Berkeley 39 por Dan Crowson

Miércoles 2 de Abril de 2025

Esta luminosa imagen del astrónomo Dan Crowson, muestra el cúmulo estelar abierto Berkeley 39, un cojunto de estrellas cuyo movimiento propio está relacionado entre sí. Este cúmulo se localiza en dirección a la Constelación de Monoceros y se sitúa a una distancia de unos 14.000 años luz del Sistema Solar. Un estudio de Komal, Rao, Vaidya y Panthi en 2024 analizó Berkeley 39 caracterizando las estrellas rezadas azules y rezagadas amarillas, utilizando varios observatorios en longitudes de onda ultravioleta, óptica e infrarroja. El estudio concluye que este cúmulo tiene una edad de unos 6.000 millones de años y contiene 729 estrellas miembros, de las cuales 17 fueron clasificadas como BSS o rezagadas azules y 2 se clasificaron como YSS o rezagadas amarillas.

Los sistemas estelares binarios son comunes en los cúmulos de estrellas, contribuyendo a sus procesos dinámicos y evolutivos. Las interacciones entre estrellas binarias cercanas y sistemas estelares múltiples pueden conducir a poblaciones estelares intrigantes y únicas en los grupos de estrellas. Los resultados notables de estos sistemas son las rezagadas azules, amarillas y rojas. Los estudios de observación han demostrado que las BSS se encuentran entre los miembros más masivos de los grupos de estrellas, esto indica que se desplazan hacia los centros de los cúmulos más rápido que cualquier otro tipo de estrellas. Los mecanismos de formación de las BSS siguen siendo discutibles y son un campo activo de investigación.

Existen 3 hipótesis ampliamente aceptadas sobre como se forman las BSS, colisiones estelares directas, transferencia de masa en un sistema binario y fusiones. Las colisiones estelares directas pueden dar como resultado la formación de una sola BSS masiva. En los sistemas triples jerárquicos, los componentes del sistema binario interno pueden tener una transferencia de masa o producirse una fusión, como resultado se forma un sistema binario BSS o una única BSS masiva.

Las longitudes de onda ultravioleta UV son más adecuadas para estudiar poblaciones exóticas como BSS e YSS. Al ser objetos más calientes, emiten una fracción significativa de su flujo en las longitudes de onda UV. La actividad magnética y los procesos cromosféricos también contribuyen al flujo UV total emitido por estrellas individuales y binarias de grupos de estrellas de edad intermedia. Además, las eyecciones en las estrellas sirven como una fuente transitoria de radiación UV y rayos X.

Esta imagen ha sido ensamblada con exposiciones tomadas el 4 de marzo de 2025 en los oscuros cielos de Rancho Hidalgo, en Animas, New Mexico. Para crear esta imagen fueron necesarios 182 minutos de integración y un cuidadoso procesamiento posterior. Imágenes de campo amplio como ésta, permiten ver los objetos completos y además conocer su entorno, un aspecto que agradecen los aficionados y profesionales, esto es algo que generalmente no pueden hacer los grandes observatorios, cuyo aumento es mayor pero su campo de visión es mucho menor. En esta imagen el norte está arriba. Detalles técnicos.

Fotografía Original 

Crédito:  Dan Crowson / Flickr

Nombre	RA	DEC	Datos
Berkeley 39 / C 0744-044 / MWSC 1336	07:46:48.5	-04º 39' 54''	Simbad

Galaxia espiral NGC 5530

Martes 1 de Abril de 2025

Esta imagen tomada por el Telescopio Espacial Hubble, muestra la impresionante galaxia espiral NGC 5530. Está situada a una distancia de uno 40  millones de años luz de la Vía Láctea y se localiza en dirección a la Constelación de Lupus. Esta galaxia se clasifica como una espiral floculenta, lo que significa que sus brazos espirales son irregulares, numerosos e indistintos. Mientras Algunas galaxias tienen centros extraordinariamente brillantes en los que albergan un agujero negro supermasivo, la fuente brillante cerca del centro de NGC 5530 no es un agujero negro activo, sino un estrella. Esta alineación casual da la impresión de que la estrella está en el denso corazón de NGC 5530, sin embargo se encuentra dentro de nuestra galaxia.

