Abell 45 por Alson Wong

Sábado 15 de Agosto de 2026

Esta imagen del astrónomo Alson Wong, muestra la nebulosa planetaria Abell 45 en el centro, también catalogada como PN A66 45. Se trata de los restos dejados por una estrella de tamaño similar al del Sol tras la explosión que anunciaba su muerte. Al consumir todo su combustible principal, el hidrógeno, las estrellas comienzan a quemar helio, es entonces cuando se convierten en gigantes rojas. Un vez consumido el helio, las estrellas de tamaño moderado dejan de expandirse y comienzan a contraerse, cuando su densidad llega a un punto crítico sufren una explosión que eyecta sus capas externas.

Este nuevo estado deja su núcleo caliente expuesto al espacio, emitiendo radiación y calentando el gas eyectado en etapas anteriores, entonces el gas es ionizado brillando intensamente. PN A66 45 es una nebulosa planetaria grande y tenue, lo que indica que está muy evolucionada. La enana blanca progenitora de la nebulosa se enfria lentamente hasta que su radiación no sea suficiente para hacer que el gas brille, entonces se volverá invisible en luz óptica. Esta es la razón por la que las nebulosas planetarias tienen una vida tan corta en términos astrnómicos.

PN A66 45 se localiza en dirección a la Constelación de Scutum y brilla con una magnitud de 12.80. A pesar de que su tamaño aparente es de 4,8 minutos  de arco, no se puede determinar su tamaño real dado que no existen datos sobre su distancia desde la Tierra. Su tenue estrella central y su bajo contraste la convierten en un desafío para la toma de imágenes. Su morfología en forma de la rueda de un carro sugiere una estructura interna, una interacción con el gas interestelar local o los campos magnéticos.

La nebulosa planetaria PN A66 45 fue descubierta en 1955 por el astrónomo estadounidense George Ogden Abell en las placas fotográficas de la Investigación del cielo del Observatorio Palomar. En 1955 George Abell publicó una primera lista de 13 cúmulos globulares y las posiciones de 73 nebulosas planetarias, fue cuando se denominó PN A55 33. En 1966 Abell publicó una segunda versión de su catálogo que incluía las 86 nebulosas planetarias inscritas actualmente, cuando fue catalogada como PN A66 45. En esta imagen el norte está 170º a la izquierda de la vertical. Detalles técnicos.

Crédito:  Alson Wong / Astrophotography by Alson Wong

Nombre	RA	DEC	Datos
PN A66 45 / PN A55 33 / PK 020-00 1 / PN G020.2-00.6 PN G020.0-00.6 / PN VV' 415	18:30:15.422	-11º 36' 57.43''	Simbad

Sorprendente imagen del Sol

Viernes 14 de Agosto de 2026

Un equipo de investigadores internacionales ha descubierto la "inestabilidad de Kelvin-Helmholtz" o KHI en forma de pequeños patrones giratorios similares a remolinos, en la superficie del Sol o fotosfera. La investigación se basa en datos recopilados con el telescopio solar más grande del mundo, el Telescopio Solar Daniel K. Inouye, ubicado en Hawai. Tanto el vídeo que puede ver bajo estas líneas, como las imágenes publicadas, revelan un paisaje solar sin precedentes, mostrando remolinos dinámicos a pequeña escala en los bordes de las áreas magnéticas.

Esto permitió la identificación inequívoca de las KHI en la fotosfera, proporcionando la primera confirmación experimental de un fenómeno que la teoría se había predicho durante mucho tiempo, pero que solo pudo revelarse gracias a la alta resolución espacial del Telescopio Solar Inouye. Esta inestabilidad es un efecto causado por el movimiento de fluidos, que se produce cuando dos fluidos se deslizan uno sobre otro a velocidades diferentes, creando una ondulación en la interfaz. Esto provoca que pequeñas perturbaciones se conviertan en vórtices llamativos, ondulatorios o en espiral, que se asemejan a olas rompiendo en el océano.

Desde su formulación original por Lord Kelvin y Hermann von Helmholtz alrededor de 1870, la KHI se ha observado e investigado en diversas áreas de la física, como la dinámica de fluidos, la meteorología, la oceanografía, la heliofísica y la astrofísica. Se ha observado en una variedad de escalas, desde pequeñas olas de lagos y océanos azotados por el viento, además de formaciones nubosas en la Tierra, hasta hasta en las atmósferas de Júpiter y  Saturno, y en la interacción del viento solar con las magnetosferas planetarias de nuestro Sistema Solar.

