Centaurus A por Webb

Domingo 12 de Julio de 2026

En esta imagen tomada por el Telescopio Espacial James Webb, una galaxia familiar se transforma en algo mucho más rico y complejo de lo que jamás se había visto. Los datos recogidos en longitudes de onda del infrarrojo cercano y medio atraviesa las densas franjas de polvo que ocultan el centro de Centaurus A en luz óptica, revelando un intrincado entramado de estrellas individuales y una galaxia activa y en constante cambio. Centaurus A, también conocida como NGC 5128, se encuentra a 11 millones de años luz de la Vía Láctea, una distancia relativamente cercana en términos astronómicos.

A diferencia de la mayoría de las galaxias cercanas, Centaurus A es muy activa, lo que la convierte en un valioso laboratorio para comprender cómo crecen y evolucionan conjuntamente las galaxias y los agujeros negros. En su núcleo se encuentra un agujero negro supermasivo que se alimenta activamente del material circundante, al ingerir este material, el agujero negro lanza potentes chorros y libera enormes cantidades de energía, dando forma a la galaxia que lo rodea.

Centaurus A conserva las huellas de un pasado dramático, una gran colisión con otra galaxia hace aproximadamente dos mil millones de años. Las consecuencias de esa fusión aún son visibles hoy en su estructura inusual y en la continua formación estelar. Las observaciones en luz óptica del Telescopio Espacial Hubble no pudieron revelar la región central, donde el polvo obstruía la visión, mientras que el Telescopio Espacial Spitzer, ya fuera de servicio, reveló estructuras a gran escala en el infrarrojo, aunque sin poder distinguir estrellas individuales. Ahora, Webb aporta claridad y profundidad, exponiendo el funcionamiento interno de la galaxia estrella a estrella.

La visión infrarroja media resalta las ricas estructuras del polvo de la galaxia, que brillan con formas intrincadas que sorprenden e incluso desconciertan a los astrónomos. Una banda deformada, similar a un paralelogramo, atraviesa el centro de la galaxia, mientras que filamentos de material se extienden hacia afuera como nubes cósmicas. Al pasar el ratón sobre la primera imagen o al hacer click en pantallas táctiles se obtiene una imagen que incluye sólo los datos del instumento NIRCam, mientras la primera vista los datos se combinan con el instrumento MIRI.

Una característica en forma de S, especialmente visible en la imagen de MIRI, tomada en el Infrarrojo medio y que puede ver bajo estas líneas, también resulta inusual y plantea interrogantes que requieren mayor investigación para ser respondidas. ¿Qué originó esta forma? ¿Cómo influye el agujero negro en ella? ¿Está influenciada por la formación estelar inducida por la fusión?. Muchos de los puntos rojos brillantes en la imagen de MIRI son estrellas ricas en polvo o viveros estelares, donde las estrellas maduras desprenden material al espacio o se forman nuevas estrellas.

Este polvo es la materia prima para las futuras generaciones de estrellas y planetas, lo que convierte a esta estructura en un elemento fundamental del ciclo de vida de la galaxia. Con esta serie de imágenes, los astrónomos ahora pueden estudiar las estrellas individuales de Centaurus A, incluso en su región central, que permaneció oculta durante mucho tiempo. Lo que parece granulado en la imagen, algo más evidente en la vista combinada de MIRI y NIRCam, es en realidad un campo densamente poblado de estrellas, que en conjunto contienen información sobre el pasado de la galaxia. Esta galaxia se puede observar en dirección a la Constelación de Centaurus.

Con la visión de Webb sobre Centaurus A, se convierte en un caso de arqueología galáctica. Cada estrella revelada ayuda a reconstruir cuándo ocurrieron diferentes eventos, cuándo se formaron las estrellas más antiguas, cuándo disminuyó la actividad, el estallido de formación estelar durante la colisión y las estrellas nacidas del gas agitado tras ella. En conjunto, forman una cronología de la evolución de la galaxia. Mediante el análisis de la luz con espectroscopia, los astrónomos pueden medir cómo se mueve el gas dentro de la galaxia. Los primeros hallazgos muestran gas ionizado que se desplaza rápidamente hacia el exterior, probablemente impulsado por la actividad del agujero negro, e hidrógeno molecular más caliente en un disco giratorio deformado cerca del centro.