Si hubiera señalado a NGC 5530 con un telescopio de aficionado en la noche del 13 de septiembre de 2007, habría visto otro punto de luz brillante que adornaba la galaxia. Esa noche, el astrónomo australiano aficionado Robert Evans descubrió un supernova llamada SN 2007it, comparando a NGC 5530 a través del telescopio con una foto de referencia de la Galaxia. Si bien es notable descubrir incluso una supernova usando este método minucioso, Evans ha descubierto más de 40 supernovas mediante comparaciones fotográficas con observaciones en vivo. Este descubrimiento en particular fue realmente fortuito, es probable que la luz de la supernova haya completado su viaje de 40 millones de años hasta llegar a la Tierra, pocos días antes de que se descubriera la explosión. En esta imagen el norte está 59,4º a la derecha de la vertical.

Fotografía Original 
Imagen Ampliable 

Crédito:  ESA / Hubble / NASA / D. Thilker

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
NGC 5530 / LEDA 51106 / ESO 272-3 / MCG-07-29-013 / ESO-LV 272-0030 HIPASS J1418-43 / IRAS F14153-4309 / IRAS 14152-4309 / PSCz P14152-4309 6dFGS gJ141827.1-432315 / SGC 141518-4309.5	14:18:27.10	-43º 23' 14.8''	V = 11.00	Simbad
SN 2007it	14:18:25.63	-43º 22' 53.8''	V = 13.5	Simbad

Herbig-Haro 49/50

Lunes 31 de Marzo de 2025

Esta imagen tomada por el Telescopio Espacial James Webb, muestra un energético objeto llamado Herbig-Haro 49/50, un chorro de salida de una estrella cercana todavía en proceso de formación. La imagen es una composición de exposiciones captadas con luz de infrarroja cercana y media de alta resolución, tomadas con los instrumentos Nircam y Miri. Las estructuras del flujo de salida, representadas en color rojo y naranja, proporcionan indicios detallados sobre cómo se forman las estrellas jóvenes y cómo el material eyectado afecta el entorno que las rodea. Una alineación casual en esta dirección del cielo produce una hermosa yuxtaposición de este objeto Herbig-Haro cercano, ubicado dentro de nuestra Vía Láctea, con una galaxia espiral más distante que  se muestra de cara.

HH 49/50 se localiza en dirección a la Constelación de Chamaleon. Las protoestrellas son astros jóvenes que se encuentran en proceso de formación, que generalmente expulsan finos chorros de material. Estas eyecciones se mueven a través del entorno circundante, en algunos casos a grandes distancias, lejos de la protoestrella. Al igual que la estela de agua generada por un bote por exceso de velocidad, los arcos en esta imagen son creados por el chorro que se mueve rápidamente entre el polvo y el gas circundantes. Este material interestelar se comprime y se calienta, luego se enfría emitiendo luz en longitudes de onda visibles e infrarrojas. En particular, la luz infrarroja capturada aquí por Webb resalta el hidrógeno molecular y el monóxido de carbono.

La galaxia que aparece por casualidad en la punta de Herbig-Haro 49/50 es una espiral mucho más distante, vista aquí por primera vez escondida tras una densa capa de polvo oscuro. Tiene un gran bulbo central representado en azul que muestra la ubicación de las estrellas más antiguas. También muestra algunos lóbulos laterales, lo que sugiere podría ser una galaxia espiral barrada. Las manchas rojizas que salpican los brazos espirales señalan donde se acumula el polvo cálido y los grupos de estrellas en proceso de formación. En el fondo también se han observado por primera vez muchas galaxias situadas a distancias mayores, incluidas las que son visibles a través del brillo infrarrojo semitransparente del objeto Herbig-Haro cercano. En esta imagen el norte está 152,6º a la derecha de la vertical.

