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Mostrando entradas con la etiqueta Estrellas. Mostrar todas las entradas
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✨Alnitak

Lunes 15 de Enero de 2018



Alnitak es un sistema estelar situado en la constelación de Orión. Forma parte del llamado cinturón de Orión junto a Mintaka y Alnilam, y con ellas forma el grupo conocido como Las Tres Marías, siendo Alnitak la estrella situada más al sur. Su nombre proviene del árabe an-nitāq y significa El Cinturón. Aunque inicialmente se pensaba que se encontraba a unos 1.500 años luz del sistema solar, la medida de su paralaje por el satélite Hipparcos dio como resultado una distancia de solo unos 700 años luz. Alnitak es un sistema estelar triple, cuyas componentes principales están separadas 2,1 segundos de arco. La estrella principal del sistema, Alnitak A, es a su vez una estrella binaria, dato descubierto en 1998. La componente principal, Alnitak Aa, es una supergigante azul de tipo espectral O9.5Ib y magnitud aparente +1,89, la más brillante de su tipo en el cielo de la Tierra. Alnitak Ab, 2 magnitudes más tenue, es igualmente una estrella de tipo O, aunque de secuencia principal.



Alnitak Aa es una estrella muy caliente con una temperatura efectiva de 29.500º K, 10.000 veces más luminosa que el Sol en el espectro visible, aunque si se considera la importante cantidad de radiación ultravioleta que emite, su luminosidad es 100.000 mayor que la solar. La masa de Alnitak Aa se estima en unas 20 masas solares. Alnitak es una fuente de rayos X provenientes del fuerte viento estelar que empuja a casi 2.000 km/s desde su superficie. Con una edad de apenas 6 millones de años, en su núcleo la fusión del hidrógeno ha finalizado y avanza en su evolución para convertirse en una supergigante roja, posteriormente explosionar como supernova y en última instancia, concluir como estrella de neutrones. Alnitak B es también una estrella masiva de tipo espectral B2III y magnitud +3,72. Completa una vuelta alrededor de su estrella principal cada 1.500 años.

 Fotografía Original 1 
 Fotografía Original 2 

Crédito:   Astro Brallo / VegaStar Carpentier / Wikipedia 

Alnitak     RA = 05:40:45.52666     DEC = -01:56:33.2649     Mag = 1.79

✨La nube estelar de Sagitario por Roberto Colombari

Viernes 12 de Enero de 2018



Messier 24, también llamada IC 3715, es una nube de estrellas en la constelación de Sagitario de unos 600 años luz de ancho, que fue descubierta por Charles Messier en 1764. Es conocida como la Pequeña Nube Estelar de Sagitario para distinguirla de la Gran Nube Estelar de Sagitario. Las estrellas, cúmulos y otros objetos que componen M24 son parte del brazo gláctico de Sagittarius-Carina de nuestra galaxia, la Vía Láctea. Messier describió M24 como "Una gran nebulosidad que contiene muchas estrellas" y dio sus dimensiones de 1,5 ° de diámetro. Algunas fuentes incorrectamente, identifican a M24 como el débil cúmulo estelar NGC 6603 incluído en la nube. M24 en realidad, no es un objeto del cielo profundo como lo describe Charles Messier cuando lo incluyó en su famoso catálogo el 20 de Junio de 1764, sino una gran nube de estrellas que ocupa un espacio de volumen significativo con unas dimensiones de entre 10.000 y 16.000 años luz.

Esta es la concentración más densa de estrellas individuales visibles utilizando binoculares, con aproximadamente 1.000 estrellas visibles de distintas magnitudes dentro de un solo campo de visión. El polvo interestelar generalmente atenúa la luz de las estrellas situadas detrás de él. Pero el polvo es desigual, por alguna razón desconocida, se aglomera en nubes que suelen rondar los 25 años luz de diámetro, muchas de esas nubes se pueden distinguir claramente, proyectadas contra la nube estelar. En ocasiones hay dos nubes semejantes en una misma línea de visión de 1.000 años luz en la Vía Láctea. Pero incluso a 30.000 años luz de las regiones centrales de la galaxia podría haber, y por casualidad hay, ventanas más claras de lo normal en el medio interestelar. M24 es en efecto una de estas ventanas. Estas ventanas claras a lo largo de la Galaxia tienen gran importancia en el estudio de la estructura galáctica, ya que permiten estudiar regiones lejanas y ocultas. Detalles técnicos.

 Fotografía Original 

Crédito:   Roberto Colombari / Flickr

M24     RA = 18:16:48.0     DEC = -18:33:00     Mag = 5

✨Mirach

Martes 9 de Enero de 2018



Mirach es la segunda estrella más brillante de la constelación de Andrómeda, después de Alpheratz, con una magnitud aparente media de +2,07. Se encuentra situada a 199 años luz de distancia de la Tierra. Mirach es una gigante roja de tipo espectral M0III con una temperatura superficial de 3800 K y un radio 86 veces más grande que el radio solar. Es 1900 veces más luminosa que el Sol, incluyendo una importante cantidad de energía emitida como radiación infrarroja. Como otras estrellas de su clase, es ligeramente variable, si bien su variación no está bien estudiada, su brillo varía entre las magnitudes +2,01 y +2,10. Con una masa estimada entre 3 y 4 masas solares, no está lejos de su final como enana blanca. Mirach tiene una tenue acompañante de magnitud 14, y es 60.000 veces menos luminosa que la estrella principal. Ambas están separadas al menos 1.700 UA.

