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✨Procyon

Sábado 24 de Febrero de 2018



Procyon es la estrella más brillante en la constelación del Can Menor con magnitud aparente 0,50 y es la octava estrella más brillante en el cielo nocturno de la Tierra. Forma uno de los vértices del Triángulo invernal. Es una estrella binaria; la estrella principal (Procyon A) tiene una débil enana blanca de compañera (Procyon B). El sistema es uno de los más cercanos a nuestro sistema solar, se sitúa a tan sólo 11,41 años luz del Sol. Sus vecinas más próximas son la Estrella de Luyten y Ross 614, respectivamente a 1,11 y 4,2 años luz. Procyon A es una estrella blanco-amarilla de tipo espectral con una temperatura superficial de 6530ºK. Su luminosidad es 7 veces mayor que la del Sol, e indica que es una subgigante que está terminando de fusionar el hidrógeno de su núcleo empezando a consumir helio, y ha comenzado a expandirse. Su radio actual es 2,1 veces más grande que el radio solar; sin embargo, en un tiempo futuro, dentro de entre 10 a 100 millones de años, Procyon A se expandirá hasta alcanzar un diámetro de entre 80 y 150 veces su diámetro actual y aparecerá roja o naranja debido al enfriamiento de su superficie. Se piensa que el Sol pasará por el mismo proceso después de abandonar la secuencia principal. A fines de junio de 2004, el telescopio espacial MOST completó una investigación de 32 días de Procyon A con el fin de confirmar las oscilaciones en su brillo observadas desde la Tierra. Durante ese período, sin embargo, no hubo fluctuaciones en su brillo, lo que llevó a algunos científicos a poner en duda algunos aspectos de la heliosismología. Por el contrario, observaciones fotométricas llevadas a cabo con el satélite Wide Field Infrared Explorer (WIRE) entre 1999 y 2000 parecen estar de acuerdo con las observaciones hechas desde la Tierra.



La compañera de Procyon es una enana blanca, si bien su órbita se conocía ya en 1861, no fue visualmente confirmada hasta 1896. Esta enana es muy difícil de observar desde la Tierra, ya que su magnitud aparente es de 10,82, y también debido a la mayor diferencia de magnitudes y a la menor separación angular entre la estrella primaria y la secundaria. La separación media entre las dos componentes es de 15,0 unidades astronómicas, algo inferior a la distancia existente entre Urano y el Sol. No obstante, la excentricidad de la órbita hace que la separación varíe entre 8,9 y 21,0 UA a lo largo de su período orbital de 40,8 años. Con una masa de 0,6 masas solares, Procyon B es de baja masa; sin embargo su diámetro, estimado en unos 8.600 km, es mayor de lo esperado. Es bastante fría, con una temperatura superficial de 7740ºK, testimonio de su menor masa y mayor edad. El sistema estelar tiene una edad estimada de 3.000 millones de años. El nombre de Procyon proviene del griego Prokyōn, que significa "antes del perro", ya que precede a la Estrella del perro Sirio, aunque estrictamente hablando, esto sólo ocurre en las latitudes septentrionales de la Tierra. Estas dos estrellas del perro, aparecen en la más antigua literatura de los babilonios y los egipcios, quienes incluso las veneraron. En China es conocida como Nan Ho, "El Río del Sur". Canis Minor, es una de las 88 constelaciones modernas. Formó parte también de forma evidente de las 48 constelaciones primitivas del Almagesto de Ptolomeo, dato que se encuentra incluido en la fuente de este último trabajo, la gran obra denominada Astronómica de Manilio de Antioquía. La figura del Can menor es simple, una línea que une dos estrellas.

