Messier 64 por Hubble y Webb

Martes 22 de Septiembre de 2026

A veces donde Hubble encuentra oscuridad, Webb ve la luz. Un ejemplo son las imágenes compuestas actuales de Messier 64, una galaxia espiral cercana apodada Galaxia de la Bella Durmiente, Galaxia del Mal de Ojo o Galaxia del Ojo Negro y catalogada como Messier 64 y NGC 4826. La banda oscura de polvo que bloquea parcialmente su brillante núcleo es la razón de su apodo más popular. El instrumento de infrarrojo medio MIRI ve ese polvo, que se muestra en rojo en la imagen principal, mientras absorbe y reemite luz de las estrellas recién nacidas circundantes. En la imagen de hubble, que puede ver pasando el ratón sobre la imagen principal, estas estrellas jóvenes están incrustadas en regiones rosadas de formación estelar.

Las regiones de gas internas y externas de M64 giran en sentido contrario, creando regiones de mayor formación estelar donde las dos corrientes de gas se encuentran y se comprimen. Es probable que la fusión entre M64 y una galaxia más pequeña haya sido la causa del movimiento opuesto del gas exterior. Antiguamente se creía que las galaxias espirales tenían una historia pacífica. M64 fue una prueba clave de que las galaxias espirales, incluida la Vía Láctea, pueden experimentar fusiones. La visión de Webb sobre M64 permitirá a los astrónomos comprender la estructura, el movimiento y la composición del polvo galáctico, además de contextualizar la historia de fusiones y la evolución de la galaxia. M64 se localiza en dirección a la Constelación de Coma Berenices y fue descubierta por Edward Piggot el 23 de marzo de 1779. El norte está 155,4º a la derecha de la vertical.

Fotografía Original 1
Fotografía Original 2

Crédito:  NASA / CSA / ESA / F. Belfiore (ESO) / J. Lee (STScI)
A. Leroy (Universidad Estatal de Ohio) / D. Thilker (Universidad Johns Hopkins)
Procesamiento:  G. Kober (NASA / Universidad Católica de América)

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
Messier 64 / M64 / M 64 / NGC 4826 / UGC 8062 / LEDA 44182 / K73 559 Black Eye Galaxy / Evil Eye Galaxy / MCG+04-31-001 / IRAS F12542+2157 IRAS 12542+2157 / IRAS 12543+2157 / ISOSS J12567+2140 / BWE 1254+2157 ADBS J125711+2135 / 7C 125416.4+215657 / EQ 1254+22 / PSCz P12542+2157 CAIRNS J125643.76+214051.9 / 2E 2907 / 2E 1254.2+2157 / GB6 B1254+2157 EVCC 2248 / 87GB 125417.4+215711 / NVSS J125643+214100 / 1254.2+2157 2MASX J12564369+2140575 / 1RXS J125643.5+214106 / RX J125643+21412 RX J1256.7+2141 / UZC J125644.3+214059 / Z 130-1 / [M98c] 125416.9+215718	12:56:43.696	+21º 40' 57.57''	V = 8.52	Simbad

Región de formación estelar IC 348

Lunes 21 de Septiembre de 2026

El Telescopio Espacial James Webb observó recientemente IC 348, clasificado como un cúmulo estelar abierto, pero también es una región de formación estelar situada a una distancia de tan solo 1.000 años luz de la Tierra. Esta es una de las imágenes más grandes de Webb publicadas hasta la fecha. Esta vista en infrarrojo cercano de IC 348 revela un conjunto de objetos llamados enanas marrones, que son de menor tamaño que las estrellas más pequeñas.

Los investigadores utilizaron la sensibilidad de la cámara de infrarrojo cercano NIRCam de Webb para localizar las enanas marrones más pequeñas de IC 348, cuya masa es apenas el doble de la de Júpiter. Estas son las enanas marrones menos masivas conocidas, y su existencia plantea desafíos a los modelos sobre la formación estelar.

Además de las enanas marrones y las estrellas jóvenes dispersas por la nebulosa en espiral, esta imagen ofrece una perspectiva única de un puñado de protoestrellas, que se pueden observar en la esquina superior derecha de la imagen superior. Estas protoestrellas están expulsando potentes chorros que han impactado contra el gas y el polvo que las rodea, creando regiones luminosas llamadas objetos Herbig-Haro.