En muchas vistas telescópicas, el brillo y las trazas de difracción tienden a esconder las cosas que yacen cerca de Mirach y atenúan una galaxia ubicada detrás de la estrella, pareciendo como una reflexión interna fanstamagórica de la casi aplastante luz estelar. El nombre de Mirach proviene del árabe al-maraqq. Esta estrella fue descrita en 1521 en las Tablas alfonsíes como super mirat, de donde procede su denominación actual.​ Otros nombres menos usuales para designar a esta estrella fueron Cingulum y Ventrale, este último por la posición que antiguamente ocupaba en la constelación. En la astronomía árabe tardía señalaba el lado derecho de Andrómeda, siendo conocida como Al Janb al Musalsalah, "el lado de la Mujer Encadenada".​

 Fotografía Original 

Crédito:   Kent Wood 

Mirach     RA = 01:09:43.92388     DEC = +35:37:14.0075     Mag = 2.05

✨Un unicornio alado en la Pequeña Nube de Magallanes

Miércoles 3 de Enero de 2018




Esta vista del Telescopio Espacial Hubble muestra una de las regiones de formación de estrellas más dinámicas e intrincadamente detalladas en el espacio, cuya forma del conjunto nos recuerda a un unicornio alado. Está ubicada a 210.000 años luz de distancia en la Pequeña Nube de Magallanes, una galaxia satélite de nuestra Vía Láctea. En el centro de la región hay un brillante cúmulo estelar llamado NGC 346. Una estructura dramática de filamentos arqueados y desiguales con una cresta distinta que rodea el cúmulo. Un torrente de radiación procedente de las estrellas calientes del cúmulo NGC 346, situado en el centro de esta imagen del Hubble, se expande en las áreas más densas a su alrededor, creando una escultura de fantasía de polvo y gas. El borde oscuro y con un intrincado reborde que forma la cresta, visto en silueta es particularmente dramático. Contiene varios pequeños glóbulos de polvo que apuntan hacia el grupo central, como mangas atrapadas en un vendaval. Los flujos energéticos y la radiación de estrellas jóvenes y calientes están erosionando las densas porciones externas de la región de formación estelar, formalmente conocida como N66, exponiendo los nuevos viveros estelares. Las franjas difusas de la nebulosa evitan que los flujos de salida energéticos fluyan directamente lejos del cúmulo, dejando en su lugar un rastro de filamentos que marcan el camino giratorio de las eyecciones.

El cúmulo NGC 346 se divide en al menos tres subgrupos y colectivamente contiene docenas de estrellas calientes, azules y de gran masa, más de la mitad de las estrellas conocidas de gran masa en toda la Pequeña Nube de Magallanes. Una miríada de cúmulos más pequeños y compactos también es visible en toda la región. Algunos de estos mini cúmulos parecen estar incrustados en el polvo y la nebulosidad, y son sitios de formación estelar reciente o en curso. Gran parte de la luz estelar de estos cúmulos está enrojecida por las concentraciones locales de polvo que son los restos de la nube molecular original que colapsó para formar N66. Un equipo internacional de astrónomos, dirigido por la Dra. Antonella Nota de la Agencia Espacial Europea y el Instituto de Ciencias del Telescopio Espacial de EE. UU., Ha estado estudiando los datos del Hubble. En una próxima edición de Astrophysical Journal Letters, el equipo informa del descubrimiento de una rica población de estrellas infantiles diseminadas por el joven grupo NGC 346. Es probable que estas estrellas se hayan formado hace 3 o 5 millones de años, junto con las otras estrellas del mismo cúmulo. Estas estrellas infantiles son particularmente interesantes ya que aún no se han contraído hasta el punto en el que sus capas internas son lo suficientemente calientes como para convertir el hidrógeno en helio.




La Pequeña y la Gran Nube de Magallanes son galaxias irregulares difusas visibles a simple vista en el hemisferio sur. Son dos pequeñas galaxias satélite que orbitan alrededor de nuestra propia Vía Láctea en un largo y lento viaje hacia una futura unión con nuestra galaxia. Hubble ha resuelto muchas regiones de formación estelar en ambas de estas galaxias vecinas que proporcionan a los astrónomos laboratorios distintos al de nuestra propia Vía Láctea para estudiar cómo las estrellas jóvenes interactúan y dan forma a sus entornos. Los dos satélites llevan el nombre del marino portugués Ferdinand Magellan (1480-1521), que navegó desde Europa a Asia y es conocido por ser el primero en dirigir una expedición para circunnavegar el globo terrestre. Esta imagen de NGC 346 y su región de formación estelar circundante fue tomada con la Cámara Avanzada para Investigaciones del Hubble. Dos filtros de banda ancha que aportan luz estelar desde longitudes de onda visibles e infrarrojas cercanas, que se muestran en azul y verde, respectivamente, se combinaron con la luz de la nebulosidad que pasó a través de un filtro de hidrógeno alfa de banda estrecha, que se muestra en rojo.

