Polaris por Bernard Miller

Jueves 22 de Octubre de 2026

Esta imagen del astrónomo Bernar Miller, muestra Polaris, actualmente la estrella que marca el norte celeste en la Tierra. Se denomina Estrella Polar a la estrella visible a simple vista que se ubica en la bóveda celeste de manera más próxima al eje de rotación de la Tierra o polo celeste; aunque con el término de Estrella Polar se hace referencia a la estrella más próxima al polo norte. Por efecto de la precesión de los equinoccios, los polos celestes se desplazan con relación a las estrellas alrededor del polo de la eclíptica, y en consecuencia, la Estrella Polar en cada hemisferio no es la misma a través de los años.

Actualmente, la Estrella Polar en el hemisferio norte es alf Ursua Minoris, vista aquí brillando en el centro de la imagen. Se ubica en el extremo de la cola de la Constelación de Ursa Minor, es también conocida como Polaris o Cinosura por ser la más cercana al polo, del que dista menos de un grado. Todavía se le irá acercando más y en el año 2100 no distará de él más de 28'. A partir de ese momento, el polo se alejará de ella, no volviendo a ser la Estrella Polar hasta unos 25.780 años más tarde. Hace 4.800 años, la estrella más cercana al polo norte celeste, es decir, la Estrella Polar de aquella lejana época, era Thuban o alf Draconis, de magnitud 3,6 y que se encontraba a apenas 10' del polo celeste, la actual Estrella Polar dista 50'.

Thuban fue famosa en China y Egipto, pues los antiguos astrónomos chinos la inscribieron en sus anales de la época del emperador Huang Di, que reinó en el 2700 a.C. Los egipcios que hace más de cincuenta siglos construyeron las grandes pirámides revelaron poseer unos conocimientos muy avanzados al abrir unas galerías que permiten observar desde su interior el polo norte que entonces apuntaba a Thuban. Hoy en día, desde las galerías de las pirámides, si no estuvieran obstruidas, se podría observar nuestra Estrella Polar o Polaris. El polo celeste se desplazó después entre alf Ursae Minoris y alf Draconis.

En esta época se construyó la esfera de Quirón, la más antigua conocida, correspondiente a la época de la expedición de los Argonautas, 1200 a.C. A partir de entonces, el polo se fue aproximando hacia la que actualmente es la Estrella Polar. A principios de nuestra era no había ninguna estrella brillante que indicara el lugar del polo. En la obra Julio César de William Shakespeare, el personaje principal dice: "Pero yo soy constante como la Estrella Polar que no tiene parangón en cuanto a estabilidad en el firmamento." Está claro que los versos de Shakespeare son un anacronismo pues en su época Polaris era la Estrella Polar, pero no en la época de Julio César donde el polo norte no apuntaba a ninguna estrella ya que se encontraba a más de 12º de ella.

La Estrella Polar actual, de magnitud 2, es una de las más brillantes que se hallan en el camino que va recorriendo el polo y por esto lleva el título desde hace más de mil años. Lo podrá conservar hasta cerca del año 3500, época en que la trayectoria del polo pasará cerca de una estrella de tercera magnitud llamada Errai o Alrai o gam Cephei. En el año 6000 el polo celeste estará entre dos estrellas de tercera magnitud, Alfirk o bet Cephei, hacia el año 7400 estará cerca de la brillante estrella de primera magnitud, Sadr o gam Cygni.

Hacia el año 13600 la Estrella Polar será la más brillante del cielo boreal de verano, Vega o alf Lyrae, que conservará esta primacía durante tres mil años por lo menos. Ésta será la Estrella Polar de las futuras generaciones, como ya lo fue hace catorce mil años, en la era glacial. Nuestra Estrella Polar, alf Ursua Minoris, está acompañada por numerosas nebulosas de flujo integrado o IFN, entre las que destaca Filament, la más densa de las nubes con forma de tirachinas, clasificada como fuente de emisión infrarroja, su distintiva forma se aprecia en la esquina superior derecha del marco. En esta imagen el norte está 96º a la izquierda de la vertical. Detalles técnicos.

Crédito:  Bernard Miller / AZSTARMAN

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
alf UMi / Polaris / North Star / Lodestar / 1 UMi / HD 8890 / SAO 308 HIC 11767 / HIP 11767 / HR 424 / AG+89 4 / GC 2243 / GCRV 1037 / FK5 907 BD+88 8 / WRH 39 / STF 93A / ADS 1477 A / ADS 1477 AP / CSI+88 8 1 TIC 303256075 / TYC 4628-237-1 / GSC 04628-00237 / JP11 498 / PPM 431 IDS 01226+8846 A / IRAS 01490+8901 / N30 381 / PLX 299 / JV* alf UMi GEN# +1.00008890A / PMC 90-93 640 / SBC7 51 / SBC9 76 / SKY# 3738 UBV 21589 / UBV M 8201 / WDS J02318+8916Aa,Ab / WDS J02318+8916A WEB 2438 / AAVSO 0122+88 / CCDM J02319+8915A / TD1 835 2MASS J02314822+8915503	02:31:49.09456	+89º 15' 50.7923''	V = 2.02	Simbad
[WKA2010] filament	01:41:46.9	+87º 43' 05''		Simbad

