Revelada la preconcepción de planetas

Domingo 1 de Noviembre de 2026

Un equipo de investigación internacional dirigido por el profesor asistente de proyecto Satoshi Ohashi, del Observatorio Astronómico Nacional de Japón NAOJ, ha realizado observaciones de alta resolución y múltiples longitudes de onda de un disco protoplanetario alrededor de una protoestrella relativamente joven llamada DG Taurus, utilizando ALMA para estudiar la estructura del disco, tamaño y cantidad de polvo, el material primordial para la concepción de los planetas.

Como resultado, el equipo logró capturar las condiciones en vísperas de la formación de planetas, ya que el disco era liso y sin firmas de la existencia de planetas. También descubrieron que el polvo había crecido significativamente en la parte exterior del disco y que la concentración de polvo era mayor de lo esperado en la parte interior del disco. Con estos resultados, se ha revelado el primer paso en el proceso de la formación de planetas.

Resolver el misterio de cómo se formaron los planetas como la Tierra es una cuestión importante para comprender el origen de la vida. Se cree que los planetas se forman cuando el polvo y el gas interestelar se acumulan en un disco protoplanetario que rodea a una protoestrella, pero no está claro dónde, cuándo o cómo comienza la formación de planetas. Por otro lado, se sabe que cuando un planeta se forma dentro de un disco, su gravedad crea un patrón similar a un anillo en el disco.

De hecho, las observaciones con ALMA han revelado estructuras de anillos de este tipo en muchos discos protoplanetarios, lo que sugiere la existencia de planetas. Para estudiar el proceso de formación de planetas, es necesario observar detalladamente los discos en los que es seguro que aún no existen planetas. Sin embargo, debido a las dificultades para encontrar discos de este tipo sin firmas de planetas y estudiarlos en detalle, todavía no tenemos una idea clara de cómo comienza la formación planetaria.

En este estudio, los investigadores se centraron en la protoestrella relativamente joven DG Tau, y estudió en detalle el disco que la rodea con el Atacama Large Milimeter/submilimeter Array o ALMA. Observaron la distribución de la intensidad de las emisiones de radio a una longitud de onda de 1,3 mm emitida por el polvo del disco con una resolución espacial extremadamente alta de 0,04 segundos de arco y revelaron la estructura detallada del disco.

Los resultados muestran que el disco alrededor de DG Tau es liso y carece de los patrones en forma de anillos que se ven en los discos alrededor de protoestrellas más antiguas. Esto indica que no hay planetas en el disco de DG Tau, y la imagen puede haber capturado la víspera de la formación planetaria. Además, observaron el disco en diferentes longitudes de onda de 0,87 mm, 1,3 mm y 3,1 mm e investigaron las ondas de radio y las intensidades de polarización.

Dependiendo del tamaño y la densidad del polvo, cambia la relación entre las intensidades de las ondas de radio en diferentes longitudes de onda y la intensidad de polarización de las ondas de radio dispersadas por el polvo. Por lo tanto, la distribución de tamaño y densidad se puede estimar comparando los resultados de la observación con simulaciones de varios patrones de distribución de tamaño y densidad del polvo. Esto revela hasta qué punto está creciendo el polvo interestelar, el material del que están hechos los planetas.

Las simulaciones de mejor ajuste sugieren que el polvo es mayor en la parte exterior del disco, más de unas 40 unidades astronómicas, un poco más que la distancia entre el Sol y Neptuno, que en la parte interior, lo que indica que el proceso de formación de planetas está más avanzado. Las teorías sobre la formación de planetas han sugerido que la formación de planetas comienza en la parte interior del disco, pero los resultados de este estudio contradicen esta expectativa e indican que la formación de planetas puede comenzar desde la parte exterior del disco.

Por otro lado, se encontró que la proporción entre el polvo y el gas era aproximadamente 10 veces mayor en la región interior que en el espacio interestelar normal, aunque el tamaño del polvo es menor. Además, estas partículas de polvo están bien asentadas en el plano medio del disco, lo que sugiere que el disco está en proceso de acumular material para formar planetas. Es posible que en el futuro esta acumulación de polvo desencadene la formación planetaria.