 Fotografía Original 
 Imagen Ampliable 

Crédito:   NASA / ESA y A. Nota (ESA / STScISTScI / AURA)

NGC 346     RA = 00:59:05.090     DEC = -72:10:33.24     Mag = 10.3

✨Mil estrellas maravillosas en Centaurus A

Sábado 30 de Diciembre de 2017



 Centaurus A

Un equipo internacional de astrónomos de ESO ha descubierto más de 1.000 estrellas variables rojas luminosas en la cercana galaxia elíptica Centaurus A, catalogada como NGC 5128. Los cambios de brillo y los períodos de estas estrellas se midieron con precisión y revelan que son en su mayoría estrellas frías de largo período variable del llamado "tipo Mira". La variabilidad observada es causada por la pulsación estelar. Esta es la primera vez que se realiza un censo detallado de estrellas variables para una galaxia fuera del Grupo Local de Galaxias, del cual nuestra galaxia, la Vía Láctea, es miembro. También abre una ventana completamente nueva hacia el estudio detallado del contenido estelar y la evolución de las galaxias elípticas gigantes. Se supone que estos objetos masivos juegan un papel importante en el ensamblaje gravitacional de los cúmulos de galaxias en el Universo, especialmente durante las primeras fases. Entre las estrellas que se ven en el cielo a simple vista, aproximadamente una de cada trescientas, muestra variaciones de brillo, y los astrónomos se refieren a ellas como estrellas variables. El porcentaje es mucho más alto entre estrellas grandes y frías, "gigantes rojas"; de hecho, casi todas las estrellas luminosas de ese tipo son variables.

Tales estrellas se conocen como Mira-variables; el nombre proviene del miembro más prominente de esta clase, Omicron Ceti en la constelación Cetus (La ballena), también conocida como "Stella Mira" (La estrella maravillosa). Su brillo cambia con un período de 332 días y es aproximadamente 1.500 veces más brillante al máximo, magnitud visible 2, y una de las cincuenta estrellas más brillantes en el cielo que al mínimo, magnitud 10 y solo visible en telescopios pequeños. Estrellas como Omicron Ceti están llegando al final de sus vidas. Son muy grandes y tienen tamaños de unos cientos a aproximadamente mil veces el del Sol. La variación del brillo se debe a las pulsaciones durante las cuales la temperatura y el tamaño de la estrella cambian drásticamente. En la siguiente fase evolutiva, las variables Mira arrojarán sus capas externas al espacio circundante y se harán visibles como nebulosas planetarias con una estrella caliente y compacta, una "enana blanca", en el centro de una nebulosa de gas y polvo. Varios miles de estrellas de tipo Mira se conocen actualmente en la Vía Láctea y se han encontrado unos cientos en otras galaxias cercanas, incluidas las Nubes de Magallanes.


 Campo 1

Centaurus A es la galaxia gigante más cercana, a una distancia de cerca de 13 millones de años luz. Está ubicada fuera del Grupo Local de Galaxias al que pertenecen nuestra galaxia y sus galaxias satélite, las Nubes de Magallanes. Centaurus A se ve en la dirección de la constelación del sur Centaurus. Es de forma elíptica y actualmente se está fusionando con una galaxia compañera, lo que la convierte en uno de los objetos más espectaculares del cielo. Posee un agujero negro muy pesado en su centro y es una fuente de fuerte emisión de radio y rayos X. Durante el presente programa de investigación, se buscaron dos regiones en Centaurus A para encontrar estrellas de brillo variable; están ubicadas en la periferia de esta peculiar galaxia. Un campo externo "Campo 1" coincide con una capa estelar con muchas estrellas azules y luminosas producidas por la fusión de galaxias en curso; se encuentra a una distancia de 57.000 años luz del centro galáctico. El campo interno "Campo 2" está más lleno y se encuentra a una distancia proyectada de aproximadamente 30.000 años luz del centro.


 Campo 2

Durante 2 años se utilizó el Very Large Telescope ANTU de 8,2 m sobre Cerro Paranal en Chile, durante ese tiempo se programaron más de 20 observaciones de los dos campos en Centaurus A. Si bien la mayoría de las estrellas en estos campos, como se esperaba, tenían un brillo constante, más de 1.000 estrellas mostraron variaciones en el brillo con el tiempo; este es de lejos el mayor número de estrellas variables jamás descubiertas en una galaxia fuera del Grupo Local de Galaxias. El análisis posteior detallado de este enorme conjunto de datos tomó más de un año. La mayoría de las estrellas variables se encontraron del tipo Mira y se midieron sus curvas de luz. Para cada uno de ellos, se determinaron los valores de los parámetros característicos, el período (días) y la amplitud del brillo (magnitudes). Un catálogo de las estrellas variables recientemente descubiertas en Centaurus A ha sido puesto a disposición de la comunidad astronómica. El presente estudio de estrellas variables en esta galaxia elíptica gigante es el primero de su tipo. Aunque la evaluación del material de datos de observación es muy grande, todavía no está terminado, pero ya ha dado lugar a una serie de resultados científicos muy útiles.