Ráfaga de radio rápida FRB 20240304B

Viernes 16 de Octubre de 2026

Descubiertas por primera vez en 2007, las ráfagas de radio rápidas son enigmáticas emisiones de radio de milisegundos de duración que nos llegan del Universo distante. Su origen sigue siendo incierto, sobre todo porque la mayoría se observan una sola vez y no se repiten. Astrónomos que utilizan el Telescopio Espacial James Webb han localizado, en dirección a la Constelación de Virgo. Es la galaxia anfitriona de la ráfaga de radio rápida o FRB más distante observada hasta la fecha, que puede ver ampliada pasando el ratón sobre la imagen. Este hallazgo tiene implicaciones sobre el tipo de evento energético que generan estas ráfagas.

¿Qué misterioso fenómeno es capaz de crear una explosión de ondas de radio de milisegundos de duración tan potente que podemos detectarla a miles de millones de años luz de distancia? Una FRB descubierta recientemente contiene una pista. La galaxia anfitriona de la ráfaga más distante encontrada hasta ahora resultó ser sorprendentemente pequeña y joven. Esto sugiere que hay poco tiempo entre la formación de estrellas en las galaxias y su capacidad para generar FRB. Esto indica que las FRB probablemente son causadas por estrellas de neutrones jóvenes conocidas como magnetares.

Hasta este momento, solo el Telescopio Espacial James Webb pudo detectar y caracterizar la galaxia anfitriona, determinando tanto su distancia como su tamaño. El equipo MeerTRAP utilizó el telescopio MeerKAT para detectar la ráfaga el 4 de marzo de 2024, lo que llevó a su designación como FRB 20240304B. Los datos de radio de esta ráfaga sugerían que se encontraba a una distancia extrema, posiblemente la más lejana observada hasta ahora. Sin embargo, para confirmar dicha distancia, los astrónomos necesitaban estudiar su galaxia anfitriona.

Aunque conocían la ubicación de la FRB con gran precisión, los telescopios terrestres más grandes del mundo no podían observar ninguna galaxia en esa zona del cielo. Por consiguiente, el equipo recurrió al telescopio Webb. La cámara de Infrarrojo cercano NIRCam, instalada en Webb, detectó una galaxia en la ubicación correcta, y el espectrógrafo de infrarrojo cercano NIRSpec proporcionó una medición precisa del corrimiento al rojo de la galaxia, que es 2,148, correspondiente a un momento de tan solo 3.000 millones de años después del Big Bang.

La gran mayoría de las ráfagas de radio rápidas detectadas hasta la fecha ocurrieron miles de millones de años después en la historia cósmica. El equipo descubrió que la galaxia anfitriona de FRB 20240304B no era similar a otras galaxias con FRB. La mayoría de las galaxias con FRB son galaxias masivas con formación estelar activa, pero la galaxia que encontraron era 1.000 veces menos masiva de lo que esperaban. La galaxia existió en el apogeo del Mediodía Cósmico, un período en la historia del Universo en el que la formación estelar estaba en su máximo.

La tasa de formación estelar de la galaxia sugiere que la mayoría de sus estrellas podrían haberse formado en tan solo 30 millones de años. Esto tiene importantes implicaciones para el origen de las ráfagas de radio rápidas. Una teoría sugiere que las FRB podrían originarse de la fusión de dos estrellas de neutrones. Sin embargo, se estima que el proceso de órbita de las estrellas de neutrones acercándose gradualmente hasta colisionar lleva miles de millones de años. Como resultado, se esperaría que las FRB estuvieran asociadas con galaxias más antiguas que contienen poblaciones estelares más evolucionadas.

Una segunda teoría propone que una ráfaga de radio rápida puede originarse a partir de una estrella de neutrones joven y altamente magnética, conocida como magnetar, mediante un mecanismo similar a los terremotos estelares. En ese caso, una vez que una estrella masiva explosiona como supernova y deja tras de sí un magnetar, podría ocurrir una FRB con relativa rapidez, sin un gran retardo. Por lo tanto, también se esperaría encontrar FRB en galaxias más jóvenes, como la que alberga a FRB 20240304B.

Además de ser un récord de distancia, la nueva FRB permitió al equipo obtener más información sobre los miles de millones de años luz de espacio aparentemente vacío entre la ráfaga y la Tierra. Los investigadores encontraron la huella de dos estructuras cósmicas en la señal de la ráfaga de radio rápida, un cúmulo de galaxias previamente desconocido con un corrimiento al rojo de 0,3 situado a unos 3.500 millones de años luz de la Tierra, y el cercano Cúmulo de Galaxias de Virgo, situado a unos 54 millones de años luz del Sistema Solar.

