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NGC 6384 por Jerry Yesavage


Miércoles 24 de Julio de 2024




NGC 6384, vista aquí en una imagen del astrónomo Jerome Yesavage, es una galaxia espiral barrada de tamaño intermedio que se encuentra en dirección a la Constelación de Ophiuchus y se sitúa a una distancia de unos 77 millones de años luz de la Vía Láctea. Tiene una barra central compuesta de estrellas antiguas que atraviesa el centro de la galaxia, aunque esta es una barra débil, es visible gracias al grado de inclinación de 47º de la galaxia desde nuestra perspectiva, esta barra contiene un anillo interno que la orbita. La galaxia está dotada de brazos espirales moderadamente enrollados.




NGC 6384 tiene una masa estimada en 105 mil millones de veces la masa del Sol. En otro tiempo esta galaxia fue considerada normal, sin actividad en el núcleo, sin embargo ahora se sabe que es de tipo LINER, cuyos espectro en las líneas de emisión están contaminados por regiones HII en el centro. En NGC 6384 fueron observadas dos supernovas que fueron catalogadas como SN 1971L que alcanzó una magnitud visual de 12.85 a finales de junio de 1971, y SN 2017drh. Pase el ratón sobre la imagen para identificar las supernovas. En esta imagen el norte está arriba. Detalles técnicos.



Fotografía Original 

Crédito:  Jerry Yesavage / Astrobin / Sharpless Image Collection

Nombre RA DEC Magnitud Datos
NGC 6384 / LEDA 60459 / UGC 10891 / MCG+01-45-001 / TC 861
HIPASS J1732+07 / IRAS F17299+0705 / ISOSS J17324+0700
PSCz Q17299+0705 / QDOT B1729591+070544 / Z 1730.0+0706
Z 55-7 / SDSS J173224.29+070337.5 / SDSS J173224.27+070337.4
UZC J173224.3+070338 / [VV2010c] J173224.3+070337 / [SLK2004] 1376
2MASX J17322430+0703369 / Gaia DR3 4486846338638984576
17:32:24.2848390896 +07º 03' 37.531624968'' B = 13.2 Simbad
SN 1971L / AT 2017drh / DLT 17aw 17:32:26.0 +07º 04' 00'' V = 12.33 Simbad
SN 2017drh 17:32:26.2 +07º 03' 48''   Simbad

Zarzillos estelares en Vela SNR


Martes 23 de Julio de 2024




Hace aproximadamente entre 11.000 y 12.000 años, explosionó una estrella masiva en la parte sur de la Constelación de Vela. La materia eyectada por la supernova se conoce como Remanente de Supernova Vela o Vela SNR. La explosión dispersó el contenido de la estrella en el medio interestelar circundante creando frentes de choque de enormes cantidades de gas y partículas de alta energía. La materia calentada brilla intensamente en luz visible, así como la emisión de radio y rayos X que continuará emitiendo durante miles de años hasta que todo el remanente de la estrella moribunda se disipe completamente en el espacio. Las supernovas enriquecen el medio interestelar circundante con nebulosas de emisión que contienen elementos pesados como el carbono, el nitrógeno, el oxígeno, el silicio, el azufre y el hierro, que sólo pueden ser creados por el intenso calor dentro de los hornos nucleares de las estrellas.

Las supernovas desempeñan un papel importante en la dinámica de las galaxias a medida que los frentes de choque colapsan las nubes moleculares cercanas, lo que conduce al nacimiento de nuevas estrellas. Nuestro Sol contiene elementos originados en una antigua supernova hace 5 mil millones de años. Las supernovas son esenciales para el nacimiento de la vida, ya que varios de los elementos más pesados críticos que se encuentran dentro de los organismos vivos sólo pueden ser formados o desembolsados por la destrucción violenta de estrellas masivas. El Púlsar de Vela catalogado como PSR B0833-45, es una estrella de neutrones de rotación rápida que fue descubierto por los astrónomos en 1968 y es la prueba directamente visible de que las supernovas forman púlsares. El púlsar del Remanente de Supernova Vela tiene un período de giro de 89 milisegundos.

