Materia oscura en el Campo COSMOS

Jueves 5 de Noviembre de 2026

¿Cuantas galaxias contiene esta imagen? Tomada por el Telescopio Espacial James Webb, la imagen contiene más de 800.000 galaxias y está superpuesta  a un mapa de materia oscura representada en color azul. Las regiones azules más brillantes indican una mayor densidad de materia oscura. Los astrónomos utilizaron datos de Webb para encontrar la materia oscura, que es invisible, a través de su influencia gravitacional sobre la materia normal.

La región del cielo que cubre la imagen es de 0,54 grados cuadrados, aproximadamente dos veces y media el tamaño de la Luna llena y se localiza en dirección a la Constelación de Sextans. La cámara de infrarrojo cercano NIRCam, instalada a bordo de James Webb, observó esta región durante un total de aproximadamente 255 horas.

La materia oscura no emite, refleja, absorbe ni siquiera bloquea la luz, y por tanto no es visible para el ojo humano ni para los telescopios tradicionales. Pero sí interactúa con el Universo a través de la gravedad, y grandes acumulaciones o cúmulos de materia oscura tienen masa suficiente para curvar el mismo espacio.

La luz que viaja a la Tierra desde galaxias distantes se distorsiona ligeramente a medida que atraviesa la estructura curva del espacio-tiempo. En algunos casos, la deformación es lo suficientemente significativa como para ser evidente a simple vista, casi como si la galaxia estuviera siendo vista a través de un cristal deformado, un efecto llamado lente gravitacional fuerte.

En el caso del mapa de materia oscura que se muestra aquí, los científicos dedujeron la distribución de la materia oscura basándose en un efecto llamado lentes gravitacionales débiles, lo que provoca distorsiones mucho más sutiles de la luz de miles de galaxias. La materia oscura en esta zona del cielo también fue cartografiada en 2007 utilizando datos del Telescopio Espacial Hubble.

El mapa de Webb contiene aproximadamente 10 veces más galaxias que los mapas de la misma región elaborados por observatorios terrestres y el doble que el mapa confeccionado por el Hubble. Aquí se revelan nuevos grupos de materia oscura y captura una vista de mayor resolución en comparación con el mapa del Hubble.

Tanto el mapa de materia oscura del Hubble como el del Webb son parte de un proyecto llamado Cosmic Evolution Survey o COSMOS. El Campo COSMOS completo tiene 2 grados cuadrados, aproximadamente 10 veces el tamaño de la Luna llena, y ha sido fotografiado por al menos 15 telescopios espaciales y terrestres.

Observar la misma región con muchos telescopios diferentes permite a los científicos combinar puntos de vista complementarios para comprender cómo crecen las galaxias y cómo la materia oscura influye en su evolución. Sólo se han utilizado datos de Webb y Hubble para mapear la materia oscura en la región. Para refinar las mediciones de la distancia a muchas de las galaxias incluidas en el mapa, los astrónomos utilizaron el instrumento de infrarrojo medio de Webb llamado MIRI.

Las longitudes de onda que detecta MIRI también lo hacen experto en detectar galaxias oscurecidas por nubes de polvo cósmico. Webb está resolviendo misterios en nuestro Sistema Solar, mirando más allá, hacia mundos distantes alrededor de otras estrellas, y explorando las misteriosas estructuras y orígenes de nuestro Universo y nuestro lugar en él.

Fotografía Original

Crédito:  NASA / STScI / J. DePasquale / A. Pagan

Nombre	RA	DEC	Datos
Campo COSMOS / COSMOS Field	10:00:28.60	+02º 12' 21.0''	Simbad

Nebulosa Cabeza de Gato

Miércoles 4 de Noviembre de 2026

Los telescopios espaciales Hubble y James Webb organizaron una caza de brujas en tiempos de halloween, observaron recientemente una espeluznante escena de formación estelar dentro de la Nebulosa Carina NGC 3372, una enorme nube de gas y polvo ubicada aproximadamente a 7.500 años luz de la Tierra, que se localiza en dirección a la Constelación de Carina. Los dos telescopios ofrecen vistas complementarias de la forma sombría, apodada  Nebulosa Cabeza de Gato, que refleja el increible proceso de formación estelar.