De cara al futuro, el equipo se muestra entusiasmado con el potencial de descubrir ráfagas de radio rápidas más distantes. Estiman que el telescopio MeerKAT podría detectar y localizar varias ráfagas de radio rápidas al año con un corrimiento al rojo superior a 1,0, lo que significa que existían antes de la mitad de la historia del Universo. A medida que entren en funcionamiento otros nuevos radiotelescopios e instrumentos, este ritmo de descubrimiento podría aumentar. El telescopio Webb será esencial para caracterizar esas galaxias anfitrionas distantes. En estas imágenes el norte está 22,5º a la derecha de la vertical.

Fotografía Original 1
Fotografía Original 2
Imagen Ampliable

Crédito:  NASA / ESA / CSA / STScI / T. Nanayakkara (Universidad de Sydney)
Procesamiento:  J. DePasquale (STScI)

Nombre	RA	DEC	Datos
FRB 20240304B	12:12:2.36	+11º 49' 12.66''	Simbad

Remanente de supernova Pa 30

Jueves 15 de Octubre de 2026

Esta imagen tomada por el Telescopio Gemini Norte, revela las serpentinas producidas por el remanente de supernova conocido como Pa 30 y catalogado como SNR G123.1+04.6. Los astrónomos creen que la explosión que causó esta nebulosa es la que se produjo cuando astrónomos chinos, japoneses y árabes informaron de la aparición de una nueva estrella entre el 4 y 6 de agosto de 1181. Se especula que SNR G123.1+04.6 y SN 1181 son probáblemente el mismo remanente de supernova.

Sin embargo, según la base de datos Simbad, las ubicaciones de SN 1181 y de SNR G123.1+04.6 están separadas por más de dos grados en el cielo, lo que indica que ambos eventos no tienen relación. Ahora, la nueva imagen liberada en octubre de 2026 de SNR G123.1+04.6, revela que sus famosos filamentos con forma de fuegos artificiales no son líneas suaves, sino cadenas de diminutos nudos. SNR G123.1+04.6 fue descubierta por la astrónoma Dana Patrick en 2013, durante una campaña ciudadana para encontrar nebulosas planetarias en los datos de WISE.

Finalmente, observaciones realizadas con los telescopios KPNO de 2,1 metros y Hiltner de 2,4 metros, revelaron una tenue emisión nebular difusa y notables filamentos radiales que atraviesan la nebulosa formando una esfera casi perfecta. Pero esta última observación de Gemini Norte, muestra una estructura filamentosa diez veces mayor que la observada anteriormente. También muestra que los filamentos radiales están formados por cadenas consistentes de diminutos nudos de gas, en lugar de finas vetas como se creía previamente.

La compleja estructura sugiere que pudo haber variaciones térmicas o de densidad en el medio circunestelar que moldearon la materia eyectada por la supernova a medida que se expandía radialmente desde la explosión. SNR G123.1+04.6 es único entre todos los remanentes de supernova conocidos. La estrella central que quedó tras la explosión, llamada IRAS 00500+6713, es extremadamente caliente, con una temperatura de aproximadamente 200.000ºc y unos vientos estelares con una velocidad de 16.000 kilómetros por segundo.

Se espera que las estrellas remanentes supervivientes sean expulsadas durante la potente explosión de la supernova. Sin embargo, la estrella central de SNR G123.1+04.6 aparece casi exactamente centrada en el remanente. Esta curiosa configuración implica que la explosión fue bastante simétrica y descarta un gran impacto que pudiera haber desplazado la estrella del centro. en base a estas conclusiones, se cree que esta supernova fue de tipo Iax, extremadamente rara.

A diferencia de las explosiones de alta energía típicas de las supernovas de tipo Ia, que aniquilan a sus estrellas, las supernovas de tipo Iax son explosiones incompletas de menor energía que dejan tras de sí una estrella remanente. SNR G123.1+04.6 es el único remanente de tipo Iax conocido en la Vía Láctea. Por otro lado, a pesar de estar separadas por dos grados en el cielo, los astrónomos están convencidos de que SNR G123.1+04.6 y SN 1181 son el mismo remanente. Añadimos los datos de ambos en la tabla inferior. Pa 30 se localiza en dirección a la Constelación de Cassiopeia. En esta imagen el  norte está 170,1º a la izquierda de la vertical.

Fotografía Original
Imagen Ampliable
Vídeo Original

Crédito:  Observatorio Internacional Gemini / NOIRLab / NSF / AURA
Reconocimiento:  T. Cunningham (Centro de Astrofísica - Harvard & Smithsonian)
Procesamiento:  J. Miller y M. Rodríguez (Observatorio Internacional Gemini / NSF NOIRLab)
TA Rector (Universidad de Alaska Anchorage / NSF NOIRLab)
Davide de Martin y Mahdi Zamani (NSF NOIRLab)

