NGC 7235 por Armen Akopian

Sábado 17 de Octubre de 2026

Esta imagen del astrónomo Armen Akopian, muestra el cúmulo estelar abierto NGC 7235, también catalogado como Collinder 447. Se localiza en dirección a la Constelación de Cepheus y se sitúa a una distancia de unos 10.200 años luz de la Tierra. Existe una gran controversia en cuanto a las designaciones de NGC 7235, que también incluye a NGC 7234. A lo largo de los años se han propuesto diversas sugerencias que atribuyen a NGC 7234 uno o más cúmulos estelares pequeños, pero la mayoría de los catálogos modernos lo catalogan como perdido o inexistente.

Curiosamente, el problema de la observación de John Herschel fue resuelto por Arthur Auwers en una publicación de 1862 sobre observaciones y correcciones de objetos en los catálogos de Herschel. En la página 197 de esta obra, enumera una posición corregida directamente en el cúmulo registrado por John Herschel como JH 2154. Desafortunadamente, aunque la publicación de Auwers señaló específicamente la equivalencia de las dos observaciones, el joven Herschel no se percató de la corrección de Auwers al compilar su catálogo general, al igual que Dreyer no la notó al compilar su nuevo catálogo general.

Por lo tanto, aunque Auwers descubrió la equivalencia de lo que se convertiría en NGC 7234 y NGC 7235 dos años antes de la publicación del GC y 26 años antes de la publicación del NGC, lo que Herschel observó permaneció esencialmente desconocido durante más de un siglo. La posición de NGC 7234 está cerca y al sur de NGC 7235. Además, WEBDA escribe sobre NGC 7234, este cúmulo hasta ahora no tiene datos ni entrada en la base de datos, y al buscar en la base de datos Simbad devuelve la frase objeto de naturaleza desconocida. Además, no hay ninguna entrada para NGC 7235 en el sitio web The Sky Live, lo que demuestra que la confusión aún existe.

Con una magnitud visual de 7,7, NGC 7235 se puede observar con unos prismáticos con una apertura de 40 a 50 mm. Mediciones de paralaje en la base de datos del satélite Gaia, ha proporcionado una actualización significativa de los datos, que calculan la masa de NGC 7235 en 1.635 veces la del Sol. El tamaño aparente, indicado en un estudio reciente, indica 8,4 minutos de arco en el cielo, que dada su distancia se calcula que tiene un tamaño real de 24,8 años luz de diámetro. Este cúmulo tiene entre el 122% y el 146% de la metalicidad del Sol.

La edad de NGC 7235 se estima en 11.8 millones de años, es por tanto un cúmulo súper joven que incluye al menos diez estrellas de tipo B muy calientes y luminosas. Este cúmulo abirto brilla conjuntamente en séptima magnitud y dada su velocidad radial se acerca al Sistema Solar a una velocidad de 53,7 kilómetros por segundo. NGC 7235 fue descubierto por William Herschel el 16 de octubre de 1787 y después listado como NGC 7234. Más tarde fue  observado por John Herschel el 14 de septiembre de 1829, cuando se catalogó como NGC 7235. En esta imagen el norte está arriba. Detalles técnicos.

Crédito:  Armen Akopian / Astrobin

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
NGC 7234				Simbad
NGC 7235 / Collinder 447 / C 2210+570 OCISM 48 / OCl 229 / MWSC 3595	22:12:19.9	+57º 16' 16''	V = 7.7	Simbad

Ráfaga de radio rápida FRB 20240304B

Viernes 16 de Octubre de 2026

Descubiertas por primera vez en 2007, las ráfagas de radio rápidas son enigmáticas emisiones de radio de milisegundos de duración que nos llegan del Universo distante. Su origen sigue siendo incierto, sobre todo porque la mayoría se observan una sola vez y no se repiten. Astrónomos que utilizan el Telescopio Espacial James Webb han localizado, en dirección a la Constelación de Virgo. Es la galaxia anfitriona de la ráfaga de radio rápida o FRB más distante observada hasta la fecha, que puede ver ampliada pasando el ratón sobre la imagen. Este hallazgo tiene implicaciones sobre el tipo de evento energético que generan estas ráfagas.

¿Qué misterioso fenómeno es capaz de crear una explosión de ondas de radio de milisegundos de duración tan potente que podemos detectarla a miles de millones de años luz de distancia? Una FRB descubierta recientemente contiene una pista. La galaxia anfitriona de la ráfaga más distante encontrada hasta ahora resultó ser sorprendentemente pequeña y joven. Esto sugiere que hay poco tiempo entre la formación de estrellas en las galaxias y su capacidad para generar FRB. Esto indica que las FRB probablemente son causadas por estrellas de neutrones jóvenes conocidas como magnetares.

