Galaxia espiral Messier 88

Sábado 6 de Junio de 2026

Esta espectacular imagen en primer plano tomada por el Telescopio Espacial Hubble, muestra la galaxia espiral Messier 88, que se localiza en dirección a  la Constelación de Coma Berenices y se sitúa a una distancia de 63 millones de años luz de la Vía Láctea. También catalogada como NGC 4501, es una galaxia activa, lo que significa que en su centro alberga un agujero negro supermasivo que se alimenta de gas y polvo y tiene una masa aproximadamente 100 millones de veces la del Sol, que parece ser la fuente de las eyecciones de gas desde el centro de la galaxia.

Alrededor de este agujero negro se encuentra una población de estrellas antiguas y rojizas que le dan a M88 su cálido resplandor central. Desde el centro se extienden varios brazos espirales simétricos y compactos, cada uno delineado por brillantes cúmulos estelares azules, regiones ionizadas de color rosa y nubes de polvo anudadas. M88 se aprecia desde un ángulo que le da una apariencia alargada, y sus brazos espirales se despliegan delicadamente desde el centro. Puede ver una imagen del astrónomo Ron Brecher, recientemente publicada, de Messier 88 completa y el espacio que tiene en su entorno.

M88 pertenece al Cúmulo de Galaxias de Virgo, una agrupación de más de mil galaxias unidas por la gravedad y ligadas por el destino. A medida que este enorme grupo de galaxias se desplaza por el espacio, las mismas galaxias se encuentran en constante movimiento al orbitar alrededor del centro de gravedad del cúmulo. M88 emprende un largo y, en cierto modo, peligroso viaje cósmico que la llevará a los confines del cúmulo.

Como ocurre con cualquier viaje épico, M88 se verá fundamentalmente transformada por su travesía hacia el centro del Cúmulo de Virgo, ubicado a unos 2 millones de años luz de su posición actual. Dentro de 200 a 300 millones de años, M88 alcanzará su punto más cercano a Messier 87, la enorme galaxia elíptica que constituye el eje central del cúmulo. Al aproximarse a este coloso gravitacional, M88 experimentará un intenso proceso de desprendimiento por presión de ariete. Este proceso consiste en la expulsión del gas de una galaxia al atravesar el gas omnipresente entre las galaxias del cúmulo.

Los investigadores ya han observado este proceso en M88. El disco de gas giratorio de la galaxia está truncado y parece haberse comprimido en el borde frontal, acumulándose como nieve ante un arado. De hecho, M88 parece tener considerablemente menos gas frío, el combustible esencial para la formación estelar, de lo esperado para una galaxia de su tamaño, especialmente en sus regiones exteriores. Esto indica claramente que M88 se verá alterada por su trayectoria, lo que afectará su capacidad de formar estrellas y modificará el curso de su evolución.

Los astrónomos observaron M88 con el Hubble como parte de un programa de observación que pretende comprender la vida de las galaxias espirales en entornos densamente poblados. Este programa utiliza la cámara de campo amplio 3 del Hubble, de gran capacidad, que puede resolver con precisión cúmulos estelares y nebulosas individuales en galaxias situadas a decenas de millones de años luz de distancia. Al estudiar galaxias a estas escalas, los astrónomos pueden comprender cómo el paso por un cúmulo influye en la evolución de las galaxias y en su capacidad para formar nuevas estrellas. M88 fue descubierta por Charles Messier el 18 de marzo de 1781.

Fotografía Original
Imagen Ampliable

Crédito:  ESA / Hubble / NASA / D. Thilker / Equipo MAUVE-HST

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
Messier 88 / M 88 / M88 / NGC 4501 / UGC 7675 / LEDA 41517 / VCC 1401 MCG+03-32-059 / IRAS F12294+1441 / IRAS F12294+1441 / ALFALFA 1-339 2E 2758 / 2E 1229.4+1442 / EVCC 2153 / GB6 B1229+1441 / WB 1229+1441 87GB 122926.9+144138 / GLEAM J123159+142503 / UZC J123159.1+142515 HIPASS J1231+14 / INTREF 503 / BWE 1229+1441 / NVSS J123158+142505 NVSS B122927+144138 / MITG J123159+1425 / PCCS1 857 G282.29+76.51 PCCS1 545 G282.29+76.51 / PSCz Q12294+1441 / Z 99-76 / Z 1229.4+1442 VCC 1401 / VPC 840 / WSTB 29W39 / EQ 1229+146 / [DC78] UGC 7675 2MASX J12315921+1425134 / Gaia DR3 3932964160685800064	12:31:59.1525062448	+14º 25' 13.148971824''	V = 13.18	Simbad