Estas observaciones fueron posibles gracias a la extrema resolución espacial de ALMA de 0,04 segundos de arco, así como a la observación de ondas de radio emitidas por el polvo, incluida la luz polarizada en tres longitudes de onda diferentes. Esta es la primera vez que se revela el tamaño y la densidad del polvo en un disco liso sin firma de planetas. Esto ha proporcionado nueva información sobre los sitios de formación planetaria, que no podrían haber sido predichos por estudios teóricos u observaciones anteriores de discos con firmas de formación de planetas.

Al comentar sobre la importancia de esta investigación, Satoshi Ohashi dice "Hasta ahora, ALMA ha logrado capturar una amplia variedad de estructuras de discos y ha revelado la existencia de planetas. Por otro lado, para responder a la pregunta: ¿Cómo comienza la formación de planetas?, es importante observar un disco liso sin ninguna señal de este proceso. Creemos que este estudio es muy importante porque revela las condiciones iniciales para la formación planetaria".

Fotografía Original

Crédito:  ALMA (ESO / NAOJ / NRAO) / S. Ohashi

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
V* DG Tau / Ced 33 / HH 158 / LBN 788 / TIC 268017134 / DG 32 LBN 171.88-15.66 / SV* SVS 1078 / GSC 01820-00330 / JP11 5481 GBS-VLA J042704.69+260615.8 / IRAS 04240+2559 / MHA 259-10 JCMTSE J042704.6+260617 / JCMTSF J042704.6+260617 / Elia 3-5 PSCz P04240+2559 / SSTtau 042704.6+260616 / UCAC2 40978146 WDS J04271+2606A / HBC 37 / AKARI-IRC-V1 J0427046+260616 2MASS J04270469+2606163 / KSA 19A / WISE J042704.69+260615.9 WISE J042704.70+260615.9 / XEST 02-OM-028 / XEST 02-022 AAVSO 0420+25B / LOO 5A / Gaia DR2 151262700852297728 Gaia DR3 151262700852297728 / [CBS82] 042401.015+255934.84	04:27:04.6921275888	+26º 06' 16.060169268''	V = 10.50	Simbad

La SMC por Ezequiel Bellocchio

Sábado 31 de Octubre de 2026

Esta imagen del astrónomo Ezequiel Bellocchio, muestra la parte central de la Pequeña Nube de Magallanes o SMC. Se trata de la pequeña de los dos galaxias que el navegante Magallanes utilizaba para orientarse en el océano, de ahí los nombres de ambas galaxias. Estas galaxias acompañan a la Vía Láctea en su viaje a través del Universo. La SMC es una galaxia enana irregular rica en gas y polvo que exhibe altos niveles de formación estelar.

La evolución de la galaxia es un complejo proceso multifactorial con formación de estrellas como una de las fuerzas impulsoras supremas. La Pequeña Nube de Magallanes es muy adecuada para la investigación de los procesos de formación estelar debido a su proximidad, su falta de una barra o estructura en espiral la deja huérfana de un mecanismo interno aparente para la formación global de estrellas. Sin emargo tiene grandes regiones de gas, depósitos capaces de formar vigorosamente estrellas.

Los astrónomos han rastreado la historia de formación de estrellas de la SMC y han concluido que aproximadamente el 50% de las estrellas que alguna vez se formaron en ella tienen una edad de unos 8.400 millones de años. Al igual que la LMC, la SMC experimentó un período de reposo y formó relativamente pocas estrellas hace entre 8.400 y 3.000 millones de años. Ha habido un aumento gradual en la formación de estrellas durante los últimos 3 mil millones de años con estallidos periódicos.