 Fotografía Original 

Crédito:   Astronomy / Wikipedia 

Procyon     RA = 07:39:18.11950     DEC = +05:13:29.9552     Mag v = 0.37     Simbad 

✨IC 5067 por Patrick Gilliland

Viernes 23 de Febrero de 2018



La imagen tomada, ensamblada y procesada por el astrofotógrafo Patrick Gilliland, mediante exposiciones realizadas con filtros para oxígeno, azufre e hidrógeno, muestra a la perfección las cumbres de la nebulosidad, los pilares creados por los vientos estelares de las estrellas masivas, las nubes de polvo oscuro en la parte superior de la imagen y numerosos glóbulos de Bok muy densos. IC 5067 es popularmente conocida como Nebulosa del Pelícano. Se trata de una nebulosa de emisión, el gas es ionizado por la radiación de las estrellas jóvenes, produciendo una reacción química que hace que el gas brille. Está ubicada en la zona del cielo que ocupa la constelación del Cisne, a una distancia de la Tierra de 1.800 años luz, muy cerca de la conocida estrella Deneb. No muy lejos se encuentra NGC 7000, conocida como Nebulosa de Norteamérica, que forma parte de la misma región HII de formación estelar junto con IC 5067.

Dentro de la nebulosa Pelícano, nubes de polvo oscuro ayudan a definir el ojo y el largo pico, mientras un frente brillante de gas ionizado sugiere la silueta de la cabeza y del cuello. La nebulosa situada en lo que físicamente seria la parte trasera del cuello se denomina IC 5070 pero es más conocida como El Cogote. Esta nebulosa ha sido muy estudiada porque mezcla formación estelar y nubes de gas en desarrollo. La luz de estrellas jóvenes calienta lentamente el frío gas produciendo un frente de ionización que avanza hacia el exterior. Zonas especialmente densas de gas frío todavía son visibles con telescopios relativamente modestos e incluso con prismáticos pero se necesita de un cielo libre de contaminación lumínica para apreciar sus extensos contornos. Detalles técnicos.

 Fotografía Original 

Crédito:   Patrick Gilliland / Image The Universe ITU

IC 5067     RA = 20:47:54.0     DEC = +44:22:00     Mag v = 8     Simbad 

✨La nube molecular de Sagitario

Jueves 22 de Febrero de 2018



Sagitario B2 (Sgr B2) es una nube molecular gigante de gas y polvo que se encuentra a unos 390 años luz del centro de la Vía Láctea. Este complejo es la nube molecular más grande en la vecindad del núcleo galáctico y una de las más grandes de la galaxia, que abarca una región de aproximadamente 150 años luz de ancho. La masa total de Sgr B2 es aproximadamente 3 millones de veces la masa del Sol. La densidad media de hidrógeno dentro de la nube es de 3.000 átomos por cm3, que es aproximadamente 20-40 veces más densa que una nube molecular típica. La estructura interna de esta nube es compleja, con densidades y temperaturas variables. La nube se divide en tres núcleos principales, designados norte (N), centro o principal (M) y sur (S), respectivamente. Por lo tanto Sgr B2 (N) representa el núcleo norte. Los sitios Sgr B2 (M) y Sgr B2 (N) son sitios de formación estelar prolífica. Las primeras 10 regiones H II (AG) descubiertas se designaron de la A a la J. Las AG, I y J se encuentran dentro de Sgr B2 (M), mientras que la región K está en Sgr B2 (N) y la región H está en Sgr B2 ( S). El núcleo de la nube que mide 5 parsec es una región de formación de estrellas que emite aproximadamente 10 millones de veces la luminosidad del Sol. La nube está compuesta de varios tipos de moléculas complejas, de particular interés es el alcohol. La nube contiene etanol, alcohol vinílico y metanol. Esto se debe al conglomerado de átomos que da como resultado nuevas moléculas. La composición fue descubierta a través del espectrógrafo en un intento de descubrir aminoácidos. También se descubrió un éster, formiato de etilo, que es un precursor principal de los aminoácidos.



Las temperaturas en la nube varían desde 27°c  en regiones densas de formación de estrellas hasta -233,2°c  en el medio circundante. Debido a que la temperatura y la presión promedio en Sgr B2 son bajas, la química basada en la interacción directa de átomos es extremadamente lenta. Sin embargo, el complejo Sgr B2 contiene granos de polvo fríos que consisten en un núcleo de silicio rodeado de un manto de hielo de agua y varios compuestos de carbono. Las superficies de estos granos permiten que se produzcan reacciones químicas al atraer moléculas que luego pueden interactuar con compuestos vecinos. Los compuestos resultantes pueden evaporarse de la superficie y unirse a la nube molecular. Los componentes moleculares de esta nube se pueden observar fácilmente en el  rango de 10 2-10 3 μm de longitudes de onda. Cerca de la mitad de todas las moléculas interestelares conocidas se encontraron por primera vez cerca de Sgr B2, y casi todas las demás moléculas actualmente conocidas se han detectado en esta característica. El observatorio de rayos gamma de la Agencia Espacial Europea ha observado rayos gamma que interactúan con Sgr B2, causando la emisión de rayos x de la nube molecular. Esta energía fue emitida hace unos 350 años por el agujero negro supermasivo (SMBH) en el núcleo de la galaxia, Sagittarius A. La luminosidad total de este estallido es un millón de veces más fuerte que la salida actual de Sagittarius A. Esta conclusión fue apoyada en 2011 por astrónomos japoneses que observaron el centro galáctico con el satélite Suzaku.

