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✨Un ballet galáctico

Domingo 21 de Enero de 2018



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 mayoritariamente 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 muestra un ejemplo de tango cósmico. Este es el magnífico sistema triple NGC 6769-71, ubicado en la constelación del sur del Pavo Real a una distancia de 190 millones de años luz de la Tierra. Las dos galaxias superiores, NGC 6769 (arriba a la derecha) y NGC 6770 (arriba a la izquierda), son de igual brillo y tamaño, mientras que NGC 6771 (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 de NGC 6771 es notable por su forma cuadrada, algo extraño 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 foto del Very Large Telescope, que las estrellas y el gas han sido eliminados de las dos galaxias de arriba, 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.

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 muchos sitios de regiones de formación estelar. Del mismo modo que los brazos espirales de la conocida Galaxia del Remolino M51 pueden haber sido producidos por un encuentro cercano con una segunda galaxia que ahora se encuentra al final de uno de los brazos espirales; lo mismo puede ser cierto para la hermosa galaxia sureña NGC 1232. 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, otra de las vecinas de la Vía Láctea en el Grupo Local de Galaxias, 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.

 Fotografía Original 

Crédito:   ESO

NGC 6769     RA = 19:18:22.676     DEC = -60:30:03.93     Mag = 11.75
NGC 6770     RA = 19:18:37.324     DEC = -60:29:47.26     Mag = 11.94
NGC 6771     RA = 19:18:39.514     DEC = -60:32:45.63     Mag = 12.52

✨NGC 7822 por Sara Wager

Sábado 20 de Enero de 2018



NGC 7822 es una región HII, un joven complejo de formación estelar ubicado en la constelación de Cepheus. El complejo abarca la región de emisión designada Sharpless 171 y Caderblad 214, además incluye el joven grupo de estrellas llamado Berkeley 59 que está ubicado en el centro del complejo. Se cree que el complejo está a 3.000 años luz de distancia de la Tierra, con los componentes más jóvenes con una edad no superior a unos pocos millones de años. El complejo también incluye una de las estrellas más calientes descubiertas dentro del radio de 1.000 parsecs del Sol, concretamente BD +66 1673, que es un sistema estelar binario eclipsante que consiste en un O5V con una temperatura superficial de casi 45.000ºK y una luminosidad de 100.000 veces la del Sol. La estrella es una de las principales fuentes que ilumina la nebulosa y da forma a los famosos pilares, las formaciones tipo para la creación de nuevas estrellas, como el famoso Tronco del Elefante. Bajo éstas líneas podemos ver otra imagen que Sara Wager ofrece en su página web SwagAstro, centrada en una de las zonas más brillantes de la nebulosa, donde habitan estrellas jóvenes calientes y masivas.



Las emisiones atómicas están alimentadas por la radiación energética de las estrellas calientes de tipo O blancas y azules, cuyos poderosos vientos y radiación también esculpen y erosionan las densas formaciones de pilares. Las estrellas podrían aun así estar formadas dentro de los pilares por colapso gravitacional, pero mientras que los pilares se erosionan, cualquier estrella en formación será al final desgranada de su reserva de material estelar. La Nebulosa abraca unos 30 años luz de diámeto. Cuando se observa ésta nebulosa con instrumento óptico poderoso, el observador queda hipnotizado por la belleza de la región y el contraste que produce la luminosidad de las estrellas con la oscuridad de los pilares y glóbulos de Bok. Sin duda ésta es una de las maravillas de nuestra galaxia, la Vía Láctea, donde podemos contemplar la magia del Universo. Detalles técnicos.

 Fotografía Original 

Crédito:   Sara Wager / SwagAstro

NGC 7822     RA = 00:01:08.58     DEC = +67:25:17.0     Mag = 3

✨Titán

Viernes 19 de Enero de 2018



Titán es el mayor de los satélites de Saturno y el segundo del sistema solar tras el satélite de JúpiterGanímedes. Además es el único satélite conocido que posee una atmósfera importante, y el único objeto, aparte de la Tierra, en el que se ha encontrado evidencia clara de cuerpos líquidos estables en su superficie. Es el sexto satélite elipsoidal de Saturno y frecuentemente es descrito como un satélite similar a un planeta. Tiene un diámetro un 50 % más grande que la Luna y es un 80 % más masivo; es más grande en volumen que el planeta Mercurio, aunque su masa representa el 40 % del primer planeta. Fue el primer satélite conocido de Saturno, y el quinto satélite descubierto en el sistema solar. Está compuesto principalmente de hielo y material rocoso, y al igual que pasa con Venus antes de la era espacial, la atmósfera densa y opaca de Titán impedía la comprensión de su superficie hasta la llegada de la misión Cassini-Huygens en 2004, incluyendo el descubrimiento de lagos de hidrocarburos líquidos en las regiones polares. La superficie es geológicamente joven, a pesar de las montañas y el descubrimiento de varios posibles criovolcanes, es suave y con pocos cráteres de impacto.

