Messier 31 por David Lindemann

Martes 21 de Julio de 2026

Esta imagen de campo amplio del astrónomo David Lindemann, muestra la Galaxia de Andrómeda con una librea de colores espectacular. Confeccionada en LRGB, la imagen expone con exquisito detalle todas las característica de esta galaxia gigante, su halo azul cubierto de estrellas jóvenes, los brazos espirales llenos de regiones ionizadas rosadas de formación estelar, los densos caminos de polvo oscuro que recorren el disco de la galaxia y el bulbo central anaranjado que cobija a las estrellas más viejas, en cuyo interior se encuentra un agujero negro supermasivo.

Andrómeda es la galaxia más grande del Grupo Local, junto a la Galaxia del Triángulo Messier 33 y nuestra propia galaxia, la Vía Láctea, foma un trío de galaxias destinado a encontrarse. M31 mide 220.000 años luz de diámetro incluyendo su halo galáctico, y 150.000 años luz entre los extremos de sus brazos espirales. Aunque es mucho más grande que la Vía Láctea, contiene aproximadamente el mismo número de estrellas. Es el objeto visible a simple vista, sin ayuda óptica, más lejano de la Tierra, aunque algunos afirman poder ver a simple vista la Galaxia del Triángulo, que es más pequeña y está un poco más lejos.

Andrómeda se sitúa a 2.5 millones de años luz de la Vía Láctea, en dirección a la Constelación de Andrómeda. Se acerca a nosotros a una velocidad de 300 kilómetros por segundo. Se espera que dentro de 5.860 millones de años, la Vía Láctea y Andrómeda colisionen y se fusionen para formar una galaxia elíptica gigante. Algunos científicos creen que la Vía Láctea contiene mucha más materia oscura y podría ser más masiva que Messier 31. Sin embargo, observaciones del Telescopio Espacial Spitzer revelaron que M31 contiene un billón de estrellas, excediendo por mucho el número de estrellas halladas en nuestra galaxia.

Andrómeda es más luminosa que la Vía Láctea, aunque este es un tema bastante discutido. M31 contiene una estructura catalogada independientemente como NGC 206, una asociación de estrellas muy brillante, además está flanqueada por dos galaxias cercanas llamadas Messier 32 y Messier 110, con las que posiblemente está interactuando. Andrómeda desempeña un papel importante en los estudios galácticos, puesto que es la galaxia gigante más cercana. En 1991 la Cámara Planetaria a bordo del Telescopio Espacial Hubble fotografió su núcleo. Para sorpresa de todos, presenta una doble estructura, con dos puntos nucleares calientes separados por unos pocos años luz.

Observaciones terrestres posteriores llevaron a especular que, además de existir dos núcleos, éstos se moverían el uno con respecto al otro y que uno de los núcleos está destruyendo a su compañero, que podría ser el remanente de una galaxia más pequeña engullida por M31, pero esta explicación ha sido abandonada. Hoy se piensa que lo que estamos viendo es la proyección de un disco de estrellas, que a su vez tiene en su interior otro disco de estrellas de tipo espectral, que ha nacido en un brote estelar hace entre 100 y 200 millones de años, quizás causado por la absorción de una galaxia menor rica en gas, por lo que el núcleo de esta galaxia es en realidad aparentemente triple.

Recientes investigaciones han demostrado la existencia de una barra en el centro de M31, lo cual la convierte en una galaxia espiral barrada al igual que la Vía Láctea. Scott Chapman, del Instituto de Tecnología de California, y Rodrigo Ibata, del Observatorio Astronómico de Estrasburgo en Francia, anunciaron en 2005 sus observaciones con los telescopios del Observatorio Keck que muestran que el brillo tenue de estrellas que se extiende hacia fuera de la galaxia es en realidad parte del propio disco. Esto significa que el disco espiral de estrellas en Andrómeda es tres veces más largo de lo estimado hasta ahora. Es una evidencia de que hay un vasto disco estelar que hace que la galaxia tenga un diámetro de más de 220 000 años luz.

M31 es mucho más rica en cúmulos globulares que la Vía Láctea, con una población estimada de aproximadamente 460. Un rasgo notable de los cúmulos globulares de esta galaxia es su gran dispersión de edades, mientras que la nuestra solo contiene globulares viejos. Andrómeda, además de cúmulos globulares viejos, posee cierta cantidad de cúmulos de edad intermedia, lo que sugiere que Andrómeda ha absorbido gran cantidad de galaxias menores. Una hipótesis que explica el tamaño de Andrómeda es que Messier 33 y Messier 31 tuvieron un acercamiento hace 2.500 millones de años y que volverán a acercarse en un evento mucho más violento.

