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✨Simeis 147 por Lynn Hilborn

Miércoles 22 de Noviembre de 2017




La imagen especialmente tomada y procesada por el excelente astrofotógrafo Lynn Hilborn, muestra a Simeis 147, también llamado SNR G180.0-01.7 ó Sharpless 2-240, y popularmente conocida como Nebulosa Spaghetti, es un remanenete de supernova ubicado entre las constelaciones de Tauro y Auriga, dentro de nuestra galaxia, la Vía Láctea. El área nebulosa es bastante grande, con un tamaño aparente de 3 grados, está situada a aproximadamente 3000 años luz de la Tierra. Su considerable tamaño alcanza los 137 años luz de diámetro, y tiene una edad aproximada de unos 40.000 años.

El remanente fue descubierto en 1952 en el Observatorio Astrofísico de Crimea con un telescopio Schmidt-Cassegrain de 25 pulgadas, es muy difícil de observar en luz visible debido a su brillo extremadamente bajo. Es fácil perderse siguiendo los intrincados filamentos de esta detallada imagen de la tenue estructura de Simeis 147, cuya forma es esférica y filamentosa. Se cree que después de su explosión estelar, la estrella progenitora se convirtió en una estrella de neutrones que gira rápidamente, conocida como púlsar PSR J0538 + 2817, que es todo lo que queda del núcleo de la estrella original. Detalles técnicos.


Simeis 147     RA =  05:39:0.000     DEC = +27:49:60.00     Mag = /

✨Ío

Martes 21 de Noviembre de 2017




Ío es el satélite galileano más cercano a Júpiter. Es el cuarto satélite del planeta gigante por su tamaño, tiene la más alta densidad entre todos los satélites y, en proporción, la menor cantidad de agua entre todos los objetos conocidos del sistema solar. Recibe el nombre de Ío, debido a una de las muchas doncellas de las que Zeus se enamoró en la mitología griega, aunque inicialmente recibió el nombre de Júpiter I por ser el primer satélite de Júpiter según su cercanía al planeta. Con un diámetro de 3600 kilómetros, es la tercera luna más grande de Júpiter. En Ío hay planicies muy extensas y también cadenas montañosas, pero la ausencia de cráteres de impacto sugiere la juventud geológica de su superficie. ​Con más de 400 volcanes activos, es el objeto más activo geológicamente hablando del sistema solar.​ Esta actividad tan elevada se debe al calentamiento por marea, que es la respuesta a la disipación de enormes cantidades de energía proveniente de la fricción provocada en el interior del satélite. Varios volcanes producen nubes de azufre y dióxido de azufre, que se elevan hasta los 500 km.



Su superficie también posee más de cien montañas que han sido levantadas por la extrema compresión en la base de la corteza, compuesta de silicatos. Algunas de estas montañas son más altas que el Monte Everest de la Tierra. A diferencia de la mayoría de los satélites externos del sistema solar, que se encuentran cubiertos por gruesas capas de hielo, Ío está compuesto principalmente de roca de silicato, que rodea un núcleo de hierro derretido. Ío cumplió un papel importante en el desarrollo de la astronomía durante los siglos XVII y XVIII, ayudando a la adopción del modelo heliocéntrico de Copérnico del sistema solar y de las Leyes de Kepler del movimiento planetario. La primera medición de la velocidad de la luz fue realizada por Ole Rømer midiendo el periodo de traslación de Ío. Fue descubierto por Galileo el 7 de enero de 1610, fecha en que halló junto a Júpiter tres estrellas fijas, totalmente invisibles por su pequeño tamaño, según anotó en su diario. A la noche siguiente descubrió una cuarta estrella, y en noches posteriores comprobó que orbitaban en torno al planeta, por lo que dedujo que eran satélites.



Se trataba de Ío, Europa, Ganímedes y Calisto. Galileo llamó inicialmente a estas lunas Astros Mediceos, en honor a su Mecenas, pero la propuesta no gustó a otros astrónomos, que buscaron alternativas; así, el alemán Simon Marius, quien aseguraba haber descubierto también las lunas incluso antes que Galileo, propuso nombres basados en la mitología griega, por los que son los conocidos hoy día. Galileo contraatacó proponiendo que se llamasen Júpiter I, II, III y IV, nombres que fueron usados hasta principios del siglo XX, en el que se recuperaron los nombres propuestos por Marius. Las cuatro lunas de Júpiter son también conocidas como Satélites Galileanos. A diferencia de la mayoría de los satélites del sistema solar, Ío podría tener una composición química similar a la de los planetas telúricos, principalmente compuestos de rocas de silicatos. Datos recientes provenientes de la misión Galileo indican que puede tener un núcleo de hierro con un radio de unos 900 km. Cuando la sonda Voyager 1 envió las primeras imágenes cercanas de Ío en 1979, los científicos esperaban encontrar numerosos cráteres cuya densidad proporcionaría datos sobre la edad del satélite. Contrariamente a las expectativas, Ío no tenía cráteres.



