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✨Galaxia NGC 5247

Sábado 16 de Diciembre de 2017




Esta fotografía muestra a NGC 5247, una galaxia espiral barrada de gran diseño, ubicada entre 60 y 70 millones de años luz de distancia de la Tierra. La galaxia está de cara hacia nosotros, lo que significa que no se pueden estudiar los grosores del disco ni del bulbo central, sin embargo se pueden estudiar todos sus detalles internos, al contrario ue una galaxia que se muestra de perfil. De ésta manera NGC 5247 proporciona así una excelente vista de su estructura de remolino y sus múltiples brazos. Muestra indicios de distorsión, lo que indica que ha tenido interacciones en el pasado con otras galaxias, y tiene dos brazos espirales que se bifurcan después de envolverse a la mitad del núcleo. Se estima que el disco tiene un grosor de 4.9 y está inclinado aproximadamente 28º respecto a la línea de visión.

Se encuentra ubicada en la constelación zodiacal de Virgo (la Virgen). Lo más probable es que ésta hermosa galaxia pertenezca al Supercúmulo de galaxias de Virgo ; el mismo supercúmulo que alberga nuestra galaxia, la Vía Láctea. Esta fotografía fue tomada en luz infrarroja con la cámara HAWK-I del Very Large Telescope de ESO en el Observatorio Paranal en Chile. HAWK-I es una de las más poderosas cámaras infrarrojas en el mundo, y esta fotografía es una de más precisas y detalladas que se ha obtenido de esta galaxia desde el suelo de la Tierra. Los filtros usados fueron Y (mostrado aquí en azul), J (en celeste), H (en verde), y K (en rojo). El campo visual de esta fotografía mide alrededor de 6,4 minutos de arco.

 Fotografía Original 
 Imagen Ampliable 

Crédito:   ESO / P. Grosbøl

NGC 5247     RA = 13:38:03.040     DEC = -17:53:02.50     Mag = 10.5

✨Nebulosa de la Caverna por Diego Colonello

Viernes 15 de Diciembre de 2017




La imagen es un excelente proceso de Diego colonnello en colaboración con Eric Coles, en la que se muestra SH2-155 (Sharpless 155) ó Caldwell 9, popularmente conocida como Nebulosa de la Caverna por la acumulación de polvo oscuro en el centro de la región ionizada HII de formación estelar. Se trata de una nebulosa brillante de clasificación E dentro de un largo complejo nebuloso. SH2-155 contiene emisión, reflexión y oscura nebulosidad. Se encuentra a 2.400 años luz de distancia de la Tierra, y ubicada en la zona del cielo que ocupa la constelación de Cefeo. Se piensa que la radiación ultravioleta de la estrella de tipo O caliente HD 217086 está comprimiendo la región, preparando el terreno para la formación de nuevas estrellas. Un estudio de los jóvenes objetos estelares de la región por el Observatorio de rayos X Chandra y el Telescopio Espacial Spitzer muestra una progresión de las edades estelares frente a la nube, lo que apoya la hipótesis de que la formación estelar se ha desencadenado.

Es un objeto visualmente difícil de fotografiar, pero con una exposición adecuada, se puede conseguir una imagen llamativa. La nebulosa debe su nombre a la porción oscura ubicada en la parte oriental que colinda con la curva brillante de emisión nebulosa que le da la apariencia de una profunda cueva cuando se ve a través de un telescopio. La región se sitúa al borde de la nube molecular Cepheus B. Se anotó por primera vez como una nebulosa de emisión galáctica en el año 1959. Aunque Sh2-155 es relativamente débil para la observación de aficionados, parte de su estructura se puede ver visualmente a través de un telescopio de tamaño moderado bajo cielos oscuros. Detalles técnicos.


SH2-155     RA = 22:57:54.0     DEC = +62:31:06     Mag = 7.7

✨MWC 922, la nebulosa Roja Cuadrada

Jueves 14 de Diciembre de 2017




¿Qué puede causar que una nebulosa parezca cuadrada? Nadie está seguro. El sistema de estrellas calientes conocido como MWC 922 parece estar incrustado en una nebulosa de emisión con esta forma. La imagen combina exposiciones infrarrojas captadas por el Telescopio Hale del Monte Palomar, California, y el Observatoio Keck-2 de Mauna Kea, Hawai. La principal hipótesis para explicar la nebulosa cuadrada dice que, durante una etapa de desarrollo tardío, la estrella o estrellas centrales expulsaron de alguna manera conos de gas.