Estas observaciones ayudan a explorar una de las preguntas más importantes de la astronomía ¿Cómo influye un agujero negro en toda una galaxia?. La respuesta parece ser compleja. El agujero negro puede desencadenar la formación estelar al comprimir el gas, pero también limitarla al repeler la materia. Centaurus A ofrece una perspectiva excepcional y cercana de esta interacción cósmica. Al rastrear el polvo con un nivel de detalle nunca antes visto, distinguir millones de estrellas y revelar el movimiento del gas cerca de un agujero negro supermasivo, Centaurus A se transforma en un vívido registro de la historia cósmica.

Una imagen publicada anterioremente del astrónomo Rolf Wahl Olsen muestra los filamentos recientemente descubiertos eyectados por la galaxia lejos del disco. Estas nubes de hidrógeno alfa se expanden desde el centro de la galaxia hacia el norte, siguiendo la misma dirección que los ya conocidos filamentos observables en vistas ópticas. Este chorro, nunca antes visto y no visible en estas imágenes de primer plano, nace en la fraja de polvo que envuelve la galaxia y se desplaza hacia el este, cambiando de dirección hacia el norte noreste. En esta galaxia fue observada la supernova SN 1986G. Centaurus A fue descubierta por James Dunlop el 29 de abril de 1826. En las dos primeras imágenes superpuestas el norte está 32,6º a la derecha de la vertical, mientras que en la imagen inferior el norte está 24,9º a la derecha de la vertical.

Fotografía Original 1
Fotografía Original 2
Fotografía Original 3

Crédito:  NASA / ESA / CSA / STScI
Procesamiento:  A. Pagan (STScI) / J. Depasquale (STScI) / M. Garcia Marin (Oficina ESA en STScI)

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
Centaurus A / Cen A / Cen-A / NGC 5128 / LEDA 46957 / ESO 270-9 Arp 153 / APG 153 / CTA 59 / NRL 7 / IRAS 13225-4245 IRAS F13225-4245 / Cul 1322-427 / ESO-LV 270-0090 / SPB 216 HIPASS J1324-42 / 6dFGS gJ132527.7-430108 / Mills 13-4A FL8Y J1325.5-4301 / ICRF J132527.6-430108 / MOST 1322-427 / INTREF 559 ISOSS J13253-4300 / MCG-07-28-001 / MRC 1322-427 / MSH 13-4-02 PBC J1325.4-4301 / PKS 1322-428 / PKS J1325-4303 / PSCz Q13225-4245 PRC C-45 / QDOT B1322304-424530 / QSO B1322-428 / RR95 245a 2MASX J13252775-4301073 / 2MAXI J1325-429 / TeV J1325-430 PLCKERC -857 G309.51+19.41 / RX J132524.4-430100 RX J1325.5-4301 / SGC 132233-4245.4 / SRGA J132527.9-430111 SUMSS J132528-430110 / SWIFT J1325.4-4301 / SWIFT J1325.4-4300 VSOP J1325-4301 / WMAP J1325-4301 / XSS J13253-4302 2XMM J132527.6-430109 / Gaia DR3 6088704625623244416	13:25:27.61521044	-43º 01' 08.8050291''	V = 6.84	Simbad
SN 1986G / EV* N5128 V0018 / AAVSO 1319-42	13:25:36.46	-43º 01' 53.6''	V = 11.44	Simbad

