Imágenes Celestes
 

[b]La retorcida imagen de una galaxia en proceso de engullirse a otra más pequeña.[/b]



ESO 510-G13.
Crédito: NASA and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA)
Reconocimiento: C. Conselice (U. Wisconsin/STScI)


El Telescopio Espacial Hubble de la NASA ha capturado la imagen de una inusual galaxia vista de canto, revelando los notables detalles de su combado disco de polvo y mostrando cómo las galaxias que colisionan provocan la formación de nuevas generaciones de estrellas.

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El polvo y los brazos de las galaxias espirales normales, como nuestra propia Vía Láctea, parecen chatas cuando se las mira de canto. Esta imagen de Hubble Heritage de ESO 510-G13 muestra, en cambio, una galaxia que posee un disco con una estructura inusualmente retorcida, observada por primera vez en fotografías tomadas desde tierra por el Observatorio Austral Europeo (ESO = European Southern Observatory) en Chile. La galaxia está localizada en la constelación austral de Hidra, y a una distancia de unos 150 millones de años luz (46 megaparsecs) de la Tierra, y tiene un diámetro de unos 105 mil años luz (32 kiloparsecs).

Los detalles de la estructura de ESO 510-G13 son visibles porque las nubes de polvo intereIris que marcan su disco se ven silueteadas por la luz que está detrás de ellas y que proviene del brillante y liso abultamiento central de la galaxia.


Telescopio Espacial Hubble.
Crédito: NASA / ESA

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La fuerte distorsión del disco indica que ESO 510-G13 ha sufrido recientemente una colisión con una galaxia cercana y que se encuentra en proceso de engullirla. Las fuerzas gravitatorias distorsionan las estructuras de las galaxias cuando sus estrellas, gas y polvo se entremezclan en un proceso que toma millones de años. Al final, las perturbaciones desaparecerán, y ESO 510-G13 volverá a verse como una simple galaxia normal.

En las regiones exteriores de ESO 510-G13, especialmente en el lado derecho de la imagen, vemos que el disco retorcido contiene no solamente polvo oscuro, sino también nubes brillantes de estrellas azules. Esto demuestra que en el disco se están formando estrellas jóvenes y calientes. Los astrónomos piensan que la formación de nuevas estrellas puede ser disparada por las colisiones entre galaxias, a medida que sus nubes intereIrises chocan unas con otras y se comprimen.

El equipo de Hubble Heritage utilizó la Cámara Planetaria Gran Angular 2 (WFPC2 = Wide Field Planetary Camera 2 ) del Hubble para observar a esta galaxia en abril de 2001. Las fotografías obtenidas a través de filtros de color azul, verde y rojo fueron combinadas para realizar esta imagen compuesta en color, que enfatiza el contraste entre los brazos espirales llenos de polvo, el brillante abultamiento central y las regiones azules de formación eIris.

Durante las observaciones de ESO 510-G13, WFPC2 pasó el hito de tomar su fotografía No. 100.000 desde que fuera instalada en el telescopio por astronautas del transbordador espacial en el año de 1993.

Iminente destrucción de una galaxia
 

¿Qué ocurre cuando una galaxia se derrumba ante el influjo gravitacional de un gran cúmulo galáctico? La irregular NGC 1427A es un espectacular ejemplo del estruendo eIris resultante. Esta pequeña galaxia azulada se precipita vertiginosamente hacia el Cúmulo de Fornax a una velocidad de 600 km/s. NGC 1427A se encuentra localizada a 62 millones de años luz en dirección a la constelación de Fornax y alberga numerosas estrellas azules calientes de formación muy reciente.

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Los cúmulos galácticos se componen de cientos o incluso miles de galaxias individuales. El Cúmulo de Fornax contiene además gas intergaláctico en cantidad considerable. Cuando el gas de la galaxia NGC 1427A colisiona con el gas que impregna el cúmulo, su comprensión alcanza un punto tal que colapsa bajo su propia gravedad desencadenando el nacimiento de miríadas de estrellas a través de NGC 1427A, lo cual da a la galaxia un aspecto global de punta de flecha que apunta en dirección a su veloz movimiento. Las fuerzas de marea de las galaxias cercanas pertenecientes al cúmulo también pueden jugar su papel en desencadenar formación eIris a tan amplia escala.

NGC 1427A no sobrevivirá mucho tiempo como una galaxia identificable que atraviesa un cúmulo galáctico. Durante los próximos mil millones de años será completamente destruida y derramará sus estrellas y gas remanente en el espacio intergaláctico del Cúmulo de Fornax.

En la imagen del Telescopio Espacial Hubble aparece una galaxia de fondo, arriba a la izquierda de NGC 1427A, que coincide cerca de la línea de visión del Hubble, pero se encuentra unas 25 veces más lejana. En contraste con la irregularidad de la galaxia que nos ocupa, se trata de una magnífica espiral ciertamente parecida a nuestra Vía Láctea, en cuyos simétricos brazos espirales se están formando nuevas estrellas. Sin embargo, esta galaxia no se encuentra dominada por estrellas recientes en igual grado que NGC 1427A, de ahí su color tendente al amarillo. A distancias superiores aparecen más galaxias dispersas de variadas configuraciones.

Nuevas estrellas en nuestra vecina más cercana
 

Hubble descubrió una región de estrellas bebé en formación en la Pequeña Nebulosa de Magallanes, que es similar al proceso que ocurrió cuando el universo era joven y las estrellas nacían en un ambiente desprovisto de elementos pesados.

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La Pequeña Nube de Magallanes.
Crédito: Hubble
Los astrónomos del Hubble han descubierto, por primera vez, una población de estrellas bebé en el satélite de la Vía Láctea, la Pequeña Nube de Magallanes (PNM), visible a simple vista en la constelación austral del Tucán, y localizada a unos 210.000 años luz de distancia.

La exquisita agudeza del Hubble identificó una población subyacente de estrellas bebé encastradas en la nebulosa NGC 346 que están todavía formándose a partir del colapso gravitatorio de nubes de gas. Todavía no han encendido su combustible de hidrógeno para sostener una fusión nuclear. La más pequeña de estas estrellas infantiles tiene solamente la mitad de la masa de nuestro Sol.

Si bien el nacimiento eIris es común dentro de disco de nuestra galaxia, esta galaxia compañera más pequeña es más primitiva que la nuestra, puesto que carece de un gran porcentaje de elementos más pesados que son forjados por las sucesivas generaciones de estrellas a través de la fusión nuclear.

Las galaxias fragmentarias como la PNM son consideradas como los primitivos bloques constitutivos de las galaxias mayores. La mayoría de estos tipos de galaxias existieron allá lejos, cuando el universo era mucho más joven. La PNM ofrece un laboratorio único en su cercanía para ayudar a comprender como aparecieron las estrellas en el universo primitivo. Anidada entre otras regiones de estallido eIris dentro de esta pequeña galaxia, la nebulosa NGC 346 contiene, ella sola, más de 2.500 estrellas bebé.

Las imágenes del Hubble, tomadas con la Cámara Avanzada para Inspecciones, identifican tres poblaciones eIrises en la PNM y en la región de la nebulosa NGC 346, con un total de 70.000 estrellas. La población más vieja tiene unos 4.500 millones de años de edad, aproximadamente la edad de nuestro Sol. La población más joven apareció hace apenas 5 millones de años (más o menos hacia la época en que los primeros homínidos comenzaron a caminar sobre dos piernas). Las estrellas de menor masa tardan más en encenderse y convertirse completamente en estrellas, de modo que la población protoeIris tiene 5 millones de años de edad. Curiosamente, las estrellas bebé están diseminadas a lo largo de dos sendas que se cruzan en la nebulosa, formando una especie de patrón en “T” en la fotografía del Hubble.

Las observaciones, realizadas por Antonella Nota de la Agencia Espacial Europea (ESA = European Space Agency) y del Instituto de Ciencia del Telescopio Espacial (STScI = Space Telescope Science Institute) en Baltimore, Maryland, fueron presentadas en el encuentro de la Sociedad Astronómica Americana en San Diego, California.

Los rayos de la tierra tambien golpean el espacio
 

Las tormentas de rayos no solo descargan sobre la Tierra, sino que también afectan a nuestro espacio de los alrededores con destellos de ambos extremos del espectro electromagnético – ondas de radio y rayos gamma, según muestra una nueva investigación.

"Vemos los rayos en la parte visible, pero esa no es la única frecuencia en la que se emite durante una tormenta”, dijo James Green del Centro Espacial de Vuelos Goddard de la NASA.

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Se conoce desde hace mucho tiempo que las ondas de radio acompañan a las tormentas – es por ello que la recepción en los aparatos de radio es tan mala durante una tormenta de truenos.

Green y sus colegas encontraron que algunas de estas ondas de radio viajan hacia el espacio y dejan libre una “zona segura” para los satélites entre medio de los cinturones de radiación. Estos cinturones, que tienen la forma de anillos alrededor del ecuador de la Tierra, consisten de partículas cargadas de alta energía – iones y electrones – que viajan a lo largo de nuestras líneas del campo magnético del planeta.

Green describió como estos rayos barren el vecindario de nuestro espacio en una tele conferencia de la NASA el martes. También presentó el trabajo reciente de David Smith de la Universidad de California, en Santa Cruz, sobre destellos de rayos gamma terrestres que se disipan hacia el espacio durante una tormenta de rayos.

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Estos destellos de rayos gamma pueden inyectar electrones de alta energía en los cinturones. "Estamos descubriendo que las tormentas están ligadas de múltiples maneras a los cinturones de radiación”, dijo Smith.

Dos cinturones y una gotera

Los cinturones de radiación fueron descubiertos en 1958 por James Van Allen, usando las sondas Explorer. Por encima del ecuador, el cinturón interior se extiende desde una altura de 650 kilómetros (400 millas) hasta cerca de 6500 kilómetros. El cinturón exterior se extiende desde 13,000 kilómetros hasta unos 65,000. Están anidados como anillos, con una ranura, o zona de seguridad, entre medio.

Desde el descubrimiento de los anillos, los científicos han meditado sobre dos preguntas: ¿Qué los forma? Y ¿Porqué hay dos?

La primera pregunta ha sido conocida por algún tiempo. Las partículas de alta energía en los cinturones proceden parcialmente de los rayos cósmicos que colisionan con la atmósfera superior, ocasionando un salpicado de partículas secundarias. La otra fuente dominante son las tormentas geomagnéticas que hierven en el Sol.

Según aprendieron recientemente los investigadores, estas tormentas pueden verter tantas partículas en la magnetosfera que la ranura se llenaría y los dos cinturones se convertirían en uno.

Aquí es donde interviene el efecto de los rayos. Las ondas de radio de estallidos en latitudes muy al norte – como en Europa y en Norte América – pueden viajar hacia la ranura e interactuar con las partículas, alterando la dirección hacia la Tierra.

"Hemos encontrado que los relámpagos conducen partículas hacia la atmósfera”, dijo Green. “Las partículas literalmente caen como lluvia”.

Green denominó a la ranura “una gotera”, que se vacía a sí misma de partículas de alta energía después de pocas semanas de una tormenta geomagnética. La investigación tiene importancia para los ingenieros que determinan donde colocar a los satélites.

