Estrellas hermanas explosionan como supernovas

Martes 7 de Julio de 2026

Esta escena multiespectral, muestra el remanente de supernova de la Nebulosa Medusa catalogado como IC 443, visto aquí a la derecha del centro, junto a la nube interestelar con la que interactúa y un filamento curvo distintivo en su parte superior izquierda. El filamento, que se muestra aquí tanto en luz visible como ultravioleta, es la parte visible de un remanente de supernova superpuesto llamado SNR G189.6+03.3, que es más prominente en radio y rayos X.

La luz visible se muestra en amarillo, la luz ultavioleta del Observatorio Swift Neil Gehrels se muestra en color violeta, y la luz infrarroja del Wide-field Infrared Survey Explorer o WISE, ya retirado, aparece en color cian, rojo y naranja. Ambos remanentes se encuentran a una distancia de unos 6.000 años luz de la Tierra y se localizan en dirección a la Constelación de Géminis. La brillante estrella en el extremo derecho es Propus, también conocida como Eta Geminorum.

SNR G189.6+03.3 queda eclipsado por su vecina más brillante y conocida, la Nebulosa Medusa. Los dos remanentes estelares, parecen superponerse parcialmente en rayos X. La evidencia reciente de la presencia de emisiones de rayos X sugiere que el plasma caliente, probablemente asociado con SNR G189.6+03.3, podría extenderse por toda la región, lo que indica que la superposición podría ser casi total.

Una estrella masiva explosiona cuando su núcleo generador de energía se queda sin combustible y colapsa bajo su propio peso, provocando una explosión que la desintegra. La onda expansiva de la explosión encierra una nube caliente de escombros que se expande rápidamente por el espacio. Hasta ahora, los astrónomos han catalogado alrededor de 300 remanentes de supernovas en la Vía Láctea.

Las ondas de choque de los remanentes de supernovas aceleraban las partículas hasta una fracción de la velocidad de la luz. Estas partículas de alta velocidad, llamadas rayos cósmicos, interactúan con el gas interestelar para producir rayos gamma, la forma de luz de mayor energía. Los protones constituyen el 99% de las partículas de rayos cósmicos. Para demostrar que los protones acelerados son los responsables del brillo, los astrónomos buscan una característica específica de los rayos gamma. Cuando los protones de rayos cósmicos colisionan con el gas interestelar, producen una partícula efímera llamada pión neutro, que se desintegra casi inmediatamente en una pareja de rayos gamma. Esta emisión se produce dentro de una banda específica de energías asociada con la masa del pión neutro.

Un filamento brillante de gas se encuentra entre los restos superpuestos. Nuevas observaciones de esta característica revelan que la onda de choque de SNR G189.6+03.3 impactó contra el denso gas interestelar en ese punto y se ralentizó drásticamente, lo que constituye una prueba clave de que ambos restos interactúan con el mismo sistema nebuloso.

Los astrónomos creen que la Nebulosa Medusa también podría ser un PeVatrón, un acelerador de partículas cósmicas capaz de impulsar protones a energías tan altas que casi podrían escapar de nuestra galaxia. Estas partículas pueden producir rayos gamma con billones de veces más energía que la luz visible. Encontrar un segundo acelerador de partículas cerca de la Nebulosa Medusa podría ofrecer a los científicos nuevas pistas sobre cómo los remanentes de supernovas se convierten en PeVatrones.

Ambos remanentes de supernova se encuentran a unos 6.000 años luz de distancia, sus centros de explosión están separados por aproximadamente 40 años luz proyectados sobre el plano del cielo y las estrellas originales podrían haber tenido 20 o más veces la masa del Sol. Las estimaciones sobre la  edad de los restos varían considerablemente, pero se cree que la Nebulosa Medusa tiene entre 8.000 y 9.000 años de edad, mientras que SNR G189.6+03.3 tiene entre 20.000 y 110.000 años. Esto significa que el intervalo entre las explosiones podría ser de hasta 100.000 años.

