Galaxia espiral NGC 5134

Viernes 27 de Febrero de 2026

Esta colorida imagen tomada por el Telescopio Espacial James Webb, presenta la galaxia espiral NGC 5134. Se localiza en dirección a la Constelación de Virgo y se sitúa a una distancia de 65 millones de años luz de la Vía Láctea. Aunque 65 millones de años luz puedan parecer una distancia enorme, la luz que Webb capturó para crear esta imagen nos ha estado llegando desde NGC 5134 desde poco después de la extinción de los dinosaurios. Sin embargo NGC 5134 está bastante cerca en lo que a distancias de galaxias se refiere. Debido a su relativa proximidad, se pueden observar detalles increíbles en sus enrrollados brazos espirales.

Para generar esta imagen, el instrumento de infrarrojo medio MIRI de Webb capta la luz emitida por el polvo cálido que salpica las nubes interestelares de NGC 5134, rastreando grumos y filamentos de gas polvoriento. Parte del polvo está compuesto por moléculas orgánicas complejas llamadas hidrocarburos aromáticos policíclicos, que presentan anillos interconectados de átomos de carbono y permiten a los astrónomos estudiar la química que ocurre en las nubes interestelares. Por otra parte, la cámara de infrarrojo cercano NIRCam, registra longitudes de onda más corta procedente de las estrellas y cúmulos estelares que existen en los brazos espirales.

Finalmente los datos de los dos instrumentos reflejan una galaxia en constante flujo y reflujo. Las nubes de gas que se extienden a lo largo de los brazos espirales de NGC 5134 son lugares de formación estelar, y cada estrella que se forma erosiona el suministro de gas formador de nuevas estrellas en la galaxia. Cuando las estrellas mueren, reciclan parte de ese gas que devuelven a la galaxia. Las estrellas masivas, con una masa de aproximadamente ocho veces superior a la del Sol, lo hacen de forma espectacular, en cataclísmicas explosiones de supernova que dispersan material estelar a distancias de cientos de años luz.

Estrellas como el Sol también devuelven parte de su material, aunque con mayor suavidad; estas estrellas se inflan hasta convertirse en gigantes rojas burbujeantes antes de desprenderse de sus atmósferas y enviarlas al espacio. Ya sea expulsado por explosivas supernovas o por gigantes rojas menos energéticas, este gas puede luego incorporarse a nuevas estrellas. Estudiar la luz infrarroja cercana a galaxias como NGC 5134, los astrónomos pueden aplicar su conocimiento a galaxias demasiado distantes para ser observadas de cerca, como aquellas que están dispersas en el fondo de esta imagen, apenas más que puntos de luz.

Los nuevos datos del Telescopio Espacial James Webb aportan una rica comprensión de los cúmulos estelares individuales y las nubes de formación estelar, que se utilizan para estudiar el ciclo de vida de diminutos granos de polvo, la forma y las propiedades de las nubes de formación estelar, los vínculos entre el gas y el polvo interestelar y el proceso mediante el cual las estrellas recién formadas transforman su entorno. NGC 5134 fue descubierta por el astrónomo William Herschel el 10 de marzo de 1785. En esta imagen el norte está 102,2º a la derecha de la vertical.

Fotografía Original
Imagen Ampliable

Crédito:  ESA / Webb / NASA / CSA / A. Leroy

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
NGC 5134 / LEDA 46938 / ESO 576-52 / MCG-03-34-073 / AGC 29608 ESO-LV 576-0520 / 6dFGS gJ132518.5-210803 / GSC 06132-00363 SGC 132236-2052.4 / IRAS 13225-2052 / IRAS F13226-2052 / HIPASS J1325-21 NVSS J132518-210809 / PSCz Q13225-2052 / 2MASX J13251856-2108030 Gaia DR2 6196364543599174784 / Gaia DR3 6196364543599174784	13:25:18.5250908808	-21º 08' 03.066281880''	B = 12.11	Simbad

Urano por el Telescopio Espacial James Webb

Jueves 26 de Febrero de 2026

Esta vista del planeta Urano, es parte de un estudio realizado el 19 de enero de 2025 mediante el programa de observaciones generales del Telescopio Espacial James Webb. Paola Tiranti de la Universidad de Northumbria, en el Reino Unido, es el investigador principal de este estudio, que observó Urano durante 15 horas.