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La zona segura es un hueco entre los cinturones de radiación en forma de anillos. La línea roja muestra la Imagen de la órbita de la nave a través de la zona de seguridad. Crédito: NASA/Walt Feimer



"Los satélites del multimillonario Sistema de Posicionamiento Global (GPS) cubren el borde de la zona de seguridad”, dijo James Green del Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA. El es el principal autor del artículo acerca de la investigación publicado en el Journal of Geophysical Research. "Sin el efecto limpiador de los relámpagos, sólo existiría un sólo gran cinturón de radiación, sin un lugar accesible donde colocar los satélites.

Los rayos gamma pueden rellenar la ranura

Estas ondas de radio que van al espacio tienen longitudes de onda kilométricas. En 1994, los rayos gamma – con longitudes de onda de una trillonésima parte de las de radio – fueron asociados a las tormentas de rayos. De acuerdo con Smith, aún existen muchos misterios alrededor de estas emisiones de milisegundos de rayos gamma, la más alta radiación de energía que existe.

Utilizando datos del satélite de Imágenes Espectroscópicas Solares de Alta Energía Reuven Ramaty, Smith y sus colegas han encontrado que alrededor de 50 TGF (Destellos de Rayos Gamma) son liberados cada día. Pero si los destellos son de ondas delgadas – de modo que solo se detecten los que van hacia el detector – entonces la proporción verdadera podría subir de 500 a 5,000 por día.

Los investigadores están interesados en determinar si los TGF están relacionados a otros fenómenos de rayos en la atmósfera superior. Esto les podría indicar que sucede a los electrones de alta energía que se cree sean los causantes de los rayos gamma.
Si los TGF son generados en la parte superior de una nube, como una corriente azul, los electrones serán absorbidos en la atmósfera. Pero si los FTG se originan a 48 kilómetros de altura, como lo hacen las descargas globulares de electricidad en color rojo, entonces los electrones se irían hacia los cinturones de radiación.

Las sondas voyayer en crisis de financiación
 

Las sondas Voyager en crisis de financiamiento


Las sondas gemelas Voyager de la NASA podrían tener que "cerrar" en octubre para ahorrar dinero, afirma la agencia espacial estadounidense.

De la BBC

Jueves 10 de marzo de 2005
Lanzadas en 1977, las Voyager Uno y Dos están ahora a más de 14 mil millones y 11 mil millones de kilómetros de la Tierra, respectivamente.


http://newsimg.bbc.co.uk/media/image...55_voyager.jpg

Los científicos de la NASA se están preparando para lo peor

Están en su misión final para localizar la frontera entre el dominio del Sol y el espacio intereIris.

Pero la división Sistema Tierra-Sol de la agencia ha tenido que recortar su presupuesto para el próximo año de 74 millones de dólares a 53 millones, lo cual implica que algunos proyectos serán abandonados.

Aunque se cree que a las sondas Voyager aún les quedan otros 15 años de vida, mantenerlas trabajando es muy caro; le cuestan a la NASA unos 4.2 millones de dólares al año en operaciones y análisis de datos.

Otras misiones como la Ulises, que fue lanzada en 1990 para explorar las regiones polares del Sol, podrían también ser abandonadas al terminar el año fiscal en Octubre.

Aunque la decisión aún no es definitiva, algunos científicos de la NASA se están preparando para lo peor. Edward Stone, científico del proyecto Voyager en el Instituto de Tecnología de California comentó para la revista Nature: "En este momento estamos desarrollando un plan para terminar".

Muy interesante tu informacion, cuanto mas la leía mas me daba cuenta que no somos nada en este mundo,ni siquiera un puntito.

Un saludo

Fuah, tengo que reconocer que se me escapa al 100% de la cabeza, no puedo pensar en espacios tan inmensos.

x jose pepe o pepito interesante informacion,para que luego digan que solo existe la especie humana en el espacio...

salu2

¿Y qué tiene todo esto de paranormal y/o ciencias ocultas? ;)

Hombre, parece un poco cosa de ciencia ficcion que podamos llegar a ver tantas cosas tan magestuosas y que comprendamos alguna micronesima parte del universo.

Si los moderadores lo consideran oportuno,pueden borrar el post.

A mi me parece que esta donde debe estar, que esta es la seccion mas apropiada

hago mias las palabras de mi compañero hithorso esta donde debe de estar y no se borra de ahi

salu2

Hey, no me lo tomeis a mal; simplemente he hecho una observación. Me da igual que esté en este subforo o donde sea (aunque sigo diciendo que temas científicos del espacio no tienen nada que ver).

Paz,
WEK-------------------------

La nave CASSINI explora los rios de Titan
 

http://www.nasa.gov/images/content/1...A06202-516.jpg

No sólo la sonda Huygens ha permitido estudiar la superficie de Titán. Procesando las imágenes obtenidas en la región polar sur de Titán por la nave Cassini, en órbita de Saturno, durante su primera pasada sobre este satélite eternamente recubierto de smog, el 2 de Julio, 2004. A una altura de unos 340 000 kilómetros, semejante a la distancia entre la Luna y la Tierra.

Este montaje contiene pares de primeros planos de la región polar sur de Titán, a la derecha con los rios de metano y las quebradas destacadas. La mayor (en la tercera y cuarta hacia abajo) se extiende por unos 1 500 kilómetros sobre la superficie y tiene un ancho de sólo 10 kilómetros de ancho. Abajo vemos el cuadro de lo que parece ser un cráter de impacto.

Para referencia la barra a la derecha abajo representa 1 000 kilómetros.

[URL=http://www.circuloastronomico.cl/planetas/saturno2.html]Más sobre Saturno y sus lunas[/URL]

Una imagen de la Tierra y la Luna desde la sonda Rosetta
 

http://www.astroenlazador.com/notici...moon100305.jpg

La Luna sale sobre el Océano Pacífico a las 22:06 T.U. del 4 de marzo de 2005. Rosetta obtenía esta imagen tres minutos justo antes de efectuar el máximo acercamiento a la Tierra durante el primero de sus tres sobrevuelos a nuestro planeta.

[URL=http://www.esa.int/esaCP/SEMUHOD3M5E_Expanding_0.html]ampliar imagen y ver más fotos de la Tierra y la Luna[/URL]

Nebulosa de la Laguna
 

http://www.seds.org/messier/JpgSm/m8.jpg

El cúmulo NGC 6530 fue descubierto por Flamsteed hacia 1680, y la Nebulosa de la Laguna fue descubierta por Le Gentil en 1747.

Como sucede a menudo con las nebulosas difusas, el cúmulo de estrellas jóvenes que se formó a partir del material de la nebulosa se descubrió primero; en este caso el joven cúmulo abierto NGC 6530 en la parte oriental de M8 fue descubierto por Flamsteed hacia 1680, y observado nuevamente por De Chéseaux en 1746, antes de que Le Gentil encontrara la nebulosa en 1747.

Abbe Nicholas Louis de la Caille lo catalogó en su compilación en su compilación de 1751-52 como Lacaille III.14. Cuando Charles Messier catalogó este objeto el 23 de mayo de 1764, también describió en primer lugar al cúmulo, y mencionó separadamente a la nebulosa como rodeando a la estrella 9 Sagittarii; su posición original es más cercana a la posición moderna del cúmulo que a la de la nebulosa. Sin embargo, es precisamente a la nebulosa la considerada ahora generalmente como “Messier 8”.

De acuerdo a Kenneth Glyn Jones, la Nebulosa de la Laguna tiene una extensión aparente de 90 x 40 minutos de arco, lo que representa 3 x 1,33 diámetros aparentes de la luna llena, y corresponde a 140 x 60 años luz, si la distancia que nos separa de 5 200 años luz es correcta (lo que es algo incierto: nuevas fuentes la fijan desde 4 850 (Glyn Jones) hasta 6 500, pero David J. Eichler le da un valor de 5 200 años luz - Eichler 1996).

Uno de los rasgos notables de la Nebulosa de la Laguna es la presencia de nebulosas oscuras conocidas como “glóbulos” (Burnham) (ver imagen expandida), que son nubes protoestrellas colapsando con diámetros de unas 10 000 Unidades Astronómicas. También pueden ser vistas, junto con otros detalles, en la imagen DSSM de M8.

Algunos de los glóbulos más conspicuos han sido incluidos en el catálogo de nebulosas oscuras de E. E. Barnard: Barnard 88 (B88), el glóbulo en forma de cometa que se extiende de norte a sur (de arriba hacia abajo) en la parte izquierda y superior de nuestra imagen; la pequeña B89 en la región del cúmulo NGC 6530; y la larga, angosta y negra B296 en el borde sur de la nebulosa (borde inferior de la imagen). Según David Eichler, la nebulosa tiene probablemente una profundidad comparable a la extensión lineal indicada más arriba.

Dentro de la región más brillante de la Nebulosa de la Laguna se puede ver un rasgo notable, el que por su forma es llamado “Nebulosa Reloj de Arena” (ver nuestras fotos detalladas). Este rasgo fue descubierto por John Herschel y se encuentra en una región donde parece estar produciéndose en la actualidad un vívido proceso de formación eIris. La emisión brillante es causada por la excitación de estrellas jóvenes y muy calientes, el iluminador de esta nebulosa es la caliente estrella Herschel 36 (magnitud 9,5, clase espectral O7). Muy cercana a este rasgo se encuentra la que aparentemente es la más brillante de las estrellas asociadas con la Nebulosa de la Laguna, 9 Sagitarii (magnitud 5,97, clase espectral O5), que seguramente contribuye con mucha de la radiación de alta energía que excita la nebulosa y la hace brillar.

Como se publicó en enero de 1997, el Telescopio Espacial Hubble ha sido utilizado para estudiar la región de la Nebulosa del Reloj de Arena en la Nebulosa de la Laguna, M8.

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La Nebulosa de la Laguna es un objeto magnífico para el astrofotógrafo aficionado, como Brad Wallis y Robert Provin han demostrado con sus imágenes asombrosas, así como el Dr. Andjelko Glivar con sus fotografías tomadas con un Celestron 8.

El joven cúmulo abierto NGC 6530 asociado con la Nebulosa de la Laguna M8 fue clasificado como tipo Trumpler “II 2 m n” (véase Sky Catalog 2000), lo que significa que está separado, concentrado ligeramente hacia su centro, sus estrellas diseminadas en un rango moderado de brillo, moderadamente rico (50 a 100 estrellas), y asociado con nebulosidades (ciertamente, con la Nebulosa de la Laguna).

Como la luz de las estrellas que lo componen muestra muy poco enrojecimiento causado por material intereIris, es probable que el cúmulo esté situado justo enfrente de la Nebulosa de la Laguna. Su estrella más brillante es una caliente O5 de magnitud 6,9, y Eichler le da una edad de unos dos millones de años. Woldemar Götz menciona este cúmulo, diciendo que contiene una estrella peculiar tipo Of, es decir, una brillante estrella de tipo espectral O con líneas espectrales peculiares de helio y nitrógeno ionizados.

La tenue extensión de la nebulosa hacia el este (parte superior de nuestra imagen, pero más lejos) tiene su propio número IC: es la IC 4678.