En el caso de MWC 922, resulta que estos conos incorporan ángulos casi rectos que se ven desde los lados. La evidencia que apoya esta hipótesis del cono, incluye los rayos radiales de la imagen que podrían producirse sobre las paredes del cono. Los investigadores especulan que estos conos, vistos desde otro ángulo, tendrían un aspecto similar a los anillos gigantes de la Supernova 1987A, lo que indica que una estrella de MWC 922 podría, en algún momento, haber explosionado en una supernova similar.


MWC 922     RA = 18:21:16.060     DEC = -13:01:25.69     Mag = 13.8

✨La nebulosa del Velo por Arno Rottal

Miércoles 13 de Diciembre de 2017




Esta imagen ha sido procesada por el excelente astrofotógrafo Arno Rottal, de forma que acentúa los contornos de la nebulosa que destaca sobre el medio interestelar. La nebulosa del Velo es una nube de gas caliente e ionizado. Es la parte visible del Bucle de Cygnus, también conocido como fuente de radio W78, o Sharpless 103. Es una nebulosa muy extensa y se suele dividir en tres grandes áreas. El velo Oriental: (Caldwell 34) que se halla cerca de la estrella 52 Cygni. El velo occidental (Caldwell 33), y el Triángulo de Pikering Wisp. Se trata del remanente de una supernova relativamente débil en la constelación del Cisne. El análisis de las emisiones de la nebulosa parece indicar la presencia de oxígeno, azufre e hidrógeno. A mayor resolución, algunas partes de la imagen aparecen como filamentos. La explicación estándar es que las ondas de choque son tan delgadas, que el depósito de gases sólo es visible cuando se ve exactamente de canto, dando el depósito de la aparición de un filamento. Ondulaciones en la superficie de la estructura conducen a múltiples imágenes filamentosas, que parecen estar relacionados entre sí. La nebulosa es conocida entre los astrónomos por ser difícil de ver visualmente, a pesar de tener una magnitud global de 7. Sin embargo, con un telescopio, utilizando un filtro OIII (un filtro de aislamiento de la longitud de onda de la luz de oxígeno doblemente ionizado), permitirá a un observador ver la nebulosa con claridad, ya que casi toda la luz de esta nebulosa es emitida en esta longitud de onda.

Con un telescopio de 8 pulgadas (200 mm de diámetro) equipado con un filtro OIII, permite ver fácilmente el delicado encaje que se aprecia en las fotografías. Este objeto es uno de los mayores y más brillantes emisores de rayos X. Los segmentos más brillantes de la nebulosa se enumeran en el Nuevo Catálogo General (NGC) con las designaciones de NGC 6960, 6979, 6992 y 6995. El segmento más fácil de encontrar es 6960, que corre a través de la estrella 52 Cygni. NGC 6979 (la parte central del complejo) es el Triángulo de Pickering. Éste segmento de la nebulosa fue descubierto fotográficamente por William Fleming, pero el crédito se le otorgó a su supervisor (Edward Pickering) por lo cual se le denominó de esa manera. La supernova que le dio origen explosionó hace entre 5.000 y 8.000 años, y los restos se han expandido desde entonces para cubrir un área de aproximadamente 3x3 grados, cerca de 6 veces el diámetro de la luna llena. La distancia a la nebulosa no se conoce con precisión, pero el Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE) estima la misma en unos 1.470 años luz de la Tierra. Fue descubierta el 5 de septiembre de 1784 por William Herschel. Detalles técnicos.