Esta colorida red de tenues filamentos de gas fue capturadas por la cámara de energía oscura llamada DECam, instalada en el Telescopio Victor M. Blanco de 4 metros, que pertenece al Observatorio Interamericano Cerro Tololo en Chile. Los llamativos rojos, amarillos y azules de esta imagen se lograron mediante el uso de tres filtros que recogen cada uno un espectro específico de luz. Se tomaron imágenes separadas en cada filtro y luego se apilaron una sobre otra para producir esta imagen de alta resolución que muestra los intrincados filamentos en forma de red que serpentean a lo largo de la nube de gas en expansión. Vela SNR se sitúa a una distancia de unos 800 años luz del Sistema Solar. Es quizá la nebulosa de su clase más espectacular de la Vía Láctea y se superpone a otro remanente situado cuatro veces más lejos llamado Remanente de Supernova Puppis A. En esta imagen el norte está 0,1º a la izquierda de la vertical.



Fotografía Original 
Imagen Ampliable 

Crédito:  CTIO / NOIRLab / DOE / NSF / AURA
Procesamiento:  TA Rector (Universidad de Alaska Anchorage / NOIRLab de NSF) / M. Zamani / Davide de Martin (NOIRLab de NSF)


Nombre RA DEC Datos
Vela SNR / Vela XYZ / SNR G263.9-03.0 / SNR G263.4-03.0
SNR G263.9-03.3 / GRS G263.90 -03.00 / GRS G263.90 -03.30
MSC 263.9-3.3 / RE J083854-430902
08:34:00.0 -45º 50' 00'' Simbad

NGC 5238


Lunes 22 de Julio de 2024




La galaxia que aparece en la Imagen tomada por el Telescopio Espacial Hubble, muestra la galaxia enana irregular NGC 5238, situada a 14,5 millones de años luz de la Vía Láctea y ubicada en dirección a la Constelación de Canes Venatici. Su aspecto poco llamativo, parecido a una mancha, que se parece más a un cúmulo de estrellas de gran tamaño que a una galaxia, oculta una estructura complicada que ha sido objeto de investigación por parte de los astrónomos. Aquí el Hubble es capaz de distinguir las innumerables estrellas de la galaxia, así como sus cúmulos globulares asociados, los puntos brillantes tanto dentro como alrededor de la galaxia que están rodeados por aún más estrellas. Se cree que NGC 5238 tuvo hace más de mil millones de años, un encuentro cercano con otra galaxia. La evidencia de esto son las distorsiones de marea en la forma de NGC 5238, que se producen cuando dos galaxias se atraen entre sí mientras interactúan. No hay ninguna galaxia cercana que pudiera haber causado esta perturbación, por lo que la hipótesis es que la culpable es una galaxia satélite más pequeña que fue devorada por NGC 5238. Se podrían encontrar rastros de la antigua galaxia examinando de cerca la población de estrellas en la galaxia, una tarea para la que el Hubble está preparado.

Dos signos reveladores serían grupos de estrellas con propiedades que parecen fuera de lugar en comparación con la mayoría de las otras estrellas de la galaxia, lo que indica que se formaron originalmente en otra galaxia, o estrellas que parecen haberse formado todas aproximadamente al mismo tiempo, lo que ocurriría durante una fusión galáctica. Los datos utilizados para crear esta imagen se utilizarán para probar estas hipótesis. A pesar de su pequeño tamaño y su apariencia poco llamativa, no es inusual que galaxias enanas como NGC 5238 impulsen nuestra comprensión de la formación y evolución de las galaxias. Una teoría principal de la evolución galáctica es que las galaxias se formaron de abajo hacia arriba, de manera jerárquica, los cúmulos de estrellas y las galaxias pequeñas fueron las primeras en formarse a partir de gas y materia oscura, y gradualmente se ensamblaron por gravedad en cúmulos de galaxias y supercúmulos, lo que explica la forma de las estructuras más grandes del Universo actual. Una galaxia enana irregular como NGC 5238, fusionándose con una compañera aún más pequeña, es justo el tipo de evento que podría haber iniciado este proceso de ensamblaje de galaxias en el Universo primitivo. Así que resulta que esta diminuta galaxia puede servir como prueba de algunas de las hipótesis más fundamentales de la astrofísica. En esta imagen el norte está 13,8º a la derecha de la vertical.