Hasta este momento, solo el Telescopio Espacial James Webb pudo detectar y caracterizar la galaxia anfitriona, determinando tanto su distancia como su tamaño. El equipo MeerTRAP utilizó el telescopio MeerKAT para detectar la ráfaga el 4 de marzo de 2024, lo que llevó a su designación como FRB 20240304B. Los datos de radio de esta ráfaga sugerían que se encontraba a una distancia extrema, posiblemente la más lejana observada hasta ahora. Sin embargo, para confirmar dicha distancia, los astrónomos necesitaban estudiar su galaxia anfitriona.

Aunque conocían la ubicación de la FRB con gran precisión, los telescopios terrestres más grandes del mundo no podían observar ninguna galaxia en esa zona del cielo. Por consiguiente, el equipo recurrió al telescopio Webb. La cámara de Infrarrojo cercano NIRCam, instalada en Webb, detectó una galaxia en la ubicación correcta, y el espectrógrafo de infrarrojo cercano NIRSpec proporcionó una medición precisa del corrimiento al rojo de la galaxia, que es 2,148, correspondiente a un momento de tan solo 3.000 millones de años después del Big Bang.

La gran mayoría de las ráfagas de radio rápidas detectadas hasta la fecha ocurrieron miles de millones de años después en la historia cósmica. El equipo descubrió que la galaxia anfitriona de FRB 20240304B no era similar a otras galaxias con FRB. La mayoría de las galaxias con FRB son galaxias masivas con formación estelar activa, pero la galaxia que encontraron era 1.000 veces menos masiva de lo que esperaban. La galaxia existió en el apogeo del Mediodía Cósmico, un período en la historia del Universo en el que la formación estelar estaba en su máximo.

La tasa de formación estelar de la galaxia sugiere que la mayoría de sus estrellas podrían haberse formado en tan solo 30 millones de años. Esto tiene importantes implicaciones para el origen de las ráfagas de radio rápidas. Una teoría sugiere que las FRB podrían originarse de la fusión de dos estrellas de neutrones. Sin embargo, se estima que el proceso de órbita de las estrellas de neutrones acercándose gradualmente hasta colisionar lleva miles de millones de años. Como resultado, se esperaría que las FRB estuvieran asociadas con galaxias más antiguas que contienen poblaciones estelares más evolucionadas.

Una segunda teoría propone que una ráfaga de radio rápida puede originarse a partir de una estrella de neutrones joven y altamente magnética, conocida como magnetar, mediante un mecanismo similar a los terremotos estelares. En ese caso, una vez que una estrella masiva explosiona como supernova y deja tras de sí un magnetar, podría ocurrir una FRB con relativa rapidez, sin un gran retardo. Por lo tanto, también se esperaría encontrar FRB en galaxias más jóvenes, como la que alberga a FRB 20240304B.

Además de ser un récord de distancia, la nueva FRB permitió al equipo obtener más información sobre los miles de millones de años luz de espacio aparentemente vacío entre la ráfaga y la Tierra. Los investigadores encontraron la huella de dos estructuras cósmicas en la señal de la ráfaga de radio rápida, un cúmulo de galaxias previamente desconocido con un corrimiento al rojo de 0,3 situado a unos 3.500 millones de años luz de la Tierra, y el cercano Cúmulo de Galaxias de Virgo, situado a unos 54 millones de años luz del Sistema Solar.

De cara al futuro, el equipo se muestra entusiasmado con el potencial de descubrir ráfagas de radio rápidas más distantes. Estiman que el telescopio MeerKAT podría detectar y localizar varias ráfagas de radio rápidas al año con un corrimiento al rojo superior a 1,0, lo que significa que existían antes de la mitad de la historia del Universo. A medida que entren en funcionamiento otros nuevos radiotelescopios e instrumentos, este ritmo de descubrimiento podría aumentar. El telescopio Webb será esencial para caracterizar esas galaxias anfitrionas distantes. En estas imágenes el norte está 22,5º a la derecha de la vertical.

