IC 2177

Viernes 30 de Octubre de 2026

Esta imagen tomada por la cámara ComCam, instalada en el Observatorio Vera C. Rubin, muestra la cabeza de la conocida Nebulosa de la Gaviota. La nebulosa de reflexión vista aquí en color azul está catalogada como IC 2177 o Vdb 93, todo lo demás se clasifica como una nebulosa de emisión llamada Sh2-292, Gum 1 y RCW 2 entre otras designaciones. Ambas nubes forman la cabeza de la gaviota, cuyo brillo extremo se debe a la radiación de una joven y caliente estrella que se oculta en su interior.

Las nebulosas se encuentran entre los objetos más impresionantes del cielo nocturno. Son nubes interestelares compuestas de polvo, moléculas, hidrógeno, helio y otros gases ionizados en los que están teniendo lugar procesos de formación estelar. Esta espectacular región de formación estelar, no es una excepción, es sólo una parte de la enorme nebulosa, que despliega sus alas con una envergadura de unos 100 años luz y se asemeja a una gaviota volando, de ahí su nombre.

IC 2177 está situada a una distancia de unos 3.700 años luz del Sistema Solar y se localiza justo en el límite entre las constelaciones de Monoceros y Canis Major. Se encuentra relativamente cerca de la brillante estrella Sirio, la más luminosa del cielo de la Tierra. La compleja formación de gas y polvo que forma la cabeza de la gaviota brilla intensamente en el cielo debido a la fuerte radiación ultravioleta que procede en su mayor parte de la joven estrella HD 53367, ubicada en el ojo de la gaviota.

La luz de las estrellas calientes de tonos blancoazulados también disemina las pequeñas partículas de polvo de la nebulosa para crear una bruma azul, que refleja la luz de las estrellas, creando una nebulosa de reflexión, lo que genera un intenso contraste con otras partes de la nebulosa. La Nebulosa de la Gaviota también se encuentra cerca de la popular Nebulosa Casco de Thor NGC 2359. IC 2177 fue descubierta por Isaac Roberts en 1898. En esta imagen el norte está 90º a la izquierda de la vertical.

Fotografía Original

Crédito:  NSF / DOE / Observatorio Vera C. Rubin / NOIRLab / SLAC / AURA
Procesamiento:  TA Rector (Universidad de Alaska Anchorage / NSF NOIRLab)
Davide de Martin y Mahdi Zamani (NSF NOIRLab)

Nombre	RA	DEC	Datos
IC 2177 / Gum 1 / RCW 2 / VDB 93 / Sh2-292 / GN 07.02.0 / LBN 1027 / PKS 0702-10 PKS 0702-103 / PKS J0704-1027 / LBN 223.68-01.86 / GRS G223.90 -01.90 / RRF 2486	07:04:25.0	-10º 27' 18''	Simbad

Una caldera de formación estelar

Jueves 29 de Octubre de 2026

Esta Imagen tomada por el Telescopio Espacial James Webb, muestra un turbulento crisol de formación estelar para observar lo que se gesta en el interior de las densas nubes de gas. Se trata de la región de formación estelar LHA 120-N 159, ubicada a 161.000 años luz de distancia en la Gran Nube de Magallanes o LMC, una de las galaxias satélite que orbitan la Vía Láctea. Esta imagen abarca aproximadamente 230 años luz de diámetro. LHA 120-N 159  es lo que los astrónomos denominan una región HII, un área del espacio repleta de gas de hidrógeno ionizado.

En los viveros estelares como este, las gigantescas nubes moleculares de gas hidrógeno frío colapsan por la gravedad, formando nuevas estrellas. Muchas de estas estrellas son extremadamente masivas y calientes, y su potente radiación ultravioleta ioniza el gas que las rodea. Esto convierte a las regiones HII en indicadores de formación estelar activa, y a medida que el gas ionizado irradia luz, se transforman en el tipo de nebulosa de emisión brillante que vemos en esta imagen. Los intensos vientos estelares de estas estrellas esculpen densas crestas y abren cavidades en el gas.