Fotografía Original 
Imagen Ampliable 

Crédito:  ESA / Hubble / NASA / F. Annibali

Nombre RA DEC Magnitud Datos
NGC 5238 / LEDA 47853 / LEDA 47857 / Mrk 1479 / UGC 8565
CGPG 1332.7+5153 / IRAS Z13325+5152 / KPG 384a / KPG 384b
MCG+09-22-082 / SBSG 1332+518 / SPB 223 / TC 283 / VV 828
SDSS J133442.51+513649.2 / Z 271-52 / Z 1332.7+5153 / ZW I 64
Gaia DR2 1559957449331350400 / Gaia DR3 1559957449331350400
13:34:42.5146948080 +51º 36' 49.168365696'' B = 14.2 Simbad

Pi Scorpii por Frank Sackenheim


Domingo 21 de Julio de 2024




La excelente imagen del astrónomo Frank Sackenheim, muestra un denso paisaje estelar y nebuloso en dirección a la Constelación de Scorpius. En este apasionante campo de visión destaca la nebulosa roja calentada e ionizada por la energética estrella Pi Scorpii. Esta nebulosa, catalogada como Sh2-1 y LBN 1093 , responde a los átomos de hidrógeno excitados por las altas temperaturas y la radiación emitida por la estrella gigante, clasificada como una binaria espectroscópica de magnitud 2.91 y de tipo espectral B1V+B2. Aunque su paralaje la sitúa a 460 años luz del Sistema Solar, el error asociado a la medida permite que la distancia pueda ser de 520 años luz, en este último supuesto, Pi Scorpii formaría parte de la Asociación Superior Scorpius, subgrupo de la gran Asociación Estelar Scorpius-Centaurus. La más luminosa de este sistema estelar doble tiene una temperatura de unas 10.000 veces la del Sol y 11 veces más masiva. La superficie de estas dos estrellas están muy próximas entre sí, su rotación sincrónica hace que ambas estrellas se muestren siempre la misma cara. Pi Scorpii es una binaria eclipsante cuyo brillo varía 0,03 magnitudes. El sistema también incluye una tenue estrella de magnitud 12.2, probablemente una enana naranja que se encuentra a más de 8.000 unidades astronómicas UA de la brillante binaria y emplea al menos 160.000 años en completar una órbita a su alrededor. A su vez, esta estrella tiene una compañera aún más tenue, separada de ella unas 90 UA. El resultado es un sistema estelar formado por cinco componentes.

Entorno a Pi Scorpii se acumula una tenue nube de polvo que refleja la luz de la estrella, lo que produce una nebulosa de reflexión llamada GN 15.55.8. Delante y paralela al borde sur de Sh2-1, se aprecia otra gran nube de polvo que forma otra nebulosa de reflexión catalogada como LBN 1094. Las tres estrellas que parecen formar una línea a lo largo de la densa nube de polvo que asciende verticalmente al oeste de Sh2-1, de sur a norte la primera es 4 Scorpii, una estrella de quinta magnitud y tipo espectral A3V. La segunda es HD 142382, al igual que Pi Scorpii se encuentra rodeada por una nube de polvo que forma la nebulosa de reflexión DG 129. La tercera estrella de esta línea hacia el norte es 3 Scorpii, una variable rotativa de quinta magnitud y tipo espectral B8. Hacia el sur esta de esta última estrella se encuentra 2 Scorpii, un sistema estelar doble o múltiple de cuarta magnitud y tipo espectral B2, que está rodeada de otra nube de polvo formando otra nebulosa de reflexión llamada DG 127. Cerca del borde derecho de la imagen se ubica b Scorpii, de cuarta magnitud y tipo espectral B1, que está rodeada por la nebulosa de reflexión DG 126. Finalmente más al sur se localiza HD 141554, una estrella de alto movimiento propio de sexta magnitud y tipo espectral K3. Para identificar los objetos mencionados pase el ratón sobre la imagen o haga click en pantallas táctiles. En esta imagen el norte está arriba. Detalles técnicos.