M8 está situada en un muy conspicuo campo de la Vía Láctea en Sagittarius. Otra imagen capturada por el DSSM muestra la Nebulosa de la Laguna M8 y la Nebulosa Trífida M20, además del rico campo eIris y de las tenues nebulosas que las rodean. También tenemos más imágenes de las regiones de M8 y M20, que algunas veces incluyen al cercano cúmulo abierto M21.

Catálogo Charles Messier:Odjeto M4
 

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M4 es uno de los cúmulos globulares más cercanos en el cielo; de acuerdo con resultados más nuevos (adoptados aquí de la base de datos de W. E. Harris), su distancia es de quizá solamente 7 200 años luz, que puede ser la más pequeña para un globular; el único competidor serio es NGC6397 en la constelación meridional del Altar, con todo éste parece estar muy ligeramente más alejado (7 500 años luz). M4 puede ser detectado por el ojo desnudo bajo cielos muy oscuros (1,3 grados al oeste de Antares) y es prominente con la más insignificante ayuda óptica.

Como un detalle notorio, M4 exhibe una estructura central “barrada”, bien visible en nuestra fotografía, algo desde ligeramente abajo a la izquierda a ligeramente arriba a la derecha; esta barra de estrellas de 11ª magnitud es alrededor de 2 ½´ long en un ángulo de posición de 12 grados y fue notado primeramente por William Herschel en 1783. Esto puede ser que esta estructura causara que Harlow Shapely lo considerara alargado escasamente elíptico (0,9, en un ángulo de posición de 115 grados), una noción que no puede ser confirmada en modernas observaciones o fotografías.

M4 sería uno de los más espléndidos cúmulos globulares en el cielo si no fuera oscurecido por espesas nubes de materia intereIris oscura. La absorción intereIris también tiñe de rojo el coor d ela luz proveniente del cúmulo, y le da un aspecto de tenue naranja o parduzco en imágenes en color. Su diámetro angular, visto en fotografías profundas, es de aproximadamente 36 minutos de arco, más que el de la Luna Llena; esto corresponde a un diámetro lineal de casi 75 años luz. En típicas fotos aparece un tanto más pequeño a casi 26´, y visualmente fue estimado en 14 minutos de arco. Su radio de marea, determinado por la distancia donde fuerzas de la marea gravitacional de la Galaxia Vía Láctea causaría que las estrellas miembros se escaparan, se estima en 32,49´, o alrededor de 70 años luz, de manera que este cúmulo globular domina gravitacionalmente un volumen esférico de 140 años luz de diámetro.

M4 es uno de los globulares más abiertos, o poco compactos, como su clasificación en la clase de concentración IX lo indica. Su comprimido núcleo central fue medido en 1,66´ de diámetro, o linealmente 3,6 años luz. Su rado de masa media es de 3,65´ o alrededor de 8 años luz, asi la mitad de la masa del cúmulo está concentrada en un volumen esférico interior de 16 años luz de diámetro. Está alejándose de nosotros a 70,4 km/seg y contiene al menos 43 variables conocidas. Su tipo espectral ha sido determinado como F8, su índice de color ha sido medido como B-V=1,03.

El cúmulo globular M4 fue descubierto por De Chéseaux en 1745-46 y listado por él como No. 19, e incluido en el catálogo de Lacaille como Lacaille I.9. Charles Messier lo catalogó el 8 de Mayo de 1764, y fue el primero en resolverlo dentro de un “cúmulo de muy pequeñas [pálidas] estrellas”; este es el único cúmulo globular e ser resuelto jamás. Solamente alrededor de 20 años más tarde, William Herschel pudo resolver todos los cúmulos globulares de Messier con sus grandes telescopios.

En 1987, el primer púlsar de milisegundo fue descubierto en este cúmulo globular. Este púlsar, 1821-24, es una estrella de neutrones girando (y pulsando) una vez cada 3 milisegundos, o más de 300 veces por segundo, lo cual es aún 10 veces más rápido que el púlsar del Cangrejo en M1. Un segundo púlsar de milisegundo fue hallado en M28 más tarde ese mismo año.

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En Agosto de 1995, el Telescopio Espacial Hubble ha fotografiado estrellas enanas blancas en M4, las cuales están entre las más viejas estrellas en nuestra Galaxia Vía Láctea. En Julio de 2003, investigaciones con el Telescopio Espacial Hubble condujeron a la identificación de un planeta orbitando una de estas enanas blancas; ellas forman un sistema triple con un púlsar llamado PSR B1620-26. Este planeta, de una masa de 2,5 veces la de Júpiter, es presumiblemente casi tan antiguo como el cúmulo globular M4, una cifra actualmente estimada en alrededor de 13 mil millones de años, o casi tres veces la edad de nuestro sistema solar.

M4 puede encontrarse fácilmente ya que está solamente a 1,3 grados al oeste de la brillante Antares (Alfa Scorpii, mag. 1,0, tipo espectral M1,5, escasamente variable), justo al sur de la línea hacia Sigma Scorpii (mag. 2,9v, clase espectral B2III). Un parche redondo difuso en binoculares, es un resplandor circular en un pequeño telescopio, y aún uno de 120 centímetros resuelve las estrellas más brillantes, que son de alrededor de 10,8 de magnitud; la característica de barra mencionada arriba es evidente, y las estrellas resueltas aparecen irregularmente distribuidas. Telescopios más grandes muestran un halo de estrellas alrededor de la porción brillante central del cúmulo hasta un diámetro de más de 16 minutos de arco.

Próximo (50´al ENE) y aún más cercano a Antares (solamente 30´NW), el más pálido cúmulo globular NGC 6144 (mag. 10,4, 3,3´de diámetro) puede encontrarse; para observarlo, Antares se debe excluir del campo visual de modo que no pueda brillar fuera de ése globular débil.

Galaxia M102
 

http://www.seds.org/messier/JpgSm/m102.jpg

Evidentemente, M102 es el último objeto Messier posiblemente 'perdido'. Esto quiere decir que, basado en el registro de observaciones de su amigo Pierre Méchain, Charles Messier incluyó este objeto en su catálogo sin verificar antes de la publicación, y sucede que la posición de publicación de Méchain es errónea. Dos opiniones sobre la identidad de este objeto suelen ser común:

1. M102 podría ser una duplicación de la Galaxia Espiral M101 (NGC 5457) en la Osa Mayor, debido a un posible error del autor del catálogo Messier, o de su `descubridor' Méchain, una posición sacada por Méchain en una carta de mayo de 1783.
2. Quizás es mas probable (debido a evidencia histórica), que M102 puede ser la Galaxia Lenticular NGC 5866 en Dragón, también llamada a veces Galaxia Eje o Spindle, como indica la descripción del catálogo de Messier, junto con la posición que añadió mas tarde a mano en su copia personal.

Los autores de esta página piensan que hay evidencia suficiente que tanto Méchain como Messier han observado probablemente el NGC 5866 en el contexto de la entrada en el catálogo. Así, debería de considerarse el llevar a este último objeto perdido de vuelta al catálogo.

Cráteres interconectados revelan la actividad glaciar en Marte
 

Dos cráteres que se tocan han sido vistos en una nueva imagen desde Marte que nos muestra la evidencia de la actividad glacial del pasado, de acuerdo con la Agencia Espacial Europea.

Este par en forma de reloj de arena fueron encontrados al borde este de Hellas Basin – a unos 38° Sur de latitud y 104°

http://www.daviddarling.info/images/...ss_craters.jpg

Los cráteres de impacto quedan cerca de una montaña y los científicos sospechan que ahí se acumuló un glaciar en su base, en algún tiempo del remoto pasado.

Si fue así, el hielo fluyó primero hacia el cráter pequeño superior, que mide unos 9 kilómetros a través. El glaciar continuo su flujo en la montaña y entonces siguió hacia el cráter inferior que tiene unos 17 kilómetros de diámetro.

Las bandas en los cráteres, nos indican probablemente la dirección del flujo del glaciar de un cráter al otro.

La vista mayor a continuación, viendo al sureste de la región denominada Promethei Terra al borde este de Hellas Basin, fue recopilada de las imágenes tomadas por la nave espacial Mars Express de la Agencia Espacial Europea (ESA)

http://a52.g.akamaitech.net/f/52/827...glacier_04.jpg

Porqué creeis que no pocos astronautas, y gente q está relacionada con estos "galimatias", se vuelven...reveldes contra el "imperio", o se únen a él, como una lapa en la roca??
Vér esto en 1ª persona, o tener mucho contacto con información sobre ello...cámbia a las personas...
Pero para seguír viendo, e informandose...tienen q "tragar", y seguír el "rumbo" que se les marca.

No podemos ni imaginar, donde se está en estos momentos, dentro del campo de la investigación cósmica...ni nos lo ván a decir...
Stargate, puede q incluso se quéde "corto"....
Al tiempo...

El juego de la luz eIris, el gas y el polvo en la Gran Nube de Magallanes

http://imgsrc.hubblesite.org/hu/db/2...ormats/web.jpg

Las complejas interacciones de la luz eIris con el gas y el polvo intereIrises en una galaxia cercana son reveladas en una nueva imagen obtenida por el Telescopio Espacial Hubble de la NASA y presentada aquí por el equipo de Hubble Heritage.

La Cámara Planetaria Gran Angular 2 (WFPC2 = Wide Field Planetary Camera 2) del Hubble fue posicionada apuntando a una pequeña región dentro de una nube de gas, o nebulosa, llamada DEM L 106.

http://heritage.stsci.edu/2002/29/im...ll_01-over.gif


Esta nebulosa pertenece a la Gran Nebulosa de Magallanes, una galaxia que se encuentra a unos 160.000 años luz de distancia de nuestra Vía Láctea. DEM L 106 aparece en esta imagen como el tenue gas de hidrógeno brillante que cubre la mayor parte de la fotografía. Originalmente, esta nebulosa fue catalogada en la década de 1970 por los astrónomos R. Davies, K. Elliot y J. Meaburn, quienes crearon el catálogo “DEM” de la Pequeña y de la Gran Nube de Magallanes.

La más pequeña y mucho más brillante nube de gas que está cerca de la parte superior de la imagen, llamada N30B, fue descubierta en la década de 1950 por el astrónomo K. Henize, quien llegó luego a ser un astronauta de la NASA. La nebulosa N30B rodea un grupo de estrellas azules calientes que se han formado recientemente por la contracción gravitatoria del gas. La luz ultravioleta que surge de estas estrellas azules arranca los electrones de los átomos de hidrógeno del gas que las rodea, haciendo que este gas brille en razón de un proceso de fluorescencia.

La estrella muy brillante cercana a la esquina superior izquierda de la imagen ha sido catalogada como Henize S22; es una supergigante muy caliente y luminosa que se encuentra a solamente unos 25 años luz de la nebulosa N30B. Pertenece a un tipo peculiar y poco común de estrellas azules que se cree están rodeadas de un disco denso de polvo. El disco enrojece la luz proveniente de la estrella, de la misma forma en que la polvorienta atmósfera de la Tierra enrojece la luz solar en el ocaso.

Vista desde N30B, S22 parecería ser unas 250 veces más brillante que lo que el planeta Venus luce visto desde la Tierra. Esta brillante luz eIris ilumina las partículas del polvo intereIris en N30B, produciendo un débil resplandor a su alrededor, conocido como una nebulosa de reflexión, que de alguna forma recuerda a un número 8 tendido sobre un costado. La banda de gas que cruza la parte inferior de la imagen es parte de la cáscara de una superburbuja gigante creada por el viento eIris de S22. La sábana de gas que rodea a N30B muestra también un arco de choque causado por el viento de S22.