Los vórtices giratorios del plasma solar magnético se han convertido en un área de creciente interés para los físicos solares. Podrían ser una fuente eficaz de energía magnética libre que impulsa la actividad solar principal, incluyendo eventos explosivos que van desde diminutas nanollamaradas hasta llamaradas masivas, chorros y eyecciones de masa coronal. Estos son los principales responsables del clima espacial y pueden perturbar gravemente nuestra infraestructura tecnológica moderna, incluyendo redes eléctricas, satélites, navegación GPS y comunicaciones globales.

La teoría principal sobre cómo el Sol acumula energía magnética se denomina "entrelazado de flujo". A medida que las líneas del campo magnético se entrelazan, como si se trenzara el cabello, crean una configuración tensa e inestable. Cuando esa tensión se libera rápidamente, las líneas magnéticas enredadas se «rompen», se cruzan y se reconectan formando nuevas estructuras, un proceso llamado "reconexión magnética". Esta reorganización repentina libera una ráfaga de energía mientras el sistema se estabiliza en un estado más tranquilo y de menor energía.

Lo que los científicos aún no comprenden del todo es qué causa la torsión y el entrelazamiento de las líneas del campo magnético. Este nuevo descubrimiento, esos pequeños patrones en espiral procedentes de la inestabilidad de Kelvin-Helmholtz, podría ser parte de la respuesta. Dado que estos remolinos parecen ocurrir constantemente en toda la superficie del Sol donde existe un campo magnético lo suficientemente fuerte, podrían ser el motor cotidiano que retuerce continuamente las líneas del campo magnético y pone en marcha todo el proceso.

Los datos también muestran que este efecto de remolino KHI mezcla eficazmente el plasma magnetizado y no magnetizado en la superficie del Sol, lo que aumenta la dispersión o difusión de los campos magnéticos en toda la atmósfera solar. La difusión resultante del KHI es un factor clave que los científicos utilizan al construir modelos para predecir cómo cambia la actividad magnética con el tiempo, no solo en nuestro Sol, sino también en otras estrellas.

El campo magnético del Sol se genera mediante procesos de dinamo que actúan como gigantescos motores cósmicos, transformando la energía rotacional de la estrella en campos magnéticos. Sin embargo, dado que el ciclo magnético solar dura solo 11 años, una escala temporal extraordinariamente corta en términos cósmicos, el flujo magnético generado debe disiparse de manera eficiente. Los modelos actuales tienen dificultades para explicar esta rápida difusión. La inestabilidad de Kelvin-Helmholtz que descubrimos en la fotosfera solar podría ser una fuente clave de esta difusión magnética faltante.

Los científicos están avanzando hacia la siguiente fase del análisis, que incluye el uso de programas informáticos capaces de detectar y estudiar estos patrones en espiral, gracias a los datos de alta resolución del Telescopio Solar Inouye. Esta nueva fase de la investigación aportará dos beneficios principales, permitirá a los científicos comprender mejor cuánta energía pueden transportar estas inclusiones KHI a la atmósfera superior del Sol, donde contribuyen al calentamiento, y también les ayudará a determinar en qué medida influyen en la propagación de los campos magnéticos en las capas inferiores de la atmósfera solar.

Para comprender la dinámica del clima espacial que afecta a la Tierra, debemos observar los procesos a pequeña escala que la impulsan. Durante décadas, observar estos vórtices a escalas tan diminutas resultó inalcanzable. Al combinar un enorme espejo de cuatro metros con óptica e instrumentos de última generación, el Telescopio Solar Inouye ofrece la capacidad de resolución necesaria para revelar estos detalles ultrafinos por primera vez, lo que permite realizar descubrimientos que antes estaban fuera de nuestro alcance. La imagen ha sido rotada 90º para observar mejor los detalles.

Fotografía Original

Crédito:  NSF / NSO / AURA / MPS / Telescopio Inouye

Nombre	Magnitud	Datos
Sol	-27	NASA

Miranda

Jueves 13 de Agosto de 2026

Esta imagen es un moderno reprocesamiento de una antigua imagen de Miranda, tomada por la nave espacial Voyager 2 en su viaje a través del Sistema Solar. Miranda es la más pequeña y más interna de los 5 satélites naturales de forma esférica que orbitan a Urano, uno de los gigantes gaseosos de nuestro sistema planetario. Al igual que los otros cuatro satélites grandes de Urano, Miranda orbita cerca del plano ecuatorial de su planeta. Dado que Urano orbita al Sol de lado, Miranda comparte el extremo ciclo estacional del planeta.