Fotografía Original 
Imagen Ampliable 

Crédito:  NASA / ESA / CSA / STScI

Nombre	RA	DEC	Datos
HH 49/50 / HH 49-50	11:05:57.50	-77º 33' 2.2''	Simbad
HH 49	11:06:00.05	-77º 33' 36.0''	Simbad
HH 50	11:05:49.6	-77º 33' 10''	Simbad

Galaxias en Virgo por Jim Thommes

Domingo 30 de Marzo de 2025

Este campo de galaxias, tomado por el astrónomo Jim Thommes, se localiza en dirección a la Constelación de Virgo y contiene cuatro de los miembros del Grupo de NGC 5775 que cuenta con cinco miembros, que a su vez forman parte del Grupo Virgo III, incluido en el popular Cúmulo de Galaxias de Virgo. Esta vertiginosa imagen, muestra cuatro de las galaxias de este grupo relativamente cercano a la Vía Láctea llamadas NGC 5770 no visible en el marco, NGC 5774, NGC 5775, IC 1066 e IC1067. Además, otras muchas galaxias distantes, de las las cuales luego hablaremos, se encuentran repartidas por toda la imagen, formando un interesante tapiz galáctico.

Sobre el centro de la imagen se ubican dos galaxias que están interactuando llamadas IC 1066 e IC 1067, aunque ninguna de las dos galaxias exhiben corrientes estelares producidas por fuerzas de marea. IC 1067, descubierta por John Herschel el 22 de noviembre de 1827 y situada a una distancia de unos 86 millones de años luz de la Tierra, es una espiral barrada que contiene un anillo estelar entorno a la barra central y dos brazos espirales casi simétricos. Su compañera de viaje es IC 1066, descubierta por William Herschel el 12 de septiembre de 1784, es la más pequeña de las dos, tiene un tamaño de unos 35.000 años luz de diámetro, está situada a 85 millones de años luz del Sistema Solar, contiene un anillo de polvo y regiones de hidrógeno ionizado.

Pero en este paisaje galáctico destaca sobre las demás, la pareja de galaxias formada por NGC 5774 y NGC 5775. La primera es una espiral intermedia que exhibe un disco de bajo brillo superficial y un bulbo central tan luminoso como el de las galaxias más brillantes. NGC 5774 se muestra de cara y su estructura principal consta de múltiples brazos espirales, iluminados por pequeños parches que brillan en color azul, se encuentra a una distancia de unos 71 millones de años luz de nosotros y fue descubierta por Bindon Stoney el 26 de abril de 1851. Por su parte, NGC 5775, descubierta por William Herschel el 27 de mayo de 1786, es la galaxia dominante del grupo de galaxias que lleva su nombre, se encuentra a una distancia de unos 70 millones de años luz de la Vía Láctea y aunque se muestra casi de canto su halo fue objeto de estudio. En NGC 5775 fue observada la supernova SN 1996ae y un evento candidato a supernova llamado AT 2012jc.

Respecto al resto de las galaxias visibles en el marco, destacar a IC 1070, una pequeña espiral situada a una distancia de unos 77 millones de años luz que fue descubierta por Stephane Javelle el 3 de junio de 1891. También es visible la galaxia Z 48-54, de magnitud 15 y tipo morfológico Sc. Otra galaxia interesante es Z 48-40, aparentemente es una galaxia anular sin brazos espirales definidos que cuenta con un núcleo grande y brillante. Otra galaxia espiral vista de canto es LEDA 1247426. Cerca de esta última se ubica Z 48-44, de magnitud 15 y tipo morfológico E1, lo que significa que es una elíptica luminosa. Hacia el suroeste hay una galaxia LINER de núcleo galáctico activo catalogada como Z 48-39, también de magnitud 15 y tipo morfológico 1. Si volvemos la mirada hacia el sureste se encuentran la radiogalaxia IC 1068 de magnitud 14 descubierta por Stephane Javelle el 3 de junio de 1891, y un objeto azul irregular de tipo galáctico llamado AGC 716087. En esta imagen el norte está 90º a la izquierda de la vertical. Detalles técnicos.