Las épocas de formación estelar coinciden muy bien con los pasajes perigalacticos pasados de la SMC cerca de la Vía Láctea, lo que proporciona una fuerte evidencia de que las interacciones de marea con nuestra galaxia representan una fuerza impulsora significativa para la formación de estrellas en la SMC. Esta galaxia experimentó un encuentro de marea relativamente reciente con su hermana mayor, la LMC, hace unos 200 millones de años.

En ese momento se formó un grueso puente de gas neutro que ahora conecta las dos galaxias enanas y se conoce como el Puente de Magallanes. Ocurrió un encuentro más antiguo entre la Vía Láctea y la LMC hace unos 1.500 millones de años creando un enorme arco de marea de gas que se extiende a lo largo de unos 100 grados del cielo del hemisferio sur y se conoce como la Corriente de Magallanes.

Los estudios de la infraestructura gaseosa de la SMC en longitudes de onda de radio han identificado un número extraordinariamente alto de estructuras con un caparazón en expansión. Se identificaron 509 capas de hidrógeno neutro en expansión en toda la pequeña galaxia, aparentemente todas formadas al mismo tiempo en los últimos millones de años, lo que indica un período reciente de formación estelar dramáticamente escalada.

Aunque la mayoría de las envolturas contienen cúmulos estelares centrales o asociaciones OB cuyos vientos y supernovas se supone que son los impulsores de las envolturas, más del 10% de éstas están particularmente vacías. Los depósitos vacíos se concentran en la región noroeste de la SMC, donde se sabe que existe una peculiar característica de chimenea que puede haber proporcionado el impulsor de energía para los depósitos vacíos.

El efecto chimenea ocurre cuando el gas neutro calentado se canaliza fuera de una región a través de conductos formados por capas y filamentos alineados espacialmente que conducen a la propagación del gas a áreas distantes de una galaxia. Se sabe que este fenómeno ocurre en varias galaxias más distantes. La Pequeña Nube de Magallanes ó SMC, también catalogada como NGC 292, contiene unas 30 mil millones de estrellas y su extensión visible es de más de 10.000 años luz.

Ópticamente, su estructura es rica en regiones HII, cúmulos de estrellas jóvenes y restos de supernova, todos indicadores de una producción de estrellas activa y sostenida en los últimos millones de años. Esta galaxia enana que orbita a la Vía Láctea e interactúa con su hermana mayor, es un objeto importante en la historia astronómica como la ubicación en la que Henrietta Leavitt descubrió la relación período-luminosidad de las variables cefeidas.

Esta imagen muestra los depósitos de gas hidrógeno vistos aquí en color rojo, formando bolsas de gas que se comprimen por los vientos estelares de las estrellas masivas y las explosiones de supernova, creando burbujas y frentes de choque que comprimen el gas, lo que puede producir nuevas estrellas. La SMC se localiza en dirección a la Constelación de Tucana, tiene un tamaño visual de 5º20' x 3º5' en el cielo y se sitúa a una distancia de unos 200.000 años luz de la Tierra. Fue descubierta por Américo Vespucio en 1501. En esta imagen el norte está arriba. Detalles técnicos.

Crédito:  Ezequiel Bellocchio / Astropilar / Instagram

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
Pequeña Nube de Magallanes / Small Magellanic Cloud / SMC Nubecula Minor / NGC 292 / ESO 29-21 / LEDA 3085 / Anon 0051-73 PBC J0102.7-7241 / 1FGL J0101.3-7257 / 2FGL J0059.0-7242e 3FGL J0059.0-7242e / 4FGL J0058.0-7245e / GLXY G291.4-41.7+191 XSS J00595-7303 / [M98c] 005053.0-730418 / [MI94] Im 6	00:52:38.0	-72º 48' 01''	V = 2.2	Simbad

IC 2177

Viernes 30 de Octubre de 2026

Esta imagen tomada por la cámara ComCam, instalada en el Observatorio Vera C. Rubin, muestra la cabeza de la conocida Nebulosa de la Gaviota. La nebulosa de reflexión vista aquí en color azul está catalogada como IC 2177 o Vdb 93, todo lo demás se clasifica como una nebulosa de emisión llamada Sh2-292, Gum 1 y RCW 2 entre otras designaciones. Ambas nubes forman la cabeza de la gaviota, cuyo brillo extremo se debe a la radiación de una joven y caliente estrella que se oculta en su interior.