NGC 6992     RA = 20:56:19.0     DEC = +31:44:36     Mag = 7

✨Venus

Martes 12 de Diciembre de 2017




Universo Mágico ha querido desvelar todos los secretos del astro que lleva el nombre de la diosa romana del amor, para ello vamos a explicar las características, rotación, atmósfera, geologia, estructura, historia y los conocidos tránsitos sobre el Sol. Venus después de más de tres años de historia de Universo Mágico, todavía está inédito en éstas páginas, por tanto vamos a hacer un examen apasionante y exhaustivo del segundo planeta del sistema solar, no por ello exento de interés. Venus es el sexto planeta más grande de los que giran alrededor de nuestra estrella, y al igual que Mercurio, carece de satélites naturales. Se trata de un planeta de tipo rocoso y terrestre, llamado con frecuencia el planeta hermano de la Tierra, ya que ambos son similares en cuanto a tamaño, masa y composición, aunque totalmente diferentes en cuestiones térmicas y atmosféricas, con una temperatura media de 463,85 ºC. La órbita de Venus es una elipse con una excentricidad de menos del 1 %, formando la órbita más circular de las de todos los planetas; apenas supera la de Neptuno. Su presión atmosférica es 90 veces superior a la terrestre; es por tanto, la mayor presión atmosférica de las de todos los planetas rocosos del sistema solar. Pese a situarse más lejos del Sol que Mercurio, Venus posee la atmósfera más caliente, esto se debe a que está principalmente compuesta por gases de efecto invernadero, como el dióxido de carbono, atrapando mucho más calor del Sol. Actualmente carece de agua líquida y sus condiciones en superficie se consideran incompatibles con la vida conocida. No obstante, el Instituto Goddard de Estudios Espaciales de la NASA y otros han postulado que en el pasado Venus pudo tener océanos con tanta agua como el planeta Tierra, y reunir condiciones de habitabilidad planetaria.

Este planeta además posee el día más largo del sistema solar, 243 días terrestres, su movimiento es dextrógiro, es decir, gira en el sentido de las manecillas del reloj, contrario al movimiento de todos los demás planetas. Por ello, en un día venusiano el Sol sale por el oeste y se oculta por el este. Sus nubes, sin embargo pueden dar la vuelta al planeta en cuatro días. De hecho antes de ser estudiado con naves no tripuladas o con radares, se pensaba que el período de rotación de Venus era de unos cuatro días. Al encontrarse Venus más cercano al Sol que la Tierra, siempre se encuentra desde nuestra perspectiva, en las inmediaciones del Sol, por lo que desde la Tierra se puede ver sólo durante unas pocas horas antes de la salida del Sol en unos determinados meses del año, también durante unas pocas horas después de la puesta del Sol en el resto del año. A pesar de ello, cuando Venus es más brillante puede ser visto durante el día, siendo uno de los tres únicos cuerpos celestes que pueden ser vistos de día a simple vista además de la Luna y el Sol. Conocido como la estrella de la mañana (Lucero del alba) o de la tarde (Lucero vespertino), cuando es visible en el cielo nocturno es el segundo objeto más brillante del firmamento tras la Luna, por lo que Venus debió ser ya conocido desde los tiempos prehistóricos. La mayoría de antiguas civilizaciones conocían los movimientos de Venus, y adquirió importancia en casi todas la astrología. La civilización maya elaboró un calendario basado en los ciclos astronómicos, incluídos los de Venus. El símbolo del planeta Venus es una representación del espejo de la diosa Venus, un círculo con una pequeña cruz debajo, utilizado también hoy para denotar el sexo femenino.



El 16 de diciembre de 1850 alcanzó la distancia más cercana a la Tierra desde el año 1800, con un valor de 39.514.827 kilómetros. Desde entonces nunca ha habido una aproximación tan cercana. La próxima será en el año 2101, cuando Venus alcanzará una distancia de 39.541.578 kilómetros. Además de la rotación retrógrada, los periodos orbitales y de rotación de Venus están sincronizados de manera que siempre presenta la misma cara del planeta a la Tierra cuando ambos cuerpos están a menor distancia. Esto podría ser una simple coincidencia pero existen especulaciones sobre un posible origen de esta sincronización como resultado de efectos de marea afectando a la rotación de Venus cuando ambos cuerpos están lo suficientemente cerca. Venus tiene una densa atmósfera, compuesta en su mayor parte por dióxido de carbono y una pequeña cantidad de nitrógeno. La presión atmosférica de Venus equivalente en la Tierra a la presión que hay sumergido en el agua a una profundidad de un kilómetro. Debido a la inercia térmica de su masiva atmósfera y al transporte de calor por los fuertes vientos de su atmósfera, la temperatura no varía de forma significativa entre el día y la noche. A pesar de la lenta rotación de Venus (menos de dos rotaciones por año venusiano, equivalente a una velocidad de rotación en el Ecuador de solo 6,5 km/h), los vientos de la atmósfera superior circunvalan el planeta en un intervalo de solo 4 días, distribuyendo eficazmente el calor. Además del movimiento zonal de la atmósfera de oeste a este, hay un movimiento vertical en forma de célula de Hadley que transporta el calor del ecuador hasta las zonas polares e incluso a latitudes medias del lado no iluminado del planeta.