La turbulenta actividad de formación estelar en LHA 120-N 159 está rodeada por densas y humeantes nubes anaranjadas que también se extienden por el centro de la imagen. El color naranja claro indica la luz emitida por los hidrocarburos aromáticos policíclicos, una importante molécula basada en el carbono. A izquierda y derecha del centro, las regiones azules son nubes de gas HII, ionizadas por la intensa luz ultravioleta de las estrellas masivas.

Filamentos de color rojo oscuro cruzan el centro de la imagen, particularmente visibles sobre la región azul del lado derecho, que están compuestos de hidrógeno molecular frío. Estos filamentos constituyen la parte más densa de la nebulosa y actualmente protegen a las estrellas jóvenes de la intensa radiación y los vientos estelares, pero con el tiempo también se erosionarán. La LMC está repleta de regiones HII convenientemente ubicadas para su estudio, incluyendo a la más grande LHA 120-N 79 y la espectacular Nebulosa de la Tarántula NGC 2070.

No son exactamente iguales a las regiones de formación estelar de nuestra propia galaxia, la metalicidad de la LMC, su proporción de elementos, que los astrónomos denominan metales y son más pesados que el hidrógeno y el helio, es significativamente menor que en la Vía Láctea. Esto brinda a los investigadores la oportunidad de estudiar las regiones HII en condiciones más similares a las del Universo primitivo, lo que nos ayuda a comprender la formación estelar que tenía lugar en aquella época.

Con menos de tres millones de años de edad, LHA 120-N 159 es una de las regiones de formación estelar más jóvenes de la LMC, y contiene miles de estrellas en sus primeras etapas de formación. Desde la llegada de los telescopios espaciales, los astrónomos han examinado detenidamente las poblaciones estelares de esta nebulosa.

El punto brillante en el lado izquierdo de la imagen es la Nebulosa Papillon, una masa excepcionalmente compacta de hidrógeno ionizado que se cree está relacionada con la formación de estrellas masivas, y fue resuelta por primera vez por el Telescopio Espacial Hubble en 1999. Secciones de las extensas nubes de gas aparecieron en dos imágenes del Hubble en 2025, que cubrían los lados este y oeste de la nube.

Los datos utilizados en esta imagen de Webb provienen de un programa de observación cuyo objetivo es estudiar y comparar estrellas en sus diferentes etapas de evolución dentro de esta nebulosa gigante. En el artículo resultante, los astrónomos profundizaron en LHA 120-N 159 con mayor detalle gracias a estos nuevos y completos datos de Webb. Lograron detectar estrellas extremadamente tenues, con una masa inferior a una décima parte la del Sol, y distinguir estrellas más grandes, calientes y completamente evolucionadas de los objetos estelares jóvenes que aún se encuentran envueltos en las densas nubes donde nacen.

Sus resultados mostraron que la región occidental de LHA 120-N 159 presenta una mayor concentración de estos objetos estelares jóvenes, lo que indica que se encuentra en una etapa más temprana de colapso para la formación de estrellas. Esta imagen de LHA 120-N 159 muestra una mayor extensión de los alrededores de la nebulosa, incluyendo su región sur. Esta área está aún menos evolucionada y con menos formación estelar que la región occidental. En esta imagen el norte está 24,4º a la izquierda de la vertical.

Fotografía Original

Crédito:  ESA / Webb / NASA / CSA / E. Sabbi / Mahdi Zamani (ESA / Webb)
Agradecimiento:  M. H. Özsaraç

Nombre	RA	DEC	Datos
LHA 120-N 159 / MRC 0540-697A / [GHG2013] 1 [BMD2010] SNR J0540.0-6944 / [MBB72] 77	05:39:46.650	-69º 45' 39.94''	Simbad

NGC 6152 por Sergio Eguivar

Miércoles 28 de Octubre de 2026

Esta imagen del astrónomo Sergio Eguivar, muestra el cúmulo estelar abierto NGC 6152, también catalogado como Collinder 304. Se localiza en dirección a la Constelación austral de Norma y se sitúa a una distancia de unos 3.400 años luz de la Tierra. El cúmulo contiene unas 100 estrellas miembros moderadamente concentradas. Su ubicación en el cielo, cercana al ecuador celeste, lo coloca delante de un denso campo estelar, lo que dificulta su observación y estudio.