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
SNR G123.1+04.6	00:53:11.20	+67º 30' 02.4''		Simbad
IRAS 00500+6713 / TIC 351685700 / UCAC4 788-002438 / IRCO 2536 IPHAS J005311.21+673002.1 / 2MASS J00531123+6730023 WISE J005311.24+673002.4 / WISEA J005311.13+673002.1 Gaia DR2 526287189172936320 / Gaia DR3 526287189172936320	00:53:11.2058008512	+67º 30' 02.381310972''	R = 15.58	Simbad
SN 1181 / SNR G130.7+03.1 / AJG 113 / ASB 5 / BG 0201+64 / 2C 177 3C 58 / 4C 64.02 / 6C 020148+643517 / 7C 020144.89+643534.00 8C 0201+645 / CGPSE 125 / 3CR 58 / CTB 8 / DA 66 / F3R 3887 2E 518 / 2E 0201.8+6435 / 0ES 0201+64.5 / GRS G130.70 +03.10 GB6 B0201+6435 / 87GB 020149.3+643518 / WN B0201.8+6435 GPA 130.73+3.11 / INTREF 102 / KR 130 / MY 020150.3+644954.9 NRAO 90 / 12P 13 / RRF 1311 / RX J0205.5+6449 / RX J0201.8+6435 PCCS2 030 G130.72+03.08 / 1RXS J020529.7+644934 WB 0201+6435 / TeV J0209+648 / TGSSADR J020535.7+644941 VLSS J0205.5+6449 / [BSF97] J020538.9+644939	02:05:35.73	+64º 49' 41.3''		Simbad

Primer plano de NGC 7129

Martes 13 de Octubre de 2026

Esta imagen tomada por el Telescopio Espacial James Webb, revela un paisaje onírico a todo color. La imagen revela una región de formación estelar conocida como NGC 7129, una nebulosa que alberga numerosas estrellas y protoestrellas dentro de sus campos de gas y polvo. Webb captó la luz infrarroja, penetrando en la densa materia que dispersa o absorbe otros tipos de luz. Esta región, repleta de objetos estelares en diferentes etapas de su vida, ofrece la oportunidad de explorar cómo las estrellas dan forma a su entorno.

NGC 7129 se localiza en dirección a la Constelación de Cepheus y se sitúa a una distancia de unos 3.300 años luz de la Tierra. Aquí las estrellas son motores de la creación elemental, tienen ciclos de vida que comienzan con su nacimiento en nubes moleculares, regiones frías y densas de polvo y gas. Debido a estas densas envolturas de polvo, las estrellas jóvenes suelen ser imposibles de observar con muchos telescopios, especialmente con aquellos incapaces de captar luz infrarroja.

Las estrellas de este cúmulo se encuentran en diferentes etapas de su desarrollo, las más masivas se forman y evolucionan con mayor rapidez. La más masiva y antigua es la luminosa estrella central de la región llamada EM* LkHA 234. Esta estrella, que presenta el patrón de difracción más prominente de la imagen, es una estrella en fase de presecuencia principal, con una masa entre 5 y 8 veces la de nuestro Sol. Las estrellas presecuencia principal como esta ya han completado la mayor parte de su acumulación de masa y se están contrayendo bajo la fuerza de la gravedad, lo que provoca un aumento de su temperatura. Con el tiempo, esta estrella fusionará su propio hidrógeno, al igual que nuestro Sol.

La cavidad a su izquierda, que aparece en color dorado y mide unos 3,5 años luz, es la mayor muestra del impacto de la estrella central. Los flujos de salida de una etapa anterior del ciclo de vida de la estrella erosionan la densa nube molecular de hidrógeno. Tanto estos flujos como la luz de la estrella energizan el gas, provocando su brillo. Si bien gran parte de este gas hidrógeno es expulsado, una gran cantidad también se comprime, creando las condiciones para la formación de aún más estrellas. Algunas de estas estrellas son visibles dentro de la cavidad. Varias de ellas están en fase de presecuencia principal y emiten vientos estelares.

Las ondas de choque cercanas son el gas comprimido y curvado que aparece cerca de las estrellas, se crean cuando estos vientos empujan el energético gas y crean sus propias cavidades más pequeñas. En conjunto, la estrella central y las estrellas incrustadas también crean la cresta afilada que se observa en la parte superior de la cavidad dorada. Su luz genera un entorno caliente y empuja la onda de choque contra el gas molecular más frío y denso fuera de la cavidad, creando un límite conocido como región de fotodisociación.

En esta región, las moléculas de hidrógeno se descomponen en átomos. Al influir en la temperatura y la química de la región, este conjunto de estrellas ofrece información sobre cómo estas nubes moleculares se erosionarán gradualmente a lo largo de millones de años. La región a la derecha de la estrella central narra una historia diferente, pero igualmente caótica. Esta materia grumosa, representada en rojo, oculta objetos mucho más jóvenes que los de la izquierda, llamados protoestrellas.

La etapa de protoestrella es anterior a la etapa de presecuencia principal y se produce después de que las nubes moleculares de gas y polvo se compriman y fragmenten inicialmente. A medida que las protoestrellas acumulan materia y aumentan su masa, expulsan flujos de material supercalentado. Estos flujos interactúan con la densa materia gris que las envuelve, creando ondas de choque que dan lugar a una apariencia texturizada. El brillo rojo también es resultado de esta interacción. Múltiples flujos de muchas estrellas se superponen desde nuestra perspectiva, lo que provoca el caótico aspecto de la escena.

