, polvo y una antigua población estelar de tipo KM.

El núcleo es pequeño pero muy luminoso, indicador de que es una galaxia de tipo Seyfert I, una galaxia que emite radiación desde una región muy pequeña de su núcleo. Su espectro indica que el gas caliente cercano al núcleo se mueve a una velocidad anormalmente alta, sugiriendo que podría estar orbitando un agujero negro masivo. Es el miembro dominante y más brillante del Cúmulo de Galaxias Dorado, una colección suelta de galaxias. En esta galaxia se han observado tres supernovas llamadas SPIRITS15yp, SN 2010el y SN 2021aefx. NGC 1566 fue descubierta por James Dunlop el 28 de mayo de 1826. En esta imagen el norte está 89,7º a la izquierda de la vertical.

Fotografía Original
Imagen Ampliable

Crédito:  Estudio de Energía Oscura / DOE / FNAL / DECam / CTIO / NOIRLab / NSF / AURA
Procesamiento:  TA Rector (Universidad de Alaska Anchorage / NSF NOIRLab)
J. Miller (Observatorio Internacional Gemini / NSF NOIRLab)
Mahdi Zamani y Davide de Martin (NSF NOIRLab)

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
NGC 1566 / ESO 157-20 / LEDA 14897 / MBG 04189-5503 / ESO-LV 157-0200 SGC 041853-5503.4 / IRAS 04189-5503 / IRAS F04188-5503 / FAUST 547 ACT-S J041959-545618 / ACT-S J042000-545622 / GLEAM J042001-545606 1E 0418.9-5503 / 2E 988 / 2E 0418.9-5503 / RBS 534 / RX J0420.0-5456 1ES 0418-55.0 / HIPASS J0419-54 / ISOSS J04199-5458 / PMN J0419-5455 PBC J0419.7-5456 / PKS 0418-550 / PKS J0420-5455 / PSCz Q04189-5503 1RXS J042000.5-545617 / SINGG HIPASS J0419-54 / SPASS J042001-545531 SPT-S J041959-5456.2 / SRGA J042000.7-545613 / SWIFT J0420.0-5456 SWIFT J0420.0-5457 / SUMSS J042001-545613 / [M98c] 041853.0-550324 2MASX J04200041-5456161 / XMMSL1 J041959.8-545618 / [FS90] Dorado 53 WISE J042000.38-545616.6 / WISEA J042000.39-545616.5 / [VDD93] 38 Gaia DR2 4779165759875235200 / Gaia DR3 4779165759875235200	04:20:00.3968473248	-54º' 56' 16.624708764''	V = 9.73	Simbad
ASASSN -14ha / SPIRITS15yp	04:20:01.41	-54º 56' 17.0''		Simbad
SN 2010el	04:19:58.83	-54º 56' 38.5''		Simbad
SN 2021aefx / KSP-SN-2021v	04:19:53.380	-54º 56' 53.24''		Simbad

Artemis II

Martes 28 de Abril de 2026

El primer vuelo tripulado del programa Artemis supone un paso clave hacia el regreso a largo plazo a la Luna y las futuras misiones a Marte. Artemis II  fue lanzada el 1 de abril de 2026 en una misión de 10 días en la que la tripulación, compuest por Reid Wiseman, Victor Glover, Christina Koch y Jeremy Hansen, todos ellos de NASA y CSA, debían viajar a la Luna y orbitarla. En su punto más lejano, la tripulación viajó 252.756 millas desde la Tierra, estableciendo un récord de la mayor distancia que los humanos han recorrido en el espacio y observando la superficie lunar como nunca antes.

En el marco del programa Artemis, se enviarán astronautas en misiones cada vez más complejas para explorar la Luna con fines de descubrimiento científico, beneficio económico y para preparar futuras misiones tripuladas a Marte. Durante la misión, la tripulación reflexionó sobre lo que la Luna significa para ellos a nivel personal y profesional, compartiendo pensamientos forjados tras años de entrenamiento y preparación. Durante la misión, la tripulación tuvo que resolver problemas operativos para mantener el rendimiento en condiciones de microgravedad.