Por primera vez se ha cartografiado la estructura vertical de la atmósfera superior de Urano, revelando cómo la temperatura y las partículas cargadas varían con la altura en todo el planeta. El equipo observó Urano durante casi una rotación completa, detectando el tenue resplandor de las moléculas que se encuentran por encima de las nubes. Estos datos únicos proporcionan la descripción más detallada hasta la fecha de dónde se forman las auroras del planeta, cómo se ven influenciadas por su campo magnético inusualmente inclinado y cómo la atmósfera de Urano ha seguido enfriándose durante las últimas tres décadas. Los resultados ofrecen una nueva perspectiva sobre cómo los planetas gigantes helados distribuyen la energía en sus capas superiores.

El estudio cartografió la temperatura y la densidad de iones en la atmósfera, que llega hasta 5.000 kilómetros por encima de las nubes de Urano, una región llamada ionosfera, donde la atmósfera se ioniza e interactúa intensamente con el campo magnético del planeta. Las mediciones muestran que las temperaturas alcanzan su punto máximo entre los 3.000 y los 4.000 kilómetros de altura, mientras que las densidades iónicas alcanzan su máximo cerca de los 1.000 kilómetros, lo que revela claras variaciones longitudinales relacionadas con la compleja geometría del campo magnético.

"Esta es la primera vez que podemos ver la atmósfera superior de Urano en tres dimensiones", dijo Tiranti. "Gracias a la sensibilidad de Webb, podemos rastrear cómo la energía asciende a través de la atmósfera del planeta e incluso observar la influencia de su campo magnético desequilibrado". Los datos de Webb confirman que la atmósfera superior de Urano aún se está enfriando, lo que prolonga una tendencia que comenzó a principios de la década de 1990. El equipo midió una temperatura media de 426º kelvin, unos 150 grados Celsius inferior a los valores registrados por telescopios terrestres o naves espaciales anteriores.

Se detectaron dos bandas aurorales brillantes cerca de los polos magnéticos de Urano, junto con una marcada disminución de la emisión y la densidad iónica en parte de la región entre ambas bandas, una característica probablemente relacionada con las transiciones en las líneas del campo magnético. Se han observado regiones oscurecidas similares en Júpiter, donde la geometría del campo magnético controla el movimiento de las partículas cargadas a través de la atmósfera superior.

“La magnetosfera de Urano es una de las más extrañas del Sistema Solar", añadió Tiranti. "Está inclinada y descentrada respecto al eje de rotación del planeta, lo que significa que sus auroras barren la superficie de forma compleja. Webb nos ha mostrado la profundidad con la que estos efectos penetran en la atmósfera. Al revelar la estructura vertical de Urano con tanto detalle, lo que ayuda a comprender el balance energético de los gigantes de hielo. Este es un paso crucial para caracterizar planetas gigantes más allá de nuestro Sistema Solar”.

Fotografía Original

Crédito:  ESA / Webb / NASA / CSA / STScI
P. Tiranti / H. Melin / Mahdi Zamani (ESA / Webb)

Nombre	Magnitud	Datos
Urano	5.9	NASA

Barnard 228 por Roberto Colombari

Miércoles 25 de Febrero de 2026

Mirando hacia la Constelación de Lupus, se encuentra este místico paisaje cósmico, donde se pueden observar estrellas brillantes que comparten línea de visión con regiones oscuras y polvorientas. En esta imagen del astrónomo Roberto Colombari, aparece la nebulosa oscura Barnard 228, que cruza en diagonal este intrigante campo de visión.

Entre las estrellas brillantes se encuentra psi02 Lup, una espectroscópica binaria de cuarta magnitud y tipo espectral B5V. Hacia el noroeste de esta brillante estrella se ubica psi01 Lup, una estrella blanca también de cuarta magnitud y tipo espectral G8/K0III. Al este de estas dos estrellas está la estrella doble o múltiple HD 140784, de quinta magnitud y tipo espectral B8V. Hacia el sur dos estrellas comparten línea de visión, HD 140840 y el sistema estelar doble o múltiple HD 140817, de séptima y sexta magnitud respectivamente. Cerca del borde superior del marco se encuentra la luminosa estrella chi Lup, una espectroscópica binaria de tercera magnitud y tipo espectral B9III.

Barnard 228 es la nube oscura más prominente de la constelación, por ello recibe el nombre de Nebulosa oscura de Lupus, que destaca sobre un denso campo estelar cercano al centro de la Vía Láctea. Forma parte de la Nube Molecular de Lupus y se sitúa a una distancia de unos 500 años luz de la Tierra. En su interior se forman estrellas de baja masa sólo observables en longitudes de onda infrarrojas. En esta imagen el norte está 90º a la derecha de la vertical. Detalles técnicos.