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Los astrónomos M. S. Oey del Observatorio Lowell e Y. H. Chu de la Universidad de Illinois son miembros de un equipo científico que estudia DEM L 106. Junto a sus colaboradores, Oey y Chu han hecho buen uso de la nebulosa de reflexión que rodea a N30B. Al obtener observaciones espectroscópicas en varios puntos de la nebulosa, pueden estudiar el espectro de S22 desde diferentes ángulos.

Notablemente, han encontrado que el espectro de la estrella cambia con el ángulo de visión, confirmando que la estrella está rodeada por un disco achatado de gas, que es probablemente expelido desde su ecuador.

Las imágenes de archivo de DEM L 106 tomadas en 1998 por el Hubble fueron combinadas con datos tomados por el equipo Hubble Heritage a fines de 2001. La imagen final muestra emisión en hidrógeno y en azufre ionizado, así como colores eIrises en longitudes de onda del azul, del espectro visual y del infrarrojo.

DEM L 106 está catalogada como nebulosa de reflexión y región H II. La Gran Nube de Magallanes se encuentra en la dirección de la constelación del Dorado. La imagen muestra una zona de unos 59 años luz (18 parsecs) de ancho.

Regiones H II, nebulosas de reflexión y discos circumeIrises

La nebulosa de reflexión N30B ofrece una oportunidad única para estudiar el disco que rodea a Henize S22 y su relación con la estrella.


Geometría del ángulo de visión para la nebulosa de reflexión N30B en DEM L 106.
Crédito: Ilustración cortesía de You-Hua Chu (U.def Illinois) y colaboradores.

Henize S22 pertenece a una clase peculiar de estrellas llamada Be: tienen el tipo espectral de las estrellas B ordinarias, que son azules, calientes (alrededor de 25.000ºK para S22) y masivas (unas 12 masas solares en el caso de S22). Pero además, muestran emisión proveniente de un gas denso y tibio que muy probablemente rodea a la estrella en una configuración de disco.

No sabemos si el disco está conformado por material acretado o excretado. Normalmente, las estrellas B muestran vientos rápidos, y éstos están todavía asociados con las regiones polares de las estrellas Be, pero son suprimidos por el disco en las regiones ecuatoriales, donde en su lugar se observa un viento lento y denso.

Los discos de las estrellas Be nunca han sido fotografiados directamente contra la alta luminosidad de sus estrellas. Sin embargo, la nebulosa de reflexión N30B está posicionada de tal forma que las diferentes partes de la nebulosa “ven” el sistema estrella-disco desde diferentes ángulos.

De este modo, esta nebulosa de reflexión nos ofrece un espejo conveniente y único para sondear las propiedades de un sistema estrella-disco en un estrella Be. Ésto nos ayudará a comprender cómo y dónde encajan estas estrellas peculiares en la evolución de las estrellas más masivas.

Los anillos de Neptuno están desvaneciéndose.
 

Las primeras imágenes en volverse a tomar de los anillos exteriores de Neptuno en más de una década, muestran que algunas partes se han deteriorado dramáticamente y una sección está próxima a desaparecer totalmente.

La nave espacial Voyager 2 fotografió los anillos por primera vez en 1989.

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Las imágenes mostraban cuatro arcos brillantes en el anillo más remoto denominado “Adams”. Estos arcos se distanciaban solamente una novena parte en total del anillo.

En el 2002 y 2003, Imke de Pater de la Universidad de California, Berkeley, y sus colegas utilizaron el telescopio Keck de 10 metros de Hawai para volver a mirar al anillo. Han analizado ya las imágenes y han encontrado que todos los arcos parecen haber sufrido una desintegración, mientras que uno en especial, llamado Liberté, se ha desvanecido considerablemente desde las observaciones de la Voyager.

El miembro del equipo, Eugene Chiang, dice que si esta tendencia continua, Liberté habrá desaparecido dentro de 100 años. Los resultados sugieren que sea lo que sea que esta causando el deterioro de los arcos, está actuando más rápido que cualquier mecanismo que pudiera regenerarlos. “El sistema no está en equilibrio”, dice Chiang. “Nuestro conocimiento sobre el asunto está por los aires”.

Viendo la luz de planetas lejanos
 

En un hito sin precedentes, dos equipos de astrónomos lograron detectar la luz infrarroja de dos planetas extrasolares que previamente habían sido localizados por otros métodos.

En una conferencia de prensa llevada a cabo este martes 22 de marzo, dos equipos de astrónomos anunciaron haber detectado directamente la luz infrarroja proveniente de dos planetas ya conocidas que orbitan estrellas distantes. Su descubrimiento abre toda una nueva frontera para el estudio de los planetas extrasolares, puesto que a partir de ahora los investigadores podrán medir y comparar directamente varias características planetarias, tales como su color, reflectividad, y temperatura.

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[COLOR=RoyalBlue][SIZE=1]Estas imágenes generadas por computadora muestran la diferencia entre observar a un planeta en luz visible (izquierda) y en luz infrarroja (derecha). En la luz visible, el planeta queda prácticamente oculto por la luz brillante que proviene de la estrella, pero en el infrarrojo puede ser distinguido. En esta simulación, la luz visible del planeta está muy exagerada; en realidad, sería casi completamente invisible[/SIZE].[/COLOR]

Hasta la fecha se han encontrado por lo menos 130 planetas en órbita alrededor de otras estrellas, utilizando un método que detecta un ligero bamboleo en las posiciones de las estrellas u otro que examina las variaciones en la intensidad de la luz cuando un planeta pasa frente a su primaria.

Los dos planetas objeto del estudio actual fueron detectados inicialmente por estos métodos indirectos. Uno de ellos, HD 209458b, orbita una estrella que se encuentra a 153 años luz de distancia en la constelación de Pegaso, mientras que el otro, TrES-1, se encuentra aún más lejos, a 489 años luz de distancia en la constelación de la Lira.

Según sus tipos espectrales, HD 209458b orbita una estrella muy parecida a nuestro Sol, mientras que la estrella de TrES-1 es más pequeña y fría.

Los equipos de investigadores, uno liderado por David Charbonneau del Centro para Astrofísica Harvard-Smithsoniano (que estudió a TrES-1) y otro dirigido por Drake Deming del Centro Goddard de Vuelo Espacial (que investigó a HD 209458b) utilizaron métodos similares: observar el cambio de intensidad de la luz cuando el planeta pasa detrás de la estrella. Sustrayéndola de la intensidad de la suma total de la estrella y del sistema planetario, medida con anterioridad al tránsito posterior, lograron una detección directa de la radiación proveniente del planeta caliente.

Si bien los dos equipos utilizaron al Telescopio Espacial Spitzer y sus métodos fueron iguales, los instrumentos empleados fueron distintos: Deming utilizó el Fotómetro Multibanda de Imágenes y Charbonneau usó la Cámara de Conjunto Infrarrojo.

Ambos planetas son gigantes gaseosos similares a Júpiter, pero son “Júpiteres calientes”, puesto que están muy cerca de sus estrellas primarias y absorben tanto calor que emiten fuertemente en el infrarrojo. Los dos están más cerca de sus estrellas que Mercurio, y recorren completamente sus órbitas en apenas unos tres días. Las fuerzas de marea hacen que sus períodos de rotación sean iguales al de traslación, de modo que siempre muestran el mismo hemisferio a su estrella, de la misma forma en que la Luna muestra siempre su misma cara a la Tierra.

Basados en su radiación infrarroja, el equipo de Deming determinó que la temperatura de HD 209458b alcanza los 857ºC (+- 150ºC), mientras que el equipo de Charbonneau estima que la temperatura de TrES-1 llega a los 787ºC (+- 50ºC).

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[COLOR=RoyalBlue][SIZE=1]Concepción artística de TrES-1 orbitando a apenas 6 millones de kilómetros de su estrella[/SIZE].[/COLOR]

“Los planetas como TrES-1 son diminutos y débiles comparados con sus estrellas, pero una cosa que no pueden esconder es su calor”, dijo Charbonneau. “Somos como detectives. Algunas pistas previas nos dijeron que allí debía haber un planeta, así que nos pusimos nuestros “anteojos infrarrojos” y de pronto, saltó ante nuestra vista”.

La luz infrarroja presenta una ventaja puesto que la estrella brilla, en luz visible, unas 10 000 veces más que el planeta, mientras que en el infrarrojo es apenas 400 veces más luminosa, lo que hace que resulte más fácil distinguir la débil radiación del planeta. Los astrónomos comparan este trabajo con el intento de localizar una luciérnaga que se encuentre junto a un reflector.

“Fue una experiencia asombrosa el comprender que estábamos viendo el resplandor de mundos lejanos”, agregó. “Cuando vi los datos primera vez, me sentí en éxtasis”.

“Distinguir la señal de TrES-1 fue a la vez un reto y una emoción”, dijo Lori Allen, una miembro del equipo de Charbonneau. “Estábamos viendo realmente la luz de otro mundo que se encontraba a cientos de años luz de nosotros, girando alrededor de una estrella muy parecida al Sol”.

HD 209458b

Un descubrimiento significativo del grupo de Deming es que el eclipse de HD 209458b detrás de su estrella ocurre exactamente a medio camino de su órbita, lo que significa que ésta es muy probablemente circular, en lugar de elíptica (podría serlo, sin embargo, si el eje mayor de la elipse apuntara directamente hacia la Tierra, lo que sería una coincidencia notable, dijeron los investigadores). Este hallazgo refuta una hipótesis de que el planeta presentaba una órbita elíptica debido a la presencia de otro planeta en el sistema. Una órbita de ese tipo habría calentado al planeta a causa de las variaciones de marea, pero ahora este mecanismo ha sido descartado. El descubrimiento no elimina la posibilidad de existencia de otros planetas, sino solamente de aquellos que pudieran estar en ciertas posiciones.

HD 209458b (al que algunos llaman, informalmente, Osiris) ostenta todo un récord de “primeros”: fue el primer planeta extrasolar que se vio transitar frente a su estrella (después de haber sido detectado en 1999 por el método de velocidad radial); fue el primero que se observó con una atmósfera de hidrógeno en evaporación (en 2003); fue el primero (en 2004, observado por el Telescopio Espacial Hubble) en cuya atmósfera se detectó oxígeno y carbono.

El futuro de la búsqueda de exoplanetas

Charbonneau apunta rápidamente que el logro de detectar la luz de un planeta extrasolar es solo el comienzo. “Hemos capturado nuestra primera luciérnaga. Ahora queremos estudiar todo un enjambre de ellas”.

Los astrónomos esperan que la red de Inspección Trans-Atlántica de Exoplanetas (TrES = Trans-Atlantic Exoplanet Survey), que fue la que localizó a TrES-1, descubra nuevos “Júpiteres calientes”. Esta red con base en tierra está diseñada para localizar planetas que giren alrededor de estrellas brillantes, y que pueden ser más tarde mejor estudiados por Spitzer y otros instrumentos. Al comparar muchos de ellos, los investigadores esperan determinar cuáles son los gases que componen sus atmósferas y cómo fue afectada su composición según la forma y el momento en que se formaron.