Además, los astrónomos realizaron simulaciones por computadora de un millón de sistemas binarios masivos. Estas simulaciones muestran que los sistemas donde las estrellas orbitan lo suficientemente cerca como para intercambiar materia e interactuar durante su vida pueden producir fácilmente explosiones de supernovas duales con separaciones y desfases temporales similares a los observados en los remanentes.

Estos remanentes de supernova son un verdadero y único ejemplo de un sistema binario donde ambas estrellas explosionaron como supernovas y dejaron tras de sí remanentes de supernova separados y detectables. Los astrónomos creen que la mayoría de las estrellas masivas se forman en sistemas binarios o múltiples de estrellas. El complejo de la Nebulosa Medusa / SNR G189.6+3.3 ofrece a los astrónomos una oportunidad excepcional para estudiar cómo evolucionan las estrellas binarias masivas, cómo intercambian materia, cómo explosionan y cómo experimentan cambios de velocidad, denominados impulsos, inducidos por la explosión de la supernova.

También proporciona un nuevo y potente laboratorio para comprender el comportamiento de los remanentes de supernova acoplados, incluyendo cómo aceleran partículas, generan rayos gamma y dan forma a su entorno. Este estudio fue dirigido por el astrónomo Miltiadis Michailidis, investigador postdoctoral del departamento de física de la Universidad de Stanford en California. El artículo fue redactado por Francis Reddy, del Centro de Vuelos Espaciales Goddard, ubicado en Greenbelt, Maryland.

Fotografía Original 1
Fotografía Original 2

Crédito Imagen 1:  Centro de Vuelo Espacial Goddard / NASA / M. Michailidis 2026
Óptico:  DSS
Infrarrojo:  NASA / WISE / JPL-Caltech / UCLA
Ultravioleta:  NASA / Swift

Crédito Imagen 2:  Centro de Vuelo Espacial Goddard / NASA / M. Michailidis 2026
Radio:  MWISP / ESA / Planck
Infrarrojo:  NASA / WISE / JPL-Caltech / UCLA
Óptico:  DSS
Ultavioleta:  NASA / Swift
Rayos X:  SRG / eROSITA
Rayos Gamma:  NASA / DOE / Colaboración Fermi LAT

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
IC 443 / CTB 20 / DA 203 / DB 41 / LBN 844 / LEDA 2817561 / NRL 22 LBN 189.13+02.97 / Mills 06+2A / Min 1-84 / Jellyfish Nebula / Sh2-248 SNR G189.0+03.0 / SNR G189.1+03.0 / SNR G189.1-03.0 / ASB 26 / 2C 537 3C 157 / 4C 22.15 / 3CR 157 / 3EG J0617+2238 / 4FGL J0617.2+2234e Gem A / 2AGL J0617+2239e / EGR J0617+2238 / 3FHL J0617.2+2234e 1ES 0614+22.7 / 0FGL J0617.4+2234 / GeV J0617+2237 / GRO J0617+22 GRS G189.10 +03.00 / 1H 0612+226 / H 0620+22 / 3HWC J0617+224 INTREF 295 / 1M 0614+225 / MAGIC J0616+225 / PKS 0615+226 / [PT56] 11 SIM 0614+22.0 / TeV J0616+225 / 4U 0617+23 / VER J0616+223 VRO 22.06.01 / WKB 0614+22.7 / PCCS2 030 G189.07+03.02	06:17:00.0000000	+22º 34' 11.998901''		Simbad
SNR G189.6+03.3 / GAL 189.6+03.3	06:19:00.0	+22º 12' 00''		Simbad
Propus / eta Gem / 7 Gem / eta Gem A / 7 Gem A / HD 42995 / HD 42995A TIC 46117984 / TYC 1877-1716-1 / V* eta Gem / SAO 78135 / HR 2216 / N30 1337 HIC 29655 / HIP 29655 / GC 7969 / GCRV 3940 / AG+22 665 / BD+22 1241 BD+22 1241A / GEN# +1.00042995 / GSC 01877-01716 / IRAS 06118+2231 ADS 4841 A / CCDM J06149+2230A / DO 12034 / HR 2216 / IDS 06088+2232 A 2E 1623 / 2E 0611.8+223 / IRC +20139 / JP11 1342 / PLX 1444 / PPM 95649 PMC 90-93 5710 / PMSC 06088+2232 / RAFGL 4478S / SBC7 271 / SBC9 387 KY# 10538 / TD1 6430 / UBV 21376 / UBV M 11886 / WDS J06149+2230A WEB 5839 / YPAC 413 / YZ 22 2261 / 4XMM J061452.5+223020 AAVSO 0608+22 / 2MASS J06145266+2230244 Gaia DR2 3377072212925223424 / Gaia DR3 3377072212924335488	06:14:52.6452865329	+22º 30' 24.434377815''	V = 3.28	Simbad