 Fotografía Original 
 Imagen Ampliable 

Crédito:   ESO

Centaurus A     RA = 13:25:27.61507     DEC = -43:01:08.8053     Mag = 6.84

✨La gigante y cercana Pollux

Viernes 22 de Diciembre de 2017




Pólux es la estrella más brillante de la constelación de Géminis y la decimoséptima más brillante del cielo nocturno de la Tierra. De magnitud aparente +1,15, es de color rojo anaranjado. Junto a la estrella Cástor, representa los dos gemelos celestiales que dan nombre a la constelación Geminis, que en latín significa Los Gemelos. En 2006 se anunció el descubrimiento de un planeta en órbita alrededor de Pollux. Es una estrella gigante naranja de tipo espectral K0IIIb. Situada a 33,7 años luz de distancia, es la gigante naranja más próxima al Sistema Solar. Con una temperatura superficial de 4770 K, su radio es 9 o 10 veces más grande que el radio solar. Incluyendo la energía radiada en el infrarrojo, su luminosidad, es 46 veces superior a la del Sol, aunque su luminosidad es baja en comparación con la de otras gigantes naranjas cercanas como Arcturus o Menkent. Su luminosidad y temperatura permiten estimar una masa de 1,8 veces mayor que la masa solar. Pollux ha agotado el hidrógeno en su núcleo y evolucionó en una estrella gigante con una clasificación estelar de K0 III. Como estrella gigante que es, en su núcleo se produce la fusión del helio en carbono y oxígeno.

La evidencia de un bajo nivel de actividad magnética provino de la detección de emisión débil de rayos X utilizando el telescopio en órbita ROSAT. La emisión de rayos X de esta estrella es de aproximadamente la misma emisión de rayos X del sol. Desde entonces, se ha confirmado en la superficie de Pollux, hay un campo magnético con una intensidad inferior a 1 Gauss; uno de los campos magnéticos más débiles jamás detectados en una estrella. La presencia de este campo sugiere que Pollux alguna vez fue una estrella Ap con un campo magnético mucho más fuerte. Pollux tiene una velocidad de rotación proyectada de 2.8 km/s. La abundancia de elementos distintos de hidrógeno y helio, lo que los astrónomos llaman la metalicidad de la estrella, es algo incierta, con estimaciones que oscilan entre el 85% y el 155% de la abundancia que alberga el Sol. Desde 1943, el espectro de esta estrella ha servido como uno de los puntos de anclaje estables mediante el cual se clasifican otras estrellas.



Pollux es la estrella más brillante a la que se le ha descubierto un planeta extrasolar. Después de su descubrimiento, el planeta fue designado como Pollux b. En julio de 2014, la Unión Astronómica Internacional lanzó un proceso para dar nombres propios a ciertos exoplanetas y sus estrellas anfitrionas. El proceso implicó la nominación pública y la votación de los nuevos nombres. En diciembre de 2015, la IAU anunció que el nombre ganador era Thestias para este planeta, que tiene una masa mínima 2,9 veces mayor que la masa de Júpiter y describe una órbita casi circular a 1,64 ua de Pollux, siendo su período orbital de 1,6 años. Dada la luminosidad de la estrella central y su distancia a la misma, el planeta recibe 16 veces más radiación que la que recibe la Tierra del Sol. La estrella también recibe el nombre árabe Al-Ras al-Tau'am al-Mu'akhar, literalmente La Cabeza del Segundo Gemelo. En Babilonia determinaba la duodécima constelación eclíptica, Mash-mashu-arkū, El Gemelo Oriental; individualmente recibía el título de Mu-sir-kes-da, El Yugo del Cercado. En China denominan a esta estrella Yang, que en la filosofía oriental es una de las dos fuerzas fundamentales, opuestas pero complementarias, que se encuentran en todas las cosas.