“Nunca imaginamos que hallaríamos planetas tan extraños y variados. ¿Quién sabe qué nuevos mundos están esperándonos ahí fuera?”, finalizó Charbonneau.

Si hay algo que me flípa...són las Nebulosas...

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[url]http://cea.cielosur.com[/url]

De donde "nos" viene la capacidad artística??, sencillamente, de q somos seres del universo, algo siempre "nos" quéda, aunque estemos prisioneros en este planeta, animalizados...limitados.

Un vistazo al corazón de M51
 

Hubble nos revela el recóndito interior del Remolino

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Las nuevas imágenes del Telescopio Espacial Hubble de la NASA están ayudando a los investigadores a observar con detalle sin precedentes los brazos en espiral y las nubes de polvo de una cercana galaxia, que son ambos los lugares de nacimientos de estrellas masivas y luminosas.

La Galaxia del Remolino, M 51. ha sido uno de los objetos más fotogénicos de la astronomía profesional y aficionada. Fácil de ver y fotografiar aún con telescopios pequeños, esta belleza celestial es estudiada extensamente en una gran cantidad de longitudes de onda por observatorios con base en tierra y en el espacio. Esta imagen compuesta del Hubble muestra la luz eIris visible así como la emisión del hidrógeno que es asociada con las más luminosas de las estrellas jóvenes de los brazos espirales.

M 51, también conocida como NGC 5194 está teniendo un encuentro cercano con una galaxia compañera, NGC 5195, justo más allá del borde superior de esta imagen. El tirón gravitatorio de la compañera está disparando la formación eIris en la galaxia principal, como puede verse en luminoso detalle en los numerosos cúmulos brillantes de estrellas jóvenes y llenas de energía. Los cúmulos son resaltados en rojo por su emisión asociada de gas hidrógeno resplandeciente.

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Esta fotografía obtenida con la Cámara Planetaria Gran Angular 2 permitió que un grupo de investigadores liderado por Nick Scoville (Caltech) definiera la estructura tanto de las frías nubes de polvo como de hidrógeno caliente y que enlazara los cúmulos individuales con sus nubes de polvo progenitoras.

Entre los miembros del equipo se encuentran M. Polleta (Universidad de Ginebra), S. Ewald y S. Stolovy (Caltech), y R. Thompson y M. Rieke (Universidad de Arizona).

También se puede ver, por primera vez, la intrincada estructura de las nubes de polvo. A lo largo de los brazos en espiral, se pueden observar “espuelas” de polvo que se ramifican en forma casi perpendicular a los brazos principales.

La regularidad y el gran número de estos rasgos sugiere a los astrónomos que los modelos previos de galaxias espirales con dos brazos necesitan ser revisados.

Las nuevas imágenes revelan también un disco de polvo en el núcleo, que puede proporcionar combustible para un agujero negro central.

El equipo también está estudiando esta galaxia en longitudes de onda del infrarrojo cercano con el instrumento NICMOS a bordo del Hubble. En esas frecuencias las nubes de polvo son más transparentes y se puede ver con mayor facilidad la distribución de las estrellas. Además, las regiones de formación eIris que se muestran oscurecidas en las imágenes ópticas son reveladas claramente en las fotografías del infrarrojo cercano.

Esta imagen fue compuesta por el equipo de Hubble Heritage con datos de archivo de M 51 que fueron superimpuestos a datos tomados en tierra por Travis Rector (NOAO) con el telescopio de 0,9 metros del Observatorio Nacional de Kitt Peak perteneciente a la Fundación Nacional de Ciencias (NOAO / AURA) en Tucson, Arizona.

La galaxia del Remolino (M 51) se encuentra en la dirección de la constelación de Canes Venatici (los Perros Cazadores) a una distancia de unos 31 millones de años luz (9,6 megaparsecs). La dimensión vertical de la imagen cubre aproximadamente 30.000 años luz (9,3 kiloparsecs).

Para conseguir un papel tapiz de esta galaxia, cliquee aquí.., y luego cliquee sobre la imagen con el botón derecho del ratón y en el menú que aparezca seleccione “establecer como fondo”.

Obketo M22
 

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Este es probablemente el primer cúmulo globular descubierto por Abraham Ihle en 1665. De acuerdo con Kenneth Glyn Jones, se supone (por ejemplo por Admiral Smyth) que Hevelius pudo haberlo visto incluso antes, pero Halley, De Chéseaux y Messier reconocieron de manera conjunta el descubrimiento original de Ihle. Este cúmulo globular fue incluido en la lista de 6 objetos que Halley publicó en 1715, y observado por Chéseaux (su No. 17) y Le Gentil así como por Abbe Nicholas Louis de la Caille, quien lo incluyó en su catálogo de objetos del sur como Lacaille I 12. Charles Messier, quien catalogó M22 el 5 de junio de 1764, afirma que está también incluido en el atlas inglés de John Bevis.

M22 es un objeto digno de mención. A 10 400 años luz, es uno de los cúmulos globulares más cercanos. A esta distancia, sus 32’ de diámetro angular, ligeramente más largo que el de la Luna llena, corresponden con un diámetro lineal de unos 97 años luz; visualmente, esta cerca de los 17’. Es visible sin telescopio para observadores en una latitud no muy al norte, al ser mas brillante que el cúmulo globular Hercules M13 y eclipsado solamente por los dos cúmulos globulares del sur (no incluidos en el catalogo Messier), Omega Centauri (NGC 5139) y 47 Tucanae (NGC 104) – este es el ranking de los cuatro más brillantes en el cielo.

Mientras que Shapley y Pease contaron 70 000 estrellas en este gran enjambre eIris, solo el relativamente pequeño numero de 32 variables han sido identificadas, la mitad de ellas ya eran conocidas por Bailey en 1902, entre ellas una variable Mira de gran periodo que probablemente no es miembro de M22. La estrella más brillante ronda la magnitud 11. Las estrellas están diseminadas en una región de apenas 200 años luz de diámetro, y alejándose de nosotros a aproximadamente 149 km/seg.

Este cúmulo es notable porque contiene una débil nebulosa planetaria, descubierta por el satélite de infrarrojos IRAS y catalogada como IRAS 18333-2357 o GJJC 1. Esta nebulosa planetaria fue la segunda descubierta en un cúmulo globular después de Pease 1 en M15, y una de las cuatro nebulosas planetarias conocidas en cúmulos globulares de la Vía Láctea.

Investigaciones recientes del telescopio espacial Hubble en M22 han llevado al descubrimiento de un considerable numero de objetos de tamaño planetario que parecen flotar a través de este cúmulo globular; estos objetos pueden tener masas solamente 80 veces la de la Tierra, y fueron descubiertos por los llamados efectos de micro lente, es decir refractando la luz de fondo de las estrellas del cúmulo.

Para el observador, es de interés que M22 esta inclinada menos de 1 grado de la eclíptica, así que las conjunciones con otros planetas son con frecuencia claramente visibles.

Objeto M21
 

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M21 es un cúmulo que muestra una fuerte concentración hacia su centro. Por lo tanto, su clase Trumpler es clasificada por Woldemar Götz como I 3 r (fuerte concentración en el centro, gran ámbito de luminosidad, es decir estrellas brillantes y débiles, y ricamente poblado), mientras que Trumpler, según Kenneth Glyn Jones, lo clasificó I 3 p (es decir, pobre, o por debajo de 50 estrellas).

Según Burnham, S.N Svolopoulos, en 1953, ha demostrado la pertenencia de 57 estrellas (haciéndolo tipo Trumpler I 3 m), las más brillantes de las cuales son gigantes de tipo
espectral B0. Esto implica que este cúmulo es muy joven: el Sky Catalog 2000 estima su edad en 4,6 millones de años, e indica que este cúmulo es parte de la asociación eIris Sagittarius OB1.

Como está situado cerca de la nebulosa Trifid M20 (las capas exteriores de las cuales se muestran en nuestra imagen en el borde superior izquierdo), muchas imágenes mostrando la región Lagoon-Trifid muestran también M21, por ejemplo la imagen más grande de DSSM en esta región.

La distancia de este cúmulo es dada de forma discrepante por las Fuentes: Mallas/Kreimer marca 3 000 años luz, Burnham 2 200, mientras Kenneth Glyn Jones y el Sky Catalog 2000 marcan 4 250 años luz. Es interesante que todas las fuentes tengan diferentes distancias para la nebulosa Trifid M20, pero no se pongan de acuerdo en cual está mas cerca de nosotros, el cúmulo M21 o la nebulosa Trifid.

El cúmulo abierto M21 fue descubierto por Charles Messier, que lo catalogó en el 5 de junio de 1764.

Objeto M26
 

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Este cúmulo no es tan deslumbrante como su vecino aparente, M11. Su descubridor Charles Messier, que lo catalogó el 20 de junio de 1764, llegó a percibir incluso que no era “distinguible con un telescopio de 3,5 pies (FL) y que necesitaba un instrumento mejor”.

De todos modos, este es un denso y hermoso cúmulo abierto cuyas estrellas más brillantes tienen magnitud 11.9 y son del tipo espectral B8. Burnham menciona cerca de 25 estrellas visibles con binoculares de 6-8 pulgadas y alrededor de otros 70 miembros más pálidos. Mallas/Kreimer cuentan un total de 90. Su diámetro, de 22 años luz aparece como 15 minutos de arco a partir de 5.000 años luz de distancia. El Catálogo Celeste 2000.0 estima la edad de este cúmulo en 89 millones de años.

Tal y como Kenneth Glyn Jones menciona, James Cuffey del Observatorio Kirkwood, Universidad de Indiana, informó que un rasgo llamativo de este cúmulo es una zona bien definida, de baja densidad eIris, en una región de diámetro 3'.1, que rodea las inmediaciones del núcleo. En lugar de tratarse de un “agujero” real en la población de estrellas, lo más probable es que esta región se vea obscurecida por la materia oscura intereIris.

M26 fue catalogada del tipo Trumpler II 2 r (Trumpler), I 1 m (Catálogo Celeste 2000) y II 3 m (Götz).

Objeto M5
 

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Burnham describió el cúmulo abierto Messier 6 como “un grupo encantador cuya disposición sugiere la figura de una mariposa con sus alas abiertas”. Ake Wallenquist, en 1959, identificó alrededor de 80 miembros del cúmulo M6, dispersados sobre una región de aproximadamente 54 arcmin de diámetro. La porción principal del cúmulo cubre un área de un diámetro angular de aproximadamente 25’. Rohlfs et.al. estimaron la distancia de M6 en aproximadamente 2000 años luz, valor confirmado por Mallas/Kreimer y el Sky Catalogue 2000.0, pero Burnham informó que nuevos estudios han demostrado que debido a efectos de absorción, la distancia real puede ser más pequeña, y cita valores que van de los 1300 a los 1470 años-luz; Kenneth Glyn Jones sostiene 1304. Archinal/Inés y WEBDA proponen valores más modernos: 1.585 y 1588 años-luz respectivamente; nosotros adoptamos un valor aproximado de 1.600 años-luz en el presente informe.

