Nebulosa planetaria IC 1266

Domingo 14 de Junio de 2026

Quince años después de que los astrónomos occidentales descubrieran por primera vez los buckybolas en el espacio, moléculas con forma de balón de fútbol que se asemejan a una esfera hueca, regresan con imágenes impresionantes y datos valiosos generados utilizando el Telescopio Espacial James Webb. El equipo liderado por Jan Cami, profesor de física y astronomía, detectó por primera vez fulerenos utilizando el Telescopio Espacial Spitzer en 2010. El fantástico hallazgo provino de la nebulosa planetaria IC 1266 o Tc 1, formada a partir de una estrella moribunda que se sitúa a una distancia de más de 10.000 años luz y ubicada en dirección al borde norte de la Constelación de Ara, en el límite con Scorpius.

Estas moléculas, que contienen 60 átomos de carbono perfectamente dispuestos, fueron sintetizadas por primera vez en 1985 en la Universidad de Sussex por Sir Harry Kroto y sus colegas, un logro que les valió el Premio Nobel de Química en 1996. Kroto bautizó la molécula como buckminsterfullereno en honor al célebre arquitecto Buckminster Fuller, quien diseñó y desarrolló cúpulas geodésicas, las cuales comparten los mismos principios estructurales. Si bien Kroto predijo de inmediato que los fulerenos serían comunes y abundantes en todo el cosmos, Cami y sus colaboradores tardaron otros 25 años en demostrar que tenían razón. Ahora, el equipo occidental ha vuelto a centrar su atención en IC 1266, esta vez con más datos de MIRI, el instrumento de infrarrojo medio de Webb, para capturar la primera imagen detallada de la nebulosa planetaria, el resultado es espectacular.

La nueva imagen revela delicados rayos, filamentos tenues y brillantes capas de gas a lo largo del encuadre, el gas más caliente brilla en azul y el material más frío se traza en rojo. En el corazón de la nebulosa, una característica etérea que se asemeja a un signo de interrogación invertido insinúa la complejidad que aún espera ser comprendida. La imagen es el primer paso de lo que promete ser una serie de resultados trascendentales. Los datos de Webb incluyen no solo imágenes, sino también datos espectroscópicos detallados, huellas químicas precisas del gas y las moléculas en toda la nebulosa. Además de una cámara convencional, el instrumento MIRI puede registrar la huella química del gas y el polvo en cada punto de la nebulosa. Esta técnica, conocida como espectroscopia de unidad de campo integral permite a los científicos no solo visualizar la nebulosa, sino también determinar su composición, la temperatura, la densidad, la composición química y los movimientos del gas.

El resultado es una ventana extraordinariamente valiosa a la física y la química de una estrella moribunda. Entre las primeras revelaciones del nuevo conjunto de datos se encuentra la distribución tridimensional de los propios fulerenos. Morgan Giese, candidata a doctora en física y astronomía, dirigió el análisis de la emisión de C60 en los nuevos datos y descubrió que no están dispersos aleatoriamente por la nebulosa, sino que se concentran en una delgada capa esférica que rodea la estrella central. Entre las características más llamativas de la nueva imagen destaca una delicada estructura curva cerca del centro, que guarda un asombroso parecido con un signo de interrogación invertido. Su origen aún se desconoce, y es una de las varias estructuras misteriosas, junto con brillantes rayos y tenues filamentos de material luminoso.

IC 1266 es lo que queda después de que una estrella similar a nuestro Sol agotara su combustible nuclear y desprendiera sus partes externas en forma de capas de gas y polvo en expansión. El núcleo estelar caliente, que dejó una enana blanca, inunda su entorno con radiación ultravioleta, lo que provoca que el gas expulsado brille. Este proceso se desarrolla a lo largo de decenas de miles de años y esculpe las intrincadas estructuras que ahora podemos observar. La química rica en carbono, incluyendo sus fulerenos, refleja la composición de la estrella que la formó, una ventana a la evolución estelar escrita en moléculas.

