Impresionante vista de Messier 94

Domingo 19 de Abril de 2026

Messier 94, también conocida como NGC 4736, es una galaxia espiral ubicada en la Constelación de Canes Venatici. La estructura de M94 se caracteriza por los tres anillos que presenta, uno interior con un diámetro de 70 segundos de arco, otro intermedio de 600 segundos de arco, y finalmente otro externo muy débil con un diámetro de 15 minutos de arco. Este último anillo externo tiene una actividad de formación estelar muy elevada según recientes investigaciones, incluso más actividad que el disco interior.

Es en el primer anillo dónde se concentra una gran actividad de formación estelar, hasta el punto de hacer que ésta galaxia sea considerada de brote estelar, que es causado por la presencia de una estructura central ovalada similar a la de una barra que transporta gas al primer anillo. Además, hay evidencia de que hubo un brote estelar en el núcleo hace mil millones de años. De hecho, las regiones más internas de ésta galaxia son consideradas las más brillantes entre las galaxias normales.

Un estudio de 2009 realizado por un equipo internacional de astrofísicos reveló que el anillo externo de Messier 94 no es un anillo estelar cerrado, sino una estructura compleja de brazos espirales cuando se observa en los espectros de luz infrarrojo y ultravioleta. El estudio encontró que el disco externo de esta galaxia está activo, contiene aproximadamente el 23% de la masa estelar de la galaxia y contribuye con aproximadamente el 10% de las nuevas estrellas.

La velocidad de formación estelar del disco externo es aproximadamente dos veces mayor que la del disco interno porque es más eficiente por unidad de masa estelar. Hay varios eventos externos posibles que podrían haber llevado al origen del disco externo de Messier 94, incluida la acreción de una galaxia satélite o la interacción gravitacional con un sistema cercano. Sin embargo, más investigaciones encontraron problemas con cada uno de estos escenarios.

Por tanto, el informe concluye que el disco interno de M94 es una distorsión oval que condujo a la creación del disco periférico de esta galaxia. En 2008 se publicó un estudio que muestra que M94 tenía muy poca o ninguna materia oscura presente. El estudio analizó las curvas de rotación de las estrellas de la galaxia y la densidad del gas hidrógeno y descubrió que la materia luminosa ordinaria parecía dar cuenta de toda la masa de la galaxia. Este resultado fue inusual y algo controvertido, ya que los modelos actuales no indican cómo una galaxia podría formarse sin un halo de materia oscura o cómo una galaxia podría perder su materia oscura.

Messier 94 es una de las galaxias más brillantes dentro del Grupo de M94, al que presta su nombre, un grupo que contiene entre 16 y 24 galaxias. Este grupo es uno de los muchos que se encuentran dentro del Supercúmulo de Virgo, es decir el Supercúmulo Local. Messier 94 fue descubierta por Pierre Méchain en 1781, y catalogada por Charles Messier dos días después.

Fotografía Original

Crédito:  ESA / NASA

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
Messier 94 / M94 / M94 / NGC 4736 / UGC 7996 / LEDA 43495 / RBS 1168 AG+41 1146 / SAO 44350 / IRAS 12485+4123 / IRAS F12485+4123 / PPM 53213 MCG+07-26-058 / 1AXG J125055+4107 / B3 1248+413 / 7C 124831.39+412324.00 6C 124830+412321 / BD+41 2333 / BWE 1248+4123 / JCMTSE J125053.1+410708 JCMTSF J125053.1+410708 / 87GB 124832.4+412354 / MY 124830.0+412333.5 MY 124830.0+410714.9 / GB6 B1248+4123 / NVSS J125053+410708 / Z 216-34 PSCz Q12485+4123 / QDOT B1248318+412334 / RGB J1250.9+4107 / RGB J1250+411 RX J1250.8+4107 / 1RXS J125052.5+410713 / UZC J125053.0+410715 / Z 217-1 WN B1248.5+4123 / WB 1248+4123 / Z 1248.5+4123 / [M98c] 124832.4+412328 2MASX J12505314+4107125 / 2XMM J125053.0+410714 / [LLJ2000] NGC 4736 X3 Gaia DR3 1527952521271039616 / [CHM2007] HDC 706 J125053.14+4107125	12:50:53.0737971432	+41º 07' 12.900884628''	V = 8.24	Simbad