 Fotografía Original 1 
 Fotografía Original 2 

Crédito:   ESO / APEX & MSX / IPAC / NASA / JPL Caltech

Sgr B2     RA = 17:47:20.4     DEC = -28:23:07     Mag = /     Simbad 

✨Sh2-140 por Alson Wong

Miércoles 21 de Febrero de 2018



Sh2-140 es un cúmulo estelar que habita en el centro de una nebulosa de emisión ubicada en la constelación de Cefeo. Es parte de una gran región de formación estelar conocida como Nube Molecular de Cefeo. En Sh2-140 también nacen estrellas y está en el borde de una gran nube oscura llamda LDN 1024. La distancia se etima en unos 1.900 años luz de la Tierra y la estrella responsable de la ionización del gas es HD 211880, se trata de una estrella masiva, caliente y azul en la fase de secuencia prinicipal de magnitud 7.74. En ésta nebulosa se han llevado a cabo observaciones en diferentes longitudes de onda, sobretodo centradas en la zona del borde de LDN 1024 y en las fuentes infrarojas situadas detrás de la nube oscura. Los resultados de éstos estudios indican que a partir de los índices espectrales de las tres primeras fuentes, se piensa que las fuentes infrarojas se originan a partir de una región débil de formación de estrellas ionizada por fotones procedente de una estrella de secuencia principal única de clase B. Una vez localizada la protoestrella se desarrolló un modelo simplificado de la región que se utilizó para obtener las condiciones físicas del polvo y el gas presentes allí, la fuente 1 del IRS aparece rodeada por un denso disco de polvo, iluminado en parte por los fotones que emergen de sus regiones polares junto con el borde interno de una envoltura de gas molecular.

El modelo desarrollado a partir de estas observaciones es capaz de explicar la distribución difusa de la intensidad de la luz; el color azul de las regiones circundantes implica la existencia de un campo de radiación con temperaturas relativamente bajas. El vasto complejo nebuloso oscuro aparece en fotografías de larga exposición utilizando grandes telescopios de aficionados, con los que se puede ver el cumulo estelar joven cuyas estrellas oscilan entre las magnitudes 9 y 10. La región central es completamente invisible en el rango de luz visible, mientras que en el espectro infrarojo cercano y ondas de radio es evidente la presencia de un grupo de estrellas muy concentradas. Las regiones de la Tierra ubicadas en el hemisferio norte cerca del ecuador son más favorables para su observación. El período en el que alcanza la altura máxima en el horizonte es entre los meses de septiembre y diciembre. Detalles técnicos.

 Fotografía Original 

Crédito:   Alson Wong / Astrophotography by Alson Wong

Sh2-140     RA = 22:19:07.8     DEC = +63:17:07     Mag = /     Simbad 

✨Telescopio SOAR

Martes 20 de Febrero de 2018



El Proyecto SOAR fue iniciado por la Universidad de Carolina del Norte en Chapel Hill en 1987. Los primeros avances incluyeron la compra de la cerámica de vidrio ULE TM necesaria para los espejos. El equipo final de desarrollo del proyecto se formó a principios de 1997. El diseño conceptual de SOAR se aprobó en junio de 1998. La voladura para la nivelación del sitio tuvo lugar a principios de ese año, y la ceremonia de inauguración fue celebrada el 17 de abril de 1998. La construcción comenzó en enero de 2000, y la instalación de soporte se completó en 2001. En octubre de 2002, se instaló y terminó el montaje del telescopio, y se terminó el domo. La estructura del telescopio se instaló en solo tres meses y comenzó a funcionar para un "primer destello" utilizando un telescopio de 10 pulgadas atornillado al costado del anillo de elevación el 23 de octubre de 2002. El sistema óptico se completó en 2003 y se entregó a Cerro Pachón en 9 de enero de 2004. El espejo primario se instaló en febrero de 2004, después de ser aluminizado.