La vista en luz visible del Hubble muestra al gato como una columna de polvo alargada y oscura y indicios de estrellas jóvenes en formación, mientras que las imágenes en luz infrarroja de Webb revelan muchas estrellas y otros detalles ocultos. Aunque la Nebulosa Cabeza de Gato es una escena temporal que eventualmente se dispersará a medida que las estrellas se formen y evolucionen con el tiempo, la región está repleta de información.

Las vistas complementarias de Hubble y Webb de la Nebulosa Cabeza de Gato están ayudando a los astrónomos a aprender más sobre el elusivo, caótico y complejo proceso conocido como formación estelar. La distintiva forma de cabeza de gato de la nebulosa probablemente fue esculpida con el tiempo por la intensa radiación ultravioleta y los vientos de las estrellas masivas en la Nebulosa Carina.

A medida que la retroalimentación estelar erosiona el gas y el polvo circundante, el material más denso dentro del pilar con forma felina resiste la erosión, al menos por ahora. La vista en luz visible del Hubble revela una columna de polvo opaca de color marrón oscuro. El brillante ojo rojo del gato puede indicar una estrella joven que todavía está parcialmente incrustada en polvo.

Una cresta de color amarillo brumoso parece seguir el borde del lado derecho del filamento. Este borde brillante es consistente con el gas iluminado e ionizado por la radiación ultravioleta de las estrellas masivas cercanas, lo que potencialmente impulsa la fotoevaporación. Este tenue contorno es una señal de que la enérgica luz ultravioleta de las estrellas calientes y masivas está incidiendo sobre el gas, calentándolo y esencialmente evaporándolo.

El material difuso que rodea el pilar brilla en azul y cian arriba, cambiando a amarillo, naranja y rojo hacia abajo. Los filtros del Hubble capturan la luz emitida por el oxígeno, el hidrógeno y el azufre, junto con la luz de las estrellas dispersada por el polvo. Estas variaciones de color revelan una mezcla compleja de gas excitado, polvo e iluminación estelar.

Como puede ver bajo estas líneas, cada una de las imágenes de infrarrojo cercano y medio de Webb ofrece diferentes piezas de información para ayudar a crear una comprensión más completa de la Nebulosa Cabeza de Gato. Si bien la estructura general de la nebulosa es similar a la imagen de luz visible del Hubble, el filamento se vuelve más transparente y su compleja estructura superficial se vuelve discernible en luz infrarroja cercana vista por Webb.

A la izquierda del gato hay volutas fantasmales de polvo y gas, delicadas estructuras expuestas a la radiación de las estrellas masivas cercanas. La vista del infrarrojo cercano de Webb revela una densa dispersión de estrellas, que se muestran en azul y amarillo. Incluso en luz infrarroja, algunas estrellas todavía están envueltas en polvo en diversos grados. El ojo de gato sigue siendo llamativo. Las imágenes de alta resolución del telescopio incluso muestran galaxias de fondo tenues, ofreciendo una vista parcial de nuestra galaxia, la Vía Láctea, y más allá.

En luz infrarroja media, la emisión de polvo caliente y moléculas basadas en carbono perfila estructuras intrincadas dentro de la nebulosa. Los cambios en las condiciones y composiciones locales provocan variaciones de color y brillo. Los delicados glóbulos y hebras situados a la izquierda del pilar son particularmente evidentes en esta vista de infrarrojo medio.

A la derecha del pilar, una fuente de luz brillante se muestra en color amarillo en la imagen del infrarrojo medio. Probablemente una estrella infantil incrustada en polvo, se encuentra frente a la emisión rojiza del material circundante. Un filamento estrecho parece cruzar la fuente, aunque la imagen por sí sola no puede establecer si los dos están físicamente relacionados. En la segunda imagen el norte está 13,6º a la izquierda de la vertical, mientras que las otras dos imágenes tienen el norte 6.5º a la derecha de la vertical.

Fotografía Original 1
Fotografía Original 2
Fotografía Original 3
Imagen Ampliable

Crédito:  NASA / ESA / CSA / STScI
Procesamiento:  J. Depasquale (STScI)

Nombre	RA	DEC	Datos
Carina Nebula / NGC 3372 / Car Nebula / Keyhole Nebula / eta Car Nebula BRAN 316A / GUM 33 / RCW 53 / MHR 11 / MSH 10-5-07 / 1E 1044.0-5940	10:45:02.23	-59º 41' 59.8''	Simbad

La Vía Láctea sobre Coyote Buttes

Martes 3 de Noviembre de 2026

Esta imagen del astrónomo Michael John Griffin, muestra un paisaje no sólo terrestre sino también celeste, donde el espectáculo de contrastes y colores supera la imaginación. En la Tierra, la escena se desarrolla en la región sur de Coyote Buttes, una sección del Área Silvestre Paria Canyon - Vermilion Cliffs de difícil acceso.