Cúmulo de galaxias ACO 2029

Viernes 5 de Junio de 2026

Esta imagen del Observatorio de rayos X Chandra, muestra el cúmulo de galaxias ACO 2029, también llamado Abell 2029 y apodado como el Cúmulo más Relajado del Universo, que se localiza en dirección a la Constelación de Virgo. Este nombre no se debe a su ambiente tranquilo, sino más bién a la  aparente calma e imperturbable gas supercaliente que impregna el cúmulo. Esta observación demuestra claramente que ACO 2029 tuvo una historia mucho más compleja de lo que sugiere su estado actual. Está en proceso de estabilizarse tras una violenta colisión con otro cúmulo más pequeño hace unos 4.000 millones de años.

Los cúmulos de galaxias son las estructuras unidas por la gravedad más grandes del Universo. Están formados por cientos o incluso miles de galaxias, materia oscura invisible y una enorme cantidad de gas que llena el espacio entre ellas. Este gas suele calentarse a millones de grados, lo que hace que emita rayos X. Los datos de Chandra revelan claros indicios de que este cúmulo tuvo una historia compleja. Esta nueva imagen compuesta muestra evidencia de las travesuras previas del cúmulo en la forma de nautilo que se observa en color azul, mientras los datos de Pan-STARRS muestran las estreellas y galaxias en luz visible.

El estudio indica que la forma espiral del gas caliente se formó cuando el gas del cúmulo se movió hacia los lados debido a los efectos gravitacionales de la colisión, de forma similar a como se mueve el vino en una copa. La espiral oscilante en ACO 2029 es una de las más largas jamás observadas, llegando a medir unos dos millones de años luz desde el centro del cúmulo. Existen varias otras pruebas clave de este superchoque, nunca antes vistas juntas en un cúmulo, lo que permite a los investigadores rastrear la historia de la colisión del cúmulo con un detalle sin precedentes. Se han observado indicios de una gran salpicadura de gas frío creada por la colisión.

También podría haber una onda de choque en el gas supercalentado producto de la colisión, similar a una explosión sónica de un avión supersónico. Finalmente, hay una estructura en forma de arco en el gas caliente, que los investigadores creen que podría ser causada por una superposición entre las partes exteriores de la espiral y el gas arrancado del cúmulo más pequeño al pasar a través del más grande, se piensa que esto es una reliquia de la colisión, aunque pueden existir otras explicaciones para esta estructura.

Las simulaciones por ordenador de la colisión sugieren que el cúmulo más pequeño tenía una masa aproximadamente diez veces menor que el más grande. La espiral se formó cuando el cúmulo más pequeño atravesó al más grande por primera vez, arrastrando su gas lateralmente. La gravedad del cúmulo más grande provocó entonces que el otro cúmulo se ralentizara y fuera atraído de nuevo para una segunda colisión. Esto generó un frente de choque y dejó tras de sí una estela de material, formando la estructura de salpicadura.

Para descubrir estas características, los astrónomos emplearon una técnica especial que analizaba la desviación del gas caliente del cúmulo respecto a una forma simétrica. La mayor parte del gas caliente es simétrica y tiene aproximadamente forma ovalada. Los astrónomos eliminaron esta forma ovalada simétrica de la imagen original de rayos X. La emisión de rayos X restante en la imagen resultante muestra claramente las características inusuales de la espiral oscilante, el arco y la zona de salpicaduras. El frente de choque es demasiado tenue para ser visible en esta imagen.

Los científicos eliminaron esta forma ovalada simétrica de la imagen original de rayos X. La emisión de rayos X restante en la imagen resultante muestra claramente las características inusuales de la espiral oscilante, el arco y las salpicaduras. El frente de choque es demasiado tenue para ser visible en esta imagen.