El satélite tiene una actividad volcánica tan intensa que ha borrado por completo las señales de cráteres de impactos pasados en su superficie. Además de los volcanes, la superficie cuenta con la presencia de montañas no volcánicas, lagos de azufre fundido, calderas volcánicas de varios kilómetros de profundidad y flujos extensos de varios cientos de kilómetros de largo, compuestos por material fluido muy poco viscoso (posiblemente algún tipo de compuesto de azufre fundido y silicatos). El azufre y sus compuestos adquieren una gran variedad de colores, responsables de la apariencia superficial del satélite. Estudios en el infrarrojo desde la superficie terrestre muestran que algunas de las regiones más calientes del satélite, cubiertas por flujos de lava, alcanzan temperaturas de hasta 2 000 K (aunque las temperaturas medias son mucho más frías, cercanas más bien a los 130 K). Ío podría tener una fina atmósfera compuesta de dióxido de azufre y algunos otros gases. A diferencia de los demás satélites galileanos, carece casi por completo de agua. Esto es, probablemente, debido a que en la formación de los satélites galileanos, Júpiter estaba tan caliente que no permitió condensar los elementos más volátiles en la región cercana al planeta.



Sin embargo, estos elementos volátiles sí pudieron condensarse más lejos, dando lugar a que los demás satélites muestren una importante presencia de hielo. En cuanto al interior del satélite puede intuirse su composición estudiando su densidad, la cual es aproximadamente 3,5 g/cm³. La densidad de hierro es de aproximadamente 5, y la de silicato es 3, de manera que el interior de Ío ha de estar hecho de material rocoso y azufre. En las profundidades de Ío se encuentra posiblemente un núcleo compuesto de elementos metálicos más pesados tales como el hierro. Este núcleo es el que da lugar a la magnetosfera de este satélite. Ío es el cuerpo del sistema solar con mayor actividad volcánica. Sus volcanes, a diferencia de los terrestres, expulsan dióxido de azufre. La energía necesaria para mantener esta actividad volcánica proviene de la disipación del calor generado por los efectos de marea producidos por Júpiter, Europa y Ganímedes, dado que los tres satélites se encuentran en un caso particular de resonancia orbital llamada resonancia de Laplace. Las mareas de roca sólida de Ío son ocho veces más altas que las provocadas en los océanos terrestres por la interacción gravitacional con la Luna.



Algunas de las erupciones de Ío emiten material a más de 300 km de altura. La baja gravedad del satélite permite que parte de este material sea permanentemente expulsado de la superficie, distribuyéndose en un anillo de material que cubre su órbita. Posteriormente, parte de este material puede ser ionizado resultando atrapado por el intenso campo magnético de Júpiter. Las partículas ionizadas del anillo orbital de Ío son arrastradas por las líneas de campo magnético hasta la atmósfera superior de Júpiter donde se puede apreciar su impacto con la atmósfera en longitudes de onda ultravioleta, tomando parte en la formación de las auroras jovianas. La posición de Ío con respecto a la Tierra y Júpiter tiene también una fuerte influencia en las emisiones de radio jovianas, que son mucho más intensas cuando Ío es visible. Durante los siguientes dos siglos y medio después de su descubrimiento, Ío se mantuvo como un punto de la quinta magnitud imposible de resolver con un telescopio. Aun así, durante el siglo XVII los satélites galileanos se emplearon para diversos propósitos como la determinación de la longitud,​ la validación de la tercera ley de Kepler para el movimiento planetario o la medición del tiempo que requiere la luz para cruzar el espacio que separa a Júpiter de la Tierra.


RA = /     DEC = /     Mag = /

✨El Aguilucho por Roberto Colombari

Lunes 20 de Noviembre de 2017




En ésta ecelente imagen del astrofotógrafo Roberto Colombari, vemos una nebulosa cuya forma nos es familiar, un aguilucho se distingue perfectamente en la nube designada como LBN 777. Forma parte de la nube molecular de Tauro, compuesta principalmente por polvo cósmico y gas molecular, tiene una densidad promedio de entre 100 y 1.000 partículas por centímetro cúbico. Éste tipo de nubes pueden perder su equilibrio debido a impactos gravitacionales, cuando éso sucede, su material puede contraerse formando zonas más densas, llamadas Glóbulos de Bock. los glóbulos se vuelven cada vez más densos a medida que crece la temperatura, y se pueden convertir en zonas donde nacen nuevas estrellas. Muy cerca, a unos 4.5 grados de distancia, se encuentra el famoso Cumulo abierto Pléyades, cuya brillante nube de reflexión también forma parte de la nube molecular de Taurus.