Con tan solo 470 kilómetros de diámetro, Miranda es uno de los objetos más pequeños del Sistema Solar que se han observado de cerca y que podría estar en equilibrio hidrostático, o esférico bajo su propia gravedad. Las únicas imágenes tomadas de cerca de esta luna son de la Voyager 2, que realizó observaciones de Miranda durante su sobrevuelo a Urano en enero de 1986. Durante el sobrevuelo, el hemisferio sur de Miranda apuntaba hacia el Sol, por lo que solo se estudió esa parte.

Miranda probablemente se formó a partir de un disco de acreción que rodeó al planeta poco después de su formación y, como otras lunas grandes, es probable que esté compuesta por un núcleo interno de roca sólida, rodeado por un manto de hielo. Miranda tiene una de las topografías más extremas y variadas de cualquier objeto en el Sistema Solar, entre las que destaca Verona Rupes, un escarpado de unos 20 kilómetros de altura, que podría ser el acantilado más grande del Sistema Solar. Además la superficie de Miranda contiene características tectónicas llamadas coronas.

El origen y la evolución de esta variada geología, la mayor de cualquier satélite de Urano, aún no se comprenden completamente, y existen múltiples hipótesis sobre su evolución. Miranda fue descubierta el 16 de febrero de 1948 por el astrónomo planetario Gerard Kuiper utilizando el telescopio Otto Struve de 208 cm, ubicado en el Observatorio McDonald. Su movimiento entrono al planeta fue confirmado el 1 de marzo de 1948. Kuiper decidió denominarlo Miranda en honor al personaje de La Tempestad de Shakespeare. Miranda también fue nombrada Urano V.

El periodo orbital de Miranda al rededor de Urano es de 34 horas, como la Luna de la Tierra, Miranda tiene una órbita sincrónica respecto a su planeta, es decir, siempre muestra la misma cara al planeta, una condición conocida como acoplamiento de marea. La inclinación orbital de Miranda es de 4, 34º, inusualmente alta para un cuerpo tan cercano a su planeta, aproximadamente 73 veces más cercano que Oberón. Con una magnitud aparente de 16.6, es invisible para la mayoría de telescopios de aficionados.

Miranda es el menos denso de los satélites redondos de Urano. Esa densidad sugiere una composición de más del 60% de hielo de agua, aunque es mucho más rocosa que sus satélites correspondientes en el sistema de Saturno. Miranda es demasiado pequeña para que se haya retenido calor interno durante la edad del Sistema Solar. Es el menos esférico de los satélites de Urano, con un diámetro ecuatorial del 3% mayor que su diámetro polar. Hasta ahora solo se ha detectado agua en la superficie de Miranda, aunque se ha especulado que metano, amoníaco, monóxido de carbono o nitrógeno también pueden existir en concentraciones del 3%.

Un estudio de 2024 sugiere que miranda podría haber tenido un océano líquido de unos 100 km de espesor bajo la superficie en los últimos 100-500 millones de años. No se sabe con certeza cómo un cuerpo tan pequeño como Miranda pudo tener suficiente energía interna para producir tal cantidad de características geológicas que se ven en su superficie, las hipótesis actuales indican que fue impulsado por el calentamiento de marea durante un tiempo pasado. A medida que Miranda se acercaba a Urano, la fuerza de marea aumentaba; a medida que se alejaba, la fuerza de marea disminuía, causando una flexión que habría calentado el interior de Miranda.

Entre las estructuras geológicas que la cubren se encuentran fracturas, fallas, valles, cráteres, crestas, gargantas, depresiones, acantilados y terrazas. Esta luna es un mosaico de regiones muy variadas. Algunas áreas son más antiguas y oscuras. Por lo tanto, presentan numerosos cráteres de impacto, como es de esperar de un cuerpo pequeño e inerte. Otras regiones están formadas por franjas rectangulares u ovaladas. Su superficie presenta afloramientos de materiales brillantes y oscuros, lo que sugiere una composición exótica.