La radiación solar casi no alcanza la superficie del planeta. La densa capa de nubes refleja al espacio la mayoría de la luz del Sol y la mayor parte de la luz que atraviesa las nubes es absorbida por la atmósfera. Esto impide que se caliente la superficie. Los fuertes vientos en la parte superior de las nubes pueden alcanzar los 350 km/h, aunque a nivel del suelo los vientos son mucho más lentos. A pesar de ello, y debido a la altísima densidad de la atmósfera en la superficie de Venus, incluso estos flojos vientos ejercen una fuerza considerable contra los obstáculos. Las nubes están compuestas principalmente por gotas de dióxido de azufre y ácido sulfúrico, y cubren el planeta por completo, ocultando la mayor parte de los detalles de la superficie a la observación externa. Se desconoce por qué Venus rota al revés que los demás planetas, aunque podría ser el resultado de una colisión con un asteroide en algún momento del pasado remoto. Venus tiene dos mesetas principales a modo de continentes, elevándose sobre una vasta llanura. La meseta norte se llama Ishtar Terra y contiene la mayor montaña de Venus (aproximadamente dos kilómetros más alta que el monte Everest), llamada Maxwell Montes en honor de James Clerk Maxwell. Ishtar Terra tiene el tamaño aproximado de Australia. En el hemisferio sur se encuentra Aphrodite Terra, mayor que la anterior y con un tamaño equivalente al de Sudamérica. Entre estas mesetas existen algunas depresiones del terreno, que incluyen Atalanta Planitia, Guinevere Planitia y Lavinia Planitia. Con la única excepción del monte Maxwell, todas las características distinguibles del terreno adoptan nombres de mujeres mitológicas.



La densa atmósfera de Venus provoca que los meteoritos se desintegren bruscamente en su descenso a la superficie, aunque los más grandes pueden llegar a caer al suelo, originando un cráter si tienen suficiente energía cinética. A causa de esto, no pueden formarse cráteres de impacto más pequeños de 3,2 kilómetros de diámetro. Aproximadamente el 90 % de la superficie de Venus parece consistir en un basalto recientemente solidificado (en términos geológicos) con muy pocos cráteres de meteoritos. Las formaciones más antiguas presentes en Venus no parecen tener más de 800 millones de años, siendo la mayor parte del suelo considerablemente más joven (no más de algunos cientos de millones de años en su mayor parte), lo cual sugiere que Venus sufrió un cataclismo que afectó a su superficie no hace mucho tiempo en el pasado geológico. El interior de Venus es probablemente similar al de la Tierra, un núcleo de hierro de unos 3.000 km de radio, con un manto rocoso que forma la mayor parte del planeta. Según datos de los medidores gravitatorios de la sonda Magallanes, la corteza de Venus podría ser más dura y gruesa de lo que se había pensado. Se piensa que Venus no tiene placas tectónicas móviles como la Tierra, pero en su lugar se producen masivas erupciones volcánicas que inundan su superficie con lava fresca. Otros descubrimientos recientes sugieren que Venus todavía está volcánicamente activo. El campo magnético de Venus es muy débil comparado con el de otros planetas del sistema solar. Esto se puede deber a su lenta rotación, insuficiente para formar una dinamo interna de hierro líquido. Como resultado de esto, el viento solar golpea la atmósfera de Venus sin ser filtrado.