Se encuentra 3,2º al suroeste de la brillante estrella gam 2 Normae y 3,5º al noroeste de kap Normae. NGC 6152 tiene una masa unas 1.228 veces la del Sol. Dada su distancia y su tamaño aparente, de 25 minutos de arco, se deduce que tiene un tamaño real de unos 36,4 años luz de diámetro. Su velocidad radial indica que NGC 6152 se acerca a la Tierra a una velocidad de 35,7 kilómetros por segundo. La metalicidad del grupo es entre el 103% y el 117% de la metalicidad solar.

Las estimaciones de edad para este cúmulo varían según las fuentes consultadas, que arrojan valores de entre 204 y 447 millones de años, a pesar de las diferencias cualquiera de los valores es indicador de su juventud. El cúmulo brilla en octava magnitud, por lo que se puede observar con binoculares de 40 a 50 mm de apertura o con un pequeño telescopio. NGC 6152 fue descubierto por John Herschel el 8 de julio de 1834. En esta imagen el norte está 165º a la izquierda de la vertical. Detalles técnicos.

Crédito:  Sergio Eguivar / Buenos Aires Skies

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
NGC 6152 / Collinder 304 / C 1628-525 / OCl 961.0 / MWSC 2423	16:32:51.1	-52º 37' 44''	V = 8.1	Simbad

El disco de HD 135344B

Martes 27 de Octubre de 2026

La estrella HD 135344B ha sido observada por el Very Large Telescope con dos instrumentos diferentes y ALMA. Puede alternar las dos vistas pasando el ratón sobre la imagen o haciendo click en pantallas táctiles. La primera vista contiene datos de SPHERE, siglas de Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch que se superpone a la imagen tomada con el Atacama Large Millimeter/submillimeter Array o ALMA. Las vistas revelan el disco polvoriento que hay entorno a la joven estrella.

La imagen inferior contiene los datos del Espectrógrafo y Generador de Imágenes de Resolución Mejorada o ERIS, instalado en el VLT, que mustra las características espirales que pueden ser esculpidas por planetas en proceso de formación, donde se revela evidencia de posibles planetas orbitando a HD 135344B. Las nuevas observaciones en longitudes de onda algo más largas, obtenidas con el instrumento ERIS han detectado un posible joven planeta alrededor de esta estrella. El círculo negro central corresponde a un coronógrafo, un dispositivo que bloquea la luz de la estrella para revelar los tenues detalles que hay a su alrededor.

Las imágenes originales de SPHERE y ALMA, que se publicaron en 2016 y 2015 respectivamente, vistas aquí en la parte superior, no mostraron evidencia de la presencia de un planeta en este disco, que fue detectado por primera vez por ERIS en 2025, como se puede apreciar en la imagen inferior. HD 135344B es una estrella de tipo Orion Variable, se sitúa a una distancia de 440 años de la Tierra y se localiza en dirección a la Constelación de Lupus, al suroeste de la brillante estrella de tercera magnitud phi01 Lup o HD 136422, no visible en el marco.

Fotografía Original 1
Fotografía Original 2
Fotografía Original 3

Crédito:  ESO / T. Stolker

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
HD 135344B / SAO 206462 / TIC 307602388 / TYC 7324-1676-1 CD-36 10010B / CPC 18 7492 / CPD-36 6759 / GSC 07324-01676 IDS 15094-3647 B / PPM 293635 / COO 271B / CSI-36 10010 22 CCDM J15158-3709B / PSCz P15126-3658 / WDS J15158-3709B SKY# 27641 / 2MASS J15154844-3709160 Gaia DR1 6199395652344416640 / Gaia DR2 6199395656645838976 Gaia DR3 6199395656645838976	15:15:48.4460065200	-37º 09' 16.024369824''	V = 8.708	Simbad

Misión MMS

Lunes 26 de Octubre de 2026

MMS es una misión que investiga cómo se conectan y desconectan los campos magnéticos del Sol y de la Tierra, transfiriendo energía de forma explosiva de uno a otro. Este proceso ocurre en todo el Universo y se conoce como Reconexión Magnética. La reconexión limita el rendimiento de los reactores de fusión y es el regulador final del clima geoespacial que afecta los sistemas tecnológicos modernos como las redes de telecomunicaciones, la navegación GPS y las redes eléctricas.