En la segunda imagen, el astronauta Reid Wiseman ajusta el sistema de supervivencia del traje naranja que se utiliza en los lanzamientos de la nave Orión. Cada traje se confecciona a medida e incluye sistemas para el suministro de aire, agua, alimentos y gestión de residuos. En caso de emergencia, puede mantener la vida hasta seis días. Las futuras misiones Artemis se enfrentarán a desafíos como las duras condiciones de iluminación, el polvo lunar y las temperaturas extremas, a medida que se avanza hacia la exploración continua de la Luna y las eventuales misiones tripuladas a Marte.

Durante la misión tuvo lugar un hecho histórico, una llamada directa entre una tripulación que realizaba una misión en el espacio profundo y los astronautas a bordo de la Estación Espacial Internacional. La nave Artemis II se conectó con los astronautas de la Expedición 74, Chris Williams, Jack Hathaway, Jessica Meir y Sophie Adenot, lo que supuso la primera comunicación de este tipo entre naves espaciales. Tras orbitar la Luna finalmente los astronautas amerizaron el 10 de abril en el Océano Pacífico, frente a la costa de San Diego.

Fotografía Original 1
Fotografía Original 2
Fotografía Original 3
Fotografía Original 4

Crédito:  NASA / Josh Valcarcel

Nombre	Datos
Artemis II	NASA

Cabeza del Mono por James Janusz

Lunes 27 de Abril de 2026

Esta imagen del astrónomo James Janusz muestra una nebulosa popularmente conocida como Cabeza del Mono, también catalogada como NGC 2174, LBN 854 y Sh2-252, aunque esta última designación se divide en cinco componentes, que se distinguen con la terminación A, B, C, D y E. Su nombre viene de su peculiar forma que recuerda a la forma de la cabeza de un simio, tuerza la cabeza hacia la derecha para adivinar el parecido. La brillante estrella situada cerca del centro es HD 42088, de tipo espectral O6V y de séptima magnitud. El gas en la Nebulosa Cabeza del Mono está ionizado por el cúmulo estelar NGC 2175, ubicado cerca del centro de la nebulosa.

Otro cúmulo llamado Pismis 27 es visible al este, destaca en el límite de la nebulosa, aunque probáblemente no esté asociado al complejo. Cabeza del Mono es una región Hii, es decir, una nube de gas calentada al punto de ionización por las energéticas etrellas cercanas, lo que también se conoce como una nebulosa de emisión. Sh2-252 se localiza en dirección a la Constelación de Orión, se sitúa a una distancia de unos 6.400 años luz de la Tierra y fue descubierta por Giovanni Hodierna antes de 1684. Pase el ratón sobre la imagen o haga click en pantallas táctiles para identificar los objetos mencionados. En esta imagen el norte está 90º a la izquierda de la vertical. Detalles técnicos.