Crédito:  Telescopio Anglo-Australiano / Telescopio Schmidt del Reino Unido
STScI / DSS / SERC del Reino Unido / PPARC / Observatorio Palomar / NASA / AURA
Procesamiento y ensamblaje:  Roberto Colombari / FAST All-In-One

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
Barnard 228 / [LM99] 139 / [LM99] DC 3388+165-5	15:43:00.9	-34º 08' 48''		Simbad
psi02 Lup / 4 Lup / HD 140008 / ALS 16865 / SAO 206889 / HR 5839 TYC 7335-936-1 / TIC 8511113 / ROT 2215 / CD-34 10494 / CPC 17 8117 CPD-34 6387 / HIC 76945 / HIP 76945 / GSC 07335-00936 GEN# +1.00140008 GC 21106 / GCRV 9063 / HGAM 2039 / JP11 2632 / PPM 294164 SBC7 549 / SBC9 857 / SKY# 28405 / SRS 43323 / TD1 18460 UBV 13379 / uvby98 100140008 / WEB 13049 / [KWS97] Lupus 1 21 2MASS J15424102-3442376 / 1RXS J154240.4-344247 Gaia DR2 6014848745954046208 / Gaia DR3 6014848745955612672 SSTc2d J154241.0-344238	15:42:41.0197420380	-34º 42' 37.467073334''	V = 4.721	Simbad
psi01 Lup / 3 Lup / HD 139521 / CD-33 10631 / SAO 206843 / N30 3520 CPC 17 8092 / CPD-34 6383 / TYC 7335-935-1 / TIC 8163846 / HR 5820 HIC 76705 / HIP 76705 / FK5 3237 / GC 21042 / GCRV 9036 GSC 07335-00935 / GEN# +1.00139521 / IRAS 15365-3415 / JP11 2626 / N30 3520 PLX 3533 / PMC 90-93 1367 / PPM 294100 / SACS 343 / SKY# 28334 SRS 43309 / TD1 18428 / UBV 13358 / UBV M 20882 / WEB 13019 2MASS J15394598-3424426 / SSTc2d J153946.0-342443 Gaia DR2 6013425703029987712 / Gaia DR3 6013425703029987712	15:39:45.9793075992	-34º 24' 42.914876364''	V = 4.661	Simbad
HD 140784 / CD-34 10524 / CPC 17 8164 / CPD-34 6395 / SAO 206962 TYC 7336-1111-1 / TIC 99211241 / CSV 101524 / HR 5860 / HIC 77286 HIP 77286 / GC 21188 / GCRV 9093 / B 847 / IDS 15404-3422 AB GSC 07336-01111 / GEN# +1.00140784 / N30 3540 / NSV 7239 / PPM 294249 SKY# 28526 / SV* ZI 1155 / TD1 18531 / UBV 13412 uvby98 100140784 / WDS J15467-3441AB / WEB 13093 / CCDM J15467-3441AB 2MASS J15464422-3440566 / Gaia DR1 6014626193628728064 Gaia DR2 6014626197930669056 / Gaia DR3 6014626197930669056	15:46:44.2174303104	-34º 40' 56.830010556''	V = 5.600	Simbad
HD 140840 / CD-35 10504 / CPC 18 7782 / CPD-35 6611 / SAO 206969 TYC 7336-1113-1 / TIC 99324522 / HIC 77317 / HIP 77317 / GSC 07336-01113 GEN# +1.00140840 / DUN 192C / CCDM J15471-3531C / GC 21195 IDS 15407-3512 C / PPM 294256 / SKY# 28542 / uvby98 100140840 WDS J15471-3531C / Gaia DR2 6011549008483608192 Gaia DR3 6011549008483608192 / 2MASS J15470616-3531047	15:47:06.1673323416	-35º 31' 04.939301388''	V = 7.26	Simbad
HD 140817 / SAO 206968 / TYC 7336-566-1 / TIC 99324508 / CD-35 10503 HIC 77315 / HIP 7731 / CPC 18 7781 / CPD-35 6610 / GC 21192 / SKY# 28540 GSC 07336-00566 / IDS 15407-3512 AB / 2MASS J15470447-3530368 uvby98 100140817 / WDS J15471-3531AB / CCDM J15471-3531AB / B 2038AB Gaia DR2 6011560759514133760 / Gaia DR3 6011560755211555968	15:47:04.4561718672	-35º 30' 37.241353908''	V = 6.92	Simbad
chi Lup / 5 Lup / HD 141556 / SAO 207040 / TYC 7332-2512-1 / HR 5883 TIC 442652828 / ALS 16733 / CD-33 10754 / GC 21281 / GSC 07332-02512 GEN# +1.00141556 / HIC 77634 / HIP 77634 / IRAS 15477-3328 / FK5 58 JP11 2650 / N30 3559 / PMC 90-93 417 / PPM 294334 / Renson 40190 ROT 2226 / SBC7 554 / SBC9 864 / SKY# 28638 / SRS 30586 / TD1 18595 UBV 13454 / UBV M 20982 / uvby98 100141556 / WEB 13135 / CPC 17 8210 2MASS J15505756-3337374 / 1RXS J155057.4-333741 / [B10] 4018 Gaia DR2 6015150905498734592 / Gaia DR3 6015150905501817472	15:50:57.5453432166	-33º 37' 37.728345509''	V = 3.946	Simbad