Fotografía Original

Crédito:  NASA / ESA / CSA / J. Cami (Universidad Western)
Procesamiento:  K. Beecroft
Texto:  Jan Cami (Universidad Western) y Cecilia Chirenti (NASA / GSFC / UMCP / CRESST II)

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
IC 1266 / PN Tc 1 / ESO 279-7 / PK 345-08 1 / PN G345.2-08.8 PN SaSt 2-16 / PN StWr 2-35 / WRAY 15-1771 / GSC 08343-01781 GSC2 S2300002478 / IRAS 17418-4604 / HD 161044 / CD-46 11816 CPD-46 8876 / TYC 8343-1781-1 / EM* MWC 267 / AAVSO 1738-46 AT20G J174535-460523 / ATPMN J174535.2-460523 / SCM 157 2MASX J17453533-4605233 / Gaia DR1 5954912369961887104 Gaia DR2 5954912374289120896 / Gaia DR3 5954912374289120896	17:45:35.2879212240	-46º 05' 23.717122728''	V = 11.49	Simbad

Kn 26 por JP Metsävainio

 Kn 26 por JP Metsävainio

Sábado 13 de Junio de 2026

Esta imagen del astrónomo JP Metsävainio, muestra con asombroso detalle la minúscula nebulosa planetaria KN 26. Se trata de una nebulosa planetaria cuadrupolar que una vez clasificada como una fuente lineal de emisión. La naturaleza de nebulosa planetaria de Kn 26 ha sido reconocida recientemente en estudios digitales del cielo. Para investigar las propiedades espectrales y la estructura de Kn 26, se han obtenido imágenes ópticas de alta resolución y banda estrecha de infrarrojo cercano en un estudio de 2013 realizado por Guerrero, Miranda, Ramos-Larios y Vázquez, tomando espectros de alta dispersión y observaciones espectroscópicas de resolución intermedia.

Los nuevos datos revelan una morfología en curvas típica de una nebulosa planetaria bipolar. Un análisis detallado de su morfología y cinemática revela la presencia de un segundo par de lóbulos bipolares, lo que convierte a Kn 26 en un nuevo miembro de la subclase de nebulosas planetarias cuadrupolares. El lapso de tiempo entre la expulsión de las dos parejas de lóbulos bipolares es mucho más corto que sus edades dinámicas, lo que implica un rápido cambio en la dirección preferencial del motor central.

La composición química de Kn 26 es particularmente inusual entre las nebulosas planetarias, con una baja relación nitrógeno/oxígeno y una alta abundancia de helio, aunque no es atípica entre las estrellas simbióticas. Una composición química tan anómala puede haber resultado de la reducción del tiempo en la rama gigante asintótica por la evolución de la estrella progenitora a través de una fase de envoltura común. Kn 26 se localiza en dirección a la Constelación de Cygnus. En esta imagen el norte está 125º a la derecha de la vertical. Detalles técnicos.

Crédito:  JP Metsävainio / Astro Anarchy

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
Kn 26 / Lan 384 / PN G084.6-07.9 / PN G084.7-08.0 WISE J212309.43+385810.7 / Gaia DR3 1965268354805776896	21:23:09.3367290758	+38º 58' 12.231971218''	G = 17.141235	Simbad

Galaxia espiral NGC 3258C

Viernes 12 de Junio de 2026

La galaxia espiral NGC 3258C se localiza en dirección a la Constelación de Antlia. Como se aprecia en esta imagen, NGC 3258C contiene una barra central  que atraviesa el núcleo de la galaxia, de cuyos extremos parten dos brazos espirales bien definidos que se ramifican hacia el exterior. También catalogada como ESO 375-53, se sitúa a una distancia de unos 120 millones de años luz de la Vía Láctea.

NGC 3258C viaja acompañada de otras muchas galaxias que contiene el Cúmulo de Antlia, un grupo de al menos 230 galaxias, y pertenece a un pequeño grupo de 16 galaxias llamado Grupo de NGC 3223. Este campo de visión fué extraído de otra imagen mucho más grande, que la cámara de energía oscura DECam tomó de este espectacular cúmulo de galaxias. En esta imagen el norte está 11,7º a la izquierda de la vertical.