Dada esta distancia, el diámetro aparente de este cúmulo eIris de 25’ corresponde a una extensión linear de aproximadamente 12 años-luz, con extensiones que cubren un área de aproximadamente 25 años-luz (Wallenquist’s 54’). La densidad promedio estimada es de 0,6 estrella por pársec cúbico. La edad de M6 estimada es de 100 millones de años según Burnham, 51 millones de años según el Sky Catalogue 2000.0, y 95 millones de años según WEBDA.

Fuentes modernas concuerdan en establecer el brillo visual total de M6 en aproximadamente 4,2 magnitudes, mientras que estimaciones más antiguas, realizadas por observadores del norte, fueron mucho más débiles, situándolo en aproximadamente 5,3 mag.

La estrella más brillante del cúmulo es la estrella variable BM Scorpii = HD 160371, una supergigante amarilla o naranja (tipo espectral K0-K3 lb), una variable semiregular de tipo SRd, con una magnitud aparente que varía entre mag 5,5 y 7. Su variabilidad hace que la magnitud total del cúmulo varíe notablemente. Esta estrella se encuentra en el extremo izquierdo de cuatro estrellas brillantes que forman un notable cuadrángulo con una forma aproximada de paralelogramo en nuestra foto. Las estrellas más calientes son estrellas azules de la secuencia principal de tipo espectral B4-B5. Burnham enumera las estrellas más brillantes de M6 de la siguiente manera: 1. mag 6,17, tipo espectral K0-K3 (es BM Sco); 2. mag 6,76, B8; 3. mag 7,18, B5; 4. mag 7,26, B4; 5. mag 7,27, B8; 6. mag 7,88, B9. El contraste entre las estrellas gigantes naranja y las azul brillantes es obvio en las fotos color del cúmulo, vea, por ejemplo la imagen a color NOAO de M6.

Trumpler clasificó M6 como II,3,m, mientras que Sky Catalogue 2000.0 le asigna un tipo III,2,p, Götz y Archinal/Hynes II,3,r.

De todos los objetos Messier, M6 está situado a la menor distancia angular del Centro Galáctico, que se ubica en la constelación de Sagitario pero muy cerca del triple borde de constelaciones formado por Sagitario, Escorpio y Ofiuco.

Burnham propone que la mención que hace Ptolomeo de su vecino, M7, podría incluir a M6, pero en general el crédito por el descubrimiento es otorgado a de Chéseaux, quien fue sin lugar a dudas el primero en reconocerlo como “un cúmulo eIris muy fino”. Según Kenneth Glyn Jones, sin embargo, el primero en verlo fue Hodierna que contó 18 estrellas, antes de 1654. Lacaille lo incluyó en su catálogo de 1751-52 bajo la denominación Lac III. 12, y finalmente Charles Messier lo catalogó el 23 de mayo de 1764.

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Descubierto por Charles Messier en 1774.

M52 es un magnífico cúmulo abierto situado en una fecunda zona de la Vía Láctea. Constituye uno de los ricos cúmulos para los que el aficionado Jeff Bondono ha propuesto el nombre de cúmulos “sal y pimienta”. En 1959, Ake Wallenquist identificó 193 posibles miembros en una región de 9 minutos de radio, siendo la densidad cerca del centro de unas 3 estrellas por parsec cúbico.

La estrella en secuencia principal más brillante del cúmulo es de magnitud 11,0 y tipo espectral B7. Dos gigantes amarillas son superiores en brillo: la más brillante es de tipo espectral F9 y magnitud 7,77, mientras la otra es de tipo G8 y magnitud 8,22. El Catálogo Celeste 2000.0 le otorga una edad de sólo 35 millones de años, valor coincidente con el dado por Woldemar Götz, según el cual, este cúmulo contiene una peculiar estrella del tipo Of, es decir, una estrella extremadamente caliente con llamativas líneas espectrales de helio y nitrógeno ionizados.

No se conoce con seguridad la distancia a la que se encuentra este cúmulo; Kenneth Glyn Jones propone 3 000 años luz, Mallas/Kreimer, 7 000, y Götz, 5 050, mientras que el Catálogo Celeste 2000.0 arroja la cifra de 5 200 años luz (1 600 parsec). Robert Garfinkle, en su libro Star Hopping (nombre en inglés de una técnica para la localización de estrellas), da la cifra de 3 000 años luz, mientras que Harvey Pennington, George Kepple y Glen Sanner proponen 3 900 en su Night Sky Observer’s Guide (en inglés, Guía del Observador del Cielo Nocturno). Esta incertidumbre se debe principalmente a la elevada absorción intereIris que la luz que emite sufre durante su viaje hasta nosotros, siendo algo complicado de estimar razonablemente. M52 es clasificado como de clase Trumpler I, 2, r (Catálogo Celeste 2000.0) o II, 2, r (Glyn Jones, Götz).

Adoptando el valor de 5 000 años luz, los 13,0 minutos de arco del diámetro aparente del cúmulo se corresponden con una extensión lineal de 19 años luz.

El cúmulo abierto M52 es uno de los descubrimientos originales de Charles Messier, quien lo catalogó el 7 de septiembre de 1774, cuando un cometa se aproximó a él.

Los aficionados que dispongan de unos buenos prismáticos o un pequeño telescopio pueden observar M52 como una mancha nebular. Con un telescopio de 4 pulgadas se muestra como un denso y magnífico cúmulo, rico en estrellas tenues, y descrito frecuentemente como con forma de “V” o de ventilador; la gigante amarilla más brillante se encuentra en el borde suroeste. John Mallas observó “una región interior con forma de aguja dentro de un semicírculo”.

Se puede localizar M52 fácilmente extendiendo la línea que une Alfa y Beta Cassiopeiae (Alfa y Beta de Casiopea, ?-CAS y ?-CAS) unos 6 grados y medio hacia el noroeste hasta la estrella de quinta magnitud 4 Cassiopeiae (4 de Casiopea); M52 se encuentra a aproximadamente 1 grado al sur y ligeramente al oeste de esta estrella.

Situada a unos 35 minutos al suroeste de M52 se encuentra la Nebulosa Burbuja (NGC 7635), una nebulosa difusa que aparece como un gran y tenue óvalo de unos 3,5?3 minutos en torno a la estrella de séptima magnitud HD 220057, del tipo espectral B2 IV. Es difícil de observar debido a su bajo brillo superficial. Justo al sur de M52 se encuentra el pequeño, pero llamativo, cúmulo abierto Czernik 43 (Cz 43), visible únicamente con grandes telescopios.

Nuestra Luna: Esa tremenda incógnita.
 

El satélite natural de nuestro planeta tiene atrapados a los científicos. El carisma de la Luna esta basado principalmente en preguntas sin respuesta, aún después de que los paseadores de las Apolo recorrieran toda la distancia para estudiar a ese globo lleno de cráteres que tenemos tan cerca.


No solo las sondas americanas, sino también las europeas, hindúes, japonesas y chinas se están alistando para un nuevo asalto a la Luna, con la esperanza de asomarse dentro del hielo lunar, de la historia de sus cráteres y hasta para conocer cómo esa roca gigantesca y polvorienta llegó allí donde se encuentra.

Sorprendentemente, las costosísimas expediciones Apolo, no solo rascaron la superficie lunar sino que también promovieron nuevas preguntas. Este hecho se puso claramente en evidencia durante la 36ava Conferencia de Ciencia Lunar y Planetaria que tuvo lugar del 14 al 18 de Marzo, auspiciada por el Instituto Lunar y Planetario y el centro Espacial Jonson de la NASA.

Luna Incógnita

Aún para el ojo no entrenado en estas cosas, con tan solo ver la magullada y golpeada superficie de la Luna se comprende que tiene algo que poder explicarnos. “La Luna es una especie de testigo. Tenemos un historial de impactos y todo lo que tenemos que hacer es estudiarlo”, dijo Paul Lucey profesor del Instituto para Geofísica y Paleontología de Hawai en la Universidad de Hawai en Honolulu. La Luna nos ofrece la percepción de como los impactos formaron y jugaron un papel en la formación de la vida aquí en la Tierra, explicó.

"No pregunten que puede hacer la Astrobiología por la Luna… mejor pregunten que puede hacer la Luna por la Astrobiología”, aconsejó Lucey.

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[COLOR=Cyan][SIZE=2]Foto tomada por la tripulación de la Apolo 12.[/SIZE][/COLOR]

Lucey dijo que además los polos de la Luna son una “luna incógnita” – territorio desconocido e inexplorado. “Todo se reduce al hecho de que la inclinación de la Luna con respecto al Sol es tan pequeña... que los cráteres ahí pueden permanecer permanentemente cubiertos de los rayos solares”.

Estos cráteres se denominan “trampas frías” – lugares de temperaturas súper enfriadas – quizá aún más frías que las mediciones realizadas en el sistema de Saturno, le dijo a Space.com, Lucey. Lo cual es la clave en la idea de que los cometas que impactaron la Luna liberaron sus enormes reservas de productos químicos en el ambiente lunar.

Junto con hielo de agua y moléculas de metano, quizá amoniaco y bióxido de carbono, entre otros constituyentes de los cometas, emigraron como agujeros celestes dentro de un cometa hacia uno de estos cráteres ocultos al Sol. “Un potencial de cosas podría encontrarse ahí”, hizo ver Lucey.

Conjeturas

Se ha detectado la posibilidad de existencia de hielo de agua en los polos de Mercurio mediante radar, quizá llevado ahí por los cometas o los asteroides que lo golpearon. Esa detección en Mercurio, sin embargo, es mucho más positiva que las indicaciones de hidrógeno encontradas en los polos lunares, continuó Lucey. Por qué es esto así, es un misterio.

Una idea, dijo Lucey, es que el depósito en Mercurio es un golpe de suerte. Es un impacto reciente que desaparecerá en un período corto de tiempo. Otro punto de vista es que cuando la Luna pasa a través de la cola magnética de la Tierra – una extensión muy larga de la magnetosfera de la Tierra del lado opuesto al Sol – esparce una fuerza de ráfaga sobre la Luna influenciando los depósitos cercanos. Los depósitos en la parte lejana de la Luna podrían estar protegidos contra tal ráfaga, especuló.

"Científicamente, ya sea que tengamos un depósito espeso o no, es interesante de todos modos. Es una trampa helada, de manera que algo debe de haber ahí. Puede que no sea suficiente para que los astronautas lo utilicen como una estación de relleno (de agua)... pero, científicamente, es una fuente”, dijo Lucey.

Si existe un inventario de hielo de cometas en los polos, también está expuesto a los rayos cósmicos, especialmente a protones de alta velocidad. Los experimentos de laboratorio nos muestran que si exponemos hielo de cometas a protones de alta energía, “le hace mucho bien a los productos orgánicos”, agregó Lucey. “De modo que el depósito podría convertirse de hielo a una especie de mezcla orgánica pastosa. Y eso podría tener diferentes propiedades. Así que, ¡no sabemos!

El bombardeo sobre la Tierra, borrado

La Luna es una clave para la ciencia planetaria y la exploración, sugirió Bernard Foing, Científico en jefe de la Agencia Espacial Europea (ESA) y Director Ejecutivo del Grupo de Trabajo Internacional de Exploración Lunar. “Los datos lunares pueden enseñarnos acerca de la formación y evolución de los planetas rocosos y lunas, al igual que acerca de nuestros orígenes”, dijo.