Pollux     RA = 07:45:18.94987     DEC = +28:01:34.3160     Mag = 4.14

✨La estrella Vega

Viernes 1 de Diciembre de 2017




Según una clasificación hecha por Ptolomeo, Vega es una estrella de primera magnitud. Catalogada en la época moderna como Alfa Lyrae, es la quinta estrella más brillante del cielo nocturno y la tercera más luminosa del hemisferio norte celeste tras Sirio y Arcturus. Se le considera una estrella relativamente cercana, situada a tan sólo 25 años luz de la Tierra, siendo una de las más brillantes cercanas al sistema solar. Vega ha sido muy estudiada por los astrónomos, llegando a ser catalogada como la estrella más importante en el cielo después del Sol. Vega fue la estrella polar aproximadamente en el año 12.000 a.C. y volverá a serlo alrededor del año 13.727 d.C. cuando la declinación sea de +86°14’. Vega fue la primera estrella, después del Sol, en ser fotografiada y a la primera a la que se le realizó un registro espectral. Esta estrella solo posee una décima parte de la edad del Sol, pero al ser 2.1 veces más masiva su ciclo de vida es también más corto.  Ambos astros actualmente se encuentran muy cerca de alcanzar el punto intermedio en sus ciclos de vida. Vega es inusualmente pobre en elementos con número atómico mayor que el del helio. Es una supuesta estrella variable cuya magnitud fluctúa de manera periódica. Rota rápidamente con una velocidad de 274 km/s en el ecuador. Esto provoca un abultamiento externo en el ecuador provocado por los efectos de la aceleración centrífuga y como resultado, existe una variación de la temperatura sobre la fotosfera de la estrella, alcanzado su valor máximo en los polos. Desde la Tierra, Vega es observada desde la dirección de uno de sus polos.

La astrofotografía, la fotografía de objetos celestes, comenzó en 1840 cuando John William Draper tomó una imagen de la Luna utilizando el proceso del daguerrotipo. El 17 de julio de 1850, Vega se convirtió en la primera estrella (después del Sol) en ser fotografiada por William Bond y John Adams Whiple en el Observatorio del Colegio de Harvard. Henry Draper tomó la primera fotografía del espectro estelar en agosto de 1872 mientras le realizaba una fotografía a Vega, convirtiéndose así en la primera persona en mostrar las líneas de absorción en el espectro de una estrella. Líneas similares han sido identificadas en el espectro del Sol. Los astrónomos profesionales han utilizado a Vega para fijar los baremos absolutos de brillo fotométrico, lo que supone que la magnitud visual de Vega es aproximadamente cero en todas las longitudes de onda. La intención original era que el valor fuera exactamente cero, pero en la práctica no resultó así. Por ejemplo, en el filtro V de Johnson (el más usado por los astrónomos en el rango visible), la magnitud de Vega es 0,026 ± 0,008, y en otros filtros hay también desviaciones de unas pocas centésimas. Vega puede observarse frecuentemente cerca del cenit en latitudes medias-septentrionales durante las noches de verano en el hemisferio norte. Puede observarse sobre el horizonte, al norte, durante el invierno en latitudes medias del hemisferio sur. Esta estrella no es apreciable desde la Antártida o desde las regiones más australes de América del Sur, incluyendo Punta Arenas, Chile (53° S). En latitudes de +51° N, Vega permanece continuamente sobre el horizonte como una estrella circumpolar.

 Fotografía Original 

Crédito:   Universo Mágico

Vega     RA = 18:36:56.336     DEC = +38:47:1.28     Mag = 0.03

✨Campo amplio entorno a Deneb por Nicolas Kizilian

Viernes 24 de Noviembre de 2017




Deneb es la estrella más brillante de todas las ubicadas en la constelación del Cisne. Catalogada como Alfa Cygni, también es una de las estrellas más brillante en el cielo nocturno de la Tierra. Su magnitud aparente es de 1,34, en éstas condiciones es visible incluso si la vemos desde las ciudades más iluminadas y contaminadas. Junto con Vega forma el asterismo del triángulo de verano, para los observadores del emisferio norte. La imágen tomada y procesada por el excelente astrofotógrafo Nicolas Kizilian, es además un maravilloso paisaje cósmico, que permite ver la gigantesca estrella azul en el borde superior derecho de la imagen, y todo el campo formado por estrellas de fondo, gas ionizado y polvo oscuro, un fabuloso tapiz digno del más exhaustivo examen. El nombre de Deneb deriva del árabe dhaneb "cola", entendida como "la cola del ave", en clara alusión a su posición dentro de la alineación de estrellas que conforman la figura del Cisne. Es un término muy común en otras estrellas, que señala la extremidad caudal de algunas constelaciones, como Denébola en Leo o Deneb Kaitos en la Ballena. Deneb Adige y Deneb el Adige son formas largas del mismo nombre. La distancia de Deneb a la Tierra es aún motivo de controversia, debido a la gran lejanía a la que se encuentra, los métodos de determinación de la distancia que utilizan la paralaje proporcionan un rango de distancias de hasta 3.200 años luz. Las mediciones más precisas, llevadas a cabo por el satélite Hipparcos, sitúan a Deneb sólo a 1.425 años luz de distancia, lo que resulta en una luminosidad 54.400 veces superior a la del Sol.

