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✨Nebulosa Burbuja de Jabón por Paul C Swift

Domingo 22 de Julio de 2018



A la deriva en los ricos campos estelares de la Constelación del Cisne, esta hermosa y simétrica nebulosa solo fue reconocida hace algunos años y aún no aparece en algunos catálogos astronómicos. la imagen que pueden ver aquí fue procesada magistralmente por el astrofotógrafo Paul C Swift, de manera que aparece como una esfera perfecta rodeada por el medio interestelar. Su descubridor, el astrónomo aficionado Dave Jurasevich utilizando un telescopio refractor Astro-Physics de 160 mm, imaginó la nebulosa el 19 de junio de 2007, y el 6 de julio de 2008 la identificó definitivamente como una nebulosa, tal como aparecía en sus imágenes de la compleja región de la constelación del Cisne, que incluía la Nebulosa de la Media Luna NGC 6888.

Posteriormente lo notificó a la Unión Astronómica Internacional. Solo once días después, el mismo objeto fue identificado independientemente por Mel Helm en Sierra Remote Observatories, captado por Keith Quattrocchi y Helm, y también fue presentada a la Unión Astronómica Internacional como una potencial nebulosa desconocida. La nebulosa, que aparece abajo y a la izquierda de esta imagen, ahora se conoce como Nebulosa de la Burbuja de Jabón. ¿Cuál es el origen de la ésta nebulosa? Lo más probable es que sea una nebulosa planetaria, la fase final en la vida de una estrella de masa similar al Sol. En la actualidad La Nebulosa de la Burbuja de Jabón ha despertado el entusiasmo de quienes buscan nuevos objetivos en el cielo y se ha convertido en una de las más populares. Detalles técnicos.

 Fotografía Original 

Crédito:  Paul C Swift / Moonrocks Astro 

PN G75.5+1.7     RA = 20:15:22.2     DEC = +38º 02' 58''     Simbad 

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✨Constelación de Tauro

Sábado 21 de Julio de 2018



Tauro o Taurus es una constelación zodiacal; su nombre en latín es Taurus y en español Toro. Destaca en el cielo invernal, entre Aries al oeste y la Constelación de Géminis al este. Al norte se encuentran Perseo y Auriga; al sureste la Constelación de Orión, y al suroeste Eridanus y Cetus. Aldebarán, Alfa Tauri, la estrella más brillante de la constelación, es una gigante naranja de primera magnitud. El nombre Aldebarán proviene del árabe cuyo significado es "la que sigue", en referencia a que esta estrella sigue al Cumulo abierto Pléyades en su recorrido nocturno a través del cielo. Al estar cerca de la eclíptica, Aldebarán es ocultada por la Luna periódicamente y, gracias a ello, se ha podido medir su diámetro angular para evaluar su verdadero diámetro, siendo este 44 veces mayor que el del Sol. Está catalogada como una variable pulsante irregular, con una fluctuación del brillo de 0,2 magnitudes. Aldebarán forma un sistema binario con una tenue enana roja: la separación actual entre ambas estrellas de 609 unidades astronómicas (ua). Elnath o Alnath, Beta Tauri, es la segunda estrella más brillante, forma uno los cuernos del toro, y es una gigante blanco-azulada de tipo espectral B7III con una luminosidad 700 veces mayor que la luminosidad solar. Es una estrella de mercurio-manganeso con contenidos anómalos de algunos metales. La llamada Al Hecka o Tien Kuan, es una binaria eclipsante con un período orbital de 0,36 años. La componente principal es una subgigante blanco-azulada de rápida rotación, 330 km/s, siendo una de las estrellas Be más estudiadas. El disco de materia alrededor de la estrella, cuyo diámetro angular ha podido ser medido directamente, tiene un diámetro 64 veces más grande que el diámetro solar.



Otra binaria eclipsante es λ Tauri, formada por una estrella azul en fase de secuencia principal y una subgigante blanca muy próximas entre sí, apenas separadas por 0,10 ua, un 27% de la distancia entre Mercurio y el Sol. Al ser menos luminosa la estrella blanca que la azul, cuando cada 3,95 días la primera pasa por delante de la segunda, el brillo de λ Tauri desciende 0.7 magnitudes. Dos estrellas variables en la constelación, son T Tauri y RV Tauri, prototipos de sendos grupos de estrellas que llevan sus nombres. Así, las estrellas T Tauri son estrellas jóvenes que aún no han entrado en la secuencia principal, se encuentran cerca de nubes moleculares y son variables. Tauro también contiene dos de los cúmulos abiertos más conocidos del firmamento. El primero de ellos, las Pléyades M45, es uno de los cúmulos estelares más próximos a la Tierra y sus principales componentes, entre las que destacan Alcíone la más brillante, o Atlas, son estrellas azules calientes que se han formado en los últimos cien millones de años. El cúmulo contiene más de 1000 miembros confirmados, si bien este número no incluye aquellos sistemas binarios no resueltos. Aunque la distancia a la que se encuentra el cúmulo ha sido objeto de cierta controversia, los estudios más recientes lo sitúan a 444 años luz del Sistema Solar El otro cúmulo, las Híades, consta de 80 estrellas y está a 153 años luz de distancia, por lo que es el cúmulo estelar más próximo a la Tierra.