La nube molecular de Tauro es una de las más cercanas a la Tierra, y se sitúa a 400 años luz de distancia de nosotros. La parte externa del Aguilucho, no sólo está iluminada por estrellas jóvenes y calientes que la rodean, sino también por la misma Vía Láctea, por lo que puede ser observada como una nebulosa de reflexión muy ténue. Su parte interna más densa es bastante oscura, y está catalogada como una nebulosa oscura por EE Barnard con el número 207. Ninguna luz de las estrellas puede penetrar en la zona más densa de esta nebulosa, donde presumiblemente nacerán nuevas estrellas. La Nebulosa Aguilucho es muy débil, por lo que solo se puede observar tomando fotografías de larga exposición. Detales técnicos.


LBN 777     RA = 04:04:60.000     DEC = +26:23:60.00     Mag = /

✨La estrella Arcturus

Domingo 19 de Noviembre de 2017




Arcturus (Alfa Bootis / α Boo / 16 Bootis) es la tercera estrella más brillante del cielo nocturno con una magnitud visual de -0,04, después de Sirio y Canopus, considerando juntas las dos componentes principales de Alfa Centauri, que no se pueden resolver a simple vista, Arcturus pasa a ser la cuarta estrella más brillante. Se trata, por tanto, de una de las estrellas más brillantes del hemisferio celeste norte. Su constelación es Bootes (El Boyero) y se encuentra en la Nube Interestelar Local. Arcturus es una gigante naranja de tipo espectral K1, está situada a 36,7 años luz de la Tierra y es la segunda estrella gigante más próxima después de Pollux. Con una temperatura superficial de 4290 K, es visualmente 113 veces más luminosa que el Sol, pero si se considera la radiación que emite en el infrarrojo, su luminosidad es casi el doble, 215 veces mayor que la solar. Su radio, obtenido a partir de la medida de su diámetro angular, es 25,7 veces más grande que el radio solar. Su masa es aproximadamente un 50% mayor que la del Sol y se piensa que en su núcleo interno ya ha comenzado la fusión nuclear de helio en carbono. Emite rayos X débiles, lo que sugiere que posee actividad magnética, pudiendo tener una corona oculta, algo inusual en una estrella de sus características.

Se sospecha que Arcturus puede ser una estrella variable, habiendo recibido la denominación de NSV 6603. La velocidad relativa de Arcturus respecto al Sol, es mayor que la de otras estrellas brillantes, así como su baja metalicidad, aproximadamente un 28% de la solar, lo que sugiere que puede ser una estrella vieja de Población II y un miembro del disco grueso de la Vía Láctea. Forma parte de un grupo de 53 estrellas que se mueven conjuntamente a través de nuestra galaxia y que recibe el nombre de "Grupo de Arcturus".​ Una interesante teoría sostiene que Arcturus, así como el resto de estrellas que forman su grupo, se han formado más allá de los confines de la Vía Láctea, la edad de algunos de sus miembros puede remontarse hasta entre 10.000 y 12.000 millones de años, lo que implicaría que pueden provenir de una galaxia satélite absorbida en el pasado por nuestra propia galaxia. El nombre de Arcturus proviene del griego antiguo Αρκτοῦρος, el guardián de la osa, y está relacionado con su proximidad a las constelaciones de la Osa Mayor y la Osa Menor.



En la imagen sobre éstas líneas puede verse la estrella Arcturus acompañada del cometa Catalina que pasaba muy cerca de la línea de visión de la estrella cuando fue fotografiada por Chris Schur el 1 de enero de 2015. En el antiguo Egipto parece que era conocida como Smat, "el que reina" o "el que gobierna", así como Bau, "el que viene".​ Un calendario astronómico egipcio del siglo XV a.C. asocia a Arcturus con Antares en una inmensa figura celestial llamada Menat. Para algunos autores era uno de los astros de culto en los templos del Nilo y en el templo de Venus en Ancona (Italia). En astronomía hindú corresponde a la nakshatra, una de las mansiones en las que se divide el cielo de Svātī; allí también se la llamaba Nishṭya "fuera", posiblemente por su localización boreal lejos del zodíaco. En China era conocida como Ta Kiō, "el gran cuerno", mientras que cuatro pequeñas estrellas cercanas eran Kang Che, "el lago de la sequía". En aragonés se la llama Petarruego, probablemente una denominación formada por el verbo petar y por el antiguo adjetivo royo "rojo".