Las nebulosas se encuentran entre los objetos más impresionantes del cielo nocturno. Son nubes interestelares compuestas de polvo, moléculas, hidrógeno, helio y otros gases ionizados en los que están teniendo lugar procesos de formación estelar. Esta espectacular región de formación estelar, no es una excepción, es sólo una parte de la enorme nebulosa, que despliega sus alas con una envergadura de unos 100 años luz y se asemeja a una gaviota volando, de ahí su nombre.

IC 2177 está situada a una distancia de unos 3.700 años luz del Sistema Solar y se localiza justo en el límite entre las constelaciones de Monoceros y Canis Major. Se encuentra relativamente cerca de la brillante estrella Sirio, la más luminosa del cielo de la Tierra. La compleja formación de gas y polvo que forma la cabeza de la gaviota brilla intensamente en el cielo debido a la fuerte radiación ultravioleta que procede en su mayor parte de la joven estrella HD 53367, ubicada en el ojo de la gaviota.

La luz de las estrellas calientes de tonos blancoazulados también disemina las pequeñas partículas de polvo de la nebulosa para crear una bruma azul, que refleja la luz de las estrellas, creando una nebulosa de reflexión, lo que genera un intenso contraste con otras partes de la nebulosa. La Nebulosa de la Gaviota también se encuentra cerca de la popular Nebulosa Casco de Thor NGC 2359. IC 2177 fue descubierta por Isaac Roberts en 1898. En esta imagen el norte está 90º a la izquierda de la vertical.

Fotografía Original

Crédito:  NSF / DOE / Observatorio Vera C. Rubin / NOIRLab / SLAC / AURA
Procesamiento:  TA Rector (Universidad de Alaska Anchorage / NSF NOIRLab)
Davide de Martin y Mahdi Zamani (NSF NOIRLab)

Nombre	RA	DEC	Datos
IC 2177 / Gum 1 / RCW 2 / VDB 93 / Sh2-292 / GN 07.02.0 / LBN 1027 / PKS 0702-10 PKS 0702-103 / PKS J0704-1027 / LBN 223.68-01.86 / GRS G223.90 -01.90 / RRF 2486	07:04:25.0	-10º 27' 18''	Simbad

Una caldera de formación estelar

Jueves 29 de Octubre de 2026

Esta Imagen tomada por el Telescopio Espacial James Webb, muestra un turbulento crisol de formación estelar para observar lo que se gesta en el interior de las densas nubes de gas. Se trata de la región de formación estelar LHA 120-N 159, ubicada a 161.000 años luz de distancia en la Gran Nube de Magallanes o LMC, una de las galaxias satélite que orbitan la Vía Láctea. Esta imagen abarca aproximadamente 230 años luz de diámetro. LHA 120-N 159  es lo que los astrónomos denominan una región HII, un área del espacio repleta de gas de hidrógeno ionizado.

En los viveros estelares como este, las gigantescas nubes moleculares de gas hidrógeno frío colapsan por la gravedad, formando nuevas estrellas. Muchas de estas estrellas son extremadamente masivas y calientes, y su potente radiación ultravioleta ioniza el gas que las rodea. Esto convierte a las regiones HII en indicadores de formación estelar activa, y a medida que el gas ionizado irradia luz, se transforman en el tipo de nebulosa de emisión brillante que vemos en esta imagen. Los intensos vientos estelares de estas estrellas esculpen densas crestas y abren cavidades en el gas.