Mientras que el cúmulo tiene alrededor de 75 años luz de diámetro, el prominente grupo central posee cerca de 10 años luz de diámetro. Las Híades tienen una edad de unos 625 millones de años, y los cinco miembros más brillantes de este cúmulo están evolucionando ya hacia estrellas gigantes. Una de estas gigantes, llamada Ain, posee un planeta extrasolar. La Nebulosa del Cangrejo M1, se localiza en esta constelación. Es el resto de supernova proveniente de la explosión de una estrella masiva en el año 1054, tiene unos seis años luz de radio y se encuentra a una distancia aproximada de 6.300 años luz de la Tierra. En Tauro se pueden encontrar varias nebulosas como NGC 1514, una nebulosa planetaria descubierta por William Herschel en 1790, también NGC 1555 y NGC 1435 o Nebulosa de Merope, iluminada por la estrella del mismo nombre, cuya imagen preside ésta entrada. Respecto al espacio profundo, en la constelación de Tauro se encuentran dos galaxias que están interactuando entre sí, son NGC 1410 y NGC 1409. En la mitología griega, Tauro es la forma de toro que el dios Zeus adoptó para seducir a Europa, una mítica princesa fenicia. Tuvieron tres hijos: Minos, el legendario rey de Creta, Sarpedón y Radamantis. Otra versión nos dice que fue la bestia que envió la diosa Hera para acabar con Orión. Según otra versión, Tauro es Ío convertida en vaca por su amante Zeus para evitar que Hera se enterase de sus amores.

 Fotografía Original 

Crédito:  Robert Gendler /Astropics / Nighthawk Observatory 

Aldebarán     RA = 04:35:55.23907     DEC = +16º 30' 33.4885''     Mag V = 0.86     Simbad 
M1     RA = 05:34:31.94     DEC = +22º 00' 52.2''     Simbad 
M45     RA =03:47:00.0     DEC = +24º 07' 00''     Mag V = 1.6     Simbad 

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✨Sh2-224 por JP Metsavainio

Viernes 20 de Julio de 2018



Sharpless 224 es un remanente de supernova, una estrella masiva que explosionó hacia el norte de la constelación de Auriga. Las imágenes tomadas y procesadas por el excelente astrónomo finlandés JP Metsävainio, fueron recogidas en su página web Astro Anarchy, quizá las mejores imágenes existentes de éste objeto. La distancia desde la Tierra se estima en 14.700 años luz, situado en una región periférica del Brazo de Perseo. El remanente de supernova se localiza al sur suroeste de la brillante estrella Capella, la estrella dominante de la constelación de Auriga. Sh2-224 está formado por dos filamentos nebulosos blandos, el más llamativo mide 20 x 30 minutos de arco y se ubica hacia el centro de la fuente de ondas de radio, mucho más grande. Muy cerca de Sh2-224 hay otro remanente de supernova con dimensiones parecidas, se trata de Sh2-223.



Al encontrarse en una declinación septentrional, su observación es fácil sobre todo en las regiones del hemisferio boreal, donde es visible en lo alto del cielo la mayoría de las noches del año. La extraña forma de este objeto se muestra mejor en fotografías de larga exposición, ya que su brillo es muy débil. Si se añade un filtro H-Alpha se capta mejor por el contraste que proporciona. Este es un objeto pequeño, por lo que cualquier telescopio de cualquier tamaño funcionará bien, pero la apertura más grande mostrará la estructura fina y detallada que tiene el objeto. SH2-223 también está lo suficientemente cerca para poder recoger ambas nebulosas si se obtiene un campo de visión lo suficientemente amplio. La nebulosa es débil en oxígeno III pero se puede hacer una imagen de color de banda estrecha.