La Máscara del Diablo por Mike Selby

Sábado 11 de Julio de 2026

Las estrellas como nuestro Sol son miembros de galaxias, y la mayoría de las galaxias son miembros de cúmulos de galaxias. En estos, las galaxias se mueven entre sí en un ballet generalmente lento y elegante. Pero de vez en cuando, dos o más de los miembros pueden acercarse demasiado para danzar cómodamente, los movimientos se vuelven agitados y a veces dramáticos, como cuando las galaxias terminan colisionando. La imagen, producida por el astrónomo Mike Selby, muestra un ejemplo de tango cósmico. Este es el magnífico sistema triple conocido popularmente como La Máscara del Diablo, ubicado en la Constelación austral de Pavo y situado a una distancia de 190 millones de años luz de la Vía Láctea.

Las dos galaxias vistas de cara, NGC 6769 arriba a la derecha y NGC 6770 arriba a la izquierda, son de igual brillo y tamaño, mientras que NGC 6771 más abajo, es aproximadamente la mitad de brillante y ligeramente más pequeña. Las tres galaxias poseen un bulbo central de brillo similar. Están formados por estrellas rojizas de edad avanzada y el bulbo de NGC 6771 es notable por su forma cúbica, extraña en las galaxias. NGC 6769 es una galaxia espiral con brazos muy comprimidos, mientras que NGC 6770 tiene dos brazos espirales principales, uno de los cuales es bastante recto y apunta hacia el disco externo de NGC 6769.

NGC 6770 también es peculiar en el sentido de que presenta dos líneas comparativamente rectas de carriles oscuros y un arco más débil que se curva hacia la tercera galaxia, situada abajo. También es obvio, a partir de esta imagen telescópica, que las estrellas y el gas han sido eliminados de las dos galaxias superiores, comenzando a formar una envoltura común a su alrededor. También hay una débil señal de un tenue puente entre NGC 6769 y NGC 6771. Todas estas características dan testimonio de una fuerte interacción gravitacional entre las tres galaxias.

La apariencia deformada de la línea de polvo en NGC 6771 también podría interpretarse como una mayor evidencia de interacciones. Además, NGC 6769 y NGC 6770 están retrocediendo a una velocidad similar de aproximadamente 3.800 km/s, un corrimiento al rojo de poco más de 0,01, mientras que NGC 6771 es ligeramente más veloz, 4200 km/s. A pesar de lo dramático y destructivo que pueda parecer, un evento así también es un enriquecimiento, un verdadero boom para la formación de nuevas estrellas en las galaxias involucradas.

A medida que el fénix renace de sus cenizas, una catástrofe cósmica como esta normalmente produce la formación de muchas estrellas nuevas. Esto es obvio por la naturaleza azulada de los brazos espirales en NGC 6769 y NGC 6770 y la presencia de muchas regiones de formación estelar. Del mismo modo que los brazos espirales de la conocida Galaxia del Remolino Messier 51 pueden haber sido producidos por un encuentro cercano con una segunda galaxia que ahora se encuentra al final de uno de los brazos espirales. En NGC 6769 han sido observadas dos supernovas que fueron catalogadas como SN 1997de y SN 2006ox.

Más cerca de nosotros, una corriente de gas de hidrógeno, similar a la que se ve en la imagen, conecta la Vía Láctea con la Gran Nube de Magallanes, una reliquia de eventos dramáticos en la historia de nuestro hogar galáctico. Y el tiempo tormentoso aún no ha terminado, ahora la Galaxia de Andrómeda Messier 31, otra de las vecinas de la Vía Láctea en el Grupo Local, se está acercando a nosotros. Aún a una distancia de más de 2 millones de años luz, los cálculos predicen que colisionará con nuestra galaxia en unos 6.000 millones de años. En esta imagen el norte está arriba. Detalles técnicos