Crédito:  James Janusz / Jim's Astrophotography

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
NGC 2174 / Monkey Head Nebula	06:09:42.0	+20º 30' 00''		Simbad
NGC 2175 / Sh2-252 / LBN 854 / LBN 190.10+00.58 / SIM 0606+20.1 W 13 / C 0606+203 / OCISM 106 / OCl 476.0 / OCl 476 / MWSC 0764 GAL 190.00+00.50 / GRS G190.00 +00.50 / [KCW94] 189.876+00.516	06:09:39.0	+20º 29' 12''	V = 6.8	Simbad
Sh2-252 A	06:08:33.0	+20º 39' 18''		Simbad
Sh2-252 B	06:09:22.0	+20º 39' 30''		Simbad
Sh2-252 C	06:09:22.0	+20º 39' 30''		Simbad
Sh2-252 D / TGSSADR J060924.0+203453 NVSS J060924+203451 / TXS 0606+205	06:09:24.122	+20º 34' 53.19''		Simbad
Sh2-252 E	06:09:53.0	+20º 30' 18''		Simbad
Pismis 27 / NGC 2175s / C 0607+206 / MWSC 0780	06:10:52.5	+20º 37' 05''		Simbad
HD 42088 / AG+20 639 / BD+20 1284 / SAO 78049 / HIC 29216 / HIP 29216 Hilt 522 / TIC 45447053 / TYC 1322-797-1 / ALS 8751 / GOS G190.04+00.48 01 GSC 01322-00797 / AP J06093957+2029153 / GCRV 3875 / CGO 117 / ROT 983 2E 1605 / 2E 0606.7+2030 / GEN# +1.00042088 / LS V +20 19 / PPM 95519 SKY# 10333 / MCW 395 / TD1 6176 / UBV 6201 / UBV M 11800 / YZ 20 2218 UCAC4 553-022906 / uvby98 100042088 / Gaia DR1 3375202832701156096 Gaia DR2 3375202836997950592 / Gaia DR3 3375202836997950592 / WEB 5731	06:09:39.5728368936	+20º 29' 15.450599580''	V = 7.57	Simbad

Detalle de la Nebulosa Trífida

Domingo 26 de Abril de 2026

El Telescopio Espacial Hubble capturó una pequeña porción de una región de formación estelar situada a una distancia de unos 5.000 años luz que se localiza en dirección a la Constelación de Sagittarius, conocida como Nebulosa Trífida y catalogada como Messier 20 y NGC 6514. La imagen muestra cambios en escalas de tiempo increíblemente cortas e infunde una sensación de asombro y admiración de una nebulosa en constante transformación.

Los colores de esta región centelleante de formación estelar captada en luz visible por el Hubble recuerdan a una escena submarina repleta de sedimentos de grano fino que revolotean por las profundidades del océano. Varias estrellas masivas que se encuentran fuera de este campo de visión, han moldeado esta región durante al menos 300.000 años. Sus potentes vientos estelares y la radiación ultravioleta siguen generando una enorme burbuja, de la cual se muestra aquí una pequeña porción, que empuja y comprime el gas y el polvo de la nube, desencadenando nuevas oleadas de formación estelar.

Esta no es la primera vez que el Hubble observa esta escena. El telescopio ya observó la Nebulosa Trífida en 1997 y ahora 29 años después, ha aprovechado casi toda su vida útil para mostrarnos los cambios en la nebulosa a escalas de tiempo humanas. ¿Por qué volver a observar el mismo lugar? Para detectar cambios a lo largo del tiempo. La imagen se centra en una cabeza y un cuerpo ondulante de una nube de gas y polvo de color óxido que se asemeja a una babosa marina que parece deslizarse a través del cosmos.

El cuerno izquierdo forma parte de Herbig-Haro 399, un chorro de plasma expulsado periódicamente durante siglos por una joven protoestrella incrustada en la cabeza. Los cambios observados a lo largo del tiempo permiten a los investigadores medir la velocidad de los flujos y determinar cuánta energía inyecta la protoestrella en estas regiones. Estas mediciones aportarán información sobre cómo interactúan las estrellas recién formadas con su entorno.

En la parte inferior derecha se aprecian evidencias de un contrachorro, líneas dentadas de color naranja y rojo que recorren la parte posterior del cuello, donde aparece una V natural en el polvo marrón. El cuerno más oscuro y triangular a la derecha de la cabeza alberga otra estrella joven en su extremo. Visite el enlace a la imagen ampliable para ver un tenue punto rojo con un pequeño chorro. El arco verde sobre él podría indicar que un disco circunestelar está siendo erosionado por la intensa luz ultravioleta de estrellas masivas cercanas. Cuanto más nítida sea la zona alrededor de esta protoestrella, más probable es que su formación esté casi completa.