Galaxias en Indus por Martin Pugh

Lunes 6 de Julio de 2026

Esta imagen del astrónomo Martin Pugh, muestra dos galaxias que se localizan en dirección a la Constelación de Indus. NGC 6935, vista aquí en la parte superior derecha, es una galaxia espiral intermedia posiblemente barrada, lo que indica la presencia de una barra central que cruza el núcleo y de donde parten sus brazos espirales. Aparentemente tiene morfología anular, anillos concéntricos que rodean a la galaxia desde el centro. Los brazos de NGC 6935 parecen cruzarse y se abren hacia el exterior.

NGC 6935 se clasifica como una galaxia con líneas de emisión, tiene un tamaño de unos 225.000 años luz de diámetro, lo que supera en tamaño a la Vía Láctea. Esta galaxia se sitúa a una distancia de unos 212 millones de años luz de nuestra galaxia y foma una pareja de galaxias con su compañera NGC 6937, vista aquí en la parte inferior izquiera del marco. En NGC 6935 fue observada una supernova de tipo II llamada SN 2006ms, que fue descubierta por el astrónomo aficionado sudafricano Berto Monard el 6 de noviembre de 2006.

Por su parte, NGC 6937 es una galaxia espiral barrada situada a una distancia de unos 223 millones de años luz de la Vía Láctea. Brilla con una magnitud de 13 y se considera que NGC 6937 es una galaxia de bajo brillo superficial que exhibe una amplia línea de emisión HI, lo que indica que es una galaxia difusa con un brillo superficial menos de una magnitud mayor que el del cielo nocturno circundante. Ambas galaxias fueron descubiertas por John Herschel el 8 de julio de 1834. En esta imagen el norte está arriba. Detalles técnicos.

Crédito:  Martin Pugh / Martin Pugh Astrophotography

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
NGC 6935 / ESO 234-59 / AM 2034-521 / LEDA 65112 / ESO-LV 234-0590 IRAS 20346-5217 / SGC 203439-5217.1 / RR95 322a / Lu YC 2034-52 FRL 906 / PSCz Q20346-5217 / [CHM2007] LDC 1383 J203820.24-5206374 6dFGS gJ203820.2-520638 / 2MASX J20382024-5206374 / [SDD95] 423a Gaia DR2 6474568782455502080 / Gaia DR3 6474568782455502080	20:38:20.1988150992	-52º 06' 37.891816812''	V = 12.10	Simbad
SN 2006ms	20:38:20.52	-52º 06' 55.9''	V = 17.3	Simbad
NGC 6937 / ESO 234-60 / AM 2035-521 / LEDA 65125 / ESO-LV 234-0600 IRAS 20350-5219 / HIPASS J2038-52 / SGC 203505-5219.2 / TIC 100604591 PSCz Q20350-5219 / SINGG HIPASS J2038-52 / FRL 349 / [SDD95] 423b 6dFGS gJ203845.8-520836 / [CHM2007] LDC 1383 J203845.79-5208355 2MASS J20384585-5208356 / 2MASX J20384579-5208355	20:38:45.853	-52º 08' 35.69''	V = 13.81	Simbad

La superficie de Titán

Domingo 5 de Julio de 2026

Envuelto en una densa atmósfera, la superficie de Titán, la luna más grande de Saturno, es muy difícil de observar. Pequeñas partículas suspendidas en la atmósfera superior de Titán crean una neblina casi impenetrable, dispersando la luz en longitudes de onda ópticas y ocultando los detalles de la superficie. Sin embargo, la superficie de Titán se visualiza mejor en longitudes de onda infrarrojas, donde la dispersión es menor y la absorción atmosférica se reduce.