Su magnitud absoluta se estima en -7,2 de forma que a modo de comparación, su potencia lumínica es tal que en un solo día genera tanta energía como el Sol en 140 años. Con esa magnitud, su brillo sería comparativamente superior incluso al de algunos láseres industriales. Deneb es un tipo poco común de supergigante blanca de clase espectral, y una temperatura superficial de 8.525 K. Su diámetro es 210 veces el de el Sol, si estuviese situada en el centro del sistema solar, se extendería hasta la mitad de la órbita terrestre. Su velocidad de rotación proyectada es de 30 km/s, lo que da como resultado un período de rotación aproximado de medio año. Sin embargo, hace poco más de 10 millones de años, Deneb empezó su vida como una estrella de 15  a 16 masas solares. En la actualidad Deneb ha finalizado la fusión del hidrógeno en su núcleo, pero no se sabe con certeza en qué fase de su evolución se encuentra; puede estar en el proceso de convertirse en una supergigante roja con un núcleo de helio inerte o, más avanzada en su evolución, ya puede haber comenzado a fusionar el helio en su núcleo. En cualquier caso, concluirá su vida estallando como supernova dentro de unos pocos millones de años. Deneb es el prototipo de una clase de variables llamadas variables Alfa Cygni. Sus superficies experimentan pulsaciones no radiales que hacen que su brillo y su tipo espectral varíen ligeramente. Siendo una de las estrellas más brillantes del firmamento, Deneb fue una aceptable estrella polar intermedia, situada a 7° del polo norte celeste hace 18.000 años, y volverá de nuevo a dicha posición alrededor del año 9.800 d. C.


Deneb     RA = 20:41:25.915     DEC = +45:16:49.22     Mag = 1.25

✨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

✨El sistema estelar binario Albireo en el Cisne

Sábado 4 de Noviembre de 2017




La espectacular imagen formada por el sistema estelar binario Albireo, ubicado en la constelación del Cisne, es un excelente trabajo del astrofotógrafo Peter Williamson, recogido en su página web Peter J Williamson FRAS. Albireo es el nombre tradicional de la estrella doble también denominada Beta Cygni, aunque la Unión Astronómica Internacional ahora considera que el nombre solo se aplica al componente más brillante. A simple vista, aparece como una única estrella de magnitud 3, sin embargo, con un pequeño telscopio se pueden resolver los dos componentes. Es el quinto punto de luz más brillante en la constelación del Cisne. La estrella amarilla más brillante crea un llamativo contraste de color con su compañera azul más clara. No se sabe si los dos componentes Beta Cygni A y B están orbitando uno alrededor del otro en un sistema binario físico, o si son simplemente un efecto óptico al estar en la misma línea de visión. Si se trata de un binario físico, su período orbital probablemente sea de al menos 100.000 años.

Algunos expertos, sin embargo, apoyan el argumento óptico, basado en observaciones que sugieren diferentes movimientos propios de las dos estrellas, lo que implica que no están relacionadas. El nombre tradicional del sistema Albireo es el resultado de malentendidos y errores de traducción, entre los idiomas griego, árabe y latín difícil de entender, finalmente tras muchos errores, falsedades y copias erráticas, la Unión Astronómica Internacional decidió aplicar a Beta Cygni el nombre que preside el título de ésta entrada. Éstas dos estrellas proporcionan una de las mejores estrellas dobles contrastantes en el cielo debido a sus diferentes colores. Albiero B, la estrella azul, es una estrella con una velocidad de rotación ecuatorial de al menos 250 kilómetros por segundo. La temperatura de su superficie ha sido espectroscópicamente estimada en aproximadamente 13.200 K. Detalles técnicos.

Crédito:   Pete Williamson / Peter J Williamson FRAS

Albireo     RA = 19:30:43.281     DEC = +27:57:34.85     Mag = 3

✨Herbig Haro 24

Viernes 3 de Noviembre de 2017




Esto puede parecer una espada de luz de doble hoja, pero en realidad estos dos chorros cósmicos surgen de una estrella recién nacida en la Vía Láctea. En el centro de la imagen, parcialmente oscurecida por una oscura capa de polvo, una estrella recién nacida lanza dos chorros gemelos al espacio como una especie de anuncio de nacimiento al universo. La impresionante escena, elaborada a partir de datos de imágenes del Telescopio Espacial Hubble, abarca medio año luz de un objeto Herbig-Haro 24 (HH 24) que hay a unos 1.300 años luz o 400 parsecs de distancia de las guarderías estelares de la nube molecular Orion B. Cuando las estrellas se forman dentro de nubes gigantes de hidrógeno molecular frío, parte del material circundante colapsa bajo la gravedad para formar un disco giratorio y de perfil fino que rodea a la estrella recién nacida. Aunque los planetas se congelarán más adelante en el disco, en esta etapa temprana la protoestrella se está alimentando del disco con un apetito devorador. El gas del disco desciende hasta la protoestrella y lo infla.

El material supercalentado se derrama y se dispara hacia afuera desde la estrella en direcciones opuestas a lo largo de una ruta de escape despejada, es el eje de rotación de la estrella. La protoestrella central de HH 24, oculta en la vista directa, está rodeada de polvo frío y de gas en un disco de acreción que gira. A medida que el material procedente del disco cae al objeto estelar joven, se calienta. Los frentes de choque se desarrollan a lo largo de los chorros y calientan el gas circundante a miles de grados. Los chorros colisionan con el gas y el polvo que los rodean y despejan vastos espacios, como una corriente de agua que cae sobre una colina de arena. Los frentes de choque forman grupos de nebulosas enredados y anudados que se conocen colectivamente como objetos Herbig-Haro (HH). El prominente objeto HH que se muestra en esta imagen es HH 24. Los chorros en oposición estallan a lo largo del eje de rotación del sistema. Los estrechos y energéticos chorros atraviesan la materia interestelar de la región y producen una serie de frentes de choque que brillan.