Sh2-253 por Jerry Yesavage

Sábado 18 de Abril de 2026

Esta imagen del astrónomo Jerome Yesavage muestra la nebulosa de emisión Sh2-253, que se localiza en dirección a la Constelación de Géminis y se sitúa a una distancia de unos 14.400 años luz del Sistema Solar, lo que coloca a esta nebulosa en una remota región rica en campos estelares, en el brazo  espiral de Cygnus de la Vía Láctea. Otra estimación de distancia calculada en un estudio fotométrico en 2003 indica 9.130 ±1.300 años luz de la Tierra, lo que situaría a Sh2-253 en el brazo espiral de Perseus de nuestra galaxia.

Se cree que su ionización es causada por la estrella LS V +20.40, que exhibe líneas de emisión y es de clase espectral B. Algunas estrellas del cúmulo estelar Bochum 1, situado al suroeste y no visible en el campo de visión, también son en parte responsables de ionizar la nebulosa. Sin embargo en el marco sí aparece el cúmulo estelar abierto Alessi 58, cuyas estrellas miembros no se mencionan como ionizantes. En esta imagen el norte está 180º a la derecha de la vertical. Detalles técnicos.

Crédito:  Jerry Yesavage / Astrobin / Sharpless Image Collection

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
Sh2-253	06:25:48.0	+20º 01' 00''		Simbad
LS V +20 40 / EM* MWC 806 / ALS 8942 / TIC 430152140 TYC 1336-697-1 / CSI+20-06226 / HBHA 1716-05 / MHA 271-34 EPIC 20206:+2005504 / Gaia DR2 3372586102405306496 Gaia DR3 3372586102405306496 / [KW97] 28-59	06:25:31.5948066936	+20º 05' 50.446143168''	V = 11.45	Simbad
Alessi 58 / DSH J0625.7+1954	06:25:44.9	+19º 54' 53''		Simbad
Bochum 1 / C 0622+198 / MWSC 0864	06:25:17.5	+19º 46' 48''	V = 7.9	Simbad

We 2-262 por Peter Goodhew

Viernes 17 de Abril de 2026

Esta imagen del astrónomo Peter Goodhew muestra la nebulosa We 2-262, que se localiza en dirección a la Constelación de Cassiopeia, muy cerca del popular remanente de supernova CTB 1. Se trata de otro objeto cuya clasificación se ha convertido en objeto de debate. Aunque nunca ha sido investigada a fondo, como muchos de los objetos controvertidos, tiene una historia que contar.

We 2-262 fue descubierta por Ronald Weinberger del Instituto Max Planck, quién se fijó en su débil brillo cuando examinó las placas fotográficas de la investigación del cielo realizada por el Observatorio Palomar. Weinberger la incluyó en su catálogo de 1977, donde enumeraba 335 objetos clasificados como nebulosas planetarias posibles, probables o verdaderas.

En 2008, David Frew concluyó que se trataba simplemente de una región HII. Observaciones posteriores demostraron que era un glóbulo brillante con borde. Sin embargo la base de datos SIMBAD sigue clasificando a esta nube como una candidata a nebulosa planetaria.

En la parte superior del marco se aprecia la nebulosa de reflexión GN 23.50.6.03 y en la esquina superior derecha se encuentra el cúmulo estelar abierto King 21. En esta imagen el norte está arriba. Detalles técnicos.

Crédito:  Peter Goodhew / Imaging Deep Space

Nombre	RA	DEC	Datos
We 2-262 / PK 116+00 1 / IRAS 23498+6215 / IRCO 1749 / WB89 301	23:52:18.0	+62º 32' 11''	Simbad
GN 23.50.6.03	23:53:04.0	+62º 41' 30''	Simbad
King 21 / C 2347+624 / MWSC 3762	23:49:54.2	+62º 42' 18''	Simbad

Galaxia espiral NGC 5905

Jueves 16 de Abril de 2026

Esta imagen tomada por el instrumento Osiris, instalado en el Gran Telescopio de Canarias, muestra la galaxia espiral barrada NGC 5905. Se localiza en dirección a la Constelación de Draco y se sitúa a una distancia de unos 165 millones de años luz de la Vía Láctea. Esta galaxia contiene un núcleo galáctico activo o AGN, una región compacta central muy luminosa que emite una cantidad significativa de energía en todo el espectro electromagnético.