Crédito:  Mike Selby / Through light and time

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
NGC 6769 / ESO 141-48 / LEDA 63042 / SGC 191357-6035.5 / ESO-LV 141-0480 6dFGS gJ191822.6-603003 / FAUST 4472 / VV 304a / [DBA2001] FN58 [CHM2007] HDC 1064 J191822.67-6030039 / 2MASX J19182267-6030039 Gaia DR2 6446102147240339200 / Gaia DR3 6446102151535488640	19:18:22.6014605376	-60º 30' 03.228638184''	V = 11.75	Simbad
SN 1997de	19:18:20.82	-60º 29' 42.0''	V = 18.2	Simbad
SN 2006ox	19:18:24.21	-60º 30' 09.9''	V = 15.3	Simbad
NGC 6770 / ESO 141-49 / LEDA 63048 / SGC 191412-6035.3 / ESO-LV 141-0490 6dFGS gJ191837.3-602948 / [CHM2007] HDC 1064 J191837.32-6029472 HIPASS J1919-60 / VV 304b / 2MASX J19183732-6029472 / [KK2000] 59B	19:18:37.324	-60º 29' 47.26''	V = 11.94	Simbad
NGC 6771 / ESO 141-50 / LEDA 63049 / SGC 191414-6038.2 / ESO-LV 141-0500 6dFGS gJ191839.5-603246 / [CHM2007] HDC 1064 J191839.51-6032456 2MASX J19183951-6032456 / [KK2000] 59C / Gaia DR3 6446100880222994176	19:18:39.4799507328	-60º 32' 46.274870724''	V = 12.52	Simbad

Proyecto de construcción cósmica

Viernes 10 de Julio de 2026

En esta imagen tomada por el Telescopio Espacial James Webb, visitamos una obra en construcción de gran envergadura. El proyecto consiste en un cúmulo de galaxias llamado MCS J0553.4-3342, ubicado en la Constelación de Columba. MCS J0553.4-3342 se encuentra a un corrimiento al rojo de 0,412. El corrimiento al rojo mide cuánto se ha estirado la luz del cúmulo debido a la expansión del Universo durante su largo viaje hacia los espejos del telescopio, este valor, aparentemente insignificante, nos indica que estamos viendo MCS J0553.4-3342 tal como era hace 4.400 millones de años. Sin embargo, para un cúmulo de galaxias, esto es relativamente joven. De hecho, las observaciones realizadas con el Telescopio Espacial Hubble y otros telescopios muestran un cúmulo que aún se encuentra en proceso de formación.

MCS J0553.4-3342 está compuesto por dos subcúmulos de masa aproximadamente igual, que se están fusionando activamente. Los dos subcúmulos ya han colisionado y se han separado más de un millón de años luz, pero eventualmente volverán a unirse una y otra vez hasta fusionarse finalmente. El proceso de formación es complejo, y MCS J0553.4-3342 está lleno de gas extremadamente caliente que irradia potentes rayos X. Cada subcúmulo está anclado a una galaxia elíptica inmensamente brillante y masiva, fácilmente identificables como los dos puntos más brillantes en el centro de esta imagen con los halos luminosos más grandes a su alrededor.

Las numerosas galaxias elípticas blancas más pequeñas están unidas gravitacionalmente a uno de los dos subcúmulos y se incorporarán al cúmulo de galaxias final. Esta imagen también muestra muchas galaxias en primer plano, espirales y discos de polvo que no están relacionadas con MCS J0553.4-3342, además de brillantes y prominentes estrellas en primer plano, pertenecientes a nuestra galaxia, la Vía Láctea. Incluso a mitad de su formación, los cúmulos titánicos de materia que giran en este cúmulo de galaxias han creado un dispositivo que ya nos resulta muy útil aquí en la Tierra, una lente gravitacional.

La masa extrema y concentrada de MCS J0553.4-3342 curva la luz con su gravedad, de forma similar a como una lente de cristal la desvía y la enfoca. En esta imagen se pueden observar prominentes arcos naranjas alargados junto a cada uno de los subcúmulos. Estos arcos son imágenes de galaxias distantes de fondo, cuya luz ha sido distorsionada por la atracción gravitacional del cúmulo. El arco del lado izquierdo, formado por tres puntos brillantes unidos, son en realidad tres imágenes de una sola galaxia de fondo. Un bosque de arcos y líneas más pequeños se dispersan por la imagen, una vista tan fantástica aparece en pocos lugares del Universo.