Galaxia oscura CDG-2

Martes 24 de Febrero de 2026

La mayoría de las galaxias del Universo cercano son bastante luminosas, pero algunas son tan tenues que son casi invisibles. Los astrónomos utilizaron el Telescopio Espacial Hubble en combinación con otros observatorios e identificaron una galaxia que parece estar dominada casi en su totalidad por  materia oscura, con apenas unas pocas estrellas. La galaxia, conocida como Candidata a Galaxia Oscura-2 llamada CDG-2, parece contener tan solo cuatro cúmulos globulares de estrellas, en comparación la Vía Láctea contiene más de 150 y brilla tenuemente con la luz de tan solo un millón de astros.

En el vasto tapiz del Universo, la mayoría de las galaxias brillan intensamente a través del tiempo y el espacio cósmicos. Sin embargo, una clase poco común de galaxias permanece casi invisible, las galaxias de bajo brillo superficial, dominadas por materia oscura que contienen solo una escasa dispersión de débiles estrellas. Uno de estos objetos esquivos es CDG-2, que podría estar entre las galaxias con mayor concentración de materia oscura jamás descubiertas. La materia oscura es una forma invisible de materia que no refleja, emite ni absorbe la luz. Detectar galaxias tan tenues es extremadamente difícil.

Mediante técnicas estadísticas avanzadas, David Li de la Universidad de Toronto en Canadá, y su equipo identificaron diez galaxias de bajo brillo superficial previamente confirmadas y dos candidatas adicionales a galaxias oscuras mediante la búsqueda de agrupaciones compactas de cúmulos globulares, grupos estelares compactos y esféricos que suelen orbitar galaxias normales. Estos cúmulos pueden indicar la presencia de una población estelar débil y oculta. Para confirmar una de las candidatas a galaxia oscura, los astrónomos emplearon tres observatorios, el Telescopio Espacial Hubble, el Observatorio Espacial Euclid y el Telescopio Subaru ubicado en Hawaii.

Las imágenes de alta resolución del Hubble revelaron un conjunto cercano de cuatro cúmulos globulares en elCúmulo de Galaxias de Perseo, situado a una distancia de 300 millones de años luz de la Vía Láctea. Estudios posteriores con datos del Hubble, Euclid y Subaru revelaron un brillo tenue y difuso que rodeaba los cúmulos estelares, una sólida evidencia de la existencia de una galaxia subyacente. "Esta es la primera galaxia detectada únicamente a través de su población de cúmulos globulares", afirmó Li. "Bajo supuestos conservadores, los cuatro cúmulos representan la población total de cúmulos globulares de CDG-2".

Un análisis preliminar sugiere que CDG-2 posee la luminosidad de aproximadamente un millón de estrellas similares al Sol, y que los cúmulos globulares representan el 16 % de su contenido visible. Sorprendentemente, el 99 % de su masa, que incluye tanto la materia visible como la materia oscura, parece ser materia oscura. Gran parte de la materia normal que permite procesos de formación estelar, principalmente gas hidrógeno, probablemente fue eliminada por interacciones gravitacionales con otras galaxias dentro del Cúmulo de Perseo. "Los datos de Euclid confirman claramente la presencia de la luz extremadamente tenue y difusa de CDG-2, revelando por primera vez la galaxia tras los cúmulos globulares", afirma Francine Marleau, del Instituto de Astrofísica y Física de Partículas de la Universidad de Innsbruck en Austria.