Según los datos disponibles, su atmósfera podría estar compuesta principalmente de nitrógeno, pero hasta un 6 % puede ser metano y compuestos complejos de hidrocarburos. El clima, incluyendo viento y lluvia, crea características superficiales similares a las de la Tierra, tales como dunas, ríos, lagos, mares, probablemente de metano líquido y etano. Ademas existen deltas, y está dominado por patrones climáticos estacionales como en la Tierra. Dispone de líquidos tanto superficiales como subterráneos, con una robusta atmósfera de nitrógeno, el ciclo del metano de Titán es visto como una analogía con el ciclo del agua de la Tierra, aunque a una temperatura mucho más baja. El día 2 de octubre de 2013, fue anunciado que el espectrómetro infrarrojo compuesto de la sonda Cassini, detectó propileno en la baja atmósfera de este satélite, lo que se convierte en la primera detección definitiva de esta sustancia en cualquier parte del Sistema Solar, exceptuando la Tierra.  Inicialmente se pensó que tenía un núcleo rocoso de diámetro 3400 kilómetros rodeado por diversas capas de hielo, pero investigaciones recientes sugieren que el interior de Titán consiste en una mezcla de hielo y roca no diferenciada.



Titán es la única luna conocida con una atmósfera densa. La primera persona que sugirió que Titán podía tener atmósfera fue el astrónomo español Josep Comas i Solà en 1907, por el efecto de oscurecimiento en el borde. La presencia de una atmósfera significativa fue confirmada por Gerard P. Kuiper en 1944 a partir de espectros tomados desde telescopios en aviones a gran altitud. La sonda Voyager 1 demostró en 1981 que la atmósfera de Titán es más densa que la de la Tierra, con una presión en superficie de una vez y media la de nuestro planeta y con una capa nubosa opaca formada por aerosoles de hidrocarburos que oculta los rasgos de la superficie de Titán. La presión parcial del metano es del orden de 100 milibares. Esa densa atmósfera es la responsable de que la iluminación existente en la superficie de Titán sea de 1/1000 de la existente en la superficie terrestre, aun así, la luminosidad existente es 350 veces superior a la que se puede dar en una noche de Luna llena en la Tierra. Titán tiene la única atmósfera rica en nitrógeno en el Sistema Solar, aparte de la atmósfera de nuestro propio planeta.

El origen de la atmósfera titaniana no está claro, pero se ha propuesto que durante gran parte de la historia del Sistema Solar Titán era un mundo sin atmósfera, con el nitrógeno y el metano congelados en la superficie y pareciendo una versión en grande de Tritón, la mayor luna de Neptuno. El aumento de la luminosidad del Sol en su evolución, y quizás un gran impacto de un asteroide o cometa, habrían provocado que esos gases se evaporaran y cubrieran el satélite formando la densa atmósfera que hoy tiene, aunque en un principio con mucho más metano que en la actualidad. Asumiendo que el metano presente en la atmósfera se precipita con las lluvias y no sea repuesto, acabará por cubrir por completo la superficie de Titán en menos de mil millones de años, formando depósitos oscuros en ella y quedando sólo el nitrógeno en la atmósfera, la cual quedará limpia de niebla, como le pasa a Marte en la actualidad. Titán no tiene un campo magnético considerable y su órbita alcanza el exterior de la magnetósfera de Saturno exponiéndose directamente al viento solar. Esto puede ionizar y elevar algunas moléculas a la cima de la atmósfera.