También es una galaxia de tipo Seyfert, lo que indica la presencia de un núcleo similar a un cuásar, con un brillo superficial muy alto, cuyos espectros revelan fuertes líneas de emisión de alta ionización, pero a diferencia de los cuásares, la galaxia anfitriona es claramente detectable. NGC 5905 exhibe un anillo interior, sus características son fácilmente observables debido a que posa de cara respecto a la Tierra.

Tiene una prominente barra estelar, brazos espirales bien definidos y un anillo interior de formación estelar, probáblemente asociado con resonancias dinámicas inducidas por la barra galáctica. NGC 5905 adquirió gran importancia científica tras la detección en 1990 de un fuerte estallido de rayos X observado por el satélite ROSAT. El fenómeno se interpretó como un evento de disrupción de marea, producido cuando una estrella fue desintegrada gravitacionalmente tras cruzar el radio de marea del agujero negro supermasivo central.

Parte de los restos estelares formaron un disco de acreción transitorio, generando emisión de alta energía durante meses o años antes de desvanecerse. El evento observado proporcionó una de las primeras pruebas sólidas de que los agujeros negros supermasivos pueden permanecer inactivos durante largos períodos y volverse observables solo durante episodios de acreción catastróficos. La galaxia tiene un tamaño de unos 100.000 años luz de diámetro, comparable a la Vía Láctea.

NGC 5905 es una galaxia de referencia para el estudio de agujeros negros supermasivos en galaxias no activas, física de la acreción transitoria, eventos de disrupción de marea estelar, evolución nuclear episódica en galaxias espirales barradas y la conexión entre la dinámica de la barra y la alimentación del núcleo galáctico. En esta galaxia fue observado un evento de supernova llamado SN 1963O. NGC 5905 fue descubierta por William Herschel el 5 de mayo de 1788. En esta imagen el norte está 180º a la derecha de la vertical.

Fotografía Original

Crédito:  Grantecan / Cassegrain / OSIRIS

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
NGC 5905 / LEDA 54445 / UGC 9797 / MCG+09-25-038 / CASG 672 IRAS 15140+5541 / PSCz Q15140+5541 / TIC 165640258 / RBS 1475 RX J1515.3+5530 / 1RXS J151523.3+553057 / UZC J151523.4+553102 2MASS J15152332+5531020 / 2MASX J15152332+5531015 / TC 328 SDSS J151523.36+553102.4 / Z 1514.0+5542 / Z 274-36 WISE J151523.33+553102.0 / WISEA J151523.32+553101.9 [TG2007] J151523.3+553102 / Gaia DR3 1600598731988120576	15:15:23.3280793632	+55º 31' 01.926808032''	B = 13.6	Simbad
SN 1963O	15:15:16.03	+55º 30' 52.9''	V = 15.6	Simbad

El protocúmulo Telaraña

Miércoles 15 de Abril de 2026

Utilizando el Atacama Large Millimeter/submillimeter Array o ALMA, un equipo de astrónomos ha descubierto una gran reserva de gas caliente en el cúmulo de galaxias, aún en formación, que se encuentra entorno a la galaxia apodada como Telaraña, siendo la detección más distante de este tipo de gas caliente hasta la fecha. Los cúmulos de galaxias son los objetos más grandes conocidos del Universo y este resultado revela en mayor profundidad cuán temprano comienzan a formarse estas estructuras.

Los cúmulos de galaxias, como su nombre indica, albergan una gran cantidad de galaxias, a veces incluso miles. También contienen un vasto medio intracúmulo o ICM por sus siglas en inglés, un medio intergaláctico compuesto de gas que impregna el espacio existente entre las galaxias del cúmulo. Este gas llega más allá de las propias galaxias. Gran parte de la física de los cúmulos de galaxias es bien conocida; sin embargo siguen siendo escasas las observaciones de las primeras fases de formación del ICM.