Cuatro naves espaciales con instrumentos idénticos miden plasmas, campos y partículas en una órbita casi ecuatorial que frecuentemente encontrará reconexión en acción. MMS revela, por primera vez, la estructura tridimensional a pequeña escala y la dinámica de la región de difusión de electrones, elusivamente delgada y de rápido movimiento. Lo hace en ambas regiones clave de reconexión cerca de la Tierra, donde se originan los eventos más energéticos.

Al observar la reconexión magnética en la naturaleza, MMS proporciona acceso al conocimiento predictivo de un proceso universal que es el gobernador final del clima espacial y establecerá conocimientos, métodos y tecnologías aplicables a futuras misiones meteorológicas espaciales y al futuro crecimiento y desarrollo de la previsión meteorológica espacial.

Las cuatro naves espaciales MMS equipadas de forma idéntica vuelan en una formación piramidal ajustable que les permite observar la estructura tridimensional de la reconexión magnética. Esto les permite determinar si la reconexión se produce en un lugar aislado, en cualquier lugar dentro de una región más grande a la vez o viajando a través del espacio.

Los sensores MMS miden las velocidades de las partículas cargadas, así como los campos eléctricos y magnéticos, con una resolución temporal y precisión sin precedentes en milisegundos, necesarias para capturar la región de difusión de electrones, elusivamente delgada y de rápido movimiento. MMS investiga la reconexión de los campos magnéticos solares y terrestres en el lado diurno y nocturno de la magnetosfera de la Tierra, el único laboratorio natural donde puede ser observado directamente desde una nave espacial.

Los plasmas cósmicos están entrelazados con líneas de fuerza de campo magnético. Las líneas de campo y el plasma están interconectadas y se mueven junto con el flujo del plasma. Si los campos magnéticos en regiones adyacentes tienen orientaciones opuestas o significativamente diferentes, las líneas de campo y el plasma pueden acoplarse, desconectándose las líneas de campo individuales entre sí y luego reconectándose con las de la región adyacente. Cuando esto sucede, la energía almacenada en los campos magnéticos se libera en forma de energía cinética y calor.

La desconexión y reconexión de las líneas de plasma y del campo magnético tiene lugar en una capa límite estrecha llamada región de difusión. El objetivo general de la misión MMS es medir el plasma y los campos eléctricos y magnéticos dentro de las regiones de difusión de la magnetosfera de la Tierra para responder a las preguntas de los científicos, que intentan averiguar qué determina cuándo comienza la reconexión y qué tan rápido avanza, cual es la estructura de la región de difusión, cómo se desconectan y reconectan los plasmas y los campos magnéticos en las regiones de difusión, qué papel juegan los electrones para facilitar la reconexión, cual es el papel de las turbulencias en el proceso de reconexión y cómo conduce la reconexión a la aceleración de partículas a altas energías.

Reconexión es el término general para la desconexión o conexión de un campo magnético, cualquiera de las cuales puede liberar energía almacenada en los campos magnéticos. La tasa de reconexión se mide por la cantidad de flujo magnético convertido de cerrado a abierto para la desconexión, o viceversa para la conexión. Se observan o infieren grandes variaciones de la tasa, pero sin observaciones detalladas del EDR, ha sido imposible predecir esta tasa o sus variaciones. MMS proporcionará las observaciones necesarias por primera vez.

Fotografía Original 1
Fotografía Original 2
Vídeo Original 1
Vídeo Original 2

Crédito:  NASA / MMS
Laboratorio de imágenes conceptuales del Centro de vuelos espaciales Goddard de la NASA

Nombre	Datos
MMS / Magnetospheric Multiscale	NASA

C/2025 R2 (SWAN) y M16

Domingo 25 de Octubre de 2026

El astrónomo James Negri ha producido esta imagen del Cometa C/2025 R2 (SWAN), que posa con Messier 16 mucho más lejana. Mientras el cometa atraviesa el Sistema Solar sublimando gases al espacio a unas pocas Unidades Astronómicas UA, la Nebulosa del Águila se encuentra a una distancia de unos 7.000 años luz de la Tierra, unas 7.000 veces más lejos que el cometa.