Fotografía Original 

Crédito:  Jim Thommes / Jim's Astrophotography

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
IC 1066 / LEDA 53176 / UGC 9573 / MCG+01-38-009 / NFGS 161 IRAS F14505+0330 / ISOSS J14530+0317 / Z 48-49 UZC J145302.9+031747 / [CHM2007] HDC 891 J145302.82+0317451 2MASX J14530282+0317451 / SDSS J145302.85+031745.7 Gaia DR2 1154598642091512064 / Gaia DR3 1154598642091512064	14:53:02.8555019400	+03º 17' 45.653096220''	V = 14.2	Simbad
IC 1067 / LEDA 53178 / UGC 9574 / MCG+01-38-010 / Z 48-50 IRAS F14505+0332 / UZC J145305.3+0 / Z 1450.6+0332 2MASX J14530523+0319541 / SDSS J145305.24+031954.4 Gaia DR2 1157601270908609024 / Gaia DR3 1157601270908844416	14:53:05.2360267944	+03º 19' 54.337726776''	B = 13.6	Simbad
NGC 5774 / LEDA 53231 / UGC 9576 / KPG 440a / Z 48-57 CXOU J145342.7+033503 / IRAS 14511+0347 / KUG 1451+037 MCG+01-38-013 / UZC J145342.6+033459 / Z 1451.1+0347 2MASX J14534275+0334560 / WVFSCC J145350+033624 SDSS J145342.46+033456.9 / SDSS J145342.46+033457.0	14:53:42.46224	+03º 34' 56.9532''	V = 12.94	Simbad
NGC 5775 / LEDA 53247 / UGC 9579 / MCG+01-38-014 / KPG 440b GB6 B1451+0344 / 87GB 145128.1+034502 / HIPASS J1453+03 IRAS 14514+0344 / IRAS F14514+0344 / 2MFGC 12067 / TXS 1451+037 JCMTSE J145357.3+033244 / JCMTSF J145357.3+033244 / MITG J145359+0331 NVSS J145358+033231 / PMN J1454+0332 / PSCz Q14514+0344 TGSSADR J145357.8+033235 / VLSSr J145400.4+033212 / Z 48-60 UZC J145357.5+033242 / WB 1451+0345 / Z 1451.5+0345 2MASX J14535765+0332401 / SDSS J145357.61+033240.0 SDSS J145357.59+033240.0 / SDSS J145357.19+033247.1	14:53:57.653	+03º 32' 40.10''	V = 11.34	Simbad
SN 1996ae	14:53:59.81	+03º 31' 46.3''	V = 16.5	Simbad
AT 2012jc / LSQ 12brd / NGC 5775OT / SNhunt 120 PSN J14535395+0334049	14:53:53.95	+03º 34' 04.9''		Simbad
Z 48-54 / LEDA 53215 / Z 1450.9+0328 2MASX J14532754+0316220 / SDSS J145327.58+031622.0 Gaia DR3 1154597783099156992	14:53:27.5714638824	+03º 16' 22.110553704''	B = 15.7	Simbad
Z 48-40 / LEDA 53126 / AGC 240817 / Z 1450.0+0337 2MASX J14523406+0324333 / SDSS J145234.08+032433.5 Gaia DR2 1157605909473304320 / Gaia DR3 1157605909473304320	14:52:34.0842839352	+03º 24' 33.464358684''	B = 15.7	Simbad
LEDA 1247426 / 2MASX J14525187+0312281 2MFGC 12051 / SDSS J145251.86+031227.8	14:52:51.877	+03º 12' 28.17''	J = 13.415	Simbad
Z 48-44 / LEDA 53148 / GASS 10012 / NPM1G +03.0453 UZC J145243.1+031330 / Z 1450.2+0325 / 2MASX J14524306+0313291 SDSS J145243.08+031329.3 / SDSS J145243.07+031329.3 Gaia DR2 1154574452836609920 / Gaia DR3 1154574452836609920	14:52:43.0799324232	+03º 13' 29.341964820''	B = 15.2	Simbad
Z 48-39 / LEDA 53128 / AGC 240818 / GASS 10010 / NPM1G +03.0452 UZC J145233.9+030841 / 2MASX J14523385+0308403 SDSS J145233.83+030840.6 / Z 1450.0+0320	14:52:33.834	+03º 08' 40.64''	B = 15.4	Simbad
IC 1068 / LEDA 53223 / MCG+01-38-012 / NPM1G +03.0454 / Z 48-56 FIRST J145332.8+030438 / NVSS J145332+030442 UZC J145333.0+030439 / [CHM2007] LDC 1086 J145332.89+0304380 2MASX J14533289+0304380 / DSS J145332.08+030456.5 SDSS J145332.91+030438.3 / SDSS J145332.92+030438.2 Z 1451.0+0316 / Gaia DR3 1154556929370233600	14:53:32.9186609808	+03º 04' 38.290796868''	B = 14.9	Simbad
AGC 716087	14:53:33.7	+03º 06' 30''		Simbad