En la parte superior izquierda de la imagen, cerca de una nebulosa azul, se pueden observar más de estos flujos protoestelares. El centro de esta región azul alberga una protoestrella rodeada por un disco de material con forma de rosquilla. Este disco proyecta una sombra sobre la nebulosa circundante, similar a una estructura conocida como sombra de murciélago, observada también por el Telescopio Espacial Hubble. Aquí se observan numerosas estructuras complejas en el gas de la región. NGC 7129 es en realidad la designación del cúmulo estelar abierto que reside dentro de la nebulosa, que fue descubierto por William Herschel el 18 de octubre de 1794. En esta imagen el norte está 148,3º a la derecha de la vertical.

Fotografía Original
Imagen Ampliable

Crédito:  NASA / ESA / CSA / STScI
Procesamiento:  A. Pagan (STScI)

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
NGC 7129 / NGC 7129 IR Cluster / OCl 240 / C 2140+658 / MWSC 3549 LBN 497 / LBN 105.30+09.90 / [BDB2003] G105.39+09.88 / [RK68] 112	21:42:58.0	+66º 06' 48''	V = 11.5	Simbad
EM* LkHA 234 / V* V373 Cep / VDB 146c / TIC 322312791 / HH 167 Ced 196 / CSI+65-21420 / GEN# +6.20038234 / IRAS 21418+6552 HBC 309 / HBHA 6705-02 / JP11 5304 / NSV 13859 / WB89 116 FMC 52 / [GMM2009] NGC 7129 39 / 2MASS J21430682+6606542 Gaia DR2 2218012031823081856 / Gaia DR3 2218012031823081856	21:43:06.8218113480	+66º 06' 54.202272804''	V = 12.73	Simbad

La Tierra en salsa verde

Sábado 10 de Octubre de 2026

Como salsa en tu hamburguesa favorita, una aurora verde baña el cielo de la Tierra en esta fotografía tomada desde la Estación Espacial Internacional a unos 400 kilómtros de altura. La estación, llamada ISS por sus siglas en inglés, orbita nuestro planeta por encima del espectro de las auroras. Las auroras desde el espacio tienen una apariencia muy distinta a la que se puede ver desde la superficie de la Tierra.

Las auroras tienen los colores característicos de las moléculas y átomos excitados a las bajas densidades que se encuentran en altitudes extremas. La emisión del oxígeno atómico, vista aquí en color verde, domina esta vista. El tentador resplandor es verde a altitudes más bajas, pero las bandas rojizas más raras se forman por encima del horizonte de la estación espacial.

La escena orbital fue capturada mientras la estación pasaba sobre un punto al sur y al este de Australia, con las estrellas sobre el horizonte y a la derecha pertenecientes a la Constelación de Canis Major. Sirio es la estrella alfa de Canis Major, que se aprecia aquí como la estrella más brillante cerca del limbo terrestre. Un espectáculo reservado a quienes viajan a bordo del vehículo orbital y a quienes disfrutan de esta imagen.

Fotografía Original

Crédito:  Jack Fischer / Expedición 52 / NASA

Nombre	Magnitud	Datos
ISS	-2.4	Universo Mágico

Nebulosa de la Seda por Göran Nilsson

Martes 6 de Octubre de 2026

Esta imagen producida por el astrónomo Göran Erik Nilsson en colaboración con su colega Hunting Horn, muestra una nebulosa de reciente descubrimiento que se presenta como hilos de seda. De hecho, el equipo de astrónomos aficionados SWONS, siglas de Super Wide-field OIII Narrowband Survey, bautizó a este objeto como Silk Nebula o Nebulosa de la Seda. Hicieron este descubrimiento durante su proyecto de estudio de banda estrecha de campo súper amplio en 2023.

A finales de 2023, el equipo SWONS descubrió un objeto parecido a una cinta mientras procesaba datos. Investigando más a fondo y solicitando tiempo de observación en telescopios profesionales se confirmó la existencia de esta nebulosa, que aparece como una estructura en forma de cinta que se extiende en dirección norte-sur. Mide aproximadamente 1,5 grados de ancho y 15 grados de largo, en lo que parece una cinta de seda flotando en el cosmos.

La emisión de OIII es particularmente fuerte en esta región, mientras que las bandas SII y Ha casi no muestran las estructuras visibles en OIII. La parte sur es notablemente brillante con filamentos prominentes. Se aprecian múltiples capas filamentosas similares a las que se encuentran en los remanentes de supernova, junto con un cierto grado de curvatura. La región más brillante de la nebulosa tiene una magnitud de 24.3, mientras que la parte norte es una tenue franja visiblemente difusa incluso con profundas exposiciones.

La nebulosa está ubicada en el borde más externo de una región de formación estelar. También se cruza con un supuesto remanente de supernova masivo. Las teorías sobre la existencia de este remanente existen desde la década de 1980. Sin embargo, actualmente sólo se dispone de datos de imágenes de baja resolución en rayos X, por lo que la autenticidad de este remanente de supernova no ha sido completamente confirmada.