Fotografía Original 1
Fotografía Original 2
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Crédito:  NASA / ESA / CSA / STScI / T. Nanayakkara (Universidad de Sydney)
Procesamiento:  J. DePasquale (STScI)

Nombre	RA	DEC	Datos
FRB 20240304B	12:12:2.36	+11º 49' 12.66''	Simbad

Remanente de supernova Pa 30

Jueves 15 de Octubre de 2026

Esta imagen tomada por el Telescopio Gemini Norte, revela las serpentinas producidas por el remanente de supernova conocido como Pa 30 y catalogado como SNR G123.1+04.6. Los astrónomos creen que la explosión que causó esta nebulosa es la que se produjo cuando astrónomos chinos, japoneses y árabes informaron de la aparición de una nueva estrella entre el 4 y 6 de agosto de 1181. Se especula que SNR G123.1+04.6 y SN 1181 son probáblemente el mismo remanente de supernova.

Sin embargo, según la base de datos Simbad, las ubicaciones de SN 1181 y de SNR G123.1+04.6 están separadas por más de dos grados en el cielo, lo que indica que ambos eventos no tienen relación. Ahora, la nueva imagen liberada en octubre de 2026 de SNR G123.1+04.6, revela que sus famosos filamentos con forma de fuegos artificiales no son líneas suaves, sino cadenas de diminutos nudos. SNR G123.1+04.6 fue descubierta por la astrónoma Dana Patrick en 2013, durante una campaña ciudadana para encontrar nebulosas planetarias en los datos de WISE.

Finalmente, observaciones realizadas con los telescopios KPNO de 2,1 metros y Hiltner de 2,4 metros, revelaron una tenue emisión nebular difusa y notables filamentos radiales que atraviesan la nebulosa formando una esfera casi perfecta. Pero esta última observación de Gemini Norte, muestra una estructura filamentosa diez veces mayor que la observada anteriormente. También muestra que los filamentos radiales están formados por cadenas consistentes de diminutos nudos de gas, en lugar de finas vetas como se creía previamente.

La compleja estructura sugiere que pudo haber variaciones térmicas o de densidad en el medio circunestelar que moldearon la materia eyectada por la supernova a medida que se expandía radialmente desde la explosión. SNR G123.1+04.6 es único entre todos los remanentes de supernova conocidos. La estrella central que quedó tras la explosión, llamada IRAS 00500+6713, es extremadamente caliente, con una temperatura de aproximadamente 200.000ºc y unos vientos estelares con una velocidad de 16.000 kilómetros por segundo.

Se espera que las estrellas remanentes supervivientes sean expulsadas durante la potente explosión de la supernova. Sin embargo, la estrella central de SNR G123.1+04.6 aparece casi exactamente centrada en el remanente. Esta curiosa configuración implica que la explosión fue bastante simétrica y descarta un gran impacto que pudiera haber desplazado la estrella del centro. en base a estas conclusiones, se cree que esta supernova fue de tipo Iax, extremadamente rara.

A diferencia de las explosiones de alta energía típicas de las supernovas de tipo Ia, que aniquilan a sus estrellas, las supernovas de tipo Iax son explosiones incompletas de menor energía que dejan tras de sí una estrella remanente. SNR G123.1+04.6 es el único remanente de tipo Iax conocido en la Vía Láctea. Por otro lado, a pesar de estar separadas por dos grados en el cielo, los astrónomos están convencidos de que SNR G123.1+04.6 y SN 1181 son el mismo remanente. Añadimos los datos de ambos en la tabla inferior. Pa 30 se localiza en dirección a la Constelación de Cassiopeia. En esta imagen el  norte está 170,1º a la izquierda de la vertical.

Fotografía Original
Imagen Ampliable
Vídeo Original

Crédito:  Observatorio Internacional Gemini / NOIRLab / NSF / AURA
Reconocimiento:  T. Cunningham (Centro de Astrofísica - Harvard & Smithsonian)
Procesamiento:  J. Miller y M. Rodríguez (Observatorio Internacional Gemini / NSF NOIRLab)
TA Rector (Universidad de Alaska Anchorage / NSF NOIRLab)
Davide de Martin y Mahdi Zamani (NSF NOIRLab)