El objeto tiene una forma inusual, con una estructura de caparazón con un radio de aproximadamente 25 parsecs, y está en interacción con una cavidad del medio interestelar a una temperatura más alta que el entorno circundante, ubicado en la parte suroeste del arco, sugiere que el remanente de supernova entró en contacto con la cavidad en dirección suroeste, primero se deforma y entra en interacción con esta estructura, luego se expande dentro de ella y crea una onda de propagación más amplia que ha surgido de la parte opuesta, creando así la estructura del arco visible en la parte más occidental, es decir, más allá de la cavidad. Un estudio en rayos X determinó que la edad de la estructura es de entre 13.000 y 24.000 años, un suspiro en términos astronómicos. Detalles técnicos.

 Fotografía Original 

Crédito:  JP Metsävainio / Astro Anarchy 

Sh2-224     RA = 05:27:18.0     DEC = +42º 58' 00''     Simbad 

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✨Markarian 3 por Judy Schmidt

Jueves 19 de Julio de 2018



La astrónoma Judy Schmidt, nos presenta 2 imágenes de la galaxia de tipo temprano Seyfert, Markarian 3. En la parte superior la imagen es del Telescopio Espacial Hubble, y la imagen inferior es una composición de imágenes del Hubble con imágenes del Observatorio de rayos X Chandra. Los astrónomos han utilizado éstas observaciones para realizar un estudio del núcleo activo de ésta galaxia, que contiene un AGN energético, lo que se conoce como un agujero negro supermasivo galáctico. Un análisis preliminar del primer espectro de rayos X de alta resolución de una galaxia Seyfert 2, Markarian 3,  fue obtenido con el espectrómetro de alta velocidad de transmisión de energía a bordo del Observatorio de Rayos X Chandra. El espectro de alta energía está dominado por la reflexión de la radiación continua del núcleo galáctico activo en un medio frío, ópticamente grueso y contiene líneas fluorescentes brillantes de hierro y silicio, así como líneas débiles y mezcladas de azufre y magnesio.

La emisión de rayos X blandos se extiende espacialmente a lo largo del cono de ionización y muestra firmas discretas de emisión tras recombinación y fotoexcitación producidas en una región fotoionizada cálida. Los flujos de línea de hierro medidos indican que la emisión del plasma ionizado en colisión es casi completamente insignificante y no contribuye significativamente al presupuesto total de energía de la emisión de rayos X. Encontramos que se producen fracciones significativas de las líneas de resonancia de tipo H y He, así como las líneas L de hierro observadas, a través de la reemisión desde el medio de absorción cálida observado en las galaxias de tipo Seyfert 1. Sus propiedades espectrales de rayos X son cualitativamente consistentes con las de una galaxia Seyfert 1 típica vista en una orientación diferente y proporcionan evidencia convincente adicional de la existencia de un núcleo oscurecido de Seyfert 1 en Mrk 3.



Sin embargo, se obtuvo la espectroscopia óptica del Telescopio Espacial Hubble del interior del núcleo de Mrk 3, y se tomaron espectros en seis ubicaciones aproximadamente perpendiculares al eje de la emisión de radio. En la región situada en el costado del chorro de radio, donde se encuentran los nudos más brillantes de la línea de emisión, el campo de velocidad está muy perturbado, mostrando dos sistemas de velocidad con diferencias de 1.700 km/s. En varios lugares, las líneas divisorias forman elipsoides de velocidad casi completa, lo que implica que estamos viendo una capa de gas en expansión. Los astrónomos interpretan esto como la consecuencia de la rápida expansión de un capullo de gas caliente, conmocionado y calentado por la salida de emisión de radio, que comprime y acelera el gas ambiente. Los movimientos de gas dentro de la región de línea estrecha (NLR) de Mrk 3 están claramente dominados por la interacción entre los chorros y el medio interestelar; el NLR en sí es esencialmente una concha cilíndrica que se expande de manera supersónica.

La energía cinética total del gas de alta velocidad asociado con el chorro de radio puede estimarse como comparable a la energía total transportada por el jet durante su vida útil; esto apoya cuantitativamente la idea de que el gas NLR es acelerado por el chorro. Las salidas de radio están asociadas con al menos el 50% de las galaxias Seyfert con tamaños típicos más pequeños. Si la velocidad de avance de Mrk 3 es representativa de la población de galaxias de tipo Seyfert, estas fuentes también deben ser de corta duración y probablemente recurrentes. La evidencia de que este es el caso es proporcionada por el hecho de que la escala de tiempo de expansión derivada de NGC 1068 es comparable a la observada en Mrk 3. La luminosidad cinética del chorro de Mrk 3 es de una magnitud entre 2 y 3 veces más pequeña que la derivada para la fuente de radio del AGN ruidosos con una luminosidad de línea de emisión similar. Detalles técnicos.