Esta zona se encuentra entre el extremo central sur de Utah y la parte central norte del estado de Arizona. El encuadre de esta imagen se localiza en la denominada Coyote Buttes Sur, la región hermana de su homónima del norte. Para visitar estos parajes, es necesario solicitar un permiso de senderismo a la Oficina de Administración de Tierras BLM.

El área de Coyote Buttes es un afloramiento de arenisca Navajo jurásica eólica con estratificación cruzada. La coloración variable de las areniscas se debe a diversos pigmentos de óxido de hierro presentes en las capas. En el área se encuentra un rastro de huellas de dinosaurios, que proporciona evidencia de una variedad de de estos ancestros terrestres.

El área incluye espectaculares formaciones rocosas erosionadas en espiral, como The Wave o la que se puede ver aquí en primer plano llamada Chess Queen. Existen más de 1.000 huellas de dinosaurios que fueron grabadas hace más de 190 millones de años por tres géneros de Eubrontes, Anchisauripus y Grallator, junto con un saurópodo que no ha sido identificado.

pero el espectáculo no sólo está en la Tierra, ya que el cielo cubre la otra mitad de la imagen. El centro de nuestra galaxia, la Vía Láctea, asciende desde el horizonte a la derecha y se eleva hacial los cielos en la parte izquierda. Esto es lo que cualquier persona puede ver en una noche propicia mejorado con procesamiento fotográfico, bajo cielos oscuros, despejados y sin contaminación lumínica o ambiental. Detalles técnicos.

Crédito:  Michael John Griffin

Nombre	LAT	LON	Datos
Coyote Buttes	36.946038	-112.006447	Maps

Clave de Sol cósmica

Lunes 2 de Noviembre de 2026

Los astrónomos han descubierto el origen de una inusual fuente de ondas de radio denominada Clave de Sol, debido a su parecido a la nota musical. La estructura se formó por una erupción de un agujero negro supermasivo seguida de una colisión entre dos cúmulos de galaxias. Utilizando el Observatorio de rayos X Chandra, los astrónomos analizaron la causa de una notable formación de ondas de radio.

Encontrar una explicación para la Clave de Sol ha sido particularmente difícil, ya que la formación se encuentra casi directamente detrás del plano de la Vía Láctea, lo que significa que las estrellas, el gas y el polvo de nuestra galaxia bloquean su observación desde la Tierra. Sin embargo, utilizando telescopios capaces de observar a través del material interestelar, los investigadores lograron identificar la causa de esta inusual estructura.

Chandra y eROSITA detectaron gas caliente y difuso en la ubicación de la Clave de Sol, lo que indica que un cúmulo de galaxias alberga el objeto. Los investigadores también determinaron que el cúmulo de galaxias son en realidad dos cúmulos de galaxias en proceso de fusión. Los cúmulos de galaxias son una de las estructuras más grandes del Universo, ya que contienen cientos de galaxias y enormes reservas de gas supercaliente.

La imagen muestra en color azul el gas calentado a varios millones de grados detectado por Chandra y eROSITA. Los datos de radio de LOFAR se ven en color rojo, además una extensa red de radiotelescopios ubicados en Europa revelan la figura que se asemeja a una nota musical. La última parte de la imagen combinada de datos infrarrojos fueron obtenidos por el Telescopio Infrarrojo del Reino Unido, y aparece mayormente en color blanco.

Tras lel análisis de los datos, los astrónomos concluyeron que la Clave de Sol probablemente se formó en un proceso de dos etapas. Primero, una erupción previa de un agujero negro supermasivo ubicado en el centro de un cúmulo de galaxias, expulsó nubes de partículas cargadas y campos magnéticos a una velocidad cercana a la de la luz. Esto provocó una especie de estructura cósmica, y en un principio, produjo ondas de radio brillantes que posteriormente se atenuaron a medida que las partículas perdían energía.

A continuación, la colisión entre los dos cúmulos comprimió o reenergizó la nube, que volvió a brillar en ondas de radio. Las ondas de choque, similares a las explosiones sónicas de los aviones supersónicos, resultantes de la colisión, podrían haber desempeñado un papel en este proceso de reenergización. Para revelar evidencia de la colisión del cúmulo en los datos de Chandra, los científicos utilizaron una técnica especial que examinó la desviación del gas caliente del cúmulo respecto a una forma simétrica.