Sin embargo, si se observa en el lugar adecuado, este cúmulo de galaxias se transforma de un espejo deformante en un instrumento científico de precisión. La lente gravitacional enfoca la luz, magnificando los objetos y aumentando su brillo, de modo que si se encuentran en la posición exacta, se harán visibles galaxias de fondo e incluso estrellas individuales que habrían sido demasiado débiles y distantes para detectarlas. Al mapear cuidadosamente la masa del cúmulo, los investigadores pueden reconstruir dónde y con qué intensidad distorsiona la luz desde nuestra perspectiva, y luego buscar objetos distantes magnificados fortuitamente para estudiarlos. Los arcos que podemos ver en MCS J0553.4-3342 ya muestran algunas galaxias de menos de mil millones de años después del Big Bang.

Esta imagen fue tomada con la cámara de infrarrojo cercano NIRCam de Webb. Los astrónomos se propusieron crear una colección de imágenes profundas y de alta calidad de cúmulos de galaxias masivos como MCS J0553.4-3342 en un amplio rango de longitudes de onda infrarrojas, ampliando considerablemente el área cubierta por los sensibles instrumentos del Webb. De esta manera, los investigadores pueden explorar los cúmulos en busca de objetos distantes y débiles que han sido iluminados por lentes gravitacionales, desde galaxias jóvenes y agujeros negros de baja masa hasta explosiones de supernovas y estrellas individuales. Las lentes gravitacionales han sido clave para muchos de los descubrimientos más importantes en los últimos años, y contar con muchos más ejemplos nos permite estudiar sistemáticamente el pasado remoto y las etapas evolutivas de las galaxias, estrellas y agujeros negros que observamos hoy. En esta imagen el norte está 10,6º a la derecha de la vertical.

Fotografía Original

Crédito:  ESA / Webb / NASA / CSA / S. Fujimoto

Nombre	RA	DEC	Datos
MCS J0553.4-3342 / ACT-CL J0553.4-3342 / MARD J055321.3-334254 PLCKESZ G239.28-25.99 / PSZ1 G239.30-26.01 / PSZ2 G239.27-26.01 PSZRX G239.29-26.01 / RXC J0553.4-3342 / SPT-CL J0553-3342 2RXS J055321.3-334254	05:53:27.200	-33º 42' 53.02''	Simbad

Conjunción de Venus y la Luna por Alan Dyer

Jueves 9 de Julio de 2026

Mirando hacia el cielo vespertino del 18 de mayo de 2026, La Luna y Venus, el segundo planeta del Sistema Solar, posaban bajo el horizonte, donde la Tierra se unia con el mar en esta atenta obsercación del astrónomo Ala Dyer. El espectáculo celeste se producía sobre el Lago Crawling Valley, en la región de Alberta, Canadá. Júpiter también hacía acto de presencia para la escena. Pase el ratón sobre la imagen para ver las anotaciones.

El Lago Crawling Valley es producto de un embalse, también conocido como Barkenhouse. El embalse aprovecha el valle de Crawling, un canal de agua de deshielo creado al final de la última era glacial durante el deshielo de la capa helada Laurentina.

La construcción de presas y canales comenzó en 1983, desviando parte del agua del río Bow a través del canal North Branch, que empieza justo aguas arriba de la presa de Bassano para llenar el embalse. El drenaje principal del embalse de Crawling Valley fluye a través de una continuación del canal North Branch, que abastece las necesidades de riego, con otro ramal hacia el arroyo Matzhiwin. Detalles técnicos.