Hay nubes en la atmósfera de Titán además de una espesa niebla que afecta a todo el planeta. Estas nubes están probablemente compuestas de metano, etano y otros compuestos orgánicos simples. Otros compuestos químicos más complejos en pequeñas cantidades deben ser responsables del color anaranjado que se aprecia desde el espacio. En octubre de 2004, durante uno de los sobrevuelos de Titán por la nave Cassini, se fotografiaron nubes altas y densas sobre el polo sur de Titán. Este tipo de formaciones nubosas son frecuentes en el polo sur de Titán, tal y como revelan las observaciones con el Observatoio Keck desde la Tierra. Aunque inicialmente se pensaba que tales nubes solo podían estar formadas por la condensación del abundante metano atmosférico, las observaciones de mayor resolución han planteado algunas dudas en esta interpretación, por lo que varios estudios actuales sobre la atmósfera de Titán pretenden determinar la composición de las nubes, para decidir si nuestra idea de la atmósfera de Titán necesita ser revisada.

Titán es un mundo abundante en compuestos orgánicos. Probablemente el contenido de hidrocarburos líquidos de esta luna, en forma de mares y lagos, es centenares de veces superior al de todas las reservas de petróleo y de gas natural de la Tierra. Además, sus dunas ecuatoriales posiblemente contienen centenares de veces más materia orgánica que todas las reservas de carbón de la Tierra. El metano cumple el papel del agua en la Tierra y forma nubes en su atmósfera. Cuando se condensa sobre los aerosoles forma una lluvia de metano con partículas que llena los torrentes con un material negro que fluye. Pero ahora los cañones y los lagos en la zona donde aterrizó la sonda Huygens están secos porque el metano, al igual que el agua en la Tierra, se infiltra bajo el suelo de Titán y deja en la superficie restos de materia orgánica cubriéndolo de una especie de alquitrán. En febrero de 2006 un grupo de científicos de las Universidades de Nantes  y de Arizona descifraron un poco más el ciclo del metano en la atmósfera. Descubrieron que el agua congelada rica en metano formaría una capa sólida en la superficie de Titán, por encima de un océano de agua líquida mezclada con amonio.




Hasta la visita de la sonda Cassini, los mapas de la superficie de Titán eran poco precisos debido a la opacidad de la atmósfera. Mediante imágenes del Telescopio Espacial Hubble se descubrió una región que se denominó extraoficialmente Xanadu, por la antigua capital de verano del imperio mongol. Es un área grande del tamaño de Australia, e inicialmente no estaba claro el tipo de terreno que era y se pensó que se trataba de mares de metano. Imágenes de la nave espacial Cassini revelaron que la región de Xanadu poseía características geológicas similares a las de la Tierra, con colinas, valles y dunas de arena oscura, cortadas por cauces similares a los ríos de la Tierra. Xanadu es una inmensa zona de Titán cuya altura es considerablemente más elevada que el promedio; se trata de un continente. En octubre de 2007, en imágenes tomadas con los telescopios Very Large Telescope y Keck, se detectó  metano líquido en la parte baja de la atmósfera de Titán y sobre el continente; se trata de lluvia de metano que, según una nota de prensa conjunta entre los observatorios de ESO y de los telescopios Keck, podría estar producida por un fenómeno análogo a la lluvia costera en la Tierra.

El 5 de mayo de 2006 mediante observaciones de radar de la nave Cassini, se había descubierto que Titán tiene dunas de color marrón oscuro que se elevan unos 150 metros sobre la superficie y corren paralelas, una al lado de la otra, en el ecuador de Titán. Una de estas dunas tiene 1500 kilómetros de largo. Se extienden a lo largo de cientos de kilómetros en Titán. De acuerdo con las mediciones del instrumento VIMS, las dunas de Titán probablemente están compuestas de un núcleo central de hielo de agua rodeado por materia orgánica, estimándose que la arena formada por esos granos es un poco más granulosa, pero menos densa que la terrestre o la marciana, y que los granos tienen el tamaño de los de café. Este trabajo se basó en las imágenes tomadas en el mes de octubre de 2005. Aparte de en la Tierra, Marte y Venus, también se encontraron dunas en Titán. La enorme gravedad de Saturno crea fuertes mareas en la atmósfera de Titán, que si es comparada con la que ejerce la Tierra sobre la Luna, es 400 veces mayor. Los modelos de computadora revelan que estas mareas serían los responsables de los vientos cercanos a la superficie de Titán. Los tipos de dunas observados con forma longitudinal o lineal son característicos de su formación por vientos.