La mayor parte del gas caliente es simétrico y tiene una forma relativamente ovalada. Los científicos eliminaron esta forma ovalada simétrica de la imagen original de rayos X. La emisión de rayos X restante en la imagen residual muestra que es más brillante a la izquierda y a la derecha, y más débil en el centro. Los rayos X más brillantes en la imagen residual, hacia la izquierda y a la derecha del centro del cúmulo, implican que la colisión entre los dos cúmulos probablemente ocurrió de izquierda a derecha, como se observa en la imagen.

Los investigadores creen que la colisión directa entre los dos cúmulos ocurrió hace unos cientos de millones de años, y que ahora los cúmulos se están alejando uno del otro. La Clave de Sol se localiza en dirección a la Constelación de Cameleopardalis y se sitúa a una distancia de 1.550 millones de años luz de la Vía Láctea. Los datos para crear esta imagen fueron recogidos en abril de 2026 con un tiempo de observación de 13 horas y 34 minutos. Esta imagen muestra 6 millones de años luz de ancho.

Fotografía Original

Crédito:  Rayos X:  NASA / CXC / INAF-IRA/A / Botteon
Infrarrojo:  UKIDSS-GPS
Radio:  ASTRON / LOFAR
Procesamiento:  NASA / CXC / SAO / N. Wolk

Nombre	RA	DEC	Datos
VLSS J0318.9+5755 / 7C 0315+5744 / 8C 0315+577 [BPM2022] J0318+5755; 0315+5744	03:18:59.02	+57º 55´ 04.1''	Ned

Revelada la preconcepción de planetas

Domingo 1 de Noviembre de 2026

Un equipo de investigación internacional dirigido por el profesor asistente de proyecto Satoshi Ohashi, del Observatorio Astronómico Nacional de Japón NAOJ, ha realizado observaciones de alta resolución y múltiples longitudes de onda de un disco protoplanetario alrededor de una protoestrella relativamente joven llamada DG Taurus, utilizando ALMA para estudiar la estructura del disco, tamaño y cantidad de polvo, el material primordial para la concepción de los planetas.

Como resultado, el equipo logró capturar las condiciones en vísperas de la formación de planetas, ya que el disco era liso y sin firmas de la existencia de planetas. También descubrieron que el polvo había crecido significativamente en la parte exterior del disco y que la concentración de polvo era mayor de lo esperado en la parte interior del disco. Con estos resultados, se ha revelado el primer paso en el proceso de la formación de planetas.

Resolver el misterio de cómo se formaron los planetas como la Tierra es una cuestión importante para comprender el origen de la vida. Se cree que los planetas se forman cuando el polvo y el gas interestelar se acumulan en un disco protoplanetario que rodea a una protoestrella, pero no está claro dónde, cuándo o cómo comienza la formación de planetas. Por otro lado, se sabe que cuando un planeta se forma dentro de un disco, su gravedad crea un patrón similar a un anillo en el disco.

De hecho, las observaciones con ALMA han revelado estructuras de anillos de este tipo en muchos discos protoplanetarios, lo que sugiere la existencia de planetas. Para estudiar el proceso de formación de planetas, es necesario observar detalladamente los discos en los que es seguro que aún no existen planetas. Sin embargo, debido a las dificultades para encontrar discos de este tipo sin firmas de planetas y estudiarlos en detalle, todavía no tenemos una idea clara de cómo comienza la formación planetaria.

En este estudio, los investigadores se centraron en la protoestrella relativamente joven DG Tau, y estudió en detalle el disco que la rodea con el Atacama Large Milimeter/submilimeter Array o ALMA. Observaron la distribución de la intensidad de las emisiones de radio a una longitud de onda de 1,3 mm emitida por el polvo del disco con una resolución espacial extremadamente alta de 0,04 segundos de arco y revelaron la estructura detallada del disco.

Los resultados muestran que el disco alrededor de DG Tau es liso y carece de los patrones en forma de anillos que se ven en los discos alrededor de protoestrellas más antiguas. Esto indica que no hay planetas en el disco de DG Tau, y la imagen puede haber capturado la víspera de la formación planetaria. Además, observaron el disco en diferentes longitudes de onda de 0,87 mm, 1,3 mm y 3,1 mm e investigaron las ondas de radio y las intensidades de polarización.