Fotografía Original
Imagen Ampliable

Crédito:  Investigación Energía Oscura / DOE / FNAL / DECam / CTIO / NOIRLab / NSF / AURA
Procesamiento:  Roberto Colombari y Mahdi Zamani (NSF NOIRLab)

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
NGC 3258C / ESO 375-53 / LEDA 31053 / ESO-LV 375-0530 / MCG-06-23-048 6dFGS gJ103124.2-351314 / KAT7HI J103123-351310 / SGC 102909-3457.8 2MASX J10312413-3513136 / WISEA J103124.21-351313.8 / [FS90] Antlia 277 Gaia DR3 5447140587243407872	10:31:24.1774670640	-35º 13' 13.700128692''	B = 14.61	Simbad

Estrellas en todas las etapas de su evolución

Jueves 11 de Junio de 2026

Esta imagen tomada por el Telescopio Espacial James Webb, muestra una porción de la Nebulosa de Orión Messier 42, que forma parte de la Nube Molecular de Orión. Esta región del cielo está repleta de nubes de formación estelar que conforman un complejo de cientos de años luz de diámetro. Sin embargo, el objetivo de estas observaciones nos obliga a mirar más allá de la Nebulosa de Orión.

Detrás de las estrellas, el gas y el polvo de M42 se encuentra un filamento largo y masivo de gas frío y polvo que se divide en cuatro partes y se sitúa inmediatamente detrás de la Nebulosa de Orión. La imagen muestra solo una pequeña porción septentrional de una de esas partes llamada OMC 2, situada a una distancia de 1.280 años luz de la Tierra y ubicada ligeramente al norte de M42.

Todas las etapas de la formación estelar, desde los embriones estelares más jóvenes hasta los discos protoplanetarios y las estrellas recién formadas que atraviesan su fase de presecuencia principal, están contenidas en esta escena, que se extiende a lo largo de 150 años luz. La intensa actividad de formación estelar ha producido un impresionante espectáculo de eyecciones ondulantes y estrellas brillantes sobre capas de gas turbulentas y nubes oscuras que las ocultan.

Las nubes moleculares, como OMC 2, son vastos cúmulos de gas mucho más densos que el resto del espacio interestelar. Esta densidad permite la formación de moléculas complejas, protegidas de la radiación emitida por otras estrellas, lo que indica que la gravedad puede provocar el colapso de la nube y la formación de estrellas. La etapa inicial de este proceso es una protoestrella, una estrella en crecimiento que recibe gas de la nube circundante a través de un disco giratorio.

A medida que el gas cae sobre la protoestrella, se calienta, alimentando su brillo. La inmensa cantidad de energía adquirida durante este proceso se libera en potentes chorros de gas desde los polos de la estrella, que a menudo se observan como dos eyecciones brillantes que marcan la ubicación de una protoestrella. La abundancia de protoestrellas que se forman en OMC 2 ha creado numerosos flujos de salida espectaculares, tanto grandes como pequeños.

Los chorros emitidos por las estrellas jóvenes forman ondas de choque de alta velocidad que barren el denso material circundante; donde las ondas de choque impactan en el gas, este se calienta y brilla intensamente, creando crestas afiladas. Abre el enlace inferior a la fotografía original para observar los detalles de estas ondas de choque, así como los flujos de salida más pequeños de las protoestrellas más jóvenes e intenta localizar la ubicación de protoestrellas ocultas, aún tan profundamente oscurecidas por sus cunas de polvo que no se pueden ver directamente, siguiendo los flujos de salida.

Compara estas protoestrellas muy jóvenes con los ejemplos más evolucionados, las estrellas grandes y brillantes que han despejado las nubes que las rodeaban y ahora iluminan OMC 2. El denso gas y polvo dentro y alrededor de la Nebulosa de Orión bloquea cualquier luz procedente de OMC 2 en longitudes de onda ópticas, sin embargo la cámara de infrarrojo cercano de Webb puede traspasar este material para ver a través de él.