En regiones como IC 348, nubes frías de hidrógeno molecular colapsan para formar nuevas estrellas, creando escenas brillantes y esculturales como esta. El proceso de formación estelar puede generar objetos de una variedad impresionante, desde estrellas masivas que se extinguen tras solo unos pocos millones de años en explosiones de supernovas de colapso de núcleo, hasta las estrellas más pequeñas y comunes, que son longevas y producen poderosas tormentas estelares.

Las estrellas más pequeñas tienen una masa aproximada del 8% de la del Sol. Por debajo de esta masa se encuentra una extraña e intrigante clase de objetos llamados enanas marrones. Las enanas marrones se forman de la misma manera que las estrellas, mediante el colapso de nubes moleculares, pero a diferencia de las estrellas, los núcleos de las enanas marrones nunca alcanzan la temperatura suficiente para fusionar hidrógeno en helio, aunque muchas fusionan brevemente deuterio, o hidrógeno pesado, al principio de su vida.

Lo que aún no está claro, y lo que los investigadores esperaban averiguar utilizando los sensibles instrumentos de Webb para estudiar IC 348, es cuán pequeños son los objetos más pequeños creados por el proceso de formación estelar. En otras palabras, ¿cuán pequeño es la enana marrón más pequeña?. Los investigadores que buscaban responder a esta pregunta utilizaron por primera vez el telescopio Webb para estudiar IC 348 en 2022, cuando descubrieron enanas marrones con masas tan bajas como tres o cuatro veces la masa de Júpiter. Ahora, el mismo equipo de investigación ha utilizado el Webb para explorar aún más a fondo esta región en busca de enanas marrones aún más pequeñas.

En 2024, el equipo utilizó la cámara de infrarrojo cercano NIRCam de Webb para capturar el cálido resplandor de las jóvenes enanas marrones y las estrellas recién nacidas que vemos en esta nueva imagen de IC 348. Tras seleccionar las candidatas a enanas marrones en función de sus colores y brillo, en 2025 se utilizó el espectrógrafo de infrarrojo cercano NIRSpec de Webb para realizar observaciones espectroscópicas y estudiar las masas de las enanas marrones.

Estas observaciones profundas revelaron algo extraordinario, enanas marrones con masas tan bajas como el doble de la masa de Júpiter, apenas el 0,19 % de la masa del Sol. Se trata de las enanas marrones menos masivas conocidas, y su existencia supone un desafío para los modelos de formación estelar. Además del descubrimiento de estas enanas marrones inesperadamente pequeñas, las observaciones contenían aún más sorpresas. Una de las enanas marrones recién descubiertas mostraba indicios de un disco, lo que sugiere que podrían estar formándose planetas a su alrededor a pesar de que la enana marrón tenga la masa de un planeta.

Al examinar los espectros de las enanas marrones de IC 348, el equipo de investigación también descubrió una característica que atribuyeron a los hidrocarburos, moléculas compuestas únicamente de átomos de hidrógeno y carbono. Esta característica solo se había observado en las atmósferas de las enanas marrones de menor masa, lo que sugiere que estos objetos extremos podrían pertenecer a una clase espectral propia.

Las estrellas y las enanas marrones de IC 348 no son las únicas atracciones de esta fotografía. Una colección de protoestrellas con un nivel de detalle excepcional, que puede ver en las imágenes inferiores, ocupa la esquina superior derecha de la imagen superior. Varias de estas protoestrellas están acompañadas por objetos Herbig-Haro, que son regiones luminosas que se forman cuando los chorros de estrellas recién nacidas en crecimiento chocan con el gas y el polvo que las rodea.

El objeto largo y estrecho orientado horizontalmente en esta esquina es HH 797. Tras una inspección minuciosa, se observa que esta fuente consta de dos protoestrellas con flujos de salida casi paralelos. Justo a la derecha de HH 797 se encuentra una fuente con forma de hélice llamada HH 211, que presenta chorros estrechos y flujos de salida más amplios, y que también se mostró en una publicación de imágenes anterior.