Se supone que Venus tuvo originalmente tanta agua como la Tierra, pero al estar sometida a la acción del Sol sin ningún filtro protector, el vapor de agua en la alta atmósfera se disocia en hidrógeno y oxígeno, escapando el hidrógeno al espacio por su baja masa molecular. El porcentaje de deuterio (un isótopo pesado del hidrógeno que no escapa tan fácilmente) en la atmósfera de Venus parece apoyar esta teoría. Se supone que el oxígeno molecular se combinó con los átomos de la corteza, aunque grandes cantidades de oxígeno permanecen en la atmósfera en forma de dióxido de carbono. A causa de esta sequedad, las rocas de Venus son mucho más pesadas que las de la Tierra, lo cual favorece la formación de montañas más grandes, profundos acantilados y otras formaciones. Existen pocos datos directos sobre la geoquímica y la estructura interna de Venus, sin embargo la similitud en tamaño y densidad entre Venus y la Tierra sugiere que ambos comparten una estructura interna afín, un núcleo, un manto, y una corteza planetaria. Al igual que la Tierra, se especula que el núcleo de Venus es al menos parcialmente líquido. Al encontrarse la órbita de Venus entre la Tierra y el Sol, desde la Tierra se pueden distinguir sus diferentes fases de una forma parecida a las de la Luna. Galileo Galilei fue la primera persona en observar las fases de Venus en diciembre de 1610, una observación que sostenía la entonces discutida teoría heliocéntrica de Copérnico. En raras ocasiones, Venus puede verse en el cielo de la mañana y de la tarde el mismo día. Sucede cuando se encuentra en su máxima separación respecto a la eclíptica y al mismo tiempo se encuentra en la conjunción inferior; entonces desde uno de los hemisferios terrestres se puede ver en los dos momentos.



Los tránsitos de Venus acontecen cuando el planeta cruza directamente entre la Tierra y el Sol y son eventos astronómicos relativamente raros. La primera vez que se observó este tránsito astronómico fue en 1639 por Jeremiah Horrocks y William Crabtree. El tránsito de 1761, observado por Mijaíl Lomonosov, proporcionó la primera evidencia de que Venus tenía una atmósfera, y las observaciones de paralaje del siglo XIX durante sus tránsitos permitieron obtener por primera vez un cálculo preciso de la distancia entre la Tierra y el Sol. Los tránsitos solo pueden ocurrir en junio o diciembre, siendo estos los momentos en los que Venus cruza la eclíptica (al plano en el que la Tierra orbita alrededor del Sol), y suceden en pares a intervalos de ocho años, separados dichos pares de tránsitos por más de un siglo. El anterior par de tránsitos sucedió en 1874 y 1882, y el presente par de tránsitos fueron los de 2004 y 2012. La primera sonda en visitar Venus fue la sonda espacial soviética Venera 1 el 12 de febrero de 1961, siendo la primera sonda lanzada a otro planeta. La nave resultó averiada en su trayecto y la primera sonda exitosa en llegar a Venus fue la americana Mariner 2, en 1962. El 1 de marzo de 1966, la sonda soviética Venera 3 se estrelló sobre Venus, convirtiéndose en la primera nave espacial en alcanzar la superficie del planeta. A continuación diferentes sondas soviéticas fueron acercándose cada vez más en el objetivo de posarse sobre la superficie venusiana. La Venera 4 entró en la atmósfera de Venus el 18 de octubre de 1967 y fue la primera sonda en transmitir datos medidos directamente en otro planeta. La cápsula midió temperaturas, presiones y densidades, y realizó once experimentos químicos para analizar la atmósfera.

El primer aterrizaje con éxito en Venus lo realizó la sonda Venera 7 el 15 de diciembre de 1970. Esta sonda reveló unas temperaturas en la superficie de entre 457 y 474 grados Celsius. La Venera 8 aterrizó el 22 de julio de 1972. Además de dar datos sobre presión y temperaturas, su fotómetro mostró que las nubes de Venus formaban una capa compacta que terminaba a 35 kilómetros sobre la superficie. La sonda soviética Venera 9 entró en la órbita de Venus el 22 de octubre de 1975, convirtiéndose en el primer satélite artificial de Venus. Una batería de cámaras y espectrómetros devolvieron información sobre la capa de nubes, la ionosfera y la magnetosfera, así como mediciones de la superficie realizadas por radar. El vehículo de descenso de 660 kilogramos de la Venera 9 se separó de la nave principal y aterrizó, obteniendo las primeras imágenes de la superficie y analizando la corteza con un espectrómetro de rayos gamma y un densímetro. Durante el descenso realizó mediciones de presión, temperatura y fotométricas, así como de la densidad de las nubes. Se descubrió que las nubes de Venus formaban tres capas distintas. El 25 de octubre, la Venera 10 realizó una serie similar de experimentos. En 1978, la NASA envió la sonda espacial Pioneer Venus. La misión Pioneer Venus consistía en dos componentes lanzados por separado: un orbitador y una multisonda. La multisonda consistía en una sonda atmosférica mayor y otras tres más pequeñas. La sonda mayor fue desplegada el 16 de noviembre de 1978, y las tres pequeñas lo fueron el 20 de noviembre. Las cuatro sondas entraron en la atmósfera de Venus el 9 de diciembre, seguidas por el vehículo que las portaba. Aunque no se esperaba que ninguna sobreviviera al descenso, una de las sondas continuó operando hasta 45 minutos después de alcanzar la superficie.