Las nubes de OMC 2 ocultan las protoestrellas que los astrónomos realmente desean encontrar. Solo en el infrarrojo podemos ver estas protoestrellas que comienzan a brillar desde sus capullos de polvo. En muchos lugares, el polvo frío es tan denso que absorbe toda o casi toda la luz, creando glóbulos oscuros. Los colores naranja, marrón y algunos rojos marcan el polvo más cálido que absorbe algo de luz y emite parte de la suya propia.

El gradiente amarillo verdoso se debe principalmente a la emisión de hidrocarburos aromáticos policíclicos llamdos HAPs, , mientras que la luz de las estrellas y protoestrellas dispersada por los granos de polvo se ve aquí principalmente como brumas azules y cian. El gas calentado por los flujos de salida crea las detalladas y brillantes crestas rojas. Dado que estas nubes moleculares se encuentran tan cerca de la Tierra, constituyen excelentes laboratorios para estudiar las primeras etapas de la evolución estelar.

Los astrónomos utilizarán los datos del telescopio Webb para investigar cómo los numerosos flujos de salida afectan la formación estelar en estas regiones, cómo la emisión ultravioleta de las estrellas jóvenes influye en la química de los discos circunestelares que algún día formarán planetas, y cómo el gas y el polvo se acumulan en las decenas de protoestrellas de esta región. Esta imagen fue rotada 90º a la izquierda para apreciar mejor los detalles y tiene el norte 167,4º a la derecha de la vertical.

Fotografía Original
Imagen Ampliable

Crédito:  ESA / Webb / NASA / CSA / T. Megeath / Mahdi Zamani (ESA / Webb)
Agradecimiento:  MH Özsaraç

Nombre	RA	DEC	Datos
OMC 2 / GAL 208-19.2 / [CM95] Ori A5	05:35:27.0	-05º 10' 06''	Simbad

Berkeley 4 y King 16 por William Maxwell

Miércoles 10 de Junio de 2026

Esta imagen del astrónomo William Maxwell, muestra dos cúmulos estelares que se localizan en dirección a la Constelación de Cassiopeia. Berkeley 4,  visto aquí en el lado derecho de la imagen, es un joven cúmulo estelar abierto de clase Trumpler, está situado a una distancia de unos 10.400 años luz del Sistema Solar y se acerca a la Tierra a una velocidad de 53.130 kilómetros por segundo.

Su compañero visual, King 16, ha sido mucho más estudiado. El estudio fotométrico más reciente de 2023 realizado por los astrónomos Paul Schmidtke y Tim Hunter, han buscado estrellas con líneas de emisión, encontrando que siete miembros del cúmulo exhiben una emisión H-alfa intensificada, de las cuales tres presentan un exceso en el infrarrojo cercano, lo que sugiere que podrían ser estrellas Herbig AeBe. También se ha detectado emisión de H-alfa en tres estrellas de campo.

El cúmulo abierto King 16 fue observado por primera vez por King en 1949 y algunas de sus estrellas miembros se superponen con un segundo cúmulo cercano llamado Dias 1, aunque parece que ambos cúmulos no están asociados físicamente. King 16 se encuentra a una distancia de 6.262 años luz de la Tierra y su velocidad radial indica que se aproxima a nosotros a una velocidad de 52.848 kilómetros por segundo. Pase el ratón sobre la imagen para identificar los tres cúmulos. En esta imagen el norte está 123º a la drecha de la vertical. Detalles técnicos.

Crédito:  William Maxwell / Flickr / Astrobin

Nombre	RA	DEC	Datos
Berkeley 4 / C 0042+641 / OCISM 67 / OCl 307 / Theia 559 / MWSC 0073	00:45:04.0	+64º 22' 54''	Simbad
King 16 / C 0040+639 / OCISM 66 / OCl 306 / MWSC 0070	00:43:40.0	+64º 10' 18''	Simbad
Dias 1 / MWSC 0067	00:42:31.0	+64º 03' 24''	Simbad

Bailando en la oscuridad

Martes 9 de Junio de 2026

Esta imagen muestra una pareja de galaxias en interacción conocidas como Arp 271, además de otras muchas galaxias más distantes. La galaxia ubicada en la parte superior del marco es NGC 5427, vista casi de cara, es una galaxia de tipo Seyfert 1, que ha cobrado vida debido a la interacción con su compañera, se ha reactivado la formación estelar como se ve en las regiones azules repletas de estrellas jóvenes. El brazo espiral sur de NGC 5427 está siendo arrastrado en forma de puente de material que une ambas galaxias. Por su parte, NGC 5426, situada al sur o parte inferior de la imagen, se ve casi de canto, lo permite ver el grosor de la galaxia además de la estructura espiral.