Justo a la derecha de la estrella camuflada, un par de puntos brillantes son estrellas jóvenes que asoman y muestran sus propios sables láser, incluido uno que ha perforado un túnel a través de la nube hacia el lado superior derecho de la imagen. En general, solo un puñado de jets HH se han detectado en esta región con luz visible y aproximadamente el mismo número en el infrarrojo. Las observaciones de Hubble para esta imagen se realizaron en luz infrarroja, lo que permitió al telescopio mirar a través del gas y el polvo que envolvía las estrellas recién formadas y capturar una vista clara de los objetos HH. Estos jóvenes jets estelares son objetivos ideales para el próximo Telescopio Espacial James Webb de la NASA, que tendrá una visión aún mayor de la longitud de onda infrarroja para ver más profundamente en el polvo que rodea a las estrellas recién formadas.

Crédito:   NASA / ESA 

HH 24     RA = 05:46:9.000     DEC = -00:10:12.00     Mag = /

✨Una impactante superburbuja

Jueves 19 de Octubre de 2017




En esta colorida imagen se muestra la región de formación estelar LHA 120-N44, localizada en la Gran Nube de Magallanes, una pequeña galaxia satélite de la Vía Láctea. La imagen combina la vista tomada en luz visible del Telescopio MPG/ESO de 2,2 metros, ubicado en el Observatorio La Silla de ESO en Chile, con imágenes en luz infrarroja y de rayos X procedentes de los telescopios espaciales en órbita. En el centro de esta poblada región compuesta de gas, polvo y estrellas jóvenes, se encuentra el cúmulo estelar NGC 1929. Sus masivas estrellas emiten grandes cantidades de radiación, expulsan materia a grandes velocidades impulsada por los vientos estelares, y suelen tener una acelerada vida, terminando su corta pero brillante existencia estallando como supernovas. Los vientos y las ondas expansivas de las supernovas han abierto una enorme cavidad, llamada superburbuja, en el gas circundante. Las observaciones realizadas con el Observatorio de rayos X Chandra, que aparece aquí en color azul, revelan regiones con altas temperaturas creadas por estos vientos y ondas, mientras que los datos con luz infrarroja del Telescopio Espacial Spitzer son de color rojo y marcan el lugar donde se encuentran con el polvo y el gas más frío.

La vista tomada en luz visible con el Telescopio MPG/ESO de 2,2 metros, en color amarillo completa la imagen, y muestra tanto a las estrellas jóvenes y calientes como a las resplandecientes nubes de gas y polvo que las rodean.  La combinación de imágenes de esta región ha permitido a los astrónomos resolver un misterio, ¿Por qué N44, y otras superburbujas de similares características, están emitiendo rayos-X con tal intensidad? La respuesta parece ser que adicionalmente, existen dos fuentes brillantes de rayos-X, las ondas expansivas de las supernovas que golpean las paredes de las cavidades, y el material caliente que se evapora de las paredes de dichas cavidades. Esta emisión de rayos-X desde el borde de la superburbuja se puede observar claramente en la imagen.

Crédito:   Optical: ESO; X-ray: NASA / CXC / U.Michigan / S.Oey; IR: NASA / JPL 

RA = 05:22:6.900     DEC = -67:56:46.00     Mag = /

✨La estrella de la eterna juventud

Martes 10 de Octubre de 2017




Una nueva imagen, captada desde el Observatorio La Silla de ESO en Chile, muestra el impresionante cúmulo globular de estrellas Messier 4. Este grupo constituido por decenas de miles de antiguas estrellas es uno de los más cercanos y uno de los cúmulos globulares más estudiados. Recientes trabajos de investigación han develado que una de sus estrellas posee inusuales y sorprendentes propiedades, aparentemente en ella reside el secreto de la eterna juventud. Alrededor de la Vía Láctea orbitan más de 150 cúmulos globulares de estrellas que se remontan al distante pasado del Universo. Uno de los más cercanos a la Tierra es el cúmulo Messier 4, también conocido como NGC 6121, localizado en la constelación de El Escorpión. Este objeto brillante puede observarse fácilmente con binoculares, localizando a la estrella supergigante roja Antares, y un telescopio pequeño puede mostrar algunas de las estrellas que lo constituyen.



Los astrónomos han podido analizar por separado muchas de las estrellas de este cúmulo, mediante el uso de diversos instrumentos que forman parte del Very Large Telescope de ESO. Al separar la luz de las estrellas en los colores que la componen, los astrónomos pueden medir las edades y composición química de las mismas. Los nuevos resultados de las estrellas de Messier 4 son sorprendentes. Las estrellas que son parte de los cúmulos globulares son muy antiguas, por lo que no se espera que posean una gran cantidad de elementos químicos pesados. Esto fue precisamente lo que se encontró en una de las estrellas analizadas recientemente, una mayor cantidad de litio de la esperada. La procedencia de este litio es un misterio. Normalmente este elemento se degrada paulatinamente durante miles de millones de años a lo largo de la vida de una estrella, pero esta estrella en particular parece guardar el secreto de la eterna juventud. Justo encima de éstas líneas vemos la ublicación de la extraña estrella.