Fotografía Original

Crédito:  Rayos X:  NASA / CXC / CFA / C. Watson
Óptico:  PanSTARRS
Procesamiento:  NASA / CXC / SAO / N. Wolk y P. Edmonds

Nombre	RA	DEC	Datos
ACO 2029 / Abell 2029 / XCLASS 24004 / 3A 1509+058 / FR 90 ACT-CL J1510.9+0544 / BAX 227.7447+05.7617 / ClG 1508.5+0557 2E 1508.4+0555 / 1ES 1508+05.9 / H 1508+060 / XSS J15110+0541 EXSS 1508.4+0556 / 1H 1508+060 / 1M 1514+068 / RXGCC 593 MCXC J1510.9+0543 / NSC J151055+054713 / PBC J1510.8+0545 PLCKESZ G006.47+50.54 / PSZ2 G006.49+50.56 / RXC J1510.9+0543 PSZRX G006.47+50.53 / 1RXS J151056.3+054431 / RBS 1470 SRGA J151054.2+054422 / RXGCC 593 / SWIFT J1510.9+0547	15:10:54.2	+05º 44' 23''	Simbad

Nebulosa de la Sirena por Ezequiel Bellocchio

Jueves 4 de Junio de 2026

Esta imagen del astrónomo Ezequiel Bellocchio muestra la parte óptica más brillante del remanente de supernova SNR G295.5+09.7, mucho más grande. Por su forma esta nebulosa fue apodada como Nebulosa de la Sirena o Nebulosa del Pez Betta, una región que exhibe una potente emisión de rayos gamma llamada 4FGL J1208.1-5149. Esta fantasmal nube es predominantemente de color azul, característico del oxígeno doblemente ionizado, mientras las volutas rojas responden a la presencia del hidrógeno, presente en mucha menor medida.

Se localiza en dirección a la Constelación de Centaurus y se estima que se encuentra a una distancia de unos 4.500 años luz de la Tierra. Lo que aquí aparece como una elegante red de filamentos azules luminosos y frentes de choque es solo una parte del campo de escombros en expansión dejados por una estrella que explosionó hace miles de años. El SNR completo abarca unos 120 x 85 años luz. La sección ópticamente prominente capturada aquí es mucho más pequeña, con la brillante estructura filamentosa visible en este campo cubriendo aproximadamente 34 x 25 años luz.

Lo que hace que esta nebulosa sea tan impactante es su extraordinaria textura. En lugar de formar una envoltura lisa, el remanente se ha fragmentado en láminas comprimidas por la onda de choque, filamentos retorcidos y velos translúcidos ricos en oxígeno. El brillante arco central es una de las secciones visibles más activas del frente de choque, mientras que los filamentos más tenues y separados revelan cuán frágil y difusa se ha vuelto la estructura a medida que el remanente continúa expandiéndose. Descubierta originalmente en rayos X, la nebulosa también es una fuente de radio e infrarrojos.

Es un objeto donde la sutileza importa más que el brillo. No es una nebulosa densa, sino una tenue y envejecida envoltura de escombros estelares, extendida por el espacio hasta convertirse en uno de los remanentes de supernova más delicados e inquietantes del cielo. La forma de sirena de la nebulosa ha podido ser útil para las mediciones del campo magnético interestelar. Se estima que la Nebulosa de la Sirena tiene una edad de aproximadamente 14.000 años. En esta imagen el norte está 180º a la derecha de la vertical. Detalles técnicos.

Crédito:  Ezequiel Bellocchio / Astropilar / Instagram

Nombre	RA	DEC	Datos
SNR G295.5+09.7 / SNR G296.5+10.0 / AJG 14 / 1E 1207.3-5210 / H 1215-53 3FGL J1209.1-5224 / 4FGL J1208.5-5243e / FHES J1208.7-5229 / MSH 12-5-01 3FHL J1208.5-5243e / GRS G296.50 +10.00 / 1H 1208-518 / PKS 1209-521 PKS 1209-520 / PKS 1209-51 / PKS 1209-52	12:09:40.0	-52º 25' 00''	Simbad
4FGL J1208.1-5149	12:08:06.1	-51º 49' 20''	Simbad

Abell 2744-QSO1

Miércoles 3 de Junio de 2026

Utilizando la capacidad de imagen y espectroscopia sin precedentes del Telescopio Espacial James Webb, los investigadores han cartografiado el movimiento y la composición del gas que orbita un agujero negro en el centro de Abell 2744-QSO1, una pequeña galaxia situada a una distancia de más de 13.000 millones de años luz de la Vía Láctea. Los resultados sugieren que el agujero negro, con una masa de 50 millones de veces la del Sol, es anterior a su galaxia anfitriona, posiblemente formándose en el primer segundo del Big Bang, y que debió ser inmenso desde sus inicios.