El cometa C/2025 R2 (SWAN) fue descubierto por el astrónomo aficionado Vladimir Bezugly, quien utilizaba el Observatorio Solar Heliosférico o SOHO con el instrumento SWAN el 11 de septiembre de 2025 y dos días más tarde fue visto por el Observatorio Siding Spring con un telescopio de 0,5 metros. El cometa alcanzó su brillo máximo a finales de septiembre de 2025 con una magnitud de 6.

La presencia del cometa fue confirmada por otros astrónomos aficionados, con una magnitud estimada de 7.4 y una cola de aproximadamente 2 grados de longitud. Es el vigésimo cometa descubierto con el instrumento SWAN del SOHO. Su descubridor informó que el cometa se encontraba en la Constelación de Virgo en el momento del descubrimiento y se observaba mejor desde el hemisferio sur, donde lucía más alto en el cielo después del atardecer.

Su descubrimiento fue tardío, ya que fue visto por primera vez cuando ya se alejaba del Sol, no se descubrió antes debido al efecto Holetschek y probáblemente a su inactividad. C/2025 R2 (SWAN) compartía protagonismo en esa parte del cielo simultáneamente con otros dos cometas llamados C/2025 K1 (ATLAS) y 3I/ATLAS. El 17 de octubre de 2025, el cometa pasaba directamente al norte de la nebulosa de emisión Messier 16, que se ve justo debajo del cometa en la imagen.

El máximo acercamiento a la Tierra de C/2025 R2 (SWAN) se produjo el 20 de octubre de 2025, cuando se observaba con una magnitud de 6. El 2 de noviembre de 2025 se detectó un posible evento de fragmentación desde el Telescopio Gemelo de 2 metros o TTT3, ubicado en el Observatorio del Teide, en las islas Canarias, España, con informes que indicaban que el núcleo se estaba dividiendo en dos o que podría estar liberando un fragmento de tamaño considerable.

La NASA informó en diciembre de 2025 que la nave espacial PUNCH había observado el cometa entre el 25 de agosto y el 2 de octubre de 2025. El perihelio, máximo acercamiento del cometa al Sol, se produjo el 12 de septiembre de 2025, cuando se situaba a una distancia de 0,5 UA, o 75 millones de kilómetros. La Tierra pasó por la estela dejada por este cometa el 6 de octubre de 2025, lo que pudo producir una débil lluvia de meteoros. El cometa tiene un período orbital tan largo que es probable que el polvo esté demasiado diluido como para generar una lluvia de meteoros periódica.

C/2025 R2 (SWAN) es dinámicamente antiguo, ya que procede de una región ubicada 6 veces más lejos que Neptuno, por lo qeu no se originó en la Nube de Oort. El período orbital de entrada fue de aproximadamente 840 años y el de salida, de aproximadamente 770 años. Los espectros de la parte central de la coma de C/2025 R2 (SWAN) se obtuvieron el 18 de octubre de 2025 con el espectrógrafo Échelle FLECHAS, instalado en el Observatorio Universitario de Jena.

Se detectaron numerosas líneas de emisión en el espectro de C/2025 R2 (SWAN), siendo las más prominentes las de C2, NH2 y OI. A diferencia de C/2025 A6 (Lemmon), no se detectó emisión de Na en el espectro de la coma de C/2025 R2 (SWAN). La escena de la imagen es una configuración muy tentadora para cualquier astrofotógrafo, un cometa activo pasando muy cerca de la gran nebulosa Messier 16, un momento en el tiempo que James no ha dejado pasar. En esta imagen el norte está 90º a la izquierda de la vertical. Detalles técnicos.

Crédito:  James Negri / Astrobin / YouTube Channel

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
C/2025 R2 (SWAN)			Max = 6	The Sky Live The Sky Live Tracker
Messier 16 / M 16 / M16 / NGC 6611 / IC 4703 / Eagle Nebula / Star Queen LBN 67 / CTB 51 / LBN 016.96+00.78 / LMH 22 / GRS G017.00 +00.30 / MM 21 C 1816-138 / NRL 14 / OCISM 10 / OCl 54 / Villafranca O-019 / MWSC 2886	18:18:45.1	-13º 47' 31''		Simbad