La turbulenta actividad de formación estelar en LHA 120-N 159 está rodeada por densas y humeantes nubes anaranjadas que también se extienden por el centro de la imagen. El color naranja claro indica la luz emitida por los hidrocarburos aromáticos policíclicos, una importante molécula basada en el carbono. A izquierda y derecha del centro, las regiones azules son nubes de gas HII, ionizadas por la intensa luz ultravioleta de las estrellas masivas.

Filamentos de color rojo oscuro cruzan el centro de la imagen, particularmente visibles sobre la región azul del lado derecho, que están compuestos de hidrógeno molecular frío. Estos filamentos constituyen la parte más densa de la nebulosa y actualmente protegen a las estrellas jóvenes de la intensa radiación y los vientos estelares, pero con el tiempo también se erosionarán. La LMC está repleta de regiones HII convenientemente ubicadas para su estudio, incluyendo a la más grande LHA 120-N 79 y la espectacular Nebulosa de la Tarántula NGC 2070.

No son exactamente iguales a las regiones de formación estelar de nuestra propia galaxia, la metalicidad de la LMC, su proporción de elementos, que los astrónomos denominan metales y son más pesados que el hidrógeno y el helio, es significativamente menor que en la Vía Láctea. Esto brinda a los investigadores la oportunidad de estudiar las regiones HII en condiciones más similares a las del Universo primitivo, lo que nos ayuda a comprender la formación estelar que tenía lugar en aquella época.

Con menos de tres millones de años de edad, LHA 120-N 159 es una de las regiones de formación estelar más jóvenes de la LMC, y contiene miles de estrellas en sus primeras etapas de formación. Desde la llegada de los telescopios espaciales, los astrónomos han examinado detenidamente las poblaciones estelares de esta nebulosa.

El punto brillante en el lado izquierdo de la imagen es la Nebulosa Papillon, una masa excepcionalmente compacta de hidrógeno ionizado que se cree está relacionada con la formación de estrellas masivas, y fue resuelta por primera vez por el Telescopio Espacial Hubble en 1999. Secciones de las extensas nubes de gas aparecieron en dos imágenes del Hubble en 2025, que cubrían los lados este y oeste de la nube.

Los datos utilizados en esta imagen de Webb provienen de un programa de observación cuyo objetivo es estudiar y comparar estrellas en sus diferentes etapas de evolución dentro de esta nebulosa gigante. En el artículo resultante, los astrónomos profundizaron en LHA 120-N 159 con mayor detalle gracias a estos nuevos y completos datos de Webb. Lograron detectar estrellas extremadamente tenues, con una masa inferior a una décima parte la del Sol, y distinguir estrellas más grandes, calientes y completamente evolucionadas de los objetos estelares jóvenes que aún se encuentran envueltos en las densas nubes donde nacen.

Sus resultados mostraron que la región occidental de LHA 120-N 159 presenta una mayor concentración de estos objetos estelares jóvenes, lo que indica que se encuentra en una etapa más temprana de colapso para la formación de estrellas. Esta imagen de LHA 120-N 159 muestra una mayor extensión de los alrededores de la nebulosa, incluyendo su región sur. Esta área está aún menos evolucionada y con menos formación estelar que la región occidental. En esta imagen el norte está 24,4º a la izquierda de la vertical.

Fotografía Original

Crédito:  ESA / Webb / NASA / CSA / E. Sabbi / Mahdi Zamani (ESA / Webb)
Agradecimiento:  M. H. Özsaraç

Nombre	RA	DEC	Datos
LHA 120-N 159 / MRC 0540-697A / [GHG2013] 1 [BMD2010] SNR J0540.0-6944 / [MBB72] 77	05:39:46.650	-69º 45' 39.94''	Simbad

NGC 6152 por Sergio Eguivar

Miércoles 28 de Octubre de 2026

Esta imagen del astrónomo Sergio Eguivar, muestra el cúmulo estelar abierto NGC 6152, también catalogado como Collinder 304. Se localiza en dirección a la Constelación austral de Norma y se sitúa a una distancia de unos 3.400 años luz de la Tierra. El cúmulo contiene unas 100 estrellas miembros moderadamente concentradas. Su ubicación en el cielo, cercana al ecuador celeste, lo coloca delante de un denso campo estelar, lo que dificulta su observación y estudio.