¿Qué surgió primero, la galaxia o el agujero negro? Los científicos han creído durante mucho tiempo que podría ser la galaxia, las estrellas grandes dentro de una galaxia existente consumen su combustible y colapsan para formar agujeros negros, que pueden engullir el material circundante y fusionarse con el tiempo para formar entidades más masivas. Pero es difícil comprender cómo los agujeros negros con una masa millones o miles de millones de veces mayor que la del Sol, pudieron crecer tan rápidamente a partir de semillas tan pequeñas.

Ahora, los investigadores que utilizan Webb han detectado pruebas claras de que algunos agujeros negros supermasivos fueron enormes desde el principio, formándose sin una fase de colapso estelar y sin una galaxia anfitriona significativamente más masiva que los alimentara. La conclusión de los astrónomos se basa en observaciones detalladas de Abell 2744-QSO1, un prototipo de pequeño punto rojo que existió tan solo 700 millones de años después del Big Bang. Aunque QSO1 tiene solo 1.300 años luz de diámetro y su luz ha viajado durante más de 13 mil millones de años, es más fácil de estudiar que la mayoría de los demás puntos rojos porque la lente gravitacional del cúmulo de galaxias Abell 2744, el Cúmulo de Pandora, lo afecta. QSO1 se magnifica y se observa en tres ubicaciones diferentes entorno al cúmulo.

Los estudios iniciales de QSO1 revelaron pruebas convincentes de que podría ser poco más que una nube de hidrógeno y helio incandescentes orbitando un agujero negro supermasivo con una masa estimada de 40 millones de veces la del Sol. Pero al igual que con otros agujeros negros primitivos descubiertos por Webb, existía incertidumbre sobre si realmente era tan masivo. El equipo reconoció que si el agujero negro de QSO1 es tan masivo como parece, deberían poder utilizar la unidad de campo integral IFU del espectrógrafo de infrarrojo cercano NIRSpec del telescopio Webb para rastrear los efectos de su gravedad en el gas que gira a su alrededor, al tiempo que mapean la distribución de varios elementos en el gas.

Los investigadores utilizaron las observaciones del IFU para mapear los movimientos del gas hidrógeno que rodea el agujero negro. Al representar gráficamente la velocidad de rotación en función de la distancia al centro, descubrieron que el gas tiene un movimiento kepleriano, orbita alrededor de un punto central de la misma manera que los planetas de nuestro Sistema Solar orbitan alrededor del Sol. Dado que el movimiento kepleriano se rige por leyes gravitacionales simples, el equipo pudo utilizar las mediciones de velocidad del gas para calcular directamente la masa del agujero negro, una hazaña sin precedentes. Descubrieron que el agujero negro no solo es inmenso, con una masa aproximada de 50 millones de veces la del Sol, sino que además constituye dos tercios de la masa total de QSO1. Esta proporción es miles de veces mayor que en otras galaxias cercanas, donde los agujeros negros supermasivos representan solo una pequeña fracción de la masa total de la galaxia anfitriona.

Los mapas de composición obtenidos con IFU respaldaron estos resultados, demostrando que el gas en todo QSO1 está compuesto casi en su totalidad por hidrógeno y helio, con muy pocos elementos más pesados como el oxígeno, que cabría esperar en una galaxia rica en estrellas y restos estelares. Con una metalicidad inferior al 0,5 % de la del Sol, QSO1 es uno de los entornos galácticos más prístinos jamás medidos. El equipo de investigación cree que esto es una buena señal de que las suposiciones utilizadas para las mediciones indirectas de masa son válidas y que las masas de otros agujeros negros en el Universo primitivo no se han sobreestimado.

La enorme masa de QSO1 en relación con su galaxia anfitriona sugiere que no pudo haberse formado gradualmente a partir de la fusión y alimentación de agujeros negros mucho más pequeños, de masa estelar. Ya sea que el agujero negro de QSO1 evolucionara a partir de una semilla pesada que se formó en el primer segundo del Big Bang o algo más tarde a partir del colapso de una gigantesca nube de gas, es casi seguro que nació grande y que puede estar en las primeras etapas de la formación de una galaxia a su alrededor. El equipo cree que los pequeños puntos rojos como QSO1 no pudieron haber sido raros en el Universo primitivo, y está analizando objetos similares para averiguar si los agujeros negros supermasivos realmente son anteriores a las galaxias donde residen actualmente. En la imagen superior el norte está 35º a la derecha de la vertical.