"Las imágenes de Euclid del cúmulo de Perseo demuestran la capacidad única de la misión para detectar nuevas galaxias de bajo brillo superficial, incluidas las extremadamente tenues, a la vez que revelan sus cúmulos globulares, cúmulos estelares nucleares, estructuras internas y entornos circundantes". Los cúmulos globulares poseen una inmensa densidad estelar y están fuertemente unidos gravitacionalmente. Esto los hace más resistentes a la disrupción por mareas gravitacionales y por tanto, trazadores fiables de estas galaxias oscuras y fantasmales. CDG-2 se localiza en dirección a la Constelación de Perseus. En estas imágenes el norte está 129º a la derecha de la vertical.

Fotografía Original
Imagen Ampliable

Crédito:  NASA / ESA / D. Li (Universidad de Toronto)
Procesamiento:  J. DePasquale (STScI)

Nombre	RA	DEC	Datos
CDG-2	03:17:12.62	+41º 20' 56.76''	Simbad

ESO 260-11 una estrella naciente

Lunes 23 de Febrero de 2026

Esta imagen representa un momento inesperado en el que vemos cómo se cierra el círculo. Durante mucho tiempo, se creyó que este objeto, conocido como ESO 260-11, era una nebulosa planetaria, la fase final de la vida de una estrella similar al Sol. Pero el Very Large Telescope ha demostrado que en realidad es una estrella bebé aún en formación. Durante años se debatió sobre la verdadera naturaleza de esta nebulosa, pero ahora se ha captado la primera imagen detallada de este objeto. En ella se ve que ESO 260-11 está eyectando energéticos chorros con nudos a su entorno, lo cual es típico de estrellas recién nacidas.

Sin embargo hay una estrella muerta acechando muy cerca. La mancha compacta de color verde amarillento en la parte del centro izquierda de esta imagen, alberga una estrella de neutrones, un tipo de estrella que surge cuando una estrella masiva explosiona como supernova. Esta nebulosa forma parte de una nube más grande expulsada en la explosión, llamada remanente de supernova Vela Junior. Las observaciones de MUSE revelaron que la estrella bebé ESO 260-11 está incrustada en el material expulsado por esta supernova. Anteriormente, no se había podido precisar la distancia a Vela Junior con exactitud, pero ahora sabemos que este objeto está cerca de ESO 260-11.

Como se sabe que ESO 260-11 se encuentra a unos 4.500 años luz del Sistema Solar, también lo está Vela Junior. Localizar la distancia a Vela Junior significa que por fin sabemos su tamaño, la rapidez con la que se está expandiendo y a su vez, podemos saber cuánto tiempo hace que explosionó la supernova, solucionando décadas de inconsistencias. Por tanto, el descubrimiento ofrece información, no sólo sobre la energética estrella bebé, sino también sobre la verdadera naturaleza de Vela Junior, y representa un caso sobresaliente de nacimiento estelar y muerte estelar coexistiendo en el mismo entorno. ESO 260-11 se localiza en dirección a la Constelación de Vela.

Fotografía Original
Imagen Ampliable

Crédito:  ESO / J. Suherli

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
ESO 260-11 / Ve 7-27 / PK 266-01 1 / Hen 2-14 / WRAY 16-30 GSC 08152-00212 / IRAS 08502-4606 / DENIS J085159.6-461807 KARI-IRC-V1 J0851597-461807 / SS73 11 / UCAC2 11954044 UCAC3 88-70525 / UCAC4 219-033008 / TIC 29417411 / WRAY 16-30 2MASS J08515969-4618073 / MSX6C G266.2348-01.2004 WISEA J085159.68-461807.2 / WISE J085159.70-461807.3 Gaia DR2 5329656013169624960 / Gaia DR3 5329656013169624960	08:51:59.6873334432	-46º 18' 07.278013188''	V = 13.88	Simbad
Vela Jr SN / Vela Junior / SNR G266.2-01.2 / 1FGL J0854.0-4632 2FGL J0851.7-4635 / 3FGL J0852.7-4631e / 4FGL J0851.9-4620e 1FHL J0852.7-4631 / 2FHL J0852.8-4631 / 2FHL J0852.8-4631e 3FHL J0851.9-4620e / TeV J0852-463 / GRO J0852-467 GRO J0852-46 / HESS J0852-463 / RX J0852.0-4622	08:52:00.0	-46º 20' 00''		Simbad