 Fotografía Original 

Crédito:  Imágenes: Judy Schmidt; Texto: The Astrophysical Journal / NASA / ESA / AURA / JPL Caltech 

Mrk 3     RA = 06:15:36.458     DEC = +71º 02' 15.24''     Mag V = 12.97     Simbad 

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✨El cúmulo abierto Collinder 261

Miércoles 18 de Julio de 2018



Usando el Very Large Telescope, un equipo internacional de astrónomos ha mostrado cómo usar la composición química de las estrellas en los cúmulos para conocer más sobre la formación de nuestra Vía Láctea. Este descubrimiento es una prueba fundamental para el desarrollo de una nueva técnica de marcado químico que descubre el nacimiento y el crecimiento de nuestra cuna galáctica. La formación y evolución de las galaxias, y en particular de la Vía Láctea, el llamado Universo Insular, en el que vivimos, es uno de los mayores acertijos de la astrofísica, de hecho todavía falta un escenario físico detallado y su comprensión requiere el esfuerzo conjunto de observaciones, teorías y simulaciones numéricas complejas. El astrónomo de ESO Gayandhi De Silva y sus colegas utilizaron el Espectrógrafo Ultravioleta y Visual Echelle (UVES) en el VLT para encontrar nuevas formas de abordar este enigma fundamental. "Hemos analizado en gran detalle la composición química de las estrellas en tres grupos estelares y hemos demostrado que cada grupo presenta un alto nivel de homogeneidad y una firma química muy distintiva", dice De Silva, quien comenzó esta investigación mientras trabajaba en el Monte Stromlo Observatorio, en Australia. "Esto allana el camino para etiquetar químicamente estrellas en nuestra galaxia en sitios de formación estelar comunes y así desentrañar la historia de la Vía Láctea", agrega. "Los cúmulos galácticos de estrellas son testigos de la historia de formación del disco galáctico" , dice Kenneth Freeman, también del Monte Stromlo y otro miembro del equipo.

"El análisis de su composición es como estudiar fósiles antiguos. ¡Estamos persiguiendo piezas de ADN galáctico!" Los cúmulos de estrellas abiertos se encuentran entre las herramientas más importantes para el estudio de la evolución estelar y galáctica. Se componen desde unas pocas decenas hasta unos miles de estrellas que están unidas por gravedad, y abarcan una amplia gama de edades. La fecha más joven data de hace unos pocos millones de años, mientras que la más antigua y más rara, puede tener edades de hasta diez mil millones de años. El bien conocido Cumulo abierto Pléyades, también llamadas las Siete Hermanas, son un grupo abierto brillante y joven. Por el contrario, Collinder 261, que fue el objetivo del actual equipo de astrónomos, se encuentra entre los más antiguos. Por lo tanto, puede proporcionar información útil sobre los primeros días de la existencia de nuestra galaxia. Los astrónomos utilizaron UVES para observar una docena de gigantes rojas en el cúmulo abierto Collinder 261, ubicado a unos 25.000 años luz del Centro Galáctico. Los gigantes son más luminosos, por lo tanto, son muy adecuados para mediciones de alta precisión. A partir de estas observaciones, se pudo determinar la abundancia de un gran conjunto de elementos químicos para cada estrella, lo que demuestra convincentemente que todas las estrellas del grupo comparten la misma firma química. "Este alto nivel de homogeneidad indica que la información química sobrevivió durante varios miles de millones de años", explica De Silva. "De este modo, todas las estrellas del cúmulo se pueden asociar a la misma nube prehistórica".

"Esto corrobora lo que habíamos encontrado para otros dos grupos de estrellas". Pero esto no es todo. Una comparación con el grupo abierto llamado Hyades, y el grupo de estrellas que se mueve con la estrella brillante HR 1614, muestra que cada uno de ellos contiene los mismos elementos en diferentes proporciones. Esto indica que cada grupo de estrellas se formó en una región primordial diferente, desde una nube diferente con una composición química diferente. "Las consecuencias de estas observaciones son emocionantes", dice Freeman. "Las edades de los cúmulos abiertos cubren toda la vida de la Galaxia y se espera que cada uno de ellos provenga de un parche diferente de masa. Ver cuánto sodio, magnesio, calcio, hierro y muchos otros elementos están presentes en cada grupo de estrellas, somos como cocineros precisos que pueden decir la cantidad de sal, azúcar, huevos y harina que se usan en las diferentes galletas. Cada uno de ellos tiene una firma química única". Los astrónomos ahora intentarán medir las abundancias químicas en una muestra más grande de cúmulos abiertos. Una vez que se deduce el "ADN" de cada cúmulo estelar, será posible rastrear el árbol genealógico de la Vía Láctea. Este mapeo químico a través del tiempo y el espacio será una forma de probar modelos teóricos. "El camino para un uso extensivo del marcado químico sigue siendo largo" , advierte De Silva, "Pero nuestro estudio muestra que es posible. Cuando se prueba y se vuelve a probar la técnica, seremos capaces de obtener una imagen detallada de la forma en que se ha formado nuestro entorno galáctico".