Alrededor de esta imagen de Titán en luz visible, vista aquí en el centro, se encuentran algunas de las vistas infrarrojas globales más nítidas de este fascinante satélite hasta la fecha. En falso color, los seis paneles presentan un procesamiento consistente de 13 años de datos de imágenes infrarrojas del Espectrómetro de Mapeo Visual e Infrarrojo llamado VIMS, instalado a bordo de la nave espacial Cassini, que orbitó Saturno entre 2004 y 2017.

La comparación presenta una diferencia asombrosa respecto a la vista en luz óptica de Cassini. La revolucionaria misión a la superficie de Titán, con su helicóptero, está programada para su lanzamiento no antes de julio de 2028. Titán es el mayor de los satélites de Saturno y el segundo del Sistema Solar tras el satélite de Júpiter, Ganímedes. Además es el único satélite conocido que posee una atmósfera importante, y el único objeto, aparte de la Tierra, en el que se ha encontrado evidencia clara de cuerpos líquidos estables en su superficie.

Es el sexto satélite elipsoidal de Saturno y frecuentemente es descrito como un satélite similar a un planeta. Tiene un diámetro un 50 % más grande que la Luna y es un 80 % más masivo; es más grande en volumen que el planeta Mercurio, aunque su masa representa el 40 % del primer planeta. Fue el primer satélite conocido de Saturno, y el quinto satélite descubierto en el Sistema Solar.

Está compuesto principalmente de hielo y material rocoso, y al igual que pasa con Venus antes de la era espacial, la atmósfera densa y opaca de Titán impedía la comprensión de su superficie hasta la llegada de la misión Cassini-Huygens en 2004, incluyendo el descubrimiento de lagos de hidrocarburos líquidos en las regiones polares. La superficie es geológicamente joven, a pesar de las montañas y el descubrimiento de varios posibles criovolcanes, es suave y con pocos cráteres de impacto.

Según los datos disponibles, su atmósfera podría estar compuesta principalmente de nitrógeno, pero hasta un 6 % puede ser metano y compuestos complejos de hidrocarburos. El clima, incluyendo viento y lluvia, crea características superficiales similares a las de la Tierra, tales como dunas, ríos, lagos, mares, probablemente de metano líquido y etano. Ademas existen deltas, y está dominado por patrones climáticos estacionales como en la Tierra.

Titán dispone de líquidos tanto superficiales como subterráneos, con una robusta atmósfera de nitrógeno, el ciclo del metano de Titán es visto como una analogía con el ciclo del agua de la Tierra, aunque a una temperatura mucho más baja. El día 2 de octubre de 2013, fue anunciado que el espectrómetro infrarrojo compuesto de la sonda Cassini, detectó propileno en la baja atmósfera de este satélite, lo que se convierte en la primera detección definitiva de esta sustancia en cualquier parte del Sistema Solar, además de en la Tierra.

Inicialmente se pensó que Titán tenía un núcleo rocoso de 3.400 kilómetros de diámetro rodeado por diversas capas de hielo, pero investigaciones recientes sugieren que el interior de Titán consiste en una mezcla de hielo y roca no diferenciada. La primera persona que sugirió que Titán podía tener atmósfera fue el astrónomo español Josep Comas i Solà en 1907, por el efecto de oscurecimiento en el borde. La presencia de una atmósfera significativa fue confirmada por Gerard P. Kuiper en 1944 a partir de espectros tomados desde telescopios en aviones a gran altitud.