Fotografía Original 

Crédito:  Frank Sackenheim / AstrophotoCologne / Capella Observatory

Nombre RA DEC Magnitud Datos
Pi Scorpii / pi. Sco / 6 Sco / Fang / VdB 99 / HD 143018 / SAO 183987
HIC 78265 / HIP 78265 / HR 5944 / TIC 66744681 / TYC 6783-2697-1
ALS 14814 / CD-25 11228 / GC 21447 / GCRV 9190 / GSC 06783-02697 / ROT 3519
CCDM J15589-2607A / CSV 102782 / FK5 592 / GEN# +1.00143018A
GSC 06783-02697 / IRAS 15557-2558 / N30 3584 / NSV 7371
AKARI-IRC-V1 J1558507-260648 / uvby98 100143018 A / PLX 3611
2MASS J15585111-2606507 / WDS J15589-2607Aa,Ab / HGAM 2045
WISEA J155851.10-260651.1 / IDS 15528-2550 A / SACS 347
Gaia DR2 6235406071206201600 / Gaia DR3 6235406071207202688
15:58:51.1132378 -26º 06' 50.788602'' V = 2.91 Simbad
Sh2-1 / LBN 1093 / LBN 346.83+20.76 15:58:48.0 -26º 07' 00''   Simbad
GN 15.55.8 15:58:52.0 -26º 10' 42''   Simbad
LBN 1094 / DG 130 / Ced 125d / LBN 347.16+19.78 16:00:00.0 -26º 24' 00''   Simbad
4 Sco / HD 142445 / SAO 183931 / HIC 77984 / HIP 77984 / HR 5917
TIC 77390459 / TYC 6787-2513-1 / GC 21371 / GCRV 65790
CD-25 11190 / CEL 4405 / CPD-25 5691 / GEN# +1.00142445
GSC 06787-02513 / PPM 264865 / SKY# 28754 / SRS 43369 / TD1 18664
UBV M 21024 / YZ 116 11209 / uvby98 100142445
2MASS J15553008-2615574 / Gaia DR2 6235362022019967232
Gaia DR3 6235362022019967232
15:55:30.0735638472 -26º 15' 57.537358092'' V = 5.625 Simbad
HD 142382 / SAO 183923 / TIC 77389092 / TYC 6783-800-1
CD-25 11186 / CPD-25 5689 / GSC 06783-00800 / HIC 77955 / HIP 77955
IRAS 15522-2538 / PPM 264858 / SRS 13236
2MASS J15551235-2546434 / YZ 115 11203
Gaia DR2 6235579828401153664 / Gaia DR3 6235579828401153664
15:55:12.3470826000 -25º 46' 43.336335612'' V = 7.74 Simbad
DG 129 15:55:12.0 -25º 46' 00''   Simbad
3 Sco / HD 142301 / SAO 183914 / HIC 77909 / HIP 77909 / V* V927 Sco
HR 5912 / TIC 24189282 / TYC 6783-2696-1 / ALS 15019 / GC 21355
GCRV 65783 / CD-24 12365 / CEL 4403 / CPD-24 5590 / N30 3573
GEN# +1.00142301 / GSC 06783-02696 / PPM 264844 / Renson 40380
SKY# 28730 / SRS 13233 / TD1 18652 / UBV 13497 / UBV M 21017 / WEB 13174
2MASS J15543952-2514375 / WISEA J155439.51-251437.7
uvby98 100142301 / 2XMM J155439.4-251436
YZ 115 11197 / [SC96] Oph 13 / Gaia DR1 6235747121668613120
Gaia DR2 6235747125966268928 / Gaia DR3 6235747125966268928
15:54:39.5296532472 -25º 14' 37.459966128'' V = 5.87 Simbad
2 Sco / HD 142114 / SAO 183896 / HIC 77840 / HIP 77840 / HR 5904
TIC 24073753 / IRAS 15505-2510 / BU 36AB / ADS 9823 AB / CEL 4399
CD-24 12352 / CPD-24 5582 / GC 21329 / GCRV 9146 / IDS 15476-2502 AB
JP11 2666 / PMC 90-93 6496 / PPM 264824 / ROT 2238 / SKY# 28710
SRS 43358 / TD1 18635 / UBV 13481 / UBV M 21006 / WEB 13164
2MASS J15533670-2519378 / CCDM J15536-2520AB / UCAC3 130-174603
uvby98 100142114 / WDS J15536-2520AB / WISEA J155336.67-251937.9
15:53:36.71880 -25º 19' 37.7087'' V = 4.59 Simbad
DG 127 / Ced 125b 15:53:36.0 -25º 20' 00''   Simbad
b Sco / 1 Sco / HD 141637 / SAO 183854 / HIC 77635 / HIP 77635
HR 5885 / TIC 23874178 / TYC 6782-2148-1 / ALS 15017 / CEL 4397
CD-25 11131 / CPD-25 5667 / GC 21285 / GCRV 9129 / ROT 2227
GEN# +1.00141637 / GSC 06782-02148 / HGAM 2040 / JP11 2651
IRAS 15479-2536 / PPM 264768 / SKY# 28639 / SRS 43353 / TD1 18601
UBV 13456 / UBV M 20984 / uvby98 100141637 / WEB 13136 / YZ 115 11163
2MASS J15505874-2545046 / WISEA J155058.73-254504.8
Gaia DR2 6236363539673265152 / Gaia DR3 6236363539673265152
15:50:58.7444628720 -25º 45' 04.658676984'' V = 4.635 Simbad
GN 15.50.6 / DG 126 / Ced 125a 15:50:59.0 -25º 45' 06''   Simbad
HD 141554 / SAO 183847 / HIC 77606 / HIP 77606 / TIC 23840187
TYC 6786-994-1 / CD-25 11125 / CPD-25 5664 / GC 21277 / PPM 264761
GSC 06786-00994 / SKY# 28630 / SRS 13187 / YZ 116 11158
2MASS J15503486-2617227 / Gaia DR2 6234081331492313216
Gaia DR3 6234081331492313216
15:50:34.8532861056 -26º 17' 22.644954960'' V = 6.57 Simbad