Galaxia espiral NGC 3627

Sábado 29 de Marzo de 2025

Hoy en Universo Mágico proponemos una lenta transición entre dos imágenes tomadas en diferentes longitudes de onda de la galaxia NGC 3627. Se trata de una galaxia espiral que se localiza en dirección a la Constelación de Leo y se encuentra a una distancia de unos 31 millones de años luz de la Vía Láctea. NGC 3627, también catalogada como Messier 66, es una hermosa espiral con un bulbo central muy desarrollado que muestra franjas de polvo a gran escala, además de regiones de gas hidrógeno caliente a lo largo del disco galáctico.

Si pasa el ratón sobre la imagen o hace click en pantallas táctiles puede ver una lenta transición entre dos imágenes tomadas con el instrumento MUSE del Very Large Telescope, en la que se aprecia como cambia esta galaxia cuando se observa en hidrógeno alfa en la imagen roja y en luz óptica en la imagen superpuesta. NGC 3627 se encuentra acompañada por sus vecinas Messier 65 y NGC 3628, formando el popular Trío de Leo. Puede ver aquí una imagen de campo amplio donde aparecen las tres galaxias. La galaxia está en plena fase de formación de estrellas y es muy probable que también se produzca en las regiones centrales.

NGC 3627 es la que se ubica más al sur y sus brazos espirales aparecen distorsionados y desplazados por encima del plano de la galaxia. La apariencia asimétrica es debido probablemente a la interacción gravitacional con sus vecinas. En NGC 3627 fueron observadas 6 supernovas llamadas SN 1973R, SN 1989B, SN 1997bs, SN 2009hd, SN 2016cok y AT 2020cwh. En estas imágenes el norte está 90º a la izquierda de la vertical.