Titán no tiene un campo magnético considerable y su órbita alcanza el exterior de la magnetósfera de Saturno exponiéndose directamente al viento solar. Esto puede ionizar y elevar algunas moléculas a la cima de la atmósfera. Titán es un mundo abundante en compuestos orgánicos. Probablemente el contenido de hidrocarburos líquidos de este satélite, en forma de mares y lagos, es centenares de veces superior al de todas las reservas de petróleo y de gas natural de la Tierra. Además, sus dunas ecuatoriales posiblemente contienen centenares de veces más materia orgánica que todas las reservas de carbón de la Tierra.

Titán tiene dunas de color marrón oscuro que se elevan unos 150 metros sobre la superficie y corren paralelas, una al lado de la otra, en el ecuador de Titán. Una de estas dunas tiene 1500 kilómetros de largo. Se extienden a lo largo de cientos de kilómetros en Titán. De acuerdo con las mediciones del instrumento VIMS, las dunas de Titán probablemente están compuestas de un núcleo central de hielo de agua rodeado por materia orgánica, estimándose que la arena formada por esos granos es un poco más granulosa, pero menos densa que la terrestre o la marciana, y que los granos tienen el tamaño de los de café.

Aparte de en la Tierra, Marte y Venus, también se encontraron dunas en Titán. La enorme gravedad de Saturno crea fuertes mareas en la atmósfera de Titán, que si es comparada con la que ejerce la Tierra sobre la Luna, es 400 veces mayor. Los modelos de computadora revelan que estas mareas serían las responsables de los vientos cercanos a la superficie de Titán. Los tipos de dunas observadas con forma longitudinal o lineal son característicos de su formación por vientos.

Por ahora se desconoce la razón por la que el polo norte de Titán tiene más lagos que el polo sur; sin embargo, una teoría reciente sugiere que es debido a la excentricidad de la órbita de Saturno alrededor del Sol, lo que provoca que el metano tienda a concentrarse en el hemisferio norte de Titán, aunque al variar los parámetros orbitales de Saturno con el tiempo, esta situación puede invertirse cada muchos miles de años. Gracias a la sonda Cassini, un equipo de científicos ha descubierto lo que parece ser una versión extraterrestre en miniatura del río Nilo, un valle fluvial que se extiende más de 400 kilómetros sobre la superficie de Titán.

Titán tiene una magnitud de entre +7,9 y +8,7 y alcanza una distancia angular de aproximadamente 20 veces el radio de Saturno. Titán puede en general observarse con telescopios pequeños, con diámetro superior a unos 5 cm, e incluso con unos grandes prismáticos, como un punto estrelliforme cercano a Saturno. En las mejores aproximaciones a la Tierra presenta un tamaño aparente de hasta 0,85 segundos de arco de diámetro, apareciendo como una diminuta mancha de color amarillo-anaranjado que sólo puede apreciarse como un pequeño disco con telescopios de aficionado a partir de 200 mm de diámetro utilizando más de 240 aumentos.

Christiaan Huygens descubrió Titán el 25 de marzo de 1655 y le dio el nombre de Luna Saturni. Huygens publicó este descubrimiento así como sus observaciones de los anillos del planeta en una obra titulada Systema Saturnium en 1659. El nombre de Titán y los otros siete satélites de Saturno conocidos por John Herschel, procede de la publicación en el año 1847 de sus observaciones sobre Saturno, donde sugería los nombres de los titanes, hermanos y hermanas de Crono.

Fotografía Original

Crédito:  Equipo VIMS / Universidad de Arizona / Universidad de Nantes / ESA / NASA

Nombre	Magnitud	Datos
Titán	8.3	NASA

Eyección de masa coronal solar

Sábado 4 de Julio de 2026

La superficie del Sol es una mezcla turbulenta de electrones e iones energéticos llamada plasma. El movimiento de estas partículas cargadas crea bucles de campo magnético que son más grandes que la Tierra. Estos bucles se retuercen, giran y atrapan el plasma.