Crédito:  Alan Dyer / Amazing Sky

Nombre	LAT	LON	Datos
Crawling Valley Reservoir	50.919959	-112.353111	Maps

Sistema estelar FS Tau

Miércoles 8 de Julio de 2026

Esta imagen tomada en el espectro infrarrojo por el Telescopio Espacial James Webb, muestra una vista sorprendente del joven sistema estelar FS Tau. Entre las innumerables galaxias que aparecen en la distancia, se aprecian varias protoestrellas, estrellas todavía en proceso de nacimiento o recién nacidas, formadas a partir de densas bolsas de gas y polvo. Estos objetos calientes y grumosos de baja masa, como nuestro Sol, se convertirán con el tiempo en estrellas adultas capaces de quemar hidrógeno en sus núcleos. Las protoestrellas de FS Tau tienen una edad de entre 1 y 3 millones de años, relativamente jóvenes en escalas cósmicas. A modo de comparación, nuestro Sol tiene una edad de 4.600 millones de años.

FS Tau A está formada por una pareja de protoestrellas que crea el patrón de difracción más grande, vista aquí ligeramente a la izquierda del centro, tiene aproximadamente la mitad de la masa de nuestro Sol. Se cree que FS Tau B, la protoestrella naranja que se ve ligeramente a la derecha del centro, es responsable de los flujos de salida rojos, hidrógeno molecular y naranjas, que son moléculas similares al hollín conocidas como hidrocarburos aromáticos policíclicos, que observamos en la región polvorienta. Las crestas azules son áreas donde la luz ha sido dispersada por el polvo.

Los distintos colores de las galaxias de fondo indican la cantidad de polvo que hay delante de ellas, ya que el polvo absorbe y dispersa la luz, estas galaxia pueden apreciarse de distintos tonos. Las galaxias más rojas se encuentran detrás de mayores cantidades de polvo, las galaxias más amarillas detrás de capas más delgadas de polvo, y las galaxias más blancas están prácticamente despejadas, donde apenas existe polvo entre ellas y nosotros. FS Tau se localiza en dirección a la Constelación de Taurus. En esta imagen el norte está 15,3º a la izquierda de la vertical.

Fotografía Original
Imagen Ampliable

Crédito:  NASA / ESA / CSA / STScI
Procesamiento:  A. Pagan (STScI)

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
V* FS Tau / HH 157 / Haro 6-5 / TIC 58437437 / HBC 381 / HBC 383 UCAC2 41149925 / ** SMN 9 / HH 157 / XEST 11-057 / XEST 11-OM-087 XEST 11-OM-083 / XEST 11-054 / AKARI-IRC-V1 J0422022+265729 AP J04220217+2657304 / GBS-VLA J042202.20+265730.3 2MASS J04220217+2657304 / SSTtau 042202.1+265730 WISE J042202.17+265730.4 / ISEA J042202.17+265730.4 WDS J04220+2658AB / [ABG2007] 478 / [GBA2007] 864 Gaia DR2 152292187332155008 / Gaia DR3 152292187332155008	04:22:02.1798627024	+26º 57' 30.575293308''	V = 14.10	Simbad

Estrellas hermanas explosionan como supernovas

Martes 7 de Julio de 2026

Esta escena multiespectral, muestra el remanente de supernova de la Nebulosa Medusa catalogado como IC 443, visto aquí a la derecha del centro, junto a la nube interestelar con la que interactúa y un filamento curvo distintivo en su parte superior izquierda. El filamento, que se muestra aquí tanto en luz visible como ultravioleta, es la parte visible de un remanente de supernova superpuesto llamado SNR G189.6+03.3, que es más prominente en radio y rayos X.

La luz visible se muestra en amarillo, la luz ultavioleta del Observatorio Swift Neil Gehrels se muestra en color violeta, y la luz infrarroja del Wide-field Infrared Survey Explorer o WISE, ya retirado, aparece en color cian, rojo y naranja. Ambos remanentes se encuentran a una distancia de unos 6.000 años luz de la Tierra y se localizan en dirección a la Constelación de Géminis. La brillante estrella en el extremo derecho es Propus, también conocida como Eta Geminorum.