Las regiones identificadas tras la visita de la Voyager 2 se denominan Mantua Regio, Ephesus Regio, Sicilia Regio y Dunsinane Regio, que indican las principales regiones de Miranda donde se suceden terrenos montañosos y llanuras, dominados en mayor o menor medida por antiguos cráteres de impacto. La superficie de estas regiones es bastante uniformemente oscura, sin embargo los acantilados que bordean ciertos cráteres de impacto revelan la presencia de material mucho más luminoso.

Miranda tiene la superficie más joven entre los satélites de Urano, lo que indica que su geografía ha experimentado evoluciones importantes. Esto se explica por una compleja historia geológica que incluye una combinación aún desconocida de diferentes fenómenos astronómicos. Entre estos fenómenos se encontrarían las fuerzas de marea, mecanismos de resonancias orbitales, procesos de diferenciación parcial o incluso movimientos de convección. El mosaico geológico podría ser en parte el resultado de una colisión catastrófica con un impactador.

Fotografía Original

Crédito:  NASA / JPL / Voyager 2
Procesamiento:  zelario12

Nombre	Magnitud	Datos
Miranda	16.6	NASA

La Percha por Ron Brecher

Miércoles 12 de Agosto de 2026

Esta imagen del astrónomo Ron Brecher, muestra un grupo de estrella conocido como La Percha y catalogado como Collinder 399 entre otras designaciones. Pero esta agrupación con forma de percha ¿es un cúmulo o un asterismo?. Esta percha cósmica ha sido objeto de debate por los astrónomos durante la mayor parte del siglo pasado. Se preguntaban si este objeto visible con prismáticos era un cúmulo abierto físicamente asociado o una proyección púramente casual de estrellas que posan juntas desde nuestra línea de visión.

El estatus de este grupo como cúmulo estelar ha cambiado en años recientes. Las estrellas principales fueron catalogadas como un cúmulo abierto por Per Collinder en 1931, y el grupo fue considerado como tal durante la mayor parte del siglo XX. No obstante, utilizando una variedad de criterios, en 1970 se concluyó que sólo seis de las estrellas más brillantes formaban realmente un cúmulo. Diversos estudios independientes han determinado desde 1998 que el objeto no es un verdadero cúmulo en absoluto, sino simplemente una alineación casual de estrellas. Estos estudios se basan en medidas de paralaje y movimiento propio del satélite Hipparcos publicadas en 1997.

Las proyecciones casuales de estrellas se conocen como asterismos, un ejemplo de los cuales es el popular Carro Grande en la Constelación de Ursa Major. Las recientes y precisas mediciones desde diferentes puntos de vista de la órbita de la Tierra alrededor del Sol han permitido descubrir variaciones angulares discrepantes que indican que La Percha se describe mejor como un asterismo. Este brillante grupo de estrellas es más ancho que la Luna llena desde nuestra posición, y se encuentra en la Constelación de Vulpecula.

En el campo de visión también se aprecia un verdadero cúmulo estelar abierto llamado NGC 6802, también catalogado como Collinder 400, visible en la imagen sobre estas líneas. Fue descubierto por William Herschel el 22 de septiembre de 1783 y observado por John Herschel el 24 de agosto de 1827. NGC 6802 se sitúa a una distancia de unos 2.300 años luz del Sistema Solar y tiene un tamaño de unos 11 años luz de diámetro.

Según la clasificación de cúmulos abiertos de Robert Trumpler, este cúmulo contiene entre 50 y 100 estrellas muy concentradas, aunque un estudio afirma que el cúmulo contiene 50 estrellas. NGC 6802 tiene una edad de unos 740 millones de años y puede ser observado con binoculares o un pequeño telescopio. En esta imagen el norte está 165º a la derecha de la vertical. Detalles técnicos.