Se encuentra 3,2º al suroeste de la brillante estrella gam 2 Normae y 3,5º al noroeste de kap Normae. NGC 6152 tiene una masa unas 1.228 veces la del Sol. Dada su distancia y su tamaño aparente, de 25 minutos de arco, se deduce que tiene un tamaño real de unos 36,4 años luz de diámetro. Su velocidad radial indica que NGC 6152 se acerca a la Tierra a una velocidad de 35,7 kilómetros por segundo. La metalicidad del grupo es entre el 103% y el 117% de la metalicidad solar.

Las estimaciones de edad para este cúmulo varían según las fuentes consultadas, que arrojan valores de entre 204 y 447 millones de años, a pesar de las diferencias cualquiera de los valores es indicador de su juventud. El cúmulo brilla en octava magnitud, por lo que se puede observar con binoculares de 40 a 50 mm de apertura o con un pequeño telescopio. NGC 6152 fue descubierto por John Herschel el 8 de julio de 1834. En esta imagen el norte está 165º a la izquierda de la vertical. Detalles técnicos.

Crédito:  Sergio Eguivar / Buenos Aires Skies

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
NGC 6152 / Collinder 304 / C 1628-525 / OCl 961.0 / MWSC 2423	16:32:51.1	-52º 37' 44''	V = 8.1	Simbad

El disco de HD 135344B

Martes 27 de Octubre de 2026

La estrella HD 135344B ha sido observada por el Very Large Telescope con dos instrumentos diferentes y ALMA. Puede alternar las dos vistas pasando el ratón sobre la imagen o haciendo click en pantallas táctiles. La primera vista contiene datos de SPHERE, siglas de Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch que se superpone a la imagen tomada con el Atacama Large Millimeter/submillimeter Array o ALMA. Las vistas revelan el disco polvoriento que hay entorno a la joven estrella.

La imagen inferior contiene los datos del Espectrógrafo y Generador de Imágenes de Resolución Mejorada o ERIS, instalado en el VLT, que mustra las características espirales que pueden ser esculpidas por planetas en proceso de formación, donde se revela evidencia de posibles planetas orbitando a HD 135344B. Las nuevas observaciones en longitudes de onda algo más largas, obtenidas con el instrumento ERIS han detectado un posible joven planeta alrededor de esta estrella. El círculo negro central corresponde a un coronógrafo, un dispositivo que bloquea la luz de la estrella para revelar los tenues detalles que hay a su alrededor.

Las imágenes originales de SPHERE y ALMA, que se publicaron en 2016 y 2015 respectivamente, vistas aquí en la parte superior, no mostraron evidencia de la presencia de un planeta en este disco, que fue detectado por primera vez por ERIS en 2025, como se puede apreciar en la imagen inferior. HD 135344B es una estrella de tipo Orion Variable, se sitúa a una distancia de 440 años de la Tierra y se localiza en dirección a la Constelación de Lupus, al suroeste de la brillante estrella de tercera magnitud phi01 Lup o HD 136422, no visible en el marco.

Fotografía Original 1
Fotografía Original 2
Fotografía Original 3

Crédito:  ESO / T. Stolker

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
HD 135344B / SAO 206462 / TIC 307602388 / TYC 7324-1676-1 CD-36 10010B / CPC 18 7492 / CPD-36 6759 / GSC 07324-01676 IDS 15094-3647 B / PPM 293635 / COO 271B / CSI-36 10010 22 CCDM J15158-3709B / PSCz P15126-3658 / WDS J15158-3709B SKY# 27641 / 2MASS J15154844-3709160 Gaia DR1 6199395652344416640 / Gaia DR2 6199395656645838976 Gaia DR3 6199395656645838976	15:15:48.4460065200	-37º 09' 16.024369824''	V = 8.708	Simbad