La Luna conserva un record de la historia de los bombardeos en el Sistema Solar interior, el cual fue borrado en la Tierra, dijo Foing. Igualmente la gravedad y las firmas física y química de los grandes impactos en las planicies aún se encuentran impresos sobre la superficie lunar. La física de los procesos de impacto puede investigarse a diferentes escalas, haciendo uso de sensores remotos, investigaciones precisas en el lugar de los hechos y por medio de retorno de muestras a la Tierra para ser estudiadas detalladamente, dijo.

"De igual manera la superficie lunar es un enorme colector de muestras de cometas, asteroides y aún de la propia Tierra primigenia, de la era de los grandes bombardeos en los inicios de la vida”, agregó Foing.

Pero aún existe una gran pregunta por responder. ¿Cómo se formó la Luna?

Foing explicó que el consenso actual es que el embrión de un planeta del tamaño de Marte impactó en la proto-Tierra y que la Luna surgió del recrecimiento del material expulsado durante el impacto, procediendo en su mayoría del objeto impactante.

Si desciframos la composición global de la Luna, eso puede ayudar a formarnos una imagen de la Tierra inicial y de los procesos que siguieron al impacto. “Las similitudes en la composición entre la Tierra y la Luna son aún un acertijo”, dijo Foing.

Origen de la Luna: Problema sin resolver

Paul Lowman no se apunta a la teoría del impacto gigante, él es un geólogo planetario del Centro de Vuelos Espaciales Goddard de la NASA en Greenbelt, Maryland. "Mucho tuvo que pasar y de una manera sumamente rápida. Me cuesta trabajo comprenderlo”, dijo.

"Hay demasiadas cosas geológicas que realizar en un espacio de tiempo tan corto después de que la Tierra y la Luna se formaron. Francamente, yo creo que el origen de la Luna es un problema sin resolver, contrariamente a lo que muchos puedan decir”, agregó Lowman.

Lowman dijo que existen grandes tesoros por descubrir a partir de los datos obtenidos hace décadas durante el programa Apolo. Por ejemplo, ha estado mirando muchas imágenes tomadas por los astronautas de las Apolo 15, 16 y 17, que caminaron sobre la Luna y ha encontrando evidencia de estructuras de capas en la corteza lunar de la región montañosa.


Jack Schmitt de la Apolo 17 parado frente a una enorme roca en la Luna en su viaje de 1972. Crédito de la imagen: Eugene Cernan/NASA. Pulsa aquí para agrandar.


En conjunto con Tiffany Yang, colega de investigaciones, Lowman ha revisado cientos de tomas lunares, identificando capas en los terrenos circundantes que no son explicables como capas de sobre posición por erupciones de cráteres o por lechos de agua. Él reportó en la LPSC (Lunar and Planetary Science Conference), que este tipo de capas es la representación de flujos de lava.

"Los datos han estado ahí todo el tiempo y nunca han sido estudiados adecuadamente. Quedamos abrumados por la información de las Apolo. La gente nunca volvió a revisarlo”, dijo Lowman. Gracias a las nuevas y mejores técnicas, como el proceso digital, dándoles a las imágenes de la Apolo una nueva visión, los datos pueden demostrarnos ser de utilidad, agregó.

Geología pura

Pregúntenle a Carle Pieters, una científica planetaria en el Departamento de Ciencias Geológicas de la Universidad Brown en Providence, Rhode Island, qué es lo que está por hacerse en la Luna y ella les responderá muy rápidamente. "¡Muchísimo! Y nos tomará muchas, pero muchas misiones para explorar la Luna en la forma en que un cuerpo planetario debería de ser explorado”, respondió Pieters.

Muy poca gente se da cuenta de lo poco que se ha hecho desde los descensos de las Apolo en la Luna y después de haber regresado con algunas pocas rocas y suelo lunares a la Tierra para su posterior estudio, enfatizó Pieters. El logro fenomenal del programa Apolo fue anterior al desarrollo de instrumentos sofisticados que hoy en día ya damos por un hecho, como los sensores alrededor de la Tierra, agregó.

Pieters dijo que la Luna es muy valiosa pues retiene los secretos de la evolución inicial del Sistema Solar que se han perdido en sus congéneres mayores. Más aún, la Luna es importante porque es asequible y su superficie es geología pura – sin los efectos del clima y la biología – lo cual permite a los científicos estudiar como trabajan y se desarrollan los planetas con silicatos.

¡Pónganse a trabajar!

La Luna es una propiedad con premio, agregó Pieters. Todo esto son cosas importantes que tratar en la Luna y cada una de ellas requiere de información muy detallada. “El reconocimiento inicial ya se terminó. Ahora debemos ponernos a trabajar”, dijo ella. Mirar a la Luna maravillados es una cosa. Llevar allá los instrumentos científicos para realizar sondeos y buscar respuestas es otra.

Pieters y su equipo están preparando un Mapa de Mineralogía de la Luna, o M3, mejor pronunciado como M al cubo. En estos momentos, el instrumento aún no ha sido enviado a la Luna. Primero será enviado a la India para la instalación de otros sensores científicos a bordo del Chandrayaan-1, una sonda lunar que está siendo construida por la Organización de Investigaciones Espaciales de la India (ISRO) para un envío a fines del 2007.

M3 esta diseñada para proporcionar información detallada de la composición acerca de la Luna en un contexto espacial apropiado con la geología lunar, dijo Pieters. "No podemos desenredar la secuencia geológica de los eventos – el cómo y el por qué – sin saber qué es lo que hay y dónde”, agregó ella. La mayor parte de la información acerca de la Luna se basa en una pequeña región de la cara lunar visible que fue visitada por las tripulaciones de los descensos de las Apolo y de los Rusos.

"Hoy, sabemos que esas áreas no son representativas de la mayor parte de la Luna”, explicó Pieters. Con los datos descubiertos recientemente por las misiones de las sondas Clementine (1994) y el Lunar Prospector de la NASA (1998-1999), siguió diciendo, “ahora sabemos que nos falta mucho por conocer”.

Por ejemplo, Pieters considera de alta prioridad en su lista las siguientes preguntas: ¿El enorme Polo Sur lunar Aitken Basin de la lejana cara de la Luna ha excavado hacia el manto lunar? ¿Qué sucedió en los primeros cientos de millones de años que ocasionara que la cara visible sea tan diferente de la cara oculta de la Luna? ¿Qué fue lo que causó las concavidades de materiales ricos en hierro en la corteza primitiva? ¿Qué son los depósitos cerca de los polos lunares y qué otros posibles recursos no hemos descubierto?

"Como científica planetaria que ha estado sorprendida por toda la serie de misiones de exploración y descubrimientos de las últimas décadas por el Sistema Solar exterior y de Marte, estoy entusiasmada de que finalmente regresemos a la Luna”, dijo Pieters. “Estoy especialmente satisfecha de que esto se esté haciendo en un ambiente internacional con grandes contribuciones de las naciones Europeas, Japón, India, China y los Estados Unidos. Si alguna vez debiera existir una oportunidad para demostrar la cooperación pacífica en los acontecimientos de índole científica, está será dentro de la siguiente década”.

Refugio temporal

Dado el creciente número de naciones que están estudiando la Luna también ha crecido el papel del Grupo de Trabajo Internacional de la Exploración Lunar – un foro para la coordinación entre las diferentes iniciativas de exploración lunar a escala mundial, dijo Foing de la ESA.

Ya en trabajos de investigación lunar se encuentra la nave SMART-1 de la ESA. Lleva un conjunto de instrumentos para hacer una tabla de las composiciones elementales y mineralógicas de la superficie lunar, al igual que explorar las regiones polares.

Una misión Japonesa, Lunar-A, será lanzada para colocar dos penetradores con sismómetros que pueden diagnosticar la estructura interna lunar y su núcleo, dijo Foing. En 2006-2007, Japón espera colocar el orbitador lunar Selene con un conjunto de instrumentos para mediciones de sensibilidad remota, gravedad, plasma y radio ciencia.

Después está la Chandrayaan-1, la misión científica lunar de la India y el orbitador Chino Chang’E 1 programado para lanzamiento en el 2007. La NASA también está trabajando sobre el Lunar Reconnaissance Orbiter para el año 2008.
Todo esto se suma, desde el punto de vista de Foing, no sólo en el estudio científico de la Luna, si no en renovar a nuestro vecino cercano como un refugio de emergencia.

"La Luna es un campo ideal de pruebas para el desarrollo de instrumentos, estaciones geofísicas, puestos de robots, villas robot internacionales, utilización in-situ de recursos, despliegue de grandes infraestructuras, o de laboratorios de ciencia y astrobiología”, dijo Foing. “Una colonia lunar permanente puede convertirse, en caso de una catástrofe global en la Tierra, en el único refugio posible para los humanos y otras especies”.

IC 4406, la nebulosa Retina
 

Para muchos, la belleza está en el ojo del Hubble

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Como muchas otras de las así llamadas nebulosas planetarias, IC 4406 exhibe un alto grado de simetría; las mitades izquierda y derecha de la fotografía del Hubble son prácticamente imágenes espejo una de otra. Si pudiéramos volar alrededor de IC 4406 en una astronave, veríamos que el gas y el polvo forman una vasta “rosquilla” de material que brota de la estrella moribunda.

Desde la Tierra, estamos viendo esa “rosquilla” desde un lado. Este punto de vista nos permite ver los intrincados zarcillos de polvo que han sido comparados con la retina del ojo. En otras nebulosas planetarias, como la Nebulosa Anillo (NGC 6720), vemos a la rosquilla desde arriba.

La rosquilla de material confina la intensa radiación proveniente del remanente de la estrella agonizante. El gas del interior de la rosquilla es ionizado por la luz que llega de la estrella central, y comienza a brillar. La luz de los átomos de oxígeno se muestra de color azul en la imagen, el hidrógeno se ve en color verde, y el nitrógeno en rojo. La gama de color de la imagen final muestra las diferencias en la concentración de estos tres gases en la nebulosa.

Invisible para la fotografía del Hubble, permanece una zona mayor de gas neutro que no emite luz visible, pero que puede ser observado por los radiotelescopios.

Uno de los rasgos más interesantes de IC 4406 es la capa irregular de sendas oscuras que entrecruzan el centro de la nebulosa. Estos senderos tienen unas 160 unidades astronómicas de ancho (una unidad astronómica es la distancia media de la Tierra al Sol). Se encuentran localizadas justo en el límite entre el resplandeciente gas caliente que produce la luz visible en la fotografía que aquí vemos, y el material neutro que se observa con los radiotelescopios. Vemos esas sendas como siluetas porque tienen una densidad de gas y polvo mil veces mayor a la del resto de la nebulosa. Se las podría comparar como un velo de trama abierta que envuelve la brillante rosquilla.

El destino de estos densos nudos de material es incierto. ¿Sobrevivirán a la expansión de la nebulosa y se convertirán en habitantes del espacio intereIris, o desaparecerán simplemente?.

La imagen es una composición de datos obtenidos con la Cámara Planetaria Gran Angular 2 del Hubble en junio de 2001 por Bob O´Dell (Universidad de Vanderbilt) y sus colaboradores, y en enero de 2002 por el equipo de Hubble Heritage, que tomó dos fotografías con vistas diferentes de la nebulosa y las unió posteriormente para mostrar así la totalidad de la nebulosa. Los filtros utilizados para crear esta composición a color muestran la radiación del oxígeno, del hidrógeno y del nitrógeno.