Dependiendo del tamaño y la densidad del polvo, cambia la relación entre las intensidades de las ondas de radio en diferentes longitudes de onda y la intensidad de polarización de las ondas de radio dispersadas por el polvo. Por lo tanto, la distribución de tamaño y densidad se puede estimar comparando los resultados de la observación con simulaciones de varios patrones de distribución de tamaño y densidad del polvo. Esto revela hasta qué punto está creciendo el polvo interestelar, el material del que están hechos los planetas.

Las simulaciones de mejor ajuste sugieren que el polvo es mayor en la parte exterior del disco, más de unas 40 unidades astronómicas, un poco más que la distancia entre el Sol y Neptuno, que en la parte interior, lo que indica que el proceso de formación de planetas está más avanzado. Las teorías sobre la formación de planetas han sugerido que la formación de planetas comienza en la parte interior del disco, pero los resultados de este estudio contradicen esta expectativa e indican que la formación de planetas puede comenzar desde la parte exterior del disco.

Por otro lado, se encontró que la proporción entre el polvo y el gas era aproximadamente 10 veces mayor en la región interior que en el espacio interestelar normal, aunque el tamaño del polvo es menor. Además, estas partículas de polvo están bien asentadas en el plano medio del disco, lo que sugiere que el disco está en proceso de acumular material para formar planetas. Es posible que en el futuro esta acumulación de polvo desencadene la formación planetaria.

Estas observaciones fueron posibles gracias a la extrema resolución espacial de ALMA de 0,04 segundos de arco, así como a la observación de ondas de radio emitidas por el polvo, incluida la luz polarizada en tres longitudes de onda diferentes. Esta es la primera vez que se revela el tamaño y la densidad del polvo en un disco liso sin firma de planetas. Esto ha proporcionado nueva información sobre los sitios de formación planetaria, que no podrían haber sido predichos por estudios teóricos u observaciones anteriores de discos con firmas de formación de planetas.

Al comentar sobre la importancia de esta investigación, Satoshi Ohashi dice "Hasta ahora, ALMA ha logrado capturar una amplia variedad de estructuras de discos y ha revelado la existencia de planetas. Por otro lado, para responder a la pregunta: ¿Cómo comienza la formación de planetas?, es importante observar un disco liso sin ninguna señal de este proceso. Creemos que este estudio es muy importante porque revela las condiciones iniciales para la formación planetaria".

Fotografía Original

Crédito:  ALMA (ESO / NAOJ / NRAO) / S. Ohashi

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
V* DG Tau / Ced 33 / HH 158 / LBN 788 / TIC 268017134 / DG 32 LBN 171.88-15.66 / SV* SVS 1078 / GSC 01820-00330 / JP11 5481 GBS-VLA J042704.69+260615.8 / IRAS 04240+2559 / MHA 259-10 JCMTSE J042704.6+260617 / JCMTSF J042704.6+260617 / Elia 3-5 PSCz P04240+2559 / SSTtau 042704.6+260616 / UCAC2 40978146 WDS J04271+2606A / HBC 37 / AKARI-IRC-V1 J0427046+260616 2MASS J04270469+2606163 / KSA 19A / WISE J042704.69+260615.9 WISE J042704.70+260615.9 / XEST 02-OM-028 / XEST 02-022 AAVSO 0420+25B / LOO 5A / Gaia DR2 151262700852297728 Gaia DR3 151262700852297728 / [CBS82] 042401.015+255934.84	04:27:04.6921275888	+26º 06' 16.060169268''	V = 10.50	Simbad

La SMC por Ezequiel Bellocchio

Sábado 31 de Octubre de 2026

Esta imagen del astrónomo Ezequiel Bellocchio, muestra la parte central de la Pequeña Nube de Magallanes o SMC. Se trata de la pequeña de los dos galaxias que el navegante Magallanes utilizaba para orientarse en el océano, de ahí los nombres de ambas galaxias. Estas galaxias acompañan a la Vía Láctea en su viaje a través del Universo. La SMC es una galaxia enana irregular rica en gas y polvo que exhibe altos niveles de formación estelar.

La evolución de la galaxia es un complejo proceso multifactorial con formación de estrellas como una de las fuerzas impulsoras supremas. La Pequeña Nube de Magallanes es muy adecuada para la investigación de los procesos de formación estelar debido a su proximidad, su falta de una barra o estructura en espiral la deja huérfana de un mecanismo interno aparente para la formación global de estrellas. Sin emargo tiene grandes regiones de gas, depósitos capaces de formar vigorosamente estrellas.