Arcturus     RA = 14:15:39.672     DEC = +19:10:56.67     Mag = -0.05

✨NGC 3621 po Daniel Verschatse

Sábado 18 de Noviembre de 2017




NGC 3621 es una galaxia espiral situada a unos 22 millones de años luz de distancia de la Tierra y ubicada en la constelación de Hydra. Es comparativamente brillante y se puede ver bien utilizando telescopios de tamaño moderado. La galaxia mide alrededor de 93,000 años luz de ancho, ligeramente más pequeña que la Vía Láctea, y está inclinada en un ángulo de 25 grados. Ésta galaxia brilla con una luminosidad igual a 13 mil millones de veces la del Sol. La clasificación morfológica es SA, lo que indica que se trata de una espiral ordinaria con brazos ligeramente enrollados. No hay evidencia de un bulbo central, aunque parece estar aislada NGC 3621 pertenece al espolón Leo. La mayoría de las galaxias espiral tienen una prominencia central, un bulbo, un gran grupo de estrellas viejas apretadas en una región compacta y esferoidal, NGC 3621 no la tiene. También es interesante puesto que se piensa que tiene un agujero negro super masivo activo en su centro que está envolviendo materia y produciendo radiación.

Esto es bastante inusual porque la mayoría de estos así llamados núcleos galácticos activos existen en galaxias con prominentes protuberancias. En este caso particular, se piensa que el agujero negro super masivo tiene una masa relativamente pequeña, de alrededor de 20.000 veces la del Sol.. NGC 3621 tiene un disco plano permeado por oscuras nubes de material y con prominentes brazos espirales donde se están formando nuevas estrellas dentro de cúmulos estelares. Otro rasgo interesante es que se piensa que también hay dos agujeros negros más pequeños con masas de algunos miles de veces la del Sol, cerca del núcleo de la galaxia. Por lo tanto, NGC 3621 es un objeto extremadamente interesante que, a pesar de no tener una protuberancia central, tiene un sistema de tres agujeros negros en su región central. Detalles técnicos.

 Fotografía Original 

Crédito:   Daniel Verschatse / Antilhue Observatory / Haienda los Andes

NGC 3621     RA = 11:18:16.300     DEC = -32:48:45.36     Mag = 9.56

✨Galaxia espiral NGC 1232

Viernes 17 de Noviembre de 2017




NGC 1232 es una bella galaxia espiral situada a unos 65 millones de años luz de distancia de la 
Tierra, y ubicada en la constelación de Eridanus (El Río). La galaxia está clasificada como una galaxia espiral intermedia, catalogada entre una galaxia espiral barrada y una galaxia espiral no barrada. Una fotografía de esta galaxia y su pequeña galaxia compañera NGC 1232A, que se ve en luz visible fue una de las primeras producida por el Very Large Telescope de ESO. HAWK-I ha vuelto a fotografiar ahora a NGC 1232 para mostrar una vista diferente de ella en longitudes de onda del infrarrojo cercano. NGC 1232 y su galaxia satélite llamada NGC 1232A, son parte del grupo de galaxias Eridanus, junto con NGC 1300. Se cree que la galaxia satélite es la responsable de la flexión de los brazos espirales de su galaxia anfitriona, y se ubica más lejos, a unos 68 millones de años luz.

NGC 1232 está dominada por millones de estrellas brillantes y polvo oscuro, varios brazos espirales giran alrededor del centro y están poblados por cúmulos abiertos que contienen estrellas azules brillantes dispersados a lo largo de estos brazos espirales, con carriles oscuros de denso polvo interestelar entre ellos. Menos visibles son las tenues estrellas normales y el gas interestelar, produciendo una masa tan alta que dominan la dinámica del interior de la galaxia. La materia oscura, que abunda en ésta galaxia es una materia no visible de forma desconocida, necesaria para explicar los movimientos del material visible en la parte exterior de la galaxia. NGC 1232 tiene aproximadamente 200.000 años luz de diámetro, lo que la sitúa entre los tamaños de la Galaxia de Andrómeda y nuestra galaxia hogar, la Vía Láctea.

 Fotografía Original 
 Imagen Ampliable 

Crédito:   ESO / P. Grosbøl

NGC 1232     RA = 03:09:45.514     DEC = -20:34:45.48     Mag = 9.87