Las misiones Vega desplegaron globos aerostáticos que flotaron a unos 53 kilómetros de altitud durante 46 y 60 horas respectivamente, viajando alrededor de un tercio del perímetro del planeta. Estos globos midieron velocidades del viento, temperaturas, presiones y densidad de las nubes. Se descubrió un mayor nivel de turbulencias y convección de lo esperado, incluyendo ocasionales baches con caídas de uno a tres kilómetros de las sondas. El 10 de agosto de 1990, la sonda estadounidense Magallanes llegó a Venus, realizando medidas por radar de la superficie del planeta y obteniendo mapas de una resolución de 100 m en el 98 % del planeta. Después de una misión de cuatro años, la sonda Magallanes, tal como estaba planeado, se sumergió en la atmósfera de Venus el 11 de octubre de 1994 y se vaporizó en parte, aunque se supone que algunas partes de la misma alcanzaron la superficie del planeta. Desde entonces, varias sondas espaciales en ruta hacia otros destinos han usado el método de sobrevuelo de Venus para incrementar su velocidad mediante el impulso gravitacional. Esto incluye a las misiones Galileo a Júpiter, la Cassini a Saturno (con dos sobrevuelos) y la Messenger a Mercurio (dos sobrevuelos). La Agencia Espacial Europea envió una misión llamada Venus Express, que estudió la atmósfera y las características de la superficie desde la órbita. Se esperaba que la misión permaneciera operativa hasta diciembre de 2009, la ESA decidió prolongar oficialmente la misión hasta 2015.  La Agencia Japonesa de Exploración Espacial (JAXA) lanzó la misión PLANET-C el 20 de mayo de 2010, pero debido a que la sonda no desaceleró lo suficiente para entrar en la órbita del planeta Venus, pasó de largo y entró en órbita solar.


RA = /     DEC = /     Mag = /

✨M27 por Séb Gozé

Lunes 11 de Diciembre de 2017




La impresionante imagen de la nebulosa M27, procesada por el genial astrofotógrafo Sébastien Gozé, muestra casi en 3D el material expulsado por la estrella progenitora después de la explosión. M27 es también catalogada como NGC 6853 y popularmente conocida como Nebulosa Dumbbell. Es una nebulosa planetaria, la fase final de la vida de una estrella de masa intermedia, como nuestro Sol. Está ubicada en la constelación de Vulpecula, a una distancia de unos 1.360 años luz de la Tierra, dentro de nuestra galaxia, la Vía Láctea. Fue la primera nebulosa planetaria en ser descubierta por Charles Messier en el año 1764. Con su brillo de magnitud visual 7.5 y su diámetro de unos 8 minutos de arco, es fácilmente visible con binoculares, y un objeto popular en la observación con pequeños telescopios. La nebulosa Dumbbell tiene forma esferoidal vista desde nuestra perspectiva.

M27 contiene nudos de material oscuro en el centro de la nebulosa que se expanden hacia el exterior, y que son ionizadoas a medida que avanzan hacia el medio interestelar. Séb ha querido procesar la imagen en HaOO, en la que el color del material se tiñe de brillantes colores rojos y azules, confirmando la ionización a partir de la eyección. Se pueden ver chorros de gas eyectado a altas temperaturas en color escarlata, mientras que la onda de choque de la explosión primaria se ve de color azul, con los bordes marcados por la interacción con el medio interestelar circundante más frío. La estrella progenitora, situada en el centro, visible en la imagen como un punto azul, es en realidad una enana blanca, cuyo tamaño excede al comunmente visto en ésta fase estelar. Detalles técnicos.


M27     RA = 19:59:36.379     DEC = +22:43:15.75     Mag = 7.5