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
SNR G123.1+04.6	00:53:11.20	+67º 30' 02.4''		Simbad
IRAS 00500+6713 / TIC 351685700 / UCAC4 788-002438 / IRCO 2536 IPHAS J005311.21+673002.1 / 2MASS J00531123+6730023 WISE J005311.24+673002.4 / WISEA J005311.13+673002.1 Gaia DR2 526287189172936320 / Gaia DR3 526287189172936320	00:53:11.2058008512	+67º 30' 02.381310972''	R = 15.58	Simbad
SN 1181 / SNR G130.7+03.1 / AJG 113 / ASB 5 / BG 0201+64 / 2C 177 3C 58 / 4C 64.02 / 6C 020148+643517 / 7C 020144.89+643534.00 8C 0201+645 / CGPSE 125 / 3CR 58 / CTB 8 / DA 66 / F3R 3887 2E 518 / 2E 0201.8+6435 / 0ES 0201+64.5 / GRS G130.70 +03.10 GB6 B0201+6435 / 87GB 020149.3+643518 / WN B0201.8+6435 GPA 130.73+3.11 / INTREF 102 / KR 130 / MY 020150.3+644954.9 NRAO 90 / 12P 13 / RRF 1311 / RX J0205.5+6449 / RX J0201.8+6435 PCCS2 030 G130.72+03.08 / 1RXS J020529.7+644934 WB 0201+6435 / TeV J0209+648 / TGSSADR J020535.7+644941 VLSS J0205.5+6449 / [BSF97] J020538.9+644939	02:05:35.73	+64º 49' 41.3''		Simbad

La Vía Láctea sobre Silex Spring

Miércoles 14 de Octubre de 2026

Este colorido estanque de agua de unos 10 metros de diámetro es conocido como Silex Spring. Se encuentra en el Parque Nacional Yellowstone, en Wyoming, Estados Unidos. El agua no siempre fue transparente, los colores del agua son causados por capas de bacterias que crecen en aguas termales. El calor sale de la caldera calentado por magma asociado con el punto de acceso de Yellowstone.

Algo que tampoco pasa desapercibido en esta imagen del astrónomo David Lane, es la banda de la Vía Láctea cruzando el cielo, que se arque en lo alto, es el disco de nuestra galaxia y la parte central, iluminada por miles de millones de estrellas, la oscuridad de la noche acentúa el espectáculo, lo que estimula los sentidos de cualquier persona. La imagen es una composición de 16 exposiciones tomadas en 2014.

Fotografía Original

Crédito:  David Lane / David Lane Astrophotography

Nombre	LAT	LON	Datos
Silex Spring	44.550218	-110.805917	Maps

Primer plano de NGC 7129

Martes 13 de Octubre de 2026

Esta imagen tomada por el Telescopio Espacial James Webb, revela un paisaje onírico a todo color. La imagen revela una región de formación estelar conocida como NGC 7129, una nebulosa que alberga numerosas estrellas y protoestrellas dentro de sus campos de gas y polvo. Webb captó la luz infrarroja, penetrando en la densa materia que dispersa o absorbe otros tipos de luz. Esta región, repleta de objetos estelares en diferentes etapas de su vida, ofrece la oportunidad de explorar cómo las estrellas dan forma a su entorno.

NGC 7129 se localiza en dirección a la Constelación de Cepheus y se sitúa a una distancia de unos 3.300 años luz de la Tierra. Aquí las estrellas son motores de la creación elemental, tienen ciclos de vida que comienzan con su nacimiento en nubes moleculares, regiones frías y densas de polvo y gas. Debido a estas densas envolturas de polvo, las estrellas jóvenes suelen ser imposibles de observar con muchos telescopios, especialmente con aquellos incapaces de captar luz infrarroja.

Las estrellas de este cúmulo se encuentran en diferentes etapas de su desarrollo, las más masivas se forman y evolucionan con mayor rapidez. La más masiva y antigua es la luminosa estrella central de la región llamada EM* LkHA 234. Esta estrella, que presenta el patrón de difracción más prominente de la imagen, es una estrella en fase de presecuencia principal, con una masa entre 5 y 8 veces la de nuestro Sol. Las estrellas presecuencia principal como esta ya han completado la mayor parte de su acumulación de masa y se están contrayendo bajo la fuerza de la gravedad, lo que provoca un aumento de su temperatura. Con el tiempo, esta estrella fusionará su propio hidrógeno, al igual que nuestro Sol.

La cavidad a su izquierda, que aparece en color dorado y mide unos 3,5 años luz, es la mayor muestra del impacto de la estrella central. Los flujos de salida de una etapa anterior del ciclo de vida de la estrella erosionan la densa nube molecular de hidrógeno. Tanto estos flujos como la luz de la estrella energizan el gas, provocando su brillo. Si bien gran parte de este gas hidrógeno es expulsado, una gran cantidad también se comprime, creando las condiciones para la formación de aún más estrellas. Algunas de estas estrellas son visibles dentro de la cavidad. Varias de ellas están en fase de presecuencia principal y emiten vientos estelares.