Los objetivos de esta investigación son estudiar los objetos de menor masa creados mediante el proceso de formación estelar, tal como se describe aquí, comprender cómo varían las poblaciones de objetos de masa planetaria, como las enanas marrones, entre las regiones de formación estelar e investigar el origen de los hidrocarburos en las enanas marrones de menor masa. IC 348 fue descubierto por Truman Safford el 1 de diciembre de 1866. En estas imágenes el norte está 108,3º a la izquierda de la vertical.

Fotografía Original 1
Fotografía Original 2
Fotografía Original 3
Fotografía Original 4
Fotografía Original 5

Crédito:  ESA / Webb / NASA / CSA / K. Luhman / C. Alves De Oliveira / Mahdi Zamani (ESA / Webb)

Nombre	RA	DEC	Datos
IC 348 / Collinder 41 / Gingrich 1 / omi Per Cloud / LBN 758 / C 0341+321 Ced 20 / LBN 160.47-17.86 / OCISM 99 / OCl 409 / Theia 17 / MWSC 0301	03:44:31.7	+32º 09' 32''	Simbad

Cúmulos estelares en Lacerta

Domingo 20 de Septiembre de 2026

Esta imagen del astrónomo Armen Akopian, muestra un paisaje eminentemente estelar hacia la Constelación de Lacerta. en el marco aparecen tres cúmulos estelares abiertos significativos. Situados cerca del centro del campo de visión, están catalogados como King 9, NGC 7245 e IC 1442. King 9 es un cúmulo pequeño, bastante tenue y compacto, de aproximadamente 1,5 minutos de arco de diámetro, con su estrella más brillante de magnitud 13 en el norte, ligeramente separada del resto del grupo.

NGC 7245, también catalogado como Collinder 499 y Melotte 241, contiene entre 50 y 100 estrellas, con una magnitud de 9.2 es observable con binoculares. Este cúmulo tiene una masa de una 1.300 veces la del Sol, tiene un tamaño de aproximadamente 13,27 años luz de diámetro y se encuentra a una distancia de unos 2.790 años luz de la Tierra. NGC 7245 tiene una edad de 625 millones de años y una velocidad radial negativa, se acerca al Sistema Solar a unos 23 kilómetros por segundo. Fue descubierto por William Herschel el 14 de octubre de 1787.

IC 1442 es un cúmulo estelar abierto relativamente joven de tipo Trumpler. De novena magnitud, contiene al menos 263 estrellas entre las magnitudes 11 y 18. Tiene un diámetro de 19 minutos de arco y se encuentra a una distancia de unos 10.400 años luz de la Tierra. IC 1442 tiene una masa de 483 veces la del Sol y su estrella más luminosa brilla en magnitud 11. Este grupo estelar fue descubierto por Thomas Espin en septiembre de 1893. Las dos imágenes inferiores son fragmentos de la imagen superior, todas tienen el norte arriba. Detalles técnicos.

Crédito:  Armen Akopian / Astrobin

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
NGC 7245 / Collinder 449 / Melotte 241 / C 2213+540 / OCl 225.0 / MWSC 3603	22:15:14.9	+54º 20' 10''	V = 9.2	Simbad
IC 1442 / C 2214+538 / OCISM 47 / OCl 224 / UBC 164 / MWSC 3606	22:15:55.0	+53º 59' 42''	V = 9.1	Simbad
King 9 / C 2213+541 / MWSC 3604	22:15:30.5	+54º 24' 18''		Simbad

Gas y polvo entre las estrellas

Sábado 19 de Septiembre de 2026

Esta Imagen es un primer plano de la cercana Galaxia del Triángulo Messier 33, situada a una distancia de unos 3 millones de años luz de la Vía Láctea en dirección a la Constelación de Triangulum. Esta vista de aspecto festivo, tomada por el Very Large Telescope, revela con gran detalle la diversidad y complejidad del gas y el polvo presente entre las estrellas. Las estrellas no son, como a menudo imaginamos, esferas aisladas en la oscuridad, sino que 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. Un equipo de astrónomos utilizó datos tomados con el instrumento Multi Unit Spectroscopic Explorer MUSE instalado en el VLT. El superpoder de MUSE es su capacidad para descomponer la luz en los diferentes colores, lo que permite al equipo examinar la composición química de la materia interestelar en cada lugar de todo su campo de visión.