Los astrónomos han rastreado la historia de formación de estrellas de la SMC y han concluido que aproximadamente el 50% de las estrellas que alguna vez se formaron en ella tienen una edad de unos 8.400 millones de años. Al igual que la LMC, la SMC experimentó un período de reposo y formó relativamente pocas estrellas hace entre 8.400 y 3.000 millones de años. Ha habido un aumento gradual en la formación de estrellas durante los últimos 3 mil millones de años con estallidos periódicos.

Las épocas de formación estelar coinciden muy bien con los pasajes perigalacticos pasados de la SMC cerca de la Vía Láctea, lo que proporciona una fuerte evidencia de que las interacciones de marea con nuestra galaxia representan una fuerza impulsora significativa para la formación de estrellas en la SMC. Esta galaxia experimentó un encuentro de marea relativamente reciente con su hermana mayor, la LMC, hace unos 200 millones de años.

En ese momento se formó un grueso puente de gas neutro que ahora conecta las dos galaxias enanas y se conoce como el Puente de Magallanes. Ocurrió un encuentro más antiguo entre la Vía Láctea y la LMC hace unos 1.500 millones de años creando un enorme arco de marea de gas que se extiende a lo largo de unos 100 grados del cielo del hemisferio sur y se conoce como la Corriente de Magallanes.

Los estudios de la infraestructura gaseosa de la SMC en longitudes de onda de radio han identificado un número extraordinariamente alto de estructuras con un caparazón en expansión. Se identificaron 509 capas de hidrógeno neutro en expansión en toda la pequeña galaxia, aparentemente todas formadas al mismo tiempo en los últimos millones de años, lo que indica un período reciente de formación estelar dramáticamente escalada.

Aunque la mayoría de las envolturas contienen cúmulos estelares centrales o asociaciones OB cuyos vientos y supernovas se supone que son los impulsores de las envolturas, más del 10% de éstas están particularmente vacías. Los depósitos vacíos se concentran en la región noroeste de la SMC, donde se sabe que existe una peculiar característica de chimenea que puede haber proporcionado el impulsor de energía para los depósitos vacíos.

El efecto chimenea ocurre cuando el gas neutro calentado se canaliza fuera de una región a través de conductos formados por capas y filamentos alineados espacialmente que conducen a la propagación del gas a áreas distantes de una galaxia. Se sabe que este fenómeno ocurre en varias galaxias más distantes. La Pequeña Nube de Magallanes ó SMC, también catalogada como NGC 292, contiene unas 30 mil millones de estrellas y su extensión visible es de más de 10.000 años luz.

Ópticamente, su estructura es rica en regiones HII, cúmulos de estrellas jóvenes y restos de supernova, todos indicadores de una producción de estrellas activa y sostenida en los últimos millones de años. Esta galaxia enana que orbita a la Vía Láctea e interactúa con su hermana mayor, es un objeto importante en la historia astronómica como la ubicación en la que Henrietta Leavitt descubrió la relación período-luminosidad de las variables cefeidas.

Esta imagen muestra los depósitos de gas hidrógeno vistos aquí en color rojo, formando bolsas de gas que se comprimen por los vientos estelares de las estrellas masivas y las explosiones de supernova, creando burbujas y frentes de choque que comprimen el gas, lo que puede producir nuevas estrellas. La SMC se localiza en dirección a la Constelación de Tucana, tiene un tamaño visual de 5º20' x 3º5' en el cielo y se sitúa a una distancia de unos 200.000 años luz de la Tierra. Fue descubierta por Américo Vespucio en 1501. En esta imagen el norte está arriba. Detalles técnicos.

Crédito:  Ezequiel Bellocchio / Astropilar / Instagram

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
Pequeña Nube de Magallanes / Small Magellanic Cloud / SMC Nubecula Minor / NGC 292 / ESO 29-21 / LEDA 3085 / Anon 0051-73 PBC J0102.7-7241 / 1FGL J0101.3-7257 / 2FGL J0059.0-7242e 3FGL J0059.0-7242e / 4FGL J0058.0-7245e / GLXY G291.4-41.7+191 XSS J00595-7303 / [M98c] 005053.0-730418 / [MI94] Im 6	00:52:38.0	-72º 48' 01''	V = 2.2	Simbad