El objetivo cubre una zona extremadamente amplia del cielo y la distribución de las nebulosas de fondo es muy compleja, por lo que el equipo de SWONS ya ha establecido contacto con el fotógrafo alemán Marcel Drechsler y su equipo, que realiza investigaciones a largo plazo en la búsqueda de objetos en  la banda OIII. Puede obtener más datos en el estudio realizado por el telescopio espectroscópico LAMOST. Silk Nebula se encuentra muy cerca de la nebulosa planetaria StDr 140 visible en la parte izquierda del marco.

Las imágenes inferiores son recortes de la imagen principal mostrada arriba, a mayor resolución. StDr 140, también catalogada como PNG 203.8+18.5, fue descubierta por el dúo de astrónomos franco-alemán compuesto por Marcel Drechsler y Xavier Strottner el 29 de octubre de 2021. El objeto es tan desconocido que la base de datos astronómica SIMBAD había catalogado a este objeto como una estrella enana blanca designada como GALEX J074320.3+160752, sin descubrir su naturaleza de nebulosa planetaria.

StDr 140 se localiza en dirección a la Constelación de Géminis y se sitúa a una distancia de unos 4.250 años luz del Sistema Solar. Debido a que esta nebulosa planetaria es rica en oxígeno, brilla en su distintivo color azul turquesa. Puede ver una imagen de StDr 140 tomada por el astrónomo Peter Goodhew, que revela detalles de su morfología. En esta imagen el norte está 90º a la derecha de la vertical. Detalles técnicos.

Crédito:  Prof. Göran Erik Nilsson / Hole Observatory / Astrobin
Datos:  Hunting Horn

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
StDr 140 / PN G203.8+18.5 / GALEX J074320.3+160752 SDSS J074320.32+160752.8 / SDSS J074320.32+160752.7 SDSS J074320.31+160752.8 / Gaia DR2 3165739820296546176	07:43:20.3233222478	+16º 07' 52.872363720''	G = 17.1927	Simbad

Abell 62 por Peter Goodhew y Sven Eklund

Sábado 3 de Octubre de 2026

Esta imagen del astrónomo Peter Goodhew en colaboración con su colega Sven Eklund, presenta una espectacular vista de la nebulosa planetaria PN A66 62, conocida como Abell 62. Se localiza en dirección a la Constelación de Aquila y se sitúa a una distancia de unos 1.650 años luz de la Tierra. Tiene una forma aproximadamente redondeada, aunque ligeramente asimétrica, y tiene una apariencia similar a la de un cometa, que es el resultado de la interacción con el medio interestelar circundante.

Las evidentes capas de ionización sugieren que la nebulosa ya se encuentra en una etapa avanzada de su evolución, que además se encuentra rodeada de un rico campo estelar. Abell 62 tiene una morfología casi esférica debido a una eyección relativamente simétrica. La estructura anular dominante puede resultar de inestabilidades toroidales o de la vista ecuatorial de un disco. El borde exterior brillante es causado por una mayor densidad o ionización diferencial en la periferia.

La estrella progenitora de la nebulosa, catalogada como TIC 1912509815, es ahora un pequeño punto azul ligeramente desplazado al oeste del centro. La imagen contiene datos en RGB, hidrógeno-alfa y oxígeno III, fue tomada entre el 28 de agosto y el 1 de septiembre de 2022. El preprocesamiento estuvo a cargo de Sven Eklund, el postprocesamiento fue realizado por Peter Goodhew. La exposiciones fueron tomadas desde el observatorio remoto que Peter Goodhew tiene en Frenegal de la Sierra, en España. En esta imagen el norte está arriba. Detalles técnicos.

Crédito:  Peter Goodhew / Imaging Deep Space / Sven Eklund

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
PN A66 62 / PN A55 50 / Abell 62 / PK 047-04 1 / PN G047.1-04.2 PN ARO 155 / PN VV' 501 / PSO J293.3245+10.6165 / TIC 1912509815 Gaia DR3 4314617943916816384 / [GS55] 164	19:33:17.8885091691	+10º 36' 59.761783083''	G = 8.570604	Simbad

Euclid observa el centro de la Vía Láctea

Jueves 1 de Octubre de 2026

La Misión Euclid presentó el 24 de junio de 2026 la imagen más grande y detallada jamás obtenida del centro de la Vía Láctea en luz visible. Con más de  60 millones de estrellas, esta imagen abre la puerta a confirmar la existencia de exoplanetas en esta región y a medir su masa mediante los diminutos cambios en el brillo estelar a lo largo del tiempo. En un solo día, Euclid se centró en una región muy luminosa, la parte central extremadamente brillante de la Vía Láctea, conocida como núcleo galáctico.

Esta observación especial fue solicitada por la comunidad astronómica, interesada en aprovechar una de las grandes fortalezas de Euclid, captar amplias áreas del cielo con gran nitidez. Aunque fue diseñada para observar miles de millones de galaxias lejanas, la cámara de luz visible del telescopio espacial es lo bastante sensible como para distinguir estrellas individuales en el denso núcleo galáctico sin quedar deslumbrada. Esta capacidad resulta clave para el objetivo científico de la imagen, estudiar planetas alrededor de otras estrellas mediante una técnica conocida como microlente gravitatoria.