Fotografía Original 1 
Fotografía Original 2 

Crédito:  ESO / PHANGS

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
Messier 66 / M 66 / M66 / Arp 16 / APG 16 / Arp 317A / APG 317A / LEDA 34695 MCG+02-29-019 / Ark 288 / NGC 3627 / CAIRNS J112015.02+125929.5 / Cul 1117+132 GB6 B1117+1315 / 87GB 111738.3+131603 / GLEAM J112015+125926 / MRC 1117+132 HIPASS J1120+13a / IRAS F11176+1315 / MITG J1120+1259 / MITG J112015+1259 JCMTSE J112014.8+125932 / JCMTSF J112014.8+125932 / NAICGB 1117+132 / AAVSO 1115+13B NAIC 1117+133 / NVSS J112015+125902 / PSCz Q11176+1315 / RGB J1120.3+1259 / Z 67-57 RGB J1120+129 / RX J1120.2+1259 / RX J1120.3+1259 / 1RXS J112016.7+125917 UZC J112015.1+125928 / VV 308 / WB 1117+1316 / Z 1117.6+1316 2MASX J11201502+1259286 / SDSS J112014.98+125929.4 / BWE 1117+1316	11:20:15.0	+12º 59' 29''	V = 8.92	Simbad
SN 1973R	11:20:11.5	+12º 59' 55''	V = 11.8	Simbad
SN 1989B / AAVSO 1115+13	11:20:13.93	+13º 00' 18.9''	B = 12.25	Simbad
SN 1997bs	11:20:14.25	+12º 58' 19.6''	V = 17.13	Simbad
SN 2009hd / 2MASS J11201698+1258463 / TIC 462518177	11:20:16.99	+12º 58' 46.3''	J = 16.077	Simbad
SN 2016cok / AT 2016cok / SPIRITS17ft / ASASSN -16fq / DLT 16c	11:20:19.09	+12º 58' 57.2''		Simbad
AT 2020cwh	11:20:20.0	+12º 59' 25''		Simbad

CK Vulpeculae

Viernes 28 de Marzo de 2025

CK Vulpeculae, también catalogado como Nova Vulpeculae 1670, es un objeto cuya naturaleza exacta es desconocida. Se trata de un objeto central rodeado por una nebulosa bipolar. Los astrónomos sugieren que CK Vulpeculae puede no ser una Nova clásica, más bien puede clasificarse como una Nova roja luminosa, que es el resultado de dos estrellas en fase de secuencia principal que colisionan y se fusionan. Un estudio de 2018 indica que probablemente fue el resultado de una colisión inusual de una enana blanca y una enana marrón. Posteriormente, un artículo de 2020 descartó esta hipótesis y propone que CK Vulpeculae es un objeto de luminosidad intermedia transitoria óptica causada por un evento desconocido, un objeto dentro del baremo de luminosidad entre las supernovas y las novas. Medir las velocidades y los cambios en las posiciones de los dos pequeños arcos rojizos, ayudó a determinar que la nebulosa se está expandiendo cinco veces más rápido de lo que se pensaba anteriormente.

CK Vulpeculae fue descubierta el 20 de junio de 1670 por Voituret Anthelme, el 25 de julio fue observada por Johannes Hevelius. Tenía un brillo máximo de aproximadamente magnitud 3 en el momento de su descubrimiento, después de eso se desvaneció. Se observó un segundo máximo de una magnitud de 2.6 en marzo de 1671, Johannes Hevelius y Giovanni Cassini observaron este objeto durante la primavera y el verano del mismo año hasta que se desvaneció a simple vista a finales de agosto. Hevelius observó un último brillo débilmente visible de entre las magnitudes 5.5 y 6 en marzo de 1672 y finalmente se desvaneció. CK Vulpeculae fue la primera nova observada. La luminosa estrella que brilla intensamente en color azul está en prmer plano y fue catalogada como BD+26 3670a. CK Vulpeculae se loccaliza en dirección a la Constelación de Vulpecula. En esta imagen el norte está abajo.

Fotografía Original 
Imagen Ampliable 

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

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
CK Vul / 11 Vul / NOVA Vul 1670 / V* CK Vul / TIC 452248097 2MASS J19473793+2718418 / AVSO 1943+27 WISE J194737.93+271842.7 / WISEA J194738.01+271842.3 Gaia DR2 2027981169466476544 / Gaia DR3 2027981169466476544	19:47:37.9577343864	+27º 18' 41.792401368''	G = 18.755743	Simbad
BD+26 3670a / AG+27 2057 / TIC 452248180 / TYC 2147-169-1 CSI+26 3670 1 / PPM 109729 / 2MASS J19473994+2719107 SSTGLMC G063.3920+00.9866 / Gaia DR1 2027981165154107904 Gaia DR2 2027981169488503680 / Gaia DR3 2027981169488503680	19:47:39.9547226208	+27º 19' 10.864395912''	V = 11.51	Simbad