 Fotografía Original 

Crédito:   ESO / DSS 

Collinder 261     RA = 12:38:11.5     DEC = -68º 22' 01''     Mag V = 10.7     Simbad 

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✨Nebulosas en Orión por Terry Hancock

Martes 17 de Julio de 2018



En Grand Mesa Observatory hemos recogido una imagen procesada de forma inusual por el extraordinario astrónomo Terry Hancock. Con un total de 12 horas de exposiciones, la composición se procesó asignando a la paleta del Hubble el color rojo al azufre SII, el verde al hidrógeno H-Alpha y el azul al oxígeno OIII. Los aficionados a las ciencias del espacio no nos queda más que maravillarnos con la vista del complejo de nebulosas de Orión que nos ofrece la trabajada imagen. Arriba en el centro está la Gran Nebulosa de Orión M42, que brilla intensamente en los colores asignados por el astrofotógrafo, los avances tecnológicos en procesamiento fotográfico permiten ver con mejore detalles los filamentos de los que se compone tanto la parte interna como externa de la gran nebulosa. La Nebulosa de Orión, catalogada como Messier 42 y NGC 1976, es una nebulosa difusa situada al sur del cinturón de Orión. Es una de las nebulosas más brillantes que existen, y puede ser observada a simple vista sobre el cielo nocturno. Está situada a 1.270 años luz de la Tierra, y posee un diámetro aproximado de 24 años luz. La Nebulosa de Orión es uno de los objetos astronómicos más fotografiados, examinados, e investigados. De ella se ha obtenido información determinante acerca de la formación de estrellas y planetas a partir de nubes de polvo y gas en colisión. Los astrónomos han observado en sus entrañas discos protoplanetarios, enanas marrones, fuertes turbulencias en el movimiento de partículas de gas y efectos fotoionizantes cerca de estrellas muy masivas próximas a la nebulosa.

Pero en la imagen aparecen otros objetos de interés, como el joven cúmulo estelar NGC 1980, visible en la imagen justo encima de M42, está asociado con una nebulosa de emisión, fue descubierto por John Herschel el 31 de noviembre de 1786. También vemos justo debajo y a la derecha de la Gran Nebulosa de Orión, un penacho anaranjado con un borde rojo, se trata de la Pequeña Nebulosa de Orión M43, catalogada como Messier 43 y NGC 1982, popularmente conocida como la Nebulosa de Marian, es una región HII de formación estelar,forma parte de M42 y está separada de ella por un filamento de polvo oscuro. Más abajo, lo que se ve como una nebulosa anaranjada es NGC 1977, una nebulosa de reflexión, popularmente conocida como El Atleta, contiene una brillante región HII. Las estrellas de NGC 1777 son los miembros más jóvenes de la asociación estelar OB1 de Orión. Las estrellas en ésta región tienen entre 2 y 4 millones de años de edad y es uno de los sitios más activos de formación de estrellas de masa baja e intermedia conocido. En esta región se han encontrado una gran cantidad de flujos de salida energéticos, objetos Herbig-Haro y protoestrellas incrustadas, que se han visto en longitudes de onda infrarrojas. El borde brillante representa la interfaz de la nebulosa con su complejo de nubes moleculares. Pagado al borde inferior de la imagen se ve el cúmulo estelar abierto NGC 1981, un grupo de estrellas descubierto por John Herschel el 4 de enero de 1827. En la Imagen el norte está abajo. Detalles técnicos.

 Fotografía Original 

Crédito:  Terry Hancock / Downunder Observatory / Grand Mesa Observatory 

M42     RA = 05:35:17.3     DEC = -05º 23' 28''     Simbad 
M43     RA = 05:35:31.0     DEC = -05º 16' 12''     Simbad 
NGC 1980     RA = 05:35:24.0     DEC = -05º 54' 54''     Mag V = 2.5     Simbad 
NGC 1977     RA = 05:35:16.0     DEC = -04º 49' 15''     Simbad 
NGC 1981     RA = 05:35:09.0    DEC = -04º 25' 54''     Mag V = 4.2     Simbad 

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