El video en cámara rápida que se muestra bajo estas líneas, tomado durante 2 horas el 24 de abril de 2026 por el Observatorio de Dinámica Solar, muestra lo que sucede cuando esos campos magnéticos se tensan demasiado, se rompen y expulsan miles de millones de toneladas de plasma al espacio a gran velocidad en lo que se llama una eyección de masa coronal o CME.

El Sol libera algunas CME cada día cuando está en el pico de su ciclo de actividad, que pasó en 2025. Algunas de estas erupciones impactan en la Tierra y pueden interrumpir las redes eléctricas, inutilizar satélites y poner en peligro a los astronautas, razón por la cual el monitoreo del clima espacial es tan importante.

Vídeo Original

Crédito:  NASA / SDO / AIA
Procesamiento:  Richard Petarius III (MTU)
Texto:  Keighley Rockcliffe / NASA GSFC / UMBC CSST / CRESST II

Nombre	Magnitud	Datos
Sol	-27	NASA

Arco Iris de fuego por Petr Horálek

Viernes 3 de Julio de 2026

En esta excepcional imagen del astrónomo Petr Horálek, muestra dos raros fenómenos, pero uno de ellos es todavía más inusual. El nombre Arcoiris de Fuego fue acuñado en 2006 y su origen se debe a la aprición ocasional de un arco que aparece como llamas en el cielo cuando ocurre en cirros fragmetarios. Sin embargo sólo debe usarse como término popular, ya que el fenómeno no es un Arco Iris ni está relacionado con el fuego.

Este extraño arco, visto aquí en la parte inferior de la imagen, aparece un Halo de 22º, un fenómeno atmosférico que consiste en un halo que tiene un radio aparente de 22º entorno a la Luna o el Sol, si se produce alrededor del Sol también se le puede llamar Halo Solar. Aunque es uno de los tipos de halo más comunes, la forma y orientación de los cristales de hielo responsables del halo de 22° son objeto de debate.

Generalmente se piensa que el Halo de 22º está compuesto por columnas hexagonales de critales de hielo orientadas aleatoriamente como la explicación más probable, pero esta presenta problemas, como el hecho de que las propiedades aerodinámicas de dichos cristales hacen que se orienten horizontalmente en lugar de aleatoriamente. Otras explicaciones incluyen la participación de cúmulos de columnas de hielo con forma de bala.

Cuando la luz pasa a través del ángulo de vértice de 60° de los prismas de hielo hexagonales, se desvía dos veces, lo que resulta en ángulos de desviación que van desde 22° hasta 50°. Dado el ángulo de incidencia sobre el prisma de hielo hexagonal y el índice de refracción dentro del prisma, entonces el ángulo de desviación puede derivarse de la ley de Snell. Esta variación de refracción dependiente de la longitud de onda hace que el borde interior del círculo sea rojizo, mientras que el borde exterior es azulado.

Sin embargo, el caso del arco circunhorizontal en su forma completa, tiene la apariencia de una gran banda de colores brillantes del espectro, siendo el rojo el color superior corriendo paralelo al horizonte y ubicado muy por debajo del Sol o la Luna, el doble de distancia que el Halo de 22º. A menudo, cuando la nube que forma el halo es pequeña o irregular, solo se ven fragmentos del arco. Como ocurre con todos los halos, puede ser causado tanto por el Sol como por la Luna, aunque el arco producido por la Luna es mucho menos frecuente.

También llamado Arco de Placa Simétrica Inferior de 46°, el arco circunhorizontal se forma cuando la luz solar entra en los cristales de hielo hexagonales planos y orientados horizontalmente a través de una cara lateral vertical y sale por la cara inferior casi horizontal, el grosor de la placa de hielo no afecta a la formación del halo. En principio, los cristales columnares también pueden producir el arco, aunque esto es raro.

La inclinación de 90° entre las caras de entrada y salida del rayo produce los colores espectrales bien separados. El arco tiene una extensión angular considerable y, por lo tanto, rara vez está completo. Cuando solo fragmentos de una nube cirro se encuentran en la posición adecuada del cielo y del sol, pueden parecer brillar con colores espectrales. La frecuencia con la que se observa un arco circunhorizontal depende de la ubicación y la latitud del observador.