Nebulosa Gum 3


Sábado 20 de Julio de 2024




Esta imagen tomada con el Telescopio de rastreo VST, muestra la colorida nebulosa Gum 3, también catalogada como VdB 94 entre otras muchas designaciones. Se encuentra a una distancia de unos 3.600 años luz del Sistema Solar en dirección al límite entre las constelaciones de Monoceros y Canis Major. Cuando la intensa radiación ultravioleta de las estrellas jóvenes cercanas choca con los átomos de hidrógeno de la nube, estos emiten luz visible en colores muy específicos, que vemos en la imagen en tonos rojos y rosas. Al mismo tiempo, las diminutas partículas de polvo dentro de la nube reflejan la luz de las estrellas, especialmente los colores azules, similares a los que hacen que el cielo se vea azul aquí en la Tierra. Este juego de colores hace que las nebulosas como esta se conviertan en vistas espectaculares. Esta imagen no solo muestra el color, sino también la falta de él. Justo a la derecha de la parte más brillante de Gum 3, hay una gran masa de polvo que bloquea parte de la luz visible, ocultando las estrellas situadas detrás, es la nube oscura LDN 1657A. Gum 3 es la nebulosa situada en la punta del ala sur de la popular Nebulosa de la Gaviota. En esta imagen el norte está arriba.



Fotografía Original 
Imagen Ampliable 

Crédito:  ESO / Equipo VPHAS+
Agradecimiento:  CASU


Nombre RA DEC Magnitud Datos
GUM 3 / VdB 94 / HD 53623 / BD-12 1771 / ALS 148 / SAO 152349
HIC 34178 / HIP 34178 / CEL 1560 / GCRV 58342 / TIC 148343786
TYC 5389-3069-1 / GEN# +1.00053623 / GSC 05389-03069 / HRW 27
LS 148 / PPM 218121 / SKY# 12716 / TD1 9062 / UBV M 12837
UCAC4 389-021950 / uvby98 100053623 / YZC 11 2376 / 2E 1776
2MASS J07051674-1219346 / Gaia DR1 3045713935554774144
Gaia DR2 3045713939855362944 / Gaia DR3 3045713939855362944
07:05:16.7478814056 -12º 19' 34.495070124'' V = 8.87 Simbad
LDN 1657A / MLB 4-11 07:05:05.8 -12º 18' 29''   Simbad

Arp 142 por Webb


Viernes 19 de Julio de 2024




La galaxia espiral distorsionada del centro de la imagen y la galaxia elíptica compacta de la izquierda están entrelazadas en una interacción activa. Bautizadas por motivos obvios como El Pingüino y El Huevo, fueron retratadas por los instrumentos del Telescopio Espacial James Webb. La imagen superior es una transición entre dos imágenes, la imagen fija está tomada por el instrumento NIRCam en longitudes de onda ópticas e infrarrojas, mientras que la imagen superpuesta que aparece al pasar el ratón sobre el marco es una composición de NIRCam y MIRI que añade datos infrarrojos de diferentes longitudes de onda. La imagen inferior fija contiene datos sólo del instrumento MIRI.

Esta interacción se conoce conjuntamente como Arp 142. La galaxia distorsionada con forma de pingüino está catalogada independientemente como NGC 2936 y la galaxia elíptica compacta fue catalogada como NGC 2937. La gran espiral destrozada por la interacción permite estudiar sus estructuras internas, muchas de ellas son regiones HII, pero destaca una potente fuente de radio llamada NVSS J093744+024533, lo que la convierte en una radiogalaxia. Sin embargo, NGC 2937 no contiene estructuras internas por su condición de elíptica compacta. El primer acercamiento entre ambas galaxias se produjo hace entre 25 y 75 millones de años, provocando episodios de estallidos de formación estelar en NGC 2936.