Justo a la izquierda se observa un pequeño y tenue pilar. Gran parte del gas y el polvo de este pilar se han dispersado, pero el material más denso de la parte superior aún permanece. Las rayas y líneas definidas ofrecen más pistas sobre la actividad de otras estrellas jóvenes. Observe un ejemplo cerca del centro, verá una línea ondulada y angular que comienza en un naranja brillante y termina en un rojo intenso. En la comparación de imágenes, parece moverse, lo que indica que podría tratarse de un chorro expulsado por otra estrella en formación, oculta entre el polvo.

En las observaciones de luz visible del Hubble, la vista más nítida se encuentra en la parte superior izquierda, donde el color es más azul. La intensa luz ultravioleta de estrellas masivas, que no se encuentran en el campo de visión, arrancó electrones del gas cercano, creando un resplandor, mientras que los vientos esculpieron una burbuja al barrer el polvo circundante.

En la parte superior un gas amarillo brillante asciende en corrientes. Este es un ejemplo de cómo la luz ultravioleta penetra en el polvo marrón oscuro, descomponiendo y desintegrando el gas y el polvo. Muchas crestas y pendientes de material marrón oscuro permanecerán durante algunos millones de años, a medida que la luz ultravioleta de las estrellas consume lentamente el gas. Las áreas más densas albergan protoestrellas, que están ocultas en la luz visible.

La esquina derecha está casi completamente a oscuras. Es allí donde el polvo es más denso. Las estrellas que aparecen aquí podrían no formar parte de esta región de formación estelar, podrían estar más cerca de nosotros, en primer plano. Ahora, observe la escena en busca de brillantes orbes naranjas. Estas estrellas se han formado por completo, despejando el espacio a su alrededor. A lo largo de millones de años, el gas y el polvo que componen la nebulosa desaparecerán, y solo quedarán las estrellas.

Fotografía Original
Imagen Ampliable

Crédito:  NASA / ESA / STScI
Procesamiento:  J. DePasquale (STScI)

Nombre	RA	DEC	Datos
Messier 20 / M 20 / M20 / NGC 6514 / Trifid Nebula / LBN 27 / CTB 45 Collinder 360 / LBN 006.99-00.17 / NRL 10 / GRS G007.00 -00.30 LMH 12 / CSI-23-17593 1 / MSH 17-2-16 / C 1759-230 / OCISM 2 / OCl 23.0 MWSC 2789 / [KPR2004b] 425 / [DGW65] 99 / [SC95] M 208	18:02:42.0	-22º 58' 18''	Simbad
Herbig-Haro 399 / HH 399	18:02:28.939	-23º 03' 59.78''	Simbad

Rayos X en estrellas jóvenes

Sábado 25 de Abril de 2026

Estas imágenes de cúmulos estelares representan un nuevo estudio del Observatorio de rayos X Chandra, que muestra que las estrellas jóvenes similares al Sol son menos brillantes en rayos X de lo que se creía. Este resultado tiene implicaciones para las perspectivas de que la vida se desarrolle y sobreviva en planetas que orbitan alrededor de estas estrellas. Trumpler 3 visto aquí en la imagen superior, y NGC 2353 que aparece en la imagen inferior, son cúmulos abiertos que contienen cientos de estrellas jóvenes.

Estas estrellas están unidas gravitacionalmente, ya que se formaron a partir de las mismas nubes de gas. Muchas de ellas tienen masas similares a la de nuestro Sol, pero son mucho más jóvenes. En estas nuevas imágenes compuestas de Trumpler 3 y NGC 2353, se han combinado rayos X de Chandra vistos en color púrpura, con una imagen óptica del telescopio PanSTARRS ubicado en Hawái, que se ve en colores rojo, verde y azul.

En total, el nuevo estudio de Chandra analizó ocho cúmulos estelares con edades comprendidas entre los 45 y los 750 millones de años, en comparación, nuestro Sol tiene unos 4.600 millones de años. Los investigadores descubrieron que las estrellas similares al Sol, con más de 100 millones de años en estos cúmulos, emitían solo entre un cuarto y un tercio de los rayos X esperados. Esta relativa calma podría ser beneficiosa para la formación de vida en planetas que orbitan estrellas jóvenes.