Los diferentes colores de la imagen representan distintos elementos , el azul representa la presencia de oxígeno, el verde al hidrógeno y el rojo al azufre. MUSE permitió al equipo mapear la distribución de muchos otros elementos, así como su movimiento, clave para entender la relación entre las estrellas y su entorno. Esta interacción cósmica produce un paisaje espectacular y dinámico, revelando que los lugares de nacimiento de las estrellas son mucho más hermosos y complejos de lo que se podía imaginar.

Conocida también como NGC 598, Messier 33 es una espiral que contiene entorno a 35.000 millones de estrellas, pero su tamaño es parecido al resto de galaxias espirales conocidas. Contiene una de las regiones HII más grandes conocidas llamada NGC 604, además de NGC 588, NGC 592, NGC 595 y NGC 603. 11 objetos del Catálogo IC también fueron designados en esta galaxia, IC 131, IC 132, IC 133, IC 134, IC 135, IC 136, IC 137, IC 139, IC 140, IC 142 e IC 143. Puede ver aquí una imagen completa de Messier 33.

Fotografía Original

Crédito:  ESO / A. Feltre / F. Belfiore / G. Cresci

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
Messier 33 / M 33 / LEDA 5818 / MCG+05-04-069 / NGC 598 / UGC 1117 Triangulum Galaxy / Triangulum Pinwheel / 1AXG J013351+3039 / 2E 409 1ES 0131+30.3 / HIJASS J0133+30 / RBS 214 / TC 906 / 2E 0131.0+3024 RX J013351+30399 / 1RXS J013350.9+303932 / Z 0131.0+3024 2MASX J01335090+3039357 / UZC J013351.1+303922	01:33:50.904	+30º 39' 35.79''	V = 5.72	Simbad

NGC 281 por Ron Brecher

Viernes 18 de Septiembre de 2026

Esta imagen del astrónomo Ronald Brecher, muestra la nebulosa de emisión NGC 281. En el centro de la nebulosa se aprecia un grupo de estrellas jóvenes y masivas catalogado como IC 1590. Las estrellas este cúmulo estelar abierto han nacido del material de la nebulosa e impulsan el brillo omnipresente del gas. Las formas llamativas que dominan esta imagen de NGC 281 son columnas esculpidas y densos glóbulos de polvo que se ven en silueta erosionados por los intensos y energéticos vientos, además de la radiación procedente de las estrellas calientes del cúmulo.

Si sobreviven el tiempo suficiente, estas estructuras polvorientas también podrían ser futuros lugares de formación estelar. Un estudio realizado con el Observatorio de rayos X Chandra, descubrió unas 300 fuentes de rayos X individuales, la mayoría de ellas relacionadas con el cúmulo IC 1590. Un segundo grupo de fuentes de rayos X se conoce como NGC 281 Oeste, se trata de una joven nube compuesta por granos de polvo y gas, parte del cual se encuentra en forma de moléculas. La mayor parte de las fuentes de rayos X en toda la nube molecular se relacionan con emisiones de hidrocarburos aromáticos policíclicos o HAPs, una familia de moléculas orgánicas que contienen carbono e hidrógeno.

El espectro de rayos X de esta región muestra que el gas está a una temperatura de unos pocos millones de grados y contiene cantidades significativas de magnesio, azufre y silicio. La presencia de estos elementos sugieren que hubo un reciente evento de supernova en esa zona. La poderosa radiación emitida por las jóvenes estrellas de IC 1590, cuya edad se calcula en tres millones de años, excava burbujas que empujan el polvo y el gas comprimiéndolo, lo que facilita que emerjan nuevas estrellas en el entorno.

El glóbulo oscuro que destaca en el centro de la imagen, es una sobredensidad de polvo catalogada como [GA90] 3-8 y clasificada como parte de una nube. NGC 281 fue apodada Nebulosa Pacman por su aspecto global, también fue incluida en el Catálogo de Sharpless como Sh2-184. NGC 281 fue descubierta por Edward Emerson Barnard el 16 de noviembre de 1881, se encuentra a una distancia de unos 10.000 años luz de la Tierra y se localiza en dirección a la Constelación de Cassiopeia. En esta imagen el norte está 180º a la derecha de la vertical. Detalles técnicos.