SNR G189.6+03.3 queda eclipsado por su vecina más brillante y conocida, la Nebulosa Medusa. Los dos remanentes estelares, parecen superponerse parcialmente en rayos X. La evidencia reciente de la presencia de emisiones de rayos X sugiere que el plasma caliente, probablemente asociado con SNR G189.6+03.3, podría extenderse por toda la región, lo que indica que la superposición podría ser casi total.

Una estrella masiva explosiona cuando su núcleo generador de energía se queda sin combustible y colapsa bajo su propio peso, provocando una explosión que la desintegra. La onda expansiva de la explosión encierra una nube caliente de escombros que se expande rápidamente por el espacio. Hasta ahora, los astrónomos han catalogado alrededor de 300 remanentes de supernovas en la Vía Láctea.

Las ondas de choque de los remanentes de supernovas aceleraban las partículas hasta una fracción de la velocidad de la luz. Estas partículas de alta velocidad, llamadas rayos cósmicos, interactúan con el gas interestelar para producir rayos gamma, la forma de luz de mayor energía. Los protones constituyen el 99% de las partículas de rayos cósmicos. Para demostrar que los protones acelerados son los responsables del brillo, los astrónomos buscan una característica específica de los rayos gamma. Cuando los protones de rayos cósmicos colisionan con el gas interestelar, producen una partícula efímera llamada pión neutro, que se desintegra casi inmediatamente en una pareja de rayos gamma. Esta emisión se produce dentro de una banda específica de energías asociada con la masa del pión neutro.

Un filamento brillante de gas se encuentra entre los restos superpuestos. Nuevas observaciones de esta característica revelan que la onda de choque de SNR G189.6+03.3 impactó contra el denso gas interestelar en ese punto y se ralentizó drásticamente, lo que constituye una prueba clave de que ambos restos interactúan con el mismo sistema nebuloso.

Los astrónomos creen que la Nebulosa Medusa también podría ser un PeVatrón, un acelerador de partículas cósmicas capaz de impulsar protones a energías tan altas que casi podrían escapar de nuestra galaxia. Estas partículas pueden producir rayos gamma con billones de veces más energía que la luz visible. Encontrar un segundo acelerador de partículas cerca de la Nebulosa Medusa podría ofrecer a los científicos nuevas pistas sobre cómo los remanentes de supernovas se convierten en PeVatrones.

Ambos remanentes de supernova se encuentran a unos 6.000 años luz de distancia, sus centros de explosión están separados por aproximadamente 40 años luz proyectados sobre el plano del cielo y las estrellas originales podrían haber tenido 20 o más veces la masa del Sol. Las estimaciones sobre la  edad de los restos varían considerablemente, pero se cree que la Nebulosa Medusa tiene entre 8.000 y 9.000 años de edad, mientras que SNR G189.6+03.3 tiene entre 20.000 y 110.000 años. Esto significa que el intervalo entre las explosiones podría ser de hasta 100.000 años.

Además, los astrónomos realizaron simulaciones por computadora de un millón de sistemas binarios masivos. Estas simulaciones muestran que los sistemas donde las estrellas orbitan lo suficientemente cerca como para intercambiar materia e interactuar durante su vida pueden producir fácilmente explosiones de supernovas duales con separaciones y desfases temporales similares a los observados en los remanentes.

Estos remanentes de supernova son un verdadero y único ejemplo de un sistema binario donde ambas estrellas explosionaron como supernovas y dejaron tras de sí remanentes de supernova separados y detectables. Los astrónomos creen que la mayoría de las estrellas masivas se forman en sistemas binarios o múltiples de estrellas. El complejo de la Nebulosa Medusa / SNR G189.6+3.3 ofrece a los astrónomos una oportunidad excepcional para estudiar cómo evolucionan las estrellas binarias masivas, cómo intercambian materia, cómo explosionan y cómo experimentan cambios de velocidad, denominados impulsos, inducidos por la explosión de la supernova.