Por ahora se desconoce la razón por la que el polo norte de Titán tiene más lagos que el polo sur; sin embargo, una teoría reciente sugiere que es debido a la excentricidad de la órbita de Saturno alrededor del Sol, lo que provoca que el metano tienda a concentrarse en el hemisferio norte de Titán, aunque al variar los parámetros orbitales de Saturno con el tiempo, esta situación puede invertirse cada muchos miles de años. Gracias a la sonda Cassini, un equipo de científicos ha descubierto lo que parece ser una versión extraterrestre en miniatura del río Nilo: un valle fluvial que se extiende más de 400 kilómetros sobre la superficie de Titán. Ésta es la primera vez que se obtienen imágenes con tan buena resolución de un sistema fluvial de estas proporciones fuera de nuestro propio planeta. Los científicos han llegado a la conclusión de que este río está lleno de líquido, ya que aparece oscuro a lo largo de todo su recorrido en las imágenes de radar de alta resolución, lo que indica que presenta una superficie completamente lisa. Aunque presenta algunos pequeños meandros, este valle fluvial es prácticamente recto, lo que podría indicar que sigue el curso de al menos una falla, al igual que los otros grandes ríos que desembocan en la orilla meridional de este mismo mar de Titán.

Titán tiene una magnitud de entre +7,9 y +8,7 y alcanza una distancia angular de aproximadamente 20 veces el radio de Saturno. Titán puede en general observarse con telescopios pequeños (con diámetro superior a unos 5 cm) e incluso con unos grandes prismáticos, como un punto estrelliforme cercano a Saturno. En las mejores aproximaciones a la Tierra presenta un tamaño aparente de hasta 0,85 segundos de arco de diámetro, apareciendo como una diminuta mancha de color amarillo-anaranjado que sólo puede apreciarse como un pequeño disco con telescopios de aficionado a partir de 200 mm de diámetro utilizando más de 240 aumentos. Christiaan Huygens descubrió Titán el 25 de marzo de 1655 y le dio el nombre de Luna Saturni. Huygens publicó este descubrimiento así como sus observaciones de los anillos del planeta en una obra titulada Systema Saturnium en 1659. El nombre de "Titán" y los otros siete satélites de Saturno conocidos por John Herschel, hijo de William Herschel, proviene de la publicación en el año 1847 de sus observaciones sobre Saturno, donde sugería los nombres de los titanes, hermanos y hermanas de Crono.

 Fotografía Original 1 
 Fotografía Original 2 
 Fotografía Original 3 
 Fotografía Original 4 

Crédito:   NASA / JPL / Cassini / Magnética / Infobservador / Taringa 

Titán     RA = X     DEC = X     Mag = 8.3

✨Messier 8 por David Lindemann

Jueves 18 de Enero de 2018



La colorida nebulosa de la imagen parece extraída de un cuento de fantasía, sin embargo no hay nada más real, ya que se trata de una composición de varias exposiciones fotográficas superpuestas para formar la imagen final y posteriormente procesadas. Los colores se resaltan para que se puedan diferenciar la naturaleza del gas que rodea las estrellas que la iluminan. En ésta ocasión, David Lindemann ha querido asignar la paleta de colores SHO, Azufre en amarillo, Hidrógeno en rojo y Oxígeno en azul. De ésta menera podemos deducir dónde se encuentan las concentraciones de gas. Contiene numerosos glóbulos de Bok, densas nubes de polvo y gas, que son el punto de partida para el nacimiento estelar.

Se trata de M8, Messier 8 ó NGC 6523, popularmente conocida como Nebulosa de la Laguna. Una nebulosa de emisión, lo que significa que al recibir la radiación ultravioleta de las estrellas, el gas es ionizado y emite luz. También es una región HII de formación de nuevas estrellas ubicada en la zona del cielo que ocupa la constelación de Sagitario. Situada en la Vía Láctea a una distancia de la Tierra de unos 5.000 años luz, fue vista por primera vez por Guillaume Le Gentil en 1747. La nebulosa está asociada a una gan nube molecular mucho más grande a la que pertenecen más nebulosas, llamada Sagittarius OB1, y parece tener mucha profundidad, por lo que puede tener forma esférica. Detalles técnicos.

 Fotografía Original 

Crédito:   David Lindemann / Astrobin

Messier 8     RA = 18:03:37.0     DEC = -24:23:12     Mag = 4.6

✨Micron All Sky Survey

Miércoles 17 de Enero de 2018


Nebulosa Carina

2MASS (Two Micron All-Sky Survey) es el proyecto encaminado a crear un planisferio del cielo nocturno más ambicioso hasta la fecha. Las observaciones empezaron en el año 1997 y se completaron el año 2001. Fueron realizadas con dos telescopios, uno en el hemisferio norte situado en el Monte Hopkins Arizona, y el otro en el hemisferio sur situado en Cerro Tololo, CTIO Chile, con la finalidad de abarcar el cielo completo. La fecha de publicación de 2MASS, después del post-procesado de los datos, se produjo en el año 2003. Las imágenes que se pueden ver en ésta página son una muestra del valor de 2MASS junto con la colaboración de otros telescopios.