Anteriormente, el ICM solo se había estudiado en cúmulos de galaxias cercanos y completamente formados. La detección de ICM en protocúmulos, es decir, cúmulos de galaxias aún en formación, situados a gran distancia, permitiría a la comunidad astronómica captar estos cúmulos en las primeras etapas de formación. Un equipo dirigido por Luca Di Mascolo, primer autor del estudio e investigador de la Universidad de Trieste, en Italia, buscaba detectar el ICM en un protocúmulo de las primeras etapas del Universo.

Los cúmulos de galaxias son tan masivos que pueden reunir gas que se calienta a medida que cae hacia el cúmulo. En este caso se trata del protocúmulo Telaraña, ubicado en una época en la que el Universo tenía solo 3 000 millones de años. A pesar de ser el protocúmulo más estudiado, la detección del ICM había sido infructuosa. Encontrar una gran reserva de gas caliente en el protocúmulo Telaraña indicaría que el sistema está camino de convertirse en un duradero y estable cúmulo de galaxias en lugar de dispersarse.

El equipo de Di Mascolo detectó el ICM del protocúmulo Telaraña, que puede ver interactuando con la imagen superior, a través de lo que se conoce como el efecto térmico Sunyaev-Zeldovich o SZ. Este efecto ocurre cuando la luz del fondo cósmico de microondas, la radiación remanente del Big Bang, pasa a través del ICM. Cuando esta luz interactúa con los electrones que se mueven rápidamente en el gas caliente, gana un poco de energía y su color, o longitud de onda, cambia ligeramente. Al medir las sombras en el fondo cósmico de microondas, la comunidad astronómica puede descubrir la existencia del gas caliente, estimar su masa y mapear su forma.

Los astrónomos determinaron que el protocúmulo Telaraña contiene una vasta reserva de gas caliente a una temperatura de unas pocas decenas de millones de grados centígrados. Anteriormente, se había detectado gas frío en este protocúmulo, pero la masa del gas caliente encontrado en este nuevo estudio lo supera miles de veces. Este hallazgo muestra que el protocúmulo Telarañas va camino de convertirse en un cúmulo de galaxias masivo en alrededor de 10.000 millones de años, aumentando su masa en, al menos, un factor de diez. En esta imagen el norte está arriba.

Fotografía Original 1
Fotografía Original 2

Crédito:  ESO / Di Mascolo
HST:  H. Ford

Nombre	RA	DEC	Datos
Spiderweb protocluster / MRC 1138-262 Protocluster PKS 1138-262 proto-cluster	11:40:48.4	-26º 29' 11''	Simbad

Abell 10 por Gary Imm

Martes 14 de Abril de 2026

Esta imagen del astrónomo Gary Imm muestra la nebulosa planetaria PN A66 10, también conocida como Abell 10 entre otras designaciones. Se localiza en dirección a la Constelación de Orión y, hallando la media entre la variedad de distancias estimadas, se encuenta a aproximadamente 13.000 años luz de la Tierra. Es una nebulosa planetaria joven, de forma esférica, que tiene unos 2 años luz de diámetro y exhibe algunas estructuras ténues y brillantes.

George Ogden Abell catalogó en 1966 esta nebulosa planetaria como Abell 10. La nebulosa fue incluida posteriormente en el Catálogo de Nebulosas Planetarias Galácticas CGPN, compilado por Luboš Perek y Luboš Kohoutek en 1967 y se catalogó como PK 197-14.1. Fue descubierta en 1962 por el astrónomo checo Luboš Kohoutek en las placas fotográficas del Observatorio Palomar Sky Survey, quien la llamó PN K 1-7 o Kohoutek 1-7. En esta imagen el norte está arriba. Detalles técnicos.

Crédito:  Gary Imm Astrophotography

Nombre	RA	DEC	Datos
PN A66 10 / Abell 10 / PN K 1-7 / PK 197-14 1 / PN ARO 176 PN G197.2-14.2 / SCM 5 / GSC2 N300330312906	05:31:45.498	+06º 56' 01.58''	Simbad