Un tipo de objetos presente en el halo de la Galaxia de Andrómeda, pero que no encontrados por ahora en la Vía Láctea, son cúmulos de propiedades similares a la de los cúmulos globulares, pero bastante menos densos y mayores que éstos, habiéndose sugerido que estos objetos son una especie de eslabón perdido entre los cúmulos globulares y las galaxias enanas esferoidales. Un estudio del Hubble, ha determinado que Andrómeda tiene un gran halo de gas caliente que la rodea, con un diámetro de unos dos millones de años luz. Andrómeda fue una galaxia activa con una tasa de formación estelar más alta que la actual.

Observaciones infrarrojas en 1998 indican que Andrómeda se está convirtiendo de una galaxia espiral a anular. Esta observación infrarroja pudo observar el polvo frío, que no se ve en observaciones ópticas, este polvo forma anillos poco definidos, algunos de ellos causados por la interacción con Messier 32 y Messier 110 hace unos 200 millones de años. M31 fue descubierta por el astrónomo persa Azophi, a la que en su libro Estrellas Fijas describe como una nube pequeña en la Constelación de Andromeda. La primera observación telescópica la hizo Simon Marius en 1612, y en 1764, Charles Messier la incluyó en su catálogo con el número 31. En Andrómeda se registró una nova clásica llamada SN 1885A. En esta imagen el norte está 90º a la derecha de la vertical. Detalles técnicos.

Crédito:  David Lindemann / Astrobin

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
Messier 31 / M 31 / M31 / NGC 224 / UGC 454 / LEDA 2557 MCG+07-02-016 / HD 3969 / Andromeda Galaxy / Andromeda Nebula AG+40 60 / BD+40 148 / 2C 56 / DA 21 / GIN 801 / K79 1C 2FGL J0042.5+4114 / 3FGL J0042.5+4117 / 4FGL J0043.2+4114 IRAS F00400+4059 / IRC +40013 / 2MAXI J0043+412 / PLX 124.00 PPM 43228 / RAFGL 104 / XSS J00425+4102 / Z 0040.0+4100 2MASX J00424433+4116074 / UZC J004244.3+411608 / Z 535-17	00:42:44.330	+41º 16' 07.50''	V = 3.44	Simbad
NGC 206 / [V64] 78	00:40:33.8	+40º 44' 22''		Simbad
SN 1885A / V* S And / NOVA And 1885 / Nova RJC99 Sep-95 / HR 182 BD+40 147a / EV* M31 V0894 / M31N 1995-09b / TIC 438234291 CXOM31 J004243.0+411603 / CXOM31 J004243.1+411604 2MASS J00424312+4116032 / AAVSO 0037+40 / [KGP2002] r1-35 [K2002] J004243.11+411604.2 / [HPH2013] 146 / [O2006] SNR 2	00:42:43.12368	+41º 16' 03.2124''	K = 12.268	Simbad
Messier 32 / M 32 / M32 / NGC 221 / LEDA 2555 / MCG+07-02-015 AG+40 59 / Arp 168 / APG 168 / Ark 12 / BD+40 147 / K79 1B IRAS 00399+4035 / PPM 43225 / RX J0042.6+4052 / Z 535-16 Z 0039.9+4036 / [CHM2007] LDC 31 J004241.82+4051546 [CHM2007] HDC 29 J004241.82+4051546 / [FWB89] Galaxy 8 2MASX J00424182+4051546 / UZC J004241.8+405154	00:42:41.825	+40º 51' 54.61''	V = 8.08	Simbad
Messier 110 / M 110 / M110 / NGC 205 / LEDA 2429 / UGC 452 MCG+07-02-014 / IRAS 00376+4124 / ISOSS J00403+4140 / Z 535-14 2MASX J00402207+4141070 / UZC J004022.0+414107 / Z 0037.6+4125	00:40:22.0572349992	+41º 41' 07.507220136''	V = 8.07	Simbad

Auroras desde el espacio

Lunes 20 de Julio de 2026

Desde el espacio, las auroras se ven espectaculares, sin embargo desde la Tierra, las Auroras danzan muy por encima de las nubes, creando con frecuencia espectáculos impresionantes. A medida que la Estación Espacial Internacional orbita la Tierra cada poco más de 90 minutos, a veces se observan auroras que están activas en el lado nocturno. Hace aproximadamente dos semanas, se grabó un video de una hora en cámara rápida que muestra auroras desde arriba desde la estación en órbita.

