-


Nuevo!! Ahora ya puedes recibir las entradas en tu Email, suscríbete en la barra lateral.

✨Los aficionados ya pueden escribir sobre astronomía. Date de alta como Autor en Universo Mágico Público.

✨Comunidades de Astronomía en Google Plus: Universo Mágico - Astronomy Lab - Space Roads - Space World - Astronomy Station

✨Grupos de Astronomía en en Facebook: Astronomy & Space Exploration - Universo Mágico - Big Bang


✨IC 5067 por Patrick Gilliland

iernes 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 

✨Una colección de gemas cósmicas

Domingo 18 de Febrero de 2018



Una llamativa colección de gemas cósmicas de miles de millones de años de edad, brilla con intensidad sobre un hermoso fondo de estrellas. Éste grupo de estrellas ligadas estrechamente por la gravedad es NGC 2257, un número de catálogo que suelen recibir las concentraciones esféricas estelares que orbitan en las periferias galácticas, pero en ocasiones se encuentran cerca del núcleo de las galaxias. Se les denomina Cúmulos Globulares, que contienen estellas muy viejas, en torno a 10 mil millones de años de edad, por tanto pueden ser utilizadas como un registro fósil para aprender más acerca del pasado del Universo. Muchos de éstos cúmulos son muy densos, con decenas e incluso centenares de miles de estrellas reunidas en un diámetro de apenas decenas de años luz.

NGC 2257 se ubica en las afueras de la Gran Nube de Magallanes, una galaxia satélite de nuestra propia galaxia, la Vía Láctea. Es uno de los 15 cúmulos globulares muy antiguos que habitan la pequeña galaxia. La imagen fue realizada con información tomada por el instrumento Wide Field Imager en el telescopio 2,2 metros MPG/ESO en La Silla, Chile, con filtros B, V e I, los cuales son mostrados aquí en azul, verde y rojo, respectivamente. El campo de visión es aproximadamente 20 por 20 minutos de arco. Estas observaciones fueron realizadas como parte del proyecto ESO Imaging Survey Project, el cual fue planeado para realizar sondeos públicos de imágenes, con el objetivo de identificar objetos que luego serían seguidos con el Very Large Telescope en Cerro Paranal.

 Fotografía Original 
 Imagen Ampliable 

Crédito:   ESO

NGC 2257     RA = 06:30:12.0     DEC = -64:19:36     Mag = 12.62     Simbad