En los casos más extremos, las fusiones pueden hacer que las galaxias formen miles de nuevas estrellas por año durante unos pocos millones de años. En el caso del Pingüino, las investigaciones han demostrado que se han formado entre 100 y 200 estrellas por año. En comparación, nuestra galaxia, la Vía Láctea, que no está interactuando con una galaxia del mismo tamaño, forma aproximadamente entre seis y siete nuevas estrellas por año. Este movimiento gravitacional también modificó la apariencia de NGC 2936. Sus brazos espirales se desenrollaron y el gas y el polvo fueron atraídos en diferentes direcciones, como si estuviera soltando confeti.




Es raro que las estrellas individuales colisionen cuando las galaxias interactúan, gracias a las grandes distancias entre los astros y la presencia de la materia oscura, pero la mezcla de galaxias altera las órbitas de sus estrellas. En la actualidad, el centro galáctico de NGC 2936 parece un ojo dentro de la cabeza del pingüino, donde se ubica la fuente de radio, y la galaxia tiene prominentes rastros estelares que toman la forma de un pico, una columna vertebral y una cola desplegada. Una tenue pero prominente franja de polvo se extiende desde el pico hasta la cola, vista mejor en la vieja imagen tomada por el Telescopio Espacial Hubble.

A pesar de que el Pingüino parece mucho más grande que el Huevo, estas galaxias tienen aproximadamente la misma masa. Esta es una de las razones por las que el Huevo, que parece más pequeño, aún no se ha fusionado con el Pingüino. Si una de las galaxias fuera menos masiva, podría haberse fusionado antes. NGC 2937 es ovalada y está llena de estrellas viejas, poco gas y polvo, por lo que no exhibe colas de marea propias, en cambio ha mantenido una forma ovalada compacta. Si se observa de cerca, NGC 2937 tiene cuatro picos de difracción prominentes, son las estrellas de la galaxia, que están tan concentradas que brillan como estrellas individuales en primer plano.

Ahora, busque la galaxia brillante de canto en la parte superior derecha. Puede parecer una sorpresa cercana. Catalogada como LEDA 1237172, se encuentra 100 millones de años luz más cerca de nosotros que Arp 142. Es relativamente joven y no está llena de polvo, por lo que prácticamente desaparece en la vista infrarroja media de Webb. El fondo de esta imagen está repleto de galaxias de diferentes morfologías mucho más distantes. Arp 142 se encuentra a una distancia de 326 millones de años luz de la Vía Láctea y se localiza en dirección a la Constelación de Hydra. Puede ver aquí una antigüa imagen con datos del Telescopio Espacial Spitzer y Hubble. En estas imágenes el norte está 22,8º a la derecha de la vertical.



Fotografía Original 1 
Fotografía Original 2 
Fotografía Original 3 

Crédito:  NASA / ESA / CSA / STScI

Nombre RA DEC Magnitud Datos
Arp 142 / APG 142 / KPAIR J0937+0245 / VV 316 09:37:44.6 +02º 45' 15''   Simbad
NGC 2936 / LEDA 27422 / UGC 5130 / MCG+01-25-006 / ECO 4865
IRAS 09351+0259 / PSCz Q09351+0259 / QDOT B0935091+025903 / VV 316a
RESOLVE rs100 / UZC J093744.3+024541 / Z 0935.1+0258
2MASX J09374413+0245394 / SDSS J093744.14+024538.9 / Z 35-15
Gaia DR2 3847693975935370112 / Gaia DR3 3847693975935370112
09:37:44.1399551712 +02º 45' 39.173273352'' V = 13.06 Simbad
NGC 2937 / LEDA 27423 / UGC 5131 / MCG+01-25-005 / ECO 4887
NPM1G +02.0225 / RESOLVE rs101 / UZC J093745.0+024451 / VV 316b
SDSS J093745.03+024450.5 / SDSS J093745.02+024450.5
2MASX J09374506+0244504 / Gaia DR3 3847693735417152512
09:37:45.0287384424 +02º 44' 50.497040040'' V = 13.66 Simbad
NVSS J093744+024533 / GLEAM J093743+024522
TGSSADR J093744.3+024536 / [DC78] UGC 5131 / [DC78] UGC 5130
09:37:44.3 +02º 45' 36''   Simbad
LEDA 1237172 / AGC 198544 / ECO 13795 / RESOLVE rs1424 09:37:41.2 +02º 46' 43'' H = 13.851 Simbad

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           Fuente de emisión / Rayos X / Gamma / Radio / Infrarrojo / Ultravioleta
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