Esto se debe a que grandes cantidades de rayos X pueden erosionar la atmósfera de un planeta e impedir la formación de las moléculas necesarias para la vida orgánica tal como la conocemos. En promedio, las estrellas de tres millones de años con una masa similar a la del Sol producen aproximadamente mil veces más rayos X que el Sol actual. Por otro lado, las estrellas de 100 millones de años de masa solar son unas 40 veces más brillantes en rayos X que nuestra estrella en la actualidad.

Los rayos X y otras radiaciones de alta energía procedentes de una estrella joven similar al Sol erosionan parte de la atmósfera de un planeta en órbita. Niveles más bajos de rayos X provocarán una menor erosión de las atmósferas planetarias. Los investigadores descubrieron que las estrellas con una masa similar a la del Sol se atenuaron tras unos cientos de millones de años, mientras que las de menor masa mantuvieron sus altos niveles de emisión de rayos X durante más tiempo.

La disminución de la energía de los rayos X y la desaparición de partículas energéticas de las estrellas del tamaño del Sol parecen ser más propicias para albergar planetas con atmósferas robustas, y posiblemente vida floreciente, más de lo que se creía anteriormente. El equipo utilizó datos del satélite Gaia y datos de rayos X de ROSAT.

Estos datos les permitieron identificar las estrellas que formaban parte de los cúmulos. Para medir la emisión de rayos X de las estrellas, realizaron nuevas observaciones con Chandra de estrellas con edades comprendidas entre 45 y 100 millones de años, y utilizaron datos de archivo de Chandra y ROSAT para estudiar tres cúmulos más antiguos con edades comprendidas entre 220 y 750 millones de años.

Fotografía Original

Crédito:  Rayos X:  NASA / CXC / Universidad Estatal de Pennsylvania / K. Getman
Óptica / Infrarrojo:  PanSTARRS
Procesamiento:  NASA / CXC / SAO / N. Wolk

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
Trumpler 3 / Collinder 36 / Cl Harvard 1 C 0307+630 / Theia 127 / MWSC 0262	03:12:00.3	+63º 12' 35''	V = 7.0	Simbad
NGC 2353 / C 0712-102 / OCISM 121 / OCl 567.0 2EUVE J0714-10.3 / EUVE J0714-10.3 / MWSC 1152	07:14:34.0	-10º 15' 11''	V = 7.1	Simbad

Galaxias interactuando en Sextans

Viernes 24 de Abril de 2026

Esta exelente imagen del astrónomo José Joaquín Pérez Guy muestra una interacción entre dos galaxias catalogadas como NGC 3166 y NGC 3169, acompañadas por la galaxia NGC 3165. Otras galaxias significativas en el campo de visión son MATLAS-646, MATLAS-652 y LEDA 4010552. La pequeña galaxia NGC 3165 es la más cercana, se sitúa a una distancia de unos 53 millones de años luz de la Vía Láctea, aun así, interactúa con las dos grandes compañeras. Brilla con una magnitud de 14.5 en la banda B, su morfología es de tipo IA y fue descubierta por RJ Mitchell el 30 de enero de 1856.

NGC 3166 es una galaxia lenticular, es decir, tiene características de una galaxia espiral y de una elíptica. Se encuentra a 65 millones de años luz de nosotros y dadas sus dimensiones aàrentes tiene un tamaño de aproximadamente 105.000 años luz de diámetro. Tiene un núcleo brillante y alargado rodeado por un bulbo elíptico y hay evidencia de un disco estelar circunnuclear. Se observa una barra de bajo brillo superficial pero carece de brazos espirales definidos, aunque se aprecian franjas de polvo rotas por la interacción con NGC 3169.