Fotografía Original 1
Fotografía Original 2

Crédito:  NASA / ESA / CSA / L. Furtak (Universidad Ben-Gurion del Néguev) / R. Maiolino (Cambridge) / F. D'Eugenio (Cambridge)
I. Juodžbalis (Cambridge) / H. Übler (MPE) / C. Marconcini (Universidad de Florencia)
Procesamiento:  A. Pagan

Nombre	RA	DEC	Datos
Abell 2744 / ACO 2744 / AM 0011-303 / ACT-CL J0014.3-3022 BAX 003.5813-30.3887 / ACCG 118 / MCS J0014.3-3022 / RBS 34 MCXC J0014.3-3023 / PLCKESZ G008.93-81.23 / XCLASS 20073 PSZ1 G009.02-81.22 / PSZ2 G008.94-81.22 / PSZRX G008.92-81.24 RXC J0014.3-3022 / RXC J0014.3-3023 / SPT-CL J0014-3022 1RXS J001419.1-302216 / [DBG99] 5	00:14:20.03	-30º 23' 17.8''	Simbad

Misterios en la distancia

Martes 2 de Junio de 2026

Esta imagen es producto de una colaboración de varios observatorios, los datos de rayos X del Observatorio de rayos X Chandra, se combinan con datos de radio del Radiotelescopio Sudafricano MeerKAT y con datos infrarrojos del Telescopio Espacial Spitzer. El objetivo para realizar esta imagen es un misterioso objeto cósmico llamado ASKAP J1832-0911, un objeto transitorio de radio de largo periodo, lo que llaman un LPT por sus siglas en inglés.

Se trata de un faro en el espacio, que se enciende durante dos minutos y se apaga durante poco más de 40 minutos, repitiendo este patrón una y otra vez. Estos objetos astronómicos, descubiertos recientemente y cuya naturaleza sigue siendo un misterio, emiten breves pulsos de ondas de radio con intervalos regulares que pueden durar minutos u horas. ASKAP J1832–0911 emite señales de radio y de rayos X de manera sincronizada cada 44 minutos.

Se encuentra en la Vía Láctea a una distancia de unos 15.000 años luz de la Tierra y se localiza en dirección a la Constelación de Scutum, cerca y al suroeste de la brillante estrella alf Sct desde nuestra perspectiva. Las señales de radio se correlacionaron con pulsos de rayos X detectados por el Observatorio de Rayos X Chandra, que casualmente observaba la misma región del cielo.

Los objetos transitorios de radio de largo periodo LPT representan una categoría de objetos astronómicos recientemente identificada. Desde su descubrimiento en 2022, se han detectado apenas una decena de LPT en todo el cielo. Actualmente, no existe una explicación clara sobre qué causa estas señales ni por qué se encienden y apagan en intervalos tan largos, regulares e inusuales. Detectarlas tanto en rayos X como en ondas de radio podría ayudar a los astrónomos a identificar más casos y avanzar en su comprensión.

Este hallazgo también permite acotar las posibles explicaciones sobre qué tipo de objeto podría ser. Dado que los rayos X tienen una energía mucho mayor que las ondas de radio, cualquier teoría debe explicar ambos tipos de emisión, lo que proporciona una pista clave en un enigma aún sin resolver. Podría tratarse de un magnetar envejecido, una estrella de neutrones con un gran campo magnético o una enana blanca supermagnetizada.

Crédito:  Ziteng (Andy) Wang / ICRAR

Nombre	RA	DEC	Datos
ASKAP J1832-0911	18:32:48.4589	-09º 11' 15.297''	Simbad

PHR J1832 por Peter Goodhew

Lunes 1 de Junio de 2026

Esta imagen del astrónomo Peter Goodhew, presenta la nebulosa planetaria PHR J1832-0317, que se localiza en dirección a la Constelación de Serpens. Los datos fueron adquiridos por la unidad 1 del Very Large Telescope, combinados con datos de banda ancha del telescopio remoto de Peter, ubicado en Frenegal de la Sierra, España. PHR J1832-0317 ocupa 34 segundos de arco en el cielo, contiene estructuras de gas y polvo, además de volutas de gas bipolares en su parte externa. En esta imagen el norte está 180º a la derecha de la vertical. Detalles técnicos.

Crédito:  Peter Goodhew / Imaging Deep Space

Nombre	RA	DEC	Datos
PHR J1832-0317 / IRAS 18298-0320 / PN G027.8+02.7 NVSS J183231-031743	18:32:31.3	-03º 17' 45''	Simbad