Centro de la Vía Láctea

En el transcurso de las observaciones se inspeccionó todo el cielo usando sistemas fotométricos en tres bandas infrarrojas. Los objetivos de este reconocimiento fueron la detección de galaxias en la zona llamada "Zona Vacía", una franja del cielo oscurecida en el espectro visible por nuestra propia galaxia, la Vía Láctea. La primera detección de enanas marrones. Una inspección extensiva de estrellas con poca masa, el tipo más común de estrella tanto en nuestra propia galaxia como en otras. Y la catalogación de todas las estrellas y galaxias detectadas.

Nebulosa Pata de Gato

El último objetivo fue conseguido de forma admirable. Programas de ordenador automatizados catalogaron las descripciones numéricas de las fuentes puntuales, estrellas, planetas y asteroides, y fuentes extensas como galaxias y nebulosas, hasta una magnitud límite media próxima a 14. Se catalogaron más de 300 millones de fuentes puntuales y 1 millón de fuentes extensas. En noviembre de 2003, un equipo de científicos anunciaron el descubrimiento de la galaxia Enana de Canis Mayor, en aquel tiempo la galaxia satélite más próxima conocida en la Vía Láctea, basándose en los análisis de los datos estelares de 2MASS.

Anillo de nubes en la Serpiente

Los datos y las imágenes realizadas durante la investigación son actualmente de dominio público, y se pueden obtener gratuitamente en línea. También se puede consultar una lista de publicaciones científicas del 2MASS que enlazan a copias libres antes de la publicación de los documentos. 2MASS fue patrocinado por la Universidad de Massachusetts, conocida como UMASS, que fue el origen del nombre de la misión, y el Centro de Análisis y Procesamiento infrarrojo IPAC, administrado por JPL y Caltech, NASA, y NSF.

 Fotografía Original 1 
 Fotografía Original 2 
 Fotografía Original 3 
 Fotografía Original 4 

Crédito:   IPAC / JPL Caltech / NASA / NSF

2MASS     RA = /     DEC = /     Mag = /

✨Sh2-136 por César Blanco

Martes 16 de Enero de 2018



El astrofotógrafo español César Blanco González ha tomado ésta magen en el observatorio español Calar Alto el 8 de Julio de 2016. El objeto fotografiado tiene un aspecto fantasmal, de hecho se asemeja a uno de los protagonistas de la célebre película Cazafantasmas. Por éste motivo fue bautizada como Nebulosa Fantasma. Enumerada en el catálogo de Sharpless con el número 136, abreviado Sh2-136, es una nebulosa de reflexión, lo que quiere decir que la luz de las estrellas que iluminan la región, impacta en la nebulosa y hace que ésta refleje esa luz. La Nebulosa Fantasa es también reconocida como un glóbulo de Bok catalgado como CB230. Tiene más de dos años luz de diámetro, y hay varias estrellas incrustadas en su interior, cuyo tipo de emisión hace que la nebulosa brille en un color marrón. 

El objeto de la imagen no debe confundirse con la Nebulosa Pequeño Fantasma (NGC 6369) o la Nebulosa Cabeza de Fantasma (NGC 2080). A una distancia de 1.200 años luz de la Tierra, el poderoso viento procedente de la radiación de las estrellas recién formadas, empuja el hidrógeno estrangulado por el denso polvo y modela la nebulosa que desde nuestra perspectiva adquiere forma terrorífica. Éste material antes o después propiciará la formación de nuevas estrellas. En la parte derecha de la nube, se puede ver un chorro en forma de cono que atraviesa una gruesa capa de polvo y genera una cavidad en la nube, en el vértice de éste cono está naciendo una nueva estrella. En éste tipo de glóbulos las estrellas nacen en las zonas donde el polvo es más denso y contrae el hidrógeno. Detalles técnicos.

 Fotografía Original 1 

Crédito:   César Blanco González / Cielo Profundo

Sh2-136    RA = 21:16:26.0     DEC = +68 15 36     Mag = /