La Estación Espacial Internacional, y todos los objetos en órbita terrestre baja, pasan muy por encima de las auroras verdes, pero solo un poco por encima de las brillantes auroras rojas. Los flujos de electrones y protones de las auroras son demasiado tenues para representar un peligro para la estación, al igual que las nubes representan poco peligro para los aviones. Desde la órbita, a medida que cambian los campos magnéticos, las auroras pueden parecer onduladas y reptar como serpientes gigantes.

El vídeo de un minuto que se muestra fue grabado por la astronauta francesa Sophie Adenot, miembro de la tripulación de la Expedición 74. La imáges de nuestro planeta desde el espacio une a la humanidad de forma casi impensable en la superficie de la Tierra.

vídeo Original

Crédito:  ESA / NASA / Expedición 74 de la ISS
Captura:  Sophie Adenot
Música:  Circle of Light (Patrick Hawes y Grace Davidson)

Nombre	Magnitud	Datos
International Space Station	-2.4	Universo Mágico

Descubriendo agujeros negros en Omega Centauri

Domingo 19 de Julio de 2026

El enorme cúmulo globular Omega Centauri ha desconcertado a los astrónomos durante décadas. Debería estar repleto de agujeros negros remanentes de estrellas que han explosionado, pero la evidencia de su existencia es escasa. Ahora, astrónomos que utilizan datos de archivo del Telescopio Espacial Hubble y observaciones complementarias del Telescopio Espacial James Webb, han localizado finalmente su primer agujero negro de masa estelar en este cúmulo. El descubrimiento del primer agujero negro en Omega Centauri ayudará a pulir las teorías actuales sobre la formación de agujeros negros en los cúmulos estelares globulares. Pase el ratón sobre la imagen para identificar el sistema estrella y agujero negro.

Omega Centauri está compuesto por 10 millones de estrellas ligadas gravitacionalmente. Si bien la comunidad astronómica ya había encontrado con el Hubble evidencia de que un agujero negro de masa intermedia acecha en su centro, los modelos sugieren que este cúmulo estelar debería contener alrededor de 10.000 agujeros negros de masa estelar más pequeños. Esta notable población de agujeros negros ha eludido la detección en estudios anteriores, que utilizaron el método de velocidad radial o buscaron emisiones de radio y rayos X de material que cae sobre los agujeros negros. Un nuevo descubrimiento presenta un enfoque diferente, conocido como astrometría, para medir los movimientos muy pequeños de las estrellas a lo largo del tiempo.

Al examinar más de 20 años de datos de archivo del Hubble y utilizar datos recientes del Webb para pulir aún más las mediciones astrométricas, el equipo localizó una estrella que orbita un objeto invisible tan masivo que debe ser un agujero negro. Bautizado como oMEGACat BH-2, es el primer agujero negro de masa estelar detectado dentro de Omega Centauri, y posee algunas características sorprendentes. oMEGACat BH-2 tiene una masa menor de lo esperado y, junto con su compañera estelar visible, el dúo de agujero negro-estrella tiene el período orbital más largo de cualquier sistema binario de agujero negro conocido hasta la fecha.

Omega Centauri es visible desde la Tierra a simple vista y es uno de los objetos celestes del hemisferio sur más visitados por los astrónomos. Aunque el cúmulo se encuentra a 17.700 años luz de distancia, justo por encima del plano de la Vía Láctea, parece casi tan grande como la Luna llena cuando se observa desde una zona rural oscura. La clasificación exacta de Omega Centauri ha evolucionado con el tiempo, a medida que nuestra capacidad para estudiarlo ha mejorado.

Apareció por primera vez en el catálogo de Claudio Ptolomeo hace casi dos mil años como una sola estrella. Edmond Halley lo describió como una  nebulosa en 1677, y en la década de 1830 el astrónomo inglés John Herschel fue el primero en reconocerlo como un cúmulo globular. En estas imágenes el norte está 6,1º a la izquierda de la vertical. Omega Centauri se localiza en dirección a la Constelación de Centaurus.