Crédito:  Ron Brecher / AstroDoc

Nombre	RA	DEC	Datos
NGC 281 / Sh2-184 / CTB 7 / LBN 616 / GCRV 271 E / IRAS 00494+5617 LBN 123.17-06.28 / C 0049+563 / OCISM 68 / OCl 313 / Ced 3 / DA 25 [GS55] 8 / JCMTSE J005224.5+563349 / JCMTSF J005224.5+563349	00:52:25.1	+56º 33' 54''	Simbad
IC 1590 / MWSC 0085 / [KPR2004b] 12	00:52:49.0	+56º 37' 42''	Simbad
[GA90] 3-8	00:53:04.0	+56º 39' 12''	Simbad

Las corrientes estelares de NGC 474

Jueves 17 de Septiembre de 2026

También llamada Arp 227, la galaxia elíptica NGC 474 luce sus complejas colas de marea en el centro de la imagen. Sin embargo, la galaxia NGC 470, vista aquí a la derecha del marco, parece una compañera imperturbable, mostrando brazos espirales más ordenados. NGC 474 se sitúa a una distancia de 100 millones de años luz de la Vía Láctea, mientras que NGC 470 se sitúa un poco más lejos, a 110 millones de años luz. Ambas se localizan en dirección a la Constelación de Piscis.

Al menos el 10% de las galaxias son elípticas, mucho más comunes en el cosmos de lo que se podría esperar y poseen una gama de estructuras mucho más finas de lo que se ve a primera vista, como bucles y capas. NGC 474 es un ejemplo sorprendente de galaxia elíptica en forma de capas, tenues y enormes colas se mueven alrededor del cuerpo principal de la galaxia, mientras que la estructura interna está formada por una serie de anillos concéntricos anidados.

Contando todas las capas, la extensión de la galaxia es tan grande que es necesario captarla en una imagen de campo amplio como esta. Las regiones externas parecen zarcillos, que se expanden y se alejan como el humo, extendiéndose hacia afuera a grandes distancias del cuerpo principal de la galaxia. Los astrónomos no están seguros de por qué algunas galaxias exhiben este tipo de estructuras, pero creen que tiene que ver con la forma en que las galaxias cercanas interactúan gravitacionalmente entre sí.

Es posible que la galaxia espiral NGC 470 haya estado tirando de su amiga más grande durante miles de millones de años, lo que provocó que las ondas de densidad remodelaran su estructura. En NGC 474 fueron observadas las supernovas SN 2017fgc y SNhunt 153. Estas dos galaxias fueron descubiertas por William Herschel el 13 de diciembre de 1784. En esta imagen el norte está arriba.

Fotografía Original

Crédito:  CFHT / Coelum / MegaCam / J.-C. Cuillandre (CFHT) / GA Anselmi (Coelum)

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
NGC 474 / Arp 227 / APG 227 / LEDA 4801 / UGC 864 / LEDA 4801 MCG+00-04-085 / LAMOST J012006.68+032455.9 / Z 0117.5+0309 CAIRNS J012006.70+032455.0 / CAIRNS J012006.70+032455.1 UZC J012006.7+032455 / Z 385-71 / [M98c] 011731.7+030917 / TC E5 2MASX J01200669+0324549 / SDSS J012006.68+032455.8 / 79 5 Gaia DR3 2562761428805166080 / [BGK2003] B011731.6+030912	01:20:06.6870520512	+03º 24' 55.861973100''	V = 11.51	Simbad
NGC 470 / LEDA 4777 / UGC 858 / MCG+00-04-084 / TC 435 CAIRNS J011944.86+032434.9 / Z 385-70 / IRAS F01171+0308 IRAS 01171+0308 / ISOSS J01197+0325 / PSCz Q01171+0308 QDOT B0117095+030851 / Z 0117.2+0308 / Z 385-70 / TC 435 K79 5B / 2MASX J01194484+0324358 / [M98c] 011710.5+030853 Gaia DR3 2562764177584190976 / [WGB2006] 011712+03080 a	01:19:44.8526263032	+03º 24' 36.027176544''	V = 11.78	Simbad
SN 2017fgc / AT 2017fgc / DLT 17bx MASTER OT J012014.45+032410.6	01:20:14.4	+03º 24' 10''		Simbad
SNhunt 153 / PSN J01195954+0325013	01:19:59.54	+03º 25' 01.3''		Simbad