Arp 271 es un sistema de dos galaxias de tamaño similar interactuando. Estas galaxias están en proceso de una interacción lenta pero inquietante que podría tardar millones de años en completarse. A medida que las galaxias avanzan, es poco probable que las estrellas que las conforman choquen, aunque las fuerzas de marea gravitacional formen nuevas estrellas creadas por el gas. Arp 271 mide aproximadamente 130.000 años luz y se encuentra a unos 90 millones de años luz de distancia de la Vía Láctea, en la Constelación de Virgo. Se considera que estas interacciones juegan un papel importante en la evolución de las galaxias.

La mayoría de las galaxias probablemente han tenido al menos un importante ecuentro con otras grandes galaxias, o varios con galaxias de menor tamaño, no ha dado tiempo a otras interacciones con otras galaxias desde el advenimiento del Big Bang, hace unos 14 mil millones de años. Nuestra  propia Vía Láctea, una galaxia espiral como las de esta imagen, de hecho ahora está bailando su propia danza, tanto con la galaxia enana cercana Gran Nube de Magallanes y una futura interacción con la gran Galaxia de Andrómeda Messier 31, que ahora se encuentra aproximadamente a 2,6 millones de años luz de la Vía Láctea.

Se han observado tres supernovas en el sistema, una en NGC 5426 llamada SN 2009mz y dos en NGC 5427 catalogadas como SN 1976D y SN 2021pfs. Ambas galaxias fueron descubiertas por William Herschel el 5 de marzo de 1785, más tarde John Herschel observó esta interacción el 16 de abril de 1828. Antiguamente se creía que las mareas gravitacionales entre dos galaxias eran un evento raro y poco frecuente, pero ahora se sabe que este tipo de interacciones son bastante comunes, sobre todo en los cúmulos de galaxias densamente poblados, y se considera que juegan un papel importante en la evolución de las galaxias. En esta imagen el norte está arriba.

Fotografía Original
Imagen Ampliable

Crédito:  ESO

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
Arp 271 / APG 271 / VV 21 / [TKK2018] 5087 / [TKT2016] 3448	14:03:25.45	-06º 02' 59.9''		Simbad
NGC 5426 / LEDA 50083 / UGCA 380 / MCG-01-36-004 / VV 21b SINGG HIPASS J1403-06 / SINGG HIPASS J1403-06 S1 / AGC 540004 6dFGS gJ140324.9-060408 / TC 833 / 2MASX J14032485-0604087 Gaia DR3 3643550606943932288	14:03:24.8484884640	-06º 04' 08.186632788''	B = 12.6	Simbad
SN 2009mz	14:03:24.7	-06º 03' 31''		Simbad
NGC 5427 / LEDA 50084 / UGCA 381 / MCG-01-36-003 / VV 21a SINGG HIPASS J1403-06 S2 / NVSS J140326-060149 / AGC 540006 6dFGS gJ140326.1-060151 / IRAS 14008-0547 / PSCz Q14008-0547 2MASX J14032604-0601509 / Gaia DR2 3643739791663392128 Gaia DR3 3643739791663537920	14:03:26.0408044536	-06º 01' 50.682790236''	V = 13.96	Simbad
SN 1976D	14:03:28.0	-06º 01' 18''	V = 14.5	Simbad
SN 2021pfs / ATLAS 21sht / PSST 21foe / ZTF21abfaohe / Gaia 21dje MASTER OT J140323.70-060154.3	14:03:23.580	-06º 01' 53.90''		Simbad