El 23 de marzo de 2025, Euclid captó esta enorme fotografía en apenas unas 26 horas. Se trata de un mosaico compuesto por nueve imágenes tomadas con su cámara de luz visible, cada una cubre una región de cielo mayor que la Luna llena. Como referencia, la nitidez y la sensibilidad de Euclid en luz visible son comparables a las de la cámara de campo amplio del Telescopio Espacial Hubble. Sin embargo, cada imagen que Euclid obtiene en pocas horas cubre un área 270 veces mayor que el campo de visión de Hubble.

Para captar un mosaico equivalente, el Observatorio Keck necesitaría alrededor de 2.000 horas de observación. Euclid no solo es más rápido, sino que también puede detectar estrellas más débiles que, de otro modo, pasarían desapercibidas en observaciones desde la Tierra. Este mosaico abarca además toda la región que el futuro Telescopio Espacial Nancy Grace Roman estudiará en su búsqueda de planetas. Euclid captó más de 60 millones de estrellas  en esta imagen, junto con nebulosas y cúmulos estelares. Esta región tan poblada de nuestra galaxia es el lugar perfecto para que los astrónomos busquen exoplanetas mediante el método del microlente gravitatoria.

La microlente es una forma de lente gravitatoria. Mientras que Euclid utiliza principalmente este efecto para estudiar objetos masivos y lejanos, como los cúmulos de galaxias, esta nueva imagen del centro galáctico permite a los científicos investigar lentes a escalas mucho más pequeñas, generadas por estrellas y exoplanetas de nuestra propia galaxia. La microlente se basa en la alineación fortuita de dos estrellas con un observador. Cuando una estrella pasa por delante de otra, la más cercana actúa como una lupa cósmica, desviando y amplificando la luz de la estrella de fondo.

Si un planeta orbita la estrella más cercana, su gravedad también altera esa luz, aunque de forma sutil e irregular. Este pequeño cambio adicional en el brillo es lo que delata la presencia del planeta. Para detectar un fenómeno de microlente, un telescopio debe observar una estrella durante más de veinte días. Este tiempo es necesario para apreciar las irregularidades en la desviación de la luz a medida que el planeta orbita su estrella. Por ello, en un solo día de observación, Euclid no puede detectar nuevos fenómenos.

Lo que hace especial a esta imagen es que permite a los científicos medir la masa de planetas ya conocidos, así como de otros que aún están por descubrir. Con la mayoría de las técnicas de búsqueda de planetas, es más fácil encontrar planetas grandes y calientes que orbitan alrededor de estrellas masivas. En el caso del microlente, no es así. Euclid se lanzó en julio de 2023 y comenzó sus observaciones científicas rutinarias el 14 de febrero de 2024. El objetivo de la misión es revelar la influencia oculta de la materia oscura y la energía oscura en el Universo visible.

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

Crédito:  ESA / Euclid / Consorcio Euclid / NASA / CFHT
Procesamiento:  J.C. Cuillandre y E. Bertin (CEA París-Saclay)

Nombre	Datos
Vía Láctea / Milky Way	Universo Mágico

Una vista diferente de NGC 1514

Sábado 26 de Septiembre de 2026

NGC 1514, apodada Nebulosa Bola de Cristal, fue tomada en esta fascinante imagen por el Espectrógrafo Multiobjeto Gemini GMOS instalado en el Telescopio Gemini Norte, ubicado en Maunakea, Hawái. NGC 1514 se localiza en dirección a la Constelación de Taurus, cerca del límite con la Constelación de Perseus. La Nebulosa Bola de Cristal nos ofrece una instantánea de las etapas finales de la vida de una estrella de hace mucho tiempo. Se sitúa a una distancia de unos 1.500 años luz de la Tierra. Esto significa que la luz capturada en esta imagen partió de su fuente hace aproximadamente 1.500 años.

La Nebulosa Bola de Cristal se clasifica como una nebulosa planetaria, una nomenclatura introducida por su descubridor, William Herschel, quien acuñó el término en el siglo XVIII tras observar la forma esférica de estos objetos, que le recordaba a los planetas. En realidad, los planetas y las nebulosas planetarias no guardan relación. Las nebulosas planetarias se forman cuando una estrella de baja masa o intermedia expulsa sus capas externas cerca del final de su vida, formando una nube de gas de forma semiesférica.

Las nebulosa planetarias suelen tener formas esféricas más suaves, lo que hace que la Nebulosa Bola de Cristal sea única por sus capas de gas irregulares. A medida que la estrella central expulsa este gas, su núcleo interno queda expuesto. La radiación del núcleo energiza el gas, dándole una temperatura abrasadora y un brillo cromático. La Nebulosa Bola de Cristal, por ejemplo, tiene una temperatura estimada de 15.000 grados Kelvin. Herschel encontró este objeto fascinante, asombrado por su capa tenuemente iluminada.