Las ondas de choque cercanas son el gas comprimido y curvado que aparece cerca de las estrellas, se crean cuando estos vientos empujan el energético gas y crean sus propias cavidades más pequeñas. En conjunto, la estrella central y las estrellas incrustadas también crean la cresta afilada que se observa en la parte superior de la cavidad dorada. Su luz genera un entorno caliente y empuja la onda de choque contra el gas molecular más frío y denso fuera de la cavidad, creando un límite conocido como región de fotodisociación.

En esta región, las moléculas de hidrógeno se descomponen en átomos. Al influir en la temperatura y la química de la región, este conjunto de estrellas ofrece información sobre cómo estas nubes moleculares se erosionarán gradualmente a lo largo de millones de años. La región a la derecha de la estrella central narra una historia diferente, pero igualmente caótica. Esta materia grumosa, representada en rojo, oculta objetos mucho más jóvenes que los de la izquierda, llamados protoestrellas.

La etapa de protoestrella es anterior a la etapa de presecuencia principal y se produce después de que las nubes moleculares de gas y polvo se compriman y fragmenten inicialmente. A medida que las protoestrellas acumulan materia y aumentan su masa, expulsan flujos de material supercalentado. Estos flujos interactúan con la densa materia gris que las envuelve, creando ondas de choque que dan lugar a una apariencia texturizada. El brillo rojo también es resultado de esta interacción. Múltiples flujos de muchas estrellas se superponen desde nuestra perspectiva, lo que provoca el caótico aspecto de la escena.

En la parte superior izquierda de la imagen, cerca de una nebulosa azul, se pueden observar más de estos flujos protoestelares. El centro de esta región azul alberga una protoestrella rodeada por un disco de material con forma de rosquilla. Este disco proyecta una sombra sobre la nebulosa circundante, similar a una estructura conocida como sombra de murciélago, observada también por el Telescopio Espacial Hubble. Aquí se observan numerosas estructuras complejas en el gas de la región. NGC 7129 es en realidad la designación del cúmulo estelar abierto que reside dentro de la nebulosa, que fue descubierto por William Herschel el 18 de octubre de 1794. En esta imagen el norte está 148,3º a la derecha de la vertical.

Fotografía Original
Imagen Ampliable

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

Nombre	RA	DEC	Magnitud	Datos
NGC 7129 / NGC 7129 IR Cluster / OCl 240 / C 2140+658 / MWSC 3549 LBN 497 / LBN 105.30+09.90 / [BDB2003] G105.39+09.88 / [RK68] 112	21:42:58.0	+66º 06' 48''	V = 11.5	Simbad
EM* LkHA 234 / V* V373 Cep / VDB 146c / TIC 322312791 / HH 167 Ced 196 / CSI+65-21420 / GEN# +6.20038234 / IRAS 21418+6552 HBC 309 / HBHA 6705-02 / JP11 5304 / NSV 13859 / WB89 116 FMC 52 / [GMM2009] NGC 7129 39 / 2MASS J21430682+6606542 Gaia DR2 2218012031823081856 / Gaia DR3 2218012031823081856	21:43:06.8218113480	+66º 06' 54.202272804''	V = 12.73	Simbad

PN G067.5+01.8 por Jerry Yesavage

Lunes 12 de Octubre de 2026

Esta imagen del astrónomo Jerome Yesavage, muestra la nebulosa planetaria PN G067.5+01.8. Las dos primeras siglas son Planetary Nebula y los números son las coordenadas en el cielo, es una designación típica de las nebulosas planetarias.

Esta nebulosa, también catalogada como IPHASX J195358.2+312120, tiene una morfología elíptica y aparentemente circular. Tiene un tamaño angular de 3.80 minutos de arco de diámetro en el cielo. Fue observada por primera vez el 25 de septiembre de 2011.

PN G067.5+01.8 se localiza en dirección a la Constelación de Cygnus muy cerca del límite con la Constelación de Vulpecula, sin embargo su distancia es incierta. La imagen es producto de filtros RGB e hidrógeno-alfa. En esta imagen el norte está arriba. Detalles técnicos.

Crédito:  Jerry Yesavage / Astrobin / Sharpless Image Collection

Nombre	RA	DEC	Datos
PN G067.5+01.8 / IPHASX J195358.2+312120	19:53:58.2	+31º 21' 20''	Simbad