Crédito:  Ron Brecher / AstroDoc

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
Collinder 399 / Coathanger / Brocchi's Cluster / AL SUFI's Cluster / C 1923+200 / OCl 113.0	19:25:24.0	+20º 11' 00''	V = 3.6	Simbad
NGC 6802 / Collinder 400 / C 1928+201 / MWSC 3134	19:30:36.2	+20º 15' 43''	V = 8.8	Simbad

Un viajero interestelar

Martes 11 de Agosto de 2026

Esta imagen tomada por el Observatorio Vera C. Rubin el 19 de diciembre de 2025, muestra la tenue coma y el resplandor de la cola del cometa 31/ATLAS, también catalogado como C/2025 N1 (ATLAS). Este cometa es el tercer visitante conocido de otro sistema estelar que pasa por nuestro Sistema Solar. El cometa reapareció detrás del Sol en noviembre de 2025 después de pasar varias semanas fuera de la vista desde la Tierra. Para el momento de esta observación, el objeto estaba en su punto más cercano a la Tierra en su viaje hacia el espacio interestelar. Rubin fotografió incidentalmente este objeto meses antes durante actividades de prueba, antes de que fuera identificado como un cometa interestelar.

Lo que hace especial a esta Imagen es la cantidad de detalles capturados en una sola exposición de 30 segundos. Normalmente, revelar el tenue resplandor de la cola de un cometa requiere una exposición mucho más larga, que mostraría las estrellas y galaxias del fondo como estelas borrosas. Pero la capacidad de Rubin y su alta sensibilidad capturan la delicada cola del cometa en tan solo 30 segundos, manteniendo los objetos distantes del fondo nítidos y claros. Objetos como C/2025 N1 (ATLAS) son raros y de gran valor científico. A diferencia de los cometas y asteroides comunes que se formaron alrededor de nuestro Sol, los objetos interestelares se formaron en otros sistemas planetarios.

En algún momento de su pasado remoto, estos objetos fueron expulsados de sus sistemas de origen por interacciones gravitacionales. Tras ser expulsados, estos objetos viajan por el espacio interestelar, pasando ocasionalmente por otro sistema planetario como el nuestro. Cuando aparecen en nuestra vecindad, brindan a los científicos una oportunidad única para estudiar el material formado alrededor de otras estrellas, siempre y cuando podamos observarlos mientras están cerca. Aquí es donde el Observatorio Rubin destaca. A diferencia de los telescopios que se centran en objetivos individuales o pequeñas regiones del espacio, Rubin es un telescopio de exploración que escanea repetidamente grandes porciones del cielo.

Gracias a su campo de visión extremadamente amplio y su capacidad para detectar fuentes de luz muy débiles, Rubin capta objetos tenues en movimiento que de otro modo pasarían desapercibidos. Además, Rubin emite una alerta por cada cambio que detecta, lo que permite a los científicos estar atentos a objetos inusuales que se desplazan por nuestro Sistema Solar. Con los datos de Rubin, los investigadores esperan descubrir muchos más visitantes interestelares que transitan por nuestro vecindario, cada uno de los cuales trae consigo pistas sobre los procesos que dan forma a los planetas y cuerpos menores alrededor de otras estrellas. Estudiar estos objetos en mayor número ayudará a los científicos a comprender mejor cómo se forman y evolucionan los sistemas planetarios, incluido el nuestro.

Fotografía Original
Imagen Ampliable

Crédito:  Observatorio Vera C. Rubin / NOIRLab / SLAC / AURA de la NSF-DOE
Agradecimiento:  CO Chandler (Universidad de Washington)

Nombre	Magnitud	Datos
C/2025 N1 (ATLAS) / 31/ATLAS	Max = 9.5	The Sky Live

Arco iris de fuego por Christa Harbig

Lunes 10 de Agosto de 2026

La fotógrafa Christa Harbig, ha fotografiado un raro fenómeno que no deja indiferente a quién lo observa, incluso a aquellos que contemplan esta imagen. El Arco Iris de Fuego se produce cuando los cristales de hielo en una nube cirro ubicada agran distancia actúan como pequeños prismas flotantes.

Su apodo se debe a su apariencia, sin embargo su nombre científico es Arco Circunhorizontal, ya que aparece paralelo al horizonte. Para que este fenómeno se haga visible, el Sol debe estar al menos a 58º de altura donde haya cirros en el cielo. Los cirros de esta imagen se denominan Cirrus Fibratus.

Los numerosos cristales de hielo planos y hexagonales que componen la nube deben estar alineados horizontalmente para refractar la luz solar de manera uniforme, estas condiciones puntuales raramente se producen, por lo que es un fenómeno inusual. La imagen fue tomada en agosto de 2021 bajo los cielos de Virginia Occidental, en Estados Unidos. Detalles técnicos.

Crédito:  Christa Harbig

Nombre	LAT	LON	Datos
West Virginia	38.640560	-80.370168	Maps