Fotografía Original 1
Fotografía Original 2

Crédito:  ESA / Hubble / NASA / M. Häberle (MPIA)

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
Omega Centauri / NGC 5139 / ome Cen / ome Cen Cluster / HD 116790 C 1323-472 / CD-46 8646 / CPD-46 6348 / 1E 1323.8-4713 / GCRV 4762 E GCl 24 / 2FGL J1326.4-4729 / 3FGL J1326.7-4727 / 4FGL J1326.6-4729 FL8Y J1326.7-4729 / MWSC 2120	13:26:47.28	-47º 28' 46.1''	K= 0.85	Simbad

Nubes en Taurus por Roberto Colombari

Sábado 18 de Julio de 2026

Estas imágenes son una composición de observaciones realizadas con el Telescopio Schmidt del Reino Unido, que forma parte del Observatorio Anglo-Australiano, y fueron ensambladas y procesadas por el astrónomo italiano Roberto Colombari, colaborador de Universo Mágico desde sus inicios en 2014. Este espectáculo de luces y sombras es la Nube Molecular de Tauro, un complejo polvoriento situado a una distancia de unos 450 años luz del Sistema Solar en dirección a la Constelación de Taurus.

En estas nubes tienen lugar procesos de formación estelar en base a la acumulación de gas, generalmente oscuro, y gran cantidad de polvo cósmico. Las nubes de tonalidad marrón son las regiones más frías y menos densas de la nube, mientras que las partes más oscuras son los entornos más densos, donde la actividad de formación estelar es más intensa. Las regiones más densas se distribuyen a lo largo de una intrincada red de filamentos rebosantes de brillantes cúmulos, las semillas de futuras estrellas.

Las intrincadas estructuras han demostrado que el material a lo largo de los filamentos no es estático. De hecho, los filamentos más prominentes parecen estar atrayendo materia de su entorno a través de una red de filamentos de menor densidad, conocidos como estrías, perpendiculares al filamento principal. En estas regiones, los astrónomos descubrieron que los campos magnéticos tienden a ser perpendiculares a los filamentos más densos, donde se forman las estrellas, y paralelos a las estrías, lo que indica que también deben desempeñar un papel importante en los procesos que conducen al nacimiento de las estrellas.

Pase el ratón sobre la imagen para identificar las prominentes nubes oscuras Barnard 18, que se conoce como Kutner's Cloud, además de Barnard 19, Barnard 215, Barnard 217 y Barnard 218, también llamada Northern Streamer, y algunas de las estrellas más brillantes del campo de visión. En Barnard 18 fue catalogado HH 319, un chorro muy energético dividido en varios componentes relacionado con procesos de formación estelar. Imágenes como estas ayudan a comprender la dinámica que conduce al nacimiento de nuevas estrellas en las cercanías de nuestro Sol, y en el resto de la Vía Láctea. En esta imagen el norte está arriba. Detalles técnicos.

Crédito:  Ensamblaje y procesamiento:  Roberto Colombari / FAST All-In-One
Telescopio Anglo-Australiano / STScI

Nombre	RA	DEC	Datos
Taurus Complex / Taurus Molecular Cloud / Tau Region / TAURUS MOL CLOUD Taurus Dark Cloud / Tau Cloud / TMC-COMPLEX / Taurus GMC	04:41:00.0	+25º 52' 00''	Simbad
Barnard 18 / Kutner's Cloud / LDN 1529 / TMC-2 / GF 16	04:32:44.6	+24º 23' 13''	Simbad
Barnard 19	04:33:00.0	+26º 18' 00''	Simbad
Barnard 215	04:23:36.0	+25º 02' 00''	Simbad
Barnard 217	04:27:46.5	+26º 17' 52''	Simbad
Barnard 218 / Northern Streamer / [DB2002b] G171.85-15.38	04:28:06.0	+26º 16' 00''	Simbad
HH 319 / Haro 6-19 / LP 358-405	04:32:39.31	+24º 21' 24.6''	Simbad

La Vía Láctea no es como se pensaba

Viernes 17 de Julio de 2026

Un estudio realizado con el Observatorio de rayos X Chandra y el Telescopio Espacial XMM-Newton, descubrió que los brazos espirales de nuestra galaxia, la Vía Láctea, se abren más hacia el exterior de lo que se pensaba hasta ahora. Este descubrimiento se realizó midiendo los ecos de luz de explosiones de rayos gamma distantes. Incluso un pequeño cambio en la distancia a estos brazos tiene un impacto significativo en nuestra comprensión de la estructura de la Vía Láctea. Si bien esta técnica es potente, las explosiones de rayos gamma son poco frecuentes, por lo que puede resultar difícil utilizarlas para medir distancias a otros brazos espirales.