Desafortunadamente, una vez que se completó y se probó en el cielo, se identificó fácilmente un problema grave con los soportes laterales del espejo primario, un problema que limitaba las capacidades científicas del telescopio. A pesar de esto, las primeras observaciones científicas con el telescopio "tal como estaba" se llevaron a cabo en febrero de 2005 con el SOAR Optical Imager (SOI) y el espectrógrafo OSIRIS del infrarrojo cercano. Un nuevo sistema de soporte lateral que resolvió el problema fue instalado en junio de 2006, y las observaciones científicas regulares comenzaron en agosto de 2006.  En 2008, el espectrógrafo de alto rendimiento (HTS) Goodman se entregó al telescopio y se puso en servicio. Las observaciones espectroscópicas de una sola rendija y de modo de imagen con este instrumento comenzaron más tarde ese año. En 2009 se realizó un cierre importante para el recubrimiento de todas las ópticas.



A principios de 2010, se encargó la cámara del infrarrojo cercano SPARTAN, construida en la Universidad Estatal de Michigan, y comenzó a tener un uso científico regular. En 2013, el Módulo de Óptica Adaptativa SOAR (SAM), construido en CTIO , se encargó y se lanzó para su uso científico regular a principios de 2014. A fines de 2014 se desplegaron varios instrumentos nuevos en SOAR: un espectrógrafo de Unidad de Campo Integral (BTFI) y un espectrógrafo Echelle (STELES), ambos construidos por instituciones brasileñas. Durante el período de marzo a julio de 2014, el Dr. Horacio Dottori de la Universidad Federal de Rio Grande do Sul, Brasil, actuó como Director interino. Desde agosto de 2014 el Dr. Jay Elias de NOAO es el nuevo Director de SOAR.


Crédito:   CTIO / NOAO / SOAR / Carolina Alumni / Clasifical Archives 

✨M66 por Pete Williamson

Lunes 19 de Febrero de 2018



La galaxia espiral M66 es una de las galaxias componente de un grupo conocido como el Trío de Leo, sensiblemente más grande que M65. M66 es algo peculiar a causa de sus brazos espirales asimétricos. En éste tipo de galaxias densas ondas de gas, polvo y estrellas recién formadas, llamadas ondas de densidad rodean el centro galáctico y así se forma una galaxia simétrica. Pero en este caso, la gravedad de la vecina M65, que junto con la cercanía de NGC 3628, han distorsionado esta galaxia. En M66, largas e intrincadas bandas de polvo pueden verse mezclándose con las brillantes estrellas que iluminan los brazos espirales. Recientes investigaciones indican que M66 también es inusual, en el sentido de que se piensa que son las estrellas más antiguas las que calientan el polvo en el núcleo central de la galaxia, un trabajo que normalmente hacen las estrellas más jóvenes en otras galaxias.

La imagen, procesada por el astrofotógrafo Pete Williamson, trata de destacar los intrincados caminos de polvo de M66, una característica que destaca en ésta galaxia. Es famosa por una potente supernova de tipo Ia, que fue observada en 1989. Se cree que las explosiones estelares como ésta con casi idénticas, así que midiendo su brillo los astrónomos pueden estimar su distancia a nosotros con precisión, y  tener una idea de las distancias en el cosmos. M66 está llena de polvo, así como nebulosidades realmente rosadas, que son vistas aquí en color azul, y cúmulos de estrellas jóvenes y azules cerca de la extremidad de uno de sus brazos, signo de procesos de formación estelar. Mide unos cien mil años luz de diámetro y se sitúa a 35 millones de años luz de la Tierra. Detalles técnicos.

 Fotografía Original 

Crédito:   Pete Williamson / Peter J Williamson FRAS

M66     RA = 11:20:15.026     DEC = +12:59:28.64     Mag v = 8.92     Simbad