Antes de su descubrimiento, se creía que las nebulosas eran agrupaciones de estrellas demasiado distantes para ser observadas individualmente. El punto brillante y distintivo en el centro de la envoltura gaseosa desbarató esta teoría. Si bien en esta imagen puede parecer que hay una única fuente de luz brillante en el centro de la nebulosa, en realidad contiene dos estrellas. Estas dos estrellas orbitan entre sí con un período de aproximadamente nueve años, el más largo conocido para cualquier sistema binario dentro de una nebulosa planetaria.

Los científicos creen que una de estas estrellas, que alguna vez fue varias veces más masiva que nuestro Sol, liberó sus capas externas durante su  muerte. A medida que estas estrellas orbitan una alrededor de la otra, moldean la capa de gas en expansión con sus fuertes vientos asimétricos, formando las capas irregulares que vemos hoy. NGC 1514 fue descubierta por William Herschel el 13 de noviembre de 1790. En esta imagen el norte está 163º a la derecha de la vertical.

Fotografía Original
Imagen Ampliable

Crédito:  Observatorio Internacional Gemini/ NOIRLab / NSF / AURA
Procesamiento:  J. Miller y M. Rodríguez (Observatorio Internacional Gemini / NSF NOIRLab)
TA Rector (Universidad de Alaska Anchorage / NSF NOIRLab)
Davide de Martin y Mahdi Zamani (NSF NOIRLab)

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
NGC 1514 / PK 165-15 1 / PN G165.5-15.2 / PN ARO 21 / PN VV 17 / PN VV' 23 HD 281679 / SAO 57020 / TIC 467751605 / TYC 2358-56-1 / B2.1 0406+30 AG+30 402 / GB6 B0406+3038 / HIC 19395 / HIP 19395 / BWE 0406+3038 GSC 02358-00056 / GSC2 N3322023355 / AKARI-FIS-V1 J0409164+304638 87GB 040608.0+303856 / IRAS 04061+3038 / IRAS F04061+3038 / FB 33 FB 34 / MITG J040916+3045 / MITG J040914+3046 / PSCz P04061+3038 NSV 15907 / NVSS J040915+304647 / PLX 915 / WB 0406+3038 / WPS 57 2MASS J04091698+3046335 / WISE J040916.97+304633.5 WISEA J040916.97+304633.5 / Gaia DR1 168937006671254144 Gaia DR2 168937010969340160 / Gaia DR3 168937010969340160 WN B0406.1+3038	04:09:16.9855873632	+30º 46' 33.470907708''	V = 9.48	Simbad

Sh2-301 por Warren Keller

Viernes 25 de Septiembre de 2026

Esta imagen del astrónomo Warren Keller, muestra una nebulosa de emisión que se localiza en dirección a la Constelación de Canis Major y situada a unos 13.000 años luz del Sistema Solar. La parte más brillante de la nebulosa figura en el Catálogo de Sharpless, donde fue designada Sh2-301, al Catálogo RCW se añadió como RCW 6, también fue catalogada como LBN 1044. La parte más tenue se incluyó en el Catálogo de Colin Stanley Gum como Gum 5.

Sh2-301 se encuentra 8 grados al norte de la estrella Wezen, una de las estrellas más brillantes de Canis Major. Está inmersa en un campo estelar que se vuelve más denso hacia el este. Sh2-301 es una región HII de unos 9 minutos de arco en el cielo. Su distancia la coloca en el brazo espiral de Perseo de la Vía Láctea, y coincide con una superburbuja llamada GS234-02, en la que se encuentran multitud de nebulosas de emisión y cúmulos estelares.

Esta superburbuja se habría originado a partir de la explosión de numerosas supernovas, generadas por estrellas formadas en la región en un primer ciclo de formación estelar. La masa de la nube, incluido el gas de las regiones nebulares moleculares adyacentes, se estima en unas 8.700 masas solares y parece estar en un estado evolutivo bastante avanzado. Según Avedisova, Sh2-301 es una nebulosa ionizada por la estrella LSS 212. En esta imagen el norte está arriba. Detalles técnicos.

Crédito:  Warren Keller / Billions and Billions
Adquisición de datos:  Telescope Live

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
Sh2-301 / RCW 6 / BRAN 7A / GAL 231.48-04.40 / GRS G231.60 -04.30	07:09:54.3	-18º 29' 53''		Simbad
GUM 5	07:09:42.0	-18º 26' 00''		Simbad
LBN 1044 / LBN 231.48-04.33	07:10:00.0	-18º 30' 00''		Simbad
LS 212 / TIC 98878976 / TYC 5968-2582-1 / GEN# +6.10000212 CSI-18-07079 / MFJ SH 2-301 6 / UCAC4 358-024134 / ALS 212 2MASS J07100748-1826457 / Gaia DR1 2934263691748611712 Gaia DR2 2934263691748611712 / Gaia DR3 2934263691748611712	07:10:07.4906695584	-18º 26' 45.637541196''	V = 12.06	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