De alguna manera, la estrella ha sido capaz de preservar sus niveles de litio originales, o ha encontrado una forma de aumentar sus propios niveles con litio de reciente generación. Sobre éstas líneas una impresionante imagen tomada por el Telescopio Espacial Hubble, del centro de M4. La mayoría de los elementos químicos más pesados que el Helio se originan en las estrellas y se dispersan en el Medio Interestelar en los momentos finales de su existencia. Este material con nuevos elementos químicos pasa más tarde a formar los componentes esenciales para futuras generaciones de estrellas. Como resultado, se ha descubierto que las estrellas muy antiguas, como las que se encuentran en los cúmulos globulares, poseen una menor abundancia de elementos pesados cuando se les compara a estrellas como el Sol, que se formaron en etapas posteriores. Con el esplendor de la Vía Láctea como fondo, la imagen revela un gran número de decenas de miles de estrellas presentes en Messier 4.

Crédito:   ESO

RA = 16:23:35.220     DEC = -26:31:32.70     Mag = 5.251

✨Dieta baja en sodio para las viejas estrellas

Jueves 5 de Octubre de 2017




Las nuevas observaciones del Very Large Telescope ponen en duda las teorías estelares. Los astrónomos esperan que estrellas como el Sol, expulsen gran parte de sus atmósferas y las esparzan por el espacio cuando llegan al final de sus vidas. Pero las nuevas observaciones de un enorme cúmulo estelar realizadas con el Very Large Telescope de ESO han demostrado, contra todo pronóstico, que la mayoría de las estrellas estudiadas simplemente no llegaron a esta etapa de sus vidas. El equipo internacional encontró que la débil cantidad de sodio en las estrellas era una explicación errónea de cómo mueren. La manera en que las estrellas evolucionan y terminan sus vidas fue considerada durante muchos años demostrada. Modelos computadorizados detallados predijeron que las estrellas de una masa similar al Sol tendrían un período hacia los extremos de sus vidas llamado la "rama gigante asintótica", es cuando sufren una explosión final después de consumir el combustible nuclear y expulsan una gran cantidad de su masa en forma de gas y polvo. Este material expulsado pasa a formar las próximas generaciones de estrellas y este ciclo de pérdida de masa y renacimiento es vital para explicar la química en evolución del Universo. Este proceso es también lo que proporciona el material necesario para la formación de los planetas, e incluso los ingredientes para la vida orgánica.

Pero cuando el australiano Simon Campbell, experto en teoría estelar, del Centro de Astrofísica de la Universidad de Monash, en Melbourne, examinó viejos papeles, encontró tentadoras sugerencias de que algunas estrellas podrían no seguir las reglas y saltar la fase final por completo. Él cuenta entonces otra teoría. "Para un científico de modelado estelar esta sugerencia fue una locura! Todas las estrellas pasan por la fase AGB según nuestros modelos. Revisé todos los estudios antiguos, pero encontré que esto no había sido investigado adecuadamente. Decidí investigar, a pesar de tener poca experiencia observacional". Campbell y su equipo utilizaron el Very Large Telescope (VLT) de ESO para estudiar muy cuidadosamente la luz procedente de estrellas del cúmulo globular NGC 6752 en la constelación austral del Pavo. Esta vasta bola de viejas estrellas contiene tanto una primera generación de estrellas como una segunda que se formó un poco más tarde. Las dos generaciones se pueden distinguir por la cantidad de sodio que contienen, algo que se puede medir con los datos de alta calidad del VLT. "FLAMES, el espectrógrafo multiobjeto de alta resolución del VLT, fue el único instrumento que nos permitió obtener datos realmente de alta calidad de 130 estrellas a la vez. Y nos permitió observar una gran parte del cúmulo globular de una sola vez", añade Campbell.

Los resultados fueron una sorpresa, todas las estrellas AGB en el estudio fueron estrellas de primera generación con bajos niveles de sodio y ninguna de las estrellas de segunda generación con niveles de sodio más alto se habían convertido en estrellas AGB en absoluto. Hasta el 70% de las estrellas no estaban pasando por la quema nuclear final y la consecuente pérdida de masa. Parece que las estrellas necesitan tener una dieta baja en sodio para alcanzar la fase AGB en su vejez. Esta observación es importante por varias razones. "Estas estrellas son las estrellas más brillantes en los cúmulos globulares, por lo que habrá un 70% menos de estrellas brillantes de lo que la teoría predice. También significa que nuestros modelos informáticos de estrellas son incompletos y deben ser modificados", concluye Campbell. El equipo espera que se encuentren resultados similares para otros cúmulos estelares y se planifiquen otras observaciones.

Crédito:    ESO

RA = 19:10:52.110     DEC = +59:59:4.40     Mag = 6.28