También proporciona un nuevo y potente laboratorio para comprender el comportamiento de los remanentes de supernova acoplados, incluyendo cómo aceleran partículas, generan rayos gamma y dan forma a su entorno. Este estudio fue dirigido por el astrónomo Miltiadis Michailidis, investigador postdoctoral del departamento de física de la Universidad de Stanford en California. El artículo fue redactado por Francis Reddy, del Centro de Vuelos Espaciales Goddard, ubicado en Greenbelt, Maryland.

Fotografía Original 1
Fotografía Original 2

Crédito Imagen 1:  Centro de Vuelo Espacial Goddard / NASA / M. Michailidis 2026
Óptico:  DSS
Infrarrojo:  NASA / WISE / JPL-Caltech / UCLA
Ultravioleta:  NASA / Swift

Crédito Imagen 2:  Centro de Vuelo Espacial Goddard / NASA / M. Michailidis 2026
Radio:  MWISP / ESA / Planck
Infrarrojo:  NASA / WISE / JPL-Caltech / UCLA
Óptico:  DSS
Ultavioleta:  NASA / Swift
Rayos X:  SRG / eROSITA
Rayos Gamma:  NASA / DOE / Colaboración Fermi LAT

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
IC 443 / CTB 20 / DA 203 / DB 41 / LBN 844 / LEDA 2817561 / NRL 22 LBN 189.13+02.97 / Mills 06+2A / Min 1-84 / Jellyfish Nebula / Sh2-248 SNR G189.0+03.0 / SNR G189.1+03.0 / SNR G189.1-03.0 / ASB 26 / 2C 537 3C 157 / 4C 22.15 / 3CR 157 / 3EG J0617+2238 / 4FGL J0617.2+2234e Gem A / 2AGL J0617+2239e / EGR J0617+2238 / 3FHL J0617.2+2234e 1ES 0614+22.7 / 0FGL J0617.4+2234 / GeV J0617+2237 / GRO J0617+22 GRS G189.10 +03.00 / 1H 0612+226 / H 0620+22 / 3HWC J0617+224 INTREF 295 / 1M 0614+225 / MAGIC J0616+225 / PKS 0615+226 / [PT56] 11 SIM 0614+22.0 / TeV J0616+225 / 4U 0617+23 / VER J0616+223 VRO 22.06.01 / WKB 0614+22.7 / PCCS2 030 G189.07+03.02	06:17:00.0000000	+22º 34' 11.998901''		Simbad
SNR G189.6+03.3 / GAL 189.6+03.3	06:19:00.0	+22º 12' 00''		Simbad
Propus / eta Gem / 7 Gem / eta Gem A / 7 Gem A / HD 42995 / HD 42995A TIC 46117984 / TYC 1877-1716-1 / V* eta Gem / SAO 78135 / HR 2216 / N30 1337 HIC 29655 / HIP 29655 / GC 7969 / GCRV 3940 / AG+22 665 / BD+22 1241 BD+22 1241A / GEN# +1.00042995 / GSC 01877-01716 / IRAS 06118+2231 ADS 4841 A / CCDM J06149+2230A / DO 12034 / HR 2216 / IDS 06088+2232 A 2E 1623 / 2E 0611.8+223 / IRC +20139 / JP11 1342 / PLX 1444 / PPM 95649 PMC 90-93 5710 / PMSC 06088+2232 / RAFGL 4478S / SBC7 271 / SBC9 387 KY# 10538 / TD1 6430 / UBV 21376 / UBV M 11886 / WDS J06149+2230A WEB 5839 / YPAC 413 / YZ 22 2261 / 4XMM J061452.5+223020 AAVSO 0608+22 / 2MASS J06145266+2230244 Gaia DR2 3377072212925223424 / Gaia DR3 3377072212924335488	06:14:52.6452865329	+22º 30' 24.434377815''	V = 3.28	Simbad