NGC 1365 por Jerry Yesavage

Domingo 22 de Febrero de 2026

Esta imagen del astrónomo Jerome Yesavage, muestra la galaxia espiral NGC 1365, una espiral barrada situada a una distancia de unos 56 millones de años luz de la Vía Láctea y ubicada en dirección a la Constelación de Fornax Tiene un núcleo ovalado atravesado por una gran barra compuesta de estrellas que contiene una barra más pequeña. Esta segunda barra es más prominente en imágenes infrarrojas tomadas de la región central de la galaxia y probablemente surge de una combinación de inestabilidades dinámicas de las órbitas estelares en la región, junto con la gravedad, las ondas de densidad y la rotación general del disco.

Es probable que la estructura de la barra interna gire en conjunto más rápidamente que la barra larga más grande, creando la forma diagonal que se ve en las imágenes. Los astrónomos creen que la prominente barra de NGC 1365 juega un papel crucial en la evolución de la galaxia, atrayendo gas y polvo a un torbellino de formación de estrellas, y en última instancia, provee de material al agujero negro central alimentándolo. NGC 1365 contiene numerosas emisiones infrarrojas, de rayos X y de radio, lo que indica una gran actividad en la galaxia.

Se trata de una galaxia gigante, incluidos sus dos brazos espirales externos mide unos 200.000 años luz de diámetro. Estos brazos espirales se abren curvados hacia el norte y el sur, lo que le da a esta galaxia forma de Z. Diferentes partes de la galaxia toman diferentes tiempos para hacer una rotación completa alrededor del núcleo de la galaxia, con las partes exteriores de la barra completando una órbita en unos 350 millones de años. NGC 1365 y otras galaxias de su tipo han cobrado más importancia en los últimos años con nuevas observaciones que indican que la Vía Láctea también podría ser una galaxia espiral barrada.

Estas galaxias son bastante comunes, dos tercios de las galaxias espirales contienen una barra central según estimaciones recientes, y estudiar otras galaxias puede ayudar a los astrónomos a comprender nuestro propio hogar galáctico. NGC 1365 es una galaxia de tipo Seyfert 1 y en ella se han observado cuatro supernovas que fueron catalogadas como SN 1957C, SN 1983V, SN 2001du y SN 2012fr. Pase el ratón sobre la imagen o haga click en pantallas táctiles para identificar estas supernovas. En ésta imagen el norte está 160º a la izquierda de la vertical. Detalles técnicos.

Crédito:  Jerry Yesavage / Astrobin / Sharpless Image Collection

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
NGC 1365 / LEDA 13179 / ESO 358-17 / MCG-06-08-026 / ESO-LV 358-0170 IRAS 03317-3618 / IRAS F03316-3618 / 6dFGS gJ033336.4-360826 / 2E 794 2E 0331.7-3618 / GLEAM J033336-360820 / 1E 0331.7-3618 / 2E 0331.7-3618 HIPASS J0333-36 / JCMTSE J033336.1-360826 / PBC J0333.5-3608 / FCC 121 1E 0331.7-3618 / MRC 0331-363 / PBC J0333.5-3608 / NVSS J033336-360825 NVSS J033336-360826 / PKS 0331-363 / PKS J0333-3608 / PMN J0333-3608 PSCz Q03317-3618 / QDOT B0331422-361823 / SGC 033141-3618.4 / AGC 22699 SINGG HIPASS J0333-36 / SPASS J033336-360756 / SRGA J033335.7-360832 SUMSS J033336-360826 / VV 825 / SWIFT J0333.6-3607 / SWIFT J0333.5-3608 2MASX J03333645-3608263 / 2MAXI J0334-360 / 2XMM J033336.3-360825 MAXI J0333-364 / WISE J033336.40-360824.5 / [VV98c] J033336.6-360817	03:33:36.458	-36º 08' 26.37''	V = 9.63	Simbad
SN 1957C	03:33:32.0	-36º 07' 00''	V = 16.5	Simbad
SN 1983V / AAVSO 0329-36	03:33:31.63	-36º 08' 55.0''	B = 14.67	Simbad
SN 2001du / AAVSO 0329-36B	03:33:29.11	-36º 08' 32.5''	V = 14.0	Simbad
SN 2012fr / PSN J03333599-3607377	03:33:35.99	-36º 07' 37.7''		Simbad