NGC 3166 es asimétrica en observaciones en el espectro ultravioleta de la luz, con una emisión más intensa en la parte oeste del núcleo. En la región del brazo occidental distorsionado, tiene un espectro similar al de una región HII, lo que indica la presencia de estrellas jóvenes. Al este del núcleo se detectan emisiones de hidrógeno. La asimetría observada en el ultravioleta podría ser el resultado de una reciente acreción de gas y aún no se ha formado un anillo completo de formación estelar. Se estima que la tasa de formación de estrellas en la galaxia es de 0,06 masas solares al año.

NGC 3169 es la más grande de las tres y la más lejan a la Tierra, se ubica a una distancia de unos 75 millones de años luz y tiene una clasificación morfológica de tipo SA, se trata de una galaxia espiral pura, sin barras, con brazos espirales bién enrrollados y características peculiares. Tiene un brazo espiral asimétrico y un halo que se exiende más allá del disco. NGC 3169 es de tipo LINER 2, que muestra una emisión de rayos X en el núcleo y una fuente de rayos X duros, lo que sugiere la existencia de un núcleo galáctico activo. En esta galaxia se observaron las supernovas SN 1984E y SN 2003cg.

NGC 3169 muestra en el núcleo una población estelar de 1.000 millones de años de edad y un anillo estelar que lo rodea, más joven que la población estelar circundante, lo que sugiere que hubo un estallido de formación estelar en el núcle que coincide con la edad de las estrellas. La interacción de NGC 3169 con NGC 3166 está creando una distorsión gravitacional que ha alterado el disco de NGC 3166. Las tres galaxias están incrustadas en una anillo extendido de hidrógeno neutro centrado en NGC 3169 y son miembros del Grupo de NGC 3166, que forma parte del Grupo Leo II, una serie de galaxias y cúmulos de galaxias que se extienden desde el brode derecho del Supercúmulo de Virgo. El interesante paisaje galáctico se localiza en dirección a la Constelación de Sextans. En esta imagen el norte está arriba. Detalles técnicos.

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

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
NGC 3165 / LEDA 29798 / UGC 5512 / MCG+01-26-023 / Z 1010.9+0338 SDSS J101331.29+032230.0 / UZC J101331.3+032233 / NFGS 52 / Z 36-63 Gaia DR2 3835934424198381056 / Gaia DR3 3835934424198381056	10:13:31.2940552872	+03º 22' 29.994311784''	B = 14.5	Simbad
NGC 3166 / LEDA 29814 / UGC 5516 / MCG+01-26-024 / 1E 1011.2+0340 IRAS 10111+0340 / IRAS F10111+0340 / ISOSS J10137+0325 / KPG 228a PSCz Q10111+0340 / UZC J101345.6+032532 / Z 36-64 / Z 1011.1+0340 2MASX J10134567+0325288 / SDSS J101345.59+032529.0 [M98c] 101109.3+034025 / Gaia DR3 3835935077032821248	10:13:45.7270131936	+03º 25' 29.310401424''	B = 11.2	Simbad
NGC 3169 / LEDA 29855 / UGC 5525 / MCG+01-26-026 / KPG 228b BWE 1011+0342 / GB6 B1011+0342 / HIPASS J1014+03 / Z 36-66 87GB 101138.5+034211 / GLEAM J101415+032751 / Z 1011.7+0343 IRAS 10116+0342 / IRAS F10116+0342 / NVSS J101415+032757 MITG J101412+0327 / NVSS J101415+032757 / PMN J1014+0327 PSCz Q10116+0342 / UZC J101414.8+032800 / EQ 1011+037 2MASX J10141509+0327580 / SDSS J101415.04+032758.0 WVFSCC J101411+032820 / Gaia DR3 3859942913425410048	10:14:15.0379414272	+03º 27' 57.941639856''	V = 12.41	Simbad
SN 1984E / AAVSO 1009+03	10:14:11.0	+03º 28' 12''	B = 15.2	Simbad
SN 2003cg	10:14:15.97	+03º 28' 02.5''	B = 15.94	Simbad