En Estados Unidos, es un halo relativamente común, que se observa varias veces cada verano en un mismo lugar. En cambio, es un fenómeno raro en el norte de Europa por varias razones. Además de la presencia de nubes con hielo en la posición adecuada en el cielo, el halo requiere que la fuente de luz, el Sol o la Luna, esté muy alta en el cielo, a una elevación de 58° o más. Esto significa que la variante solar del halo es imposible de ver en lugares al norte de 55°N o al sur de 55°S.

Un arco circunhorizontal lunar podría ser visible en otras latitudes, pero es mucho más raro, ya que requiere una Luna casi llena para producir suficiente luz. En otras latitudes, el arco circunhorizontal solar es visible, durante un tiempo mayor o menor, alrededor del solsticio de verano. El fenómeno fue captado por el fotógrafo sobre el Lago Seč, en la Repúbica Checa. Pase el ratón sobre la imagen o haga click en pantallas táctiles para ver las anotaciones. Detalles técnicos.

Crédito:  Petr Horálek / Petr Horálek Photography / ESO

Nombre	LAT	LON	Datos
Lago Seč	49.826156	15.648059	Maps

Primer plano de NGC 6723

Jueves 2 de Julio de 2026

Esta imagen tomada por el Telescopio Espacial Hubble, muestra u7n primer plano del cúmulo estelar globular NGC 6723, que se localiza en dirección a la Constelación de Sagittarius y se sitúa a una distancia de unos 27.000 años luz de la Tierra. Se trata de un viejo habitante de la Vía Láctea, una colección  de decenas de miles o millones de estrellas fuertemente unidas por la gravedad.

Los astrónomos conocen más de 150 cúmulos globulares en nuestra galaxia, aunque es posible que haya otros aún por descubrir, ocultos a la vista por el polvo o densos campos estelares. Este cúmulo globular fue apodado Cúmulo del Candelabro, ya que brilla con innumerables luces, pero cada bombilla de este candelabro es una estrella individual. Los cúmulos globulares, como NGC 6723, contienen algunas de las estrellas más antiguas de nuestra galaxia.

La edad de estos cúmulos suele superar los 10.000 millones de años, y algunos son casi tan antiguos como el propio Universo. Se cree que los cúmulos globulares fueron algunas de las primeras estructuras que se formaron en nuestra galaxia, existiendo miles de millones de años antes que el delgado disco de estrellas en el que orbita nuestro Sol. Sin embargo, aún no se conocen con certeza los detalles de su formación.

Inicialmente, los astrónomos creían que todas las estrellas de un cúmulo globular se formaban simultáneamente en un único evento estelar. Esto implicaría que todas las estrellas tendrían la misma edad y estarían compuestas de la misma mezcla de elementos químicos. Ahora, gracias a las observaciones de telescopios como el Hubble, los investigadores saben que estas poblaciones estelares, aparentemente simples, tienen historias más complejas de lo que se pensaba.

Universo Mágico ya publicó anteriormente una imagen de NGC 6723, cuya observación fue tomada por el Telescopio VISTA en el espectro infrarrojo de la luz, esta observación permitión calcular la masa de este cúmulo, con un resultado de 200.000 veces la masa del Sol. NGC 6723 brilla con una magnitud de 6, siendo visible con unos binoculares. Fue descubierto por James Dunlop el 2 de junio de 1826. En esta imagen el norte está 15,8º a la derecha de la vertical.

Fotografía Original
Imagen Ampliable

Crédito:  ESA / Hubble / NASA / A. Sarajedini / G. Piotto

Nombre	RA	DEC	Datos
NGC 6723 / C 1856-367 / GCl 106 / MWSC 3033 CD-36 13199 / GCRV 11421 / HD 175980	18:59:33.15	-36º 37' 56.1''	Simbad