Universo Mágico ha extraído un fotograma del vídeo que puede ver bajo estas líneas, la imagen representa la Vía Láctea como los investigadores creen que es realmente, lo que cambia completamente la concepción de la galaxia. El vídeo muestra los cambios una vez realizado el estudio, mientras que la imagen inferior muestra un gráfico con la nueva medición marcada con líneas discontinuas, sobre la galaxia tal como se pensaba que era hasta ahora. Los brazos espirales exteriores de la Vía Láctea podrían ser más extensos de lo que se creía.

La secuencia del vídeo comienza con una ilustración que muestra la Vía Láctea vista de cara, con las posiciones estimadas de sus brazos espirales basadas en datos obtenidos previamente de diversos telescopios. La segunda ilustración muestra las nuevas posiciones de los dos brazos espirales más alejados del centro de la galaxia, ajustadas a partir de datos de rayos X de Chandra y XMM-Newton. El equipo de investigadores determinó las distancias a estos brazos espirales estudiando los anillos que rodean los estallidos de rayos gamma o GRB, uno de los destellos de luz más brillantes del Universo.

Los GRB se producen cuando estrellas masivas colapsan o estrellas de neutrones se fusionan, y se ubican a distancias enormes, mucho más allá de los límites de nuestra galaxia. La técnica de medición de distancias se basó en el fenómeno de los ecos de luz, donde la luz del GRB rebota en las nubes de polvo que se encuentran entre los brazos espirales. Los diámetros de los anillos en rayos X proporcionan las distancias a la Tierra, siendo los anillos más grandes generados por nubes de polvo más cercanas a nosotros.

Los investigadores utilizaron tres GRB diferentes para determinar las distancias a tres brazos espirales de la Vía Láctea. En orden de distancia creciente al centro galáctico, estos son el brazo externo de Perseo y la parte externa del brazo de Scutum-Centauro. En la dirección de uno de los GRB, descubrieron que tanto el brazo de Perseo como el Scutum-Centauro se encuentran aproximadamente un 10 % más lejos de lo que los astrónomos creían anteriormente.

Si bien esta técnica supone una mejora importante, puede resultar difícil utilizarla para mediciones posteriores, ya que los GRB brillantes que son visibles a través del plano de la galaxia son poco frecuentes. La identificación de la posición de los brazos espirales de la Vía Láctea mediante ecos de luz de rayos X ha permitido a los astrónomos utilizar la geometría, en lugar de suposiciones sobre la rotación de las galaxias, para comprender mejor la estructura de nuestra galaxia.

Fotografía Original
Vídeo Original

Crédito:  Rayos X:  NASA / CXC / INAF / B. Vaia
Óptico:  Pan-STARRS
Procesamiento:  NASA / CXC / SAO / N.Wolk y P.Edmonds
Ilustración:  NASA / CXC / SAO / M.Weiss

Nombre	Datos
Vía Láctea / Milky Way	NASA

Titania

Jueves 16 de Julio de 2026

El terreno accidentado de Titania es una mezcla de cañones, acantilados y cráteres. La sonda espacial robótica interplanetaria Voyager 2 pasó por la luna más grande de Urano en 1986, casi 200 años después del descubrimiento, y tomó esta detallada imagen. Que las trincheras de Titania se parezcan a las de Ariel, otra luna de Urano, indica que Titania sufrió algún evento superficial violento posiblemente relacionado con la congelación y expansión del agua en su pasado remoto. Los estudios revelaron que Titania es geológicamente activa.

Cerca del terminador, la línea de la sombra, se observa un prominente sistema de valles de falla, algunos de casi 1.609 kilómetros de longitud. Estos valles fracturan la corteza en dos direcciones, lo que indica cierta extensión tectónica de la corteza de Titania. A lo largo de las paredes de los valles orientadas hacia el Sol, se aprecian depósitos de material altamente reflectante, que podrían representar escarcha. El color gris neutro de Titania es típico de la mayoría de las lunas importantes de Urano.

Aunque Titania es la luna más grande de Urano, tiene un diámetro de aproximadamente 1.600 kilómetros o 1.000 millas, solo aproximadamente la mitad del radio de Tritón, la luna más grande de Neptuno, que a su vez es ligeramente más pequeña que la Luna de la Tierra. Titania fue descubierta por William Herschel el 11 de enero de 1787, es esencialmente una gran bola de hielo sucia compuesta por mitad hielo y mitad roca. Existe especulación reciente de que el calentamiento radiactivo derrite parte del hielo subterráneo, convirtiéndolo en océanos.

Fotografía Original

Crédito:  NASA / Voyager 2
Procesamiento:  zelario12

Nombre	Magnitud	Datos
Titania	13.9	Simbad