La Nebulosa Retina se encuentra a unos 600 parsecs (1 900 años luz) de distancia, en la dirección de la constelación de Lupus (el Lobo). Su diámetro menor es de 0,08 parsecs (0,25 años luz) y su diámetro mayor mide unos 0,29 parsecs (0,9 años luz).

Cuestionario realizado a C. R. O’Dell por Rob Britt (de Space.com).

1).- ¿Qué fue lo que creó a esas “sendas” de polvo?

Fueron creadas en el límite entre el gas visible (ionizado) y la capa de material invisible (neutro) que lo rodea. Allí operan mecanismos inestabilizadores.

El tipo de inestabilidad más familiar es el que produce esas nubes algodonosas tipo cúmulo en un día de verano. La inestabilidad que causa las sendas de polvo es diferente, de un tipo reconocido hace apenas unos 10 años y denominado “inestabilidad Vishniac” (por su descubridor, el astrofísico teórico Ethan Vishniac). En esta clase de inestabilidad, el material se mueve lateralmente a lo largo de una superficie, y se concentra en puntos locales. Es algo muy parecido a los charcos que se forman en una pradera luego de la lluvia, es decir, pequeñas variaciones locales en la superficie hacen que el material se concentre en áreas específicas. Una vez que se ha concentrado, el material neutro es lo suficientemente denso como para ser visible como una silueta. Éstas son las sendas oscuras.

Glóbulos de Thackeray en IC 2944
 

Unas extrañas acumulaciones de gas y polvo, y su interrelación con una región HII en la constelación del Centauro.
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[COLOR=Cyan][SIZE=2]Glóbulos de Thackeray en IC 2944.
Crédito: NASA y The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)
Reconocimiento: Bo Reipurth (Universidad de Hawai)[/SIZE][/COLOR]

Unas nubes oscuras que resplandecen extrañamente flotan serenamente en esta hermosa y notable imagen capturada por el Telescopio Espacial Hubble de la NASA.

[IMG][SIZE=2]http://heritage.stsci.edu/2002/01/ic2944/aat108x.jpg[/SIZE][/IMG]

Estas densas y opacas nubes de polvo (conocidas como glóbulos) se ven en silueta contra el rojo resplandor del gas hidrógeno y las brillantes estrellas en esta activa región de formación eIris, IC 2944. Estos glóbulos fueron observados por primera vez por el astrónomo A. D. Thackeray en 1950.

Aunque los glóbulos como éstos han sido conocidos desde que el astrónomo holandés-estadounidense Bart Bok llamó la atención sobre ellos en 1947, poco se conoce sobre su origen y naturaleza, excepto que están generalmente asociados con grandes áreas de formación eIris, conocidas como “regiones HII” debido a la presencia de gas hidrógeno.

El mayor de los glóbulos en esta imagen está compuesto en realidad por dos nubes superadas que se superponen en nuestra línea de visión. Cada una de las nubes tiene aproximadamente 1,4 años luz (50 arcosegundos a esta distancia) en su diámetro mayor y, colectivamente, contienen suficiente material como para formar más de 15 estrellas similares a nuestro Sol.

IC 2944, la región HII que los rodea, está repleta de gas y polvo iluminados y calentados por un cúmulo bastante suelto de estrellas tipo O. Estas estrellas son mucho más calientes y masivas que nuestro Sol. IC 2944 está relativamente cerca, a solo 5 900 años luz (1 800 parsecs) en la dirección de la constelación del Centauro.

[IMG][COLOR=Cyan][SIZE=2]http://heritage.stsci.edu/2002/01/ic2944/aat077x.jpg[/SIZE][/COLOR][/IMG]

Gracias a la notable resolución que ofrece el Telescopio Espacial Hubble los astrónomos pueden, por primera vez, estudiar la intrincada estructura de estos glóbulos. Parecen estar fragmentados, como si estuvieran en proceso de desintegrarse.

Cuando los radioastrónomos observaron por primera vez el débil silbido de las moléculas que estaban en los glóbulos, comprendieron que éstos se encontraban en un movimiento constante y agitado, trasladándose a velocidades supersónicas unos con respecto a otros. Este movimiento caótico puede ser causado por la poderosa radiación ultravioleta que proviene de las estrellas luminosas y masivas.

Estas estrellas calientan también el gas hidrógeno, haciendo que se expanda contra los glóbulos y llevando a estos últimos a su destrucción. A pesar de su apariencia serena, en realidad los glóbulos podrían ser comparados a trozos de mantequilla puestos sobre una sartén al rojo vivo.

Es probable que los glóbulos sean densas acumulaciones de gas y polvo que existían antes de que nacieran las masivas estrellas tipo O. Pero una vez que estas luminosas estrellas comenzaron a irradiar energía y a destruir sus alrededores, estas acumulaciones comenzaron a hacerse visibles a medida que sus entornos menos densos eran erosionados, exponiéndolos así a la furia total de la radiación ultravioleta y a la región HII en expansión.

Imagen de planeta distante
 

[b]Un grupo de astrónomos europeos revelaron la primera imagen confirmada de un planeta situado fuera del Sistema Solar. [/b]

http://newsimg.bbc.co.uk/media/image...75_telesc1.jpg
[SIZE=2][COLOR=YellowGreen]El nuevo planeta (derecha) orbita una estrella relativamente joven.[/COLOR][/SIZE]


El planeta orbita una estrella llamada GQ Lupi y se calcula que es una o dos veces más grande que Júpiter.

Una imagen del cuerpo celeste fue divulgada el año pasado, pero los astrónomos no estaban seguros si estaba orbitando la estrella u otro objeto.

Sin embargo, al analizar la más reciente imagen los expertos señalaron que claramente está orbitando GQ Lupi, una estrella considerada como una versión joven del Sol.

La estrella y el planeta se encuentra a 400 años luz de la Tierra.

Observación directa

Los astrónomos han estado observando el planeta desde 1999.

Utilizando el Gran Telescopio de Chile (VLT por sus siglas en inglés) del Observatorio Europeo del Sur, el telescopio espacial Hubble y el telescopio japonés Subaru en Hawai captaron tres imágenes.

Debido a que se trata de un sistema joven, el planeta es relativamente caliente. Esto ayudó a los astrónomos a detectar el planeta en medio del resplandor de la estrella.

El planeta también está bastante lejos de GQ Lupi, cerca de 100 veces la distancia entre el Sol y la Tierra, lo que le permitió al equipo a separar la luz entre los dos objetos.

En la pasada década los astrónomos han encontrado cerca de 150 planetas que giran alrededor de estrellas, pero la mayoría de las observaciones se hizo utilizando métodos indirectos.

Las extrañas laderas escarpadas de Marte.
 

4 de Abril 2005. Nuevas imágenes de Marte nos muestran detalles frescos de laderas escarpadas e inexplicables.
La formación de Medusa Fossae es un área muy extensa de origen desconocido que se encuentra cerca de la frontera entre las tierras altas y las bajas de Marte. Es una gran separación entre los centros de actividad volcánica Tharsis y Elysium.


Esta frontera de bifurcación es una región estrecha que separa las tierras altas llenas de cráteres, localizadas principalmente en el hemisferio sur del planeta rojo, de las planicies de las tierras bajas en el hemisferio norte.
Las tierras altas de cráteres están unos 2.5 kilómetros por encima de las tierras bajas, de modo que la frontera es una ladera relativamente muy pronunciada. Los procesos que crearon y modificaron esta frontera permanecen como uno de los temas sin respuesta dentro de la ciencia de Marte, dicen los científicos de la Agencia Espacial Europea, quienes dieron a conocer las imágenes la semana pasada.

http://www.space.com/images/050404_mars_a_03.jpg
[COLOR=YellowGreen][SIZE=2]Medusa Fossae – formación vista por la Mars Express[/SIZE][/COLOR]

Los científicos piensan que los materiales que formaron Medusa Fossae fueron depositados por actividad volcánica conocida como flujos piro clásticos o lo que es algo similar a caídas de cenizas volcánicas. Las paredes de la meseta del macizo volcánico están parcialmente cubiertas por flujos de lava y cruzadas por valles que seguramente fueron labrados por actividad fluvial.

Los remanentes de canales internos de conducción de agua son visibles en el centro de los valles y en la base del macizo. La superposición de los flujos lobulados de cenizas volcánicas indica que la erosión del agua terminó antes de su deposición, dijeron los científicos europeos. Más tarde, una roca del espacio golpeó cerca del macizo y una expulsión de material se distribuyó por partes de la plataforma, indicando que debieron de estar presentes o agua o hielo en la época del impacto.

http://www.space.com/images/050404_mars_b_03.jpg
[COLOR=YellowGreen][SIZE=2]La frontera entre la vieja region de la plataforma volcánica y parte de los amplios depósitos de la formación Medusa Fossae, denominado Amazonis Sulci, es lo que podemos ver en esta imagen. En general, la formación aparece como una superficie suave y ondulante, pero está parcialmente tallada por el viento formando riscos y ranuras. Imagen: ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)[/SIZE][/COLOR]

NGC 1316 tras la colisión galáctica
 

http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ima...gc1316_hst.jpg

¿Cómo se formó esta galaxia de apariencia tan extraña? Los astrónomos hicieron de detectives al intentar averiguar el origen de este revoltijo de estrellas, gas y [URL=http://www.astrored.org/astrofotos/apod/index.php/ap030706.html]polvo[/URL] que es la [URL=http://www.astrored.org/astrofotos/apod/index.php/ap990222.html]NGC 1316[/URL] . Un examen preliminar indica que NGC 1316 es una enorme [URL=http://www.astrored.org/astrofotos/apod/index.php/ap991121.html]galaxia elictica[/URL] y que contiene los rastros de polvo oscuro que suele tener una espiral. La imagen de arriba , tomada por el Telescopio Espacial Hubble , muestra detalles que ayudan a reconstruir la historia de este enredo galáctico. Al inspeccionarla más de cerca encontramos menos cúmulos globulares de poca masa según nos aproximamos al centro. Este fenómeno se da en galaxias que han sufrido choques o que se han mezclado con otras galaxias en los últimos miles de millones de años. Tras esas colisiones se destruyen muchos cúmulos eIrises en el denso centro galáctico. Los nódulos oscuros y los rastros de polvo señalan que una o más de las galaxias absorbidas eran espirales . NGC 1316 abarca unos 60.000 años luz y se encuentra a unos 75 millones de años luz de distancia, en la constelación de El Horno .

NGC 300 Una galaxia xlásica con glamour
 

[URL=http://www.galex.caltech.edu/MEDIA/][COLOR=RoyalBlue][SIZE=2]Esta composición de imágenes a color de la cercana galaxia NGC300[/SIZE][/COLOR][/URL] ha sido creada combinando imágenes en el óptico obtenidas desde el observatorio de Las Campanas (Chile) e imágenes en el ultravioleta lejano tomadas por el observatorio espacial GALEX (Galaxy Evolution Explorer).

La imagen final permite observar los lugares donde se está produciendo la formación de nuevas estrellas. Las estrellas jóvenes y azuladas predominan en los brazos espirales exteriores de la galaxia, mientras que las estrellas más viejas (de colores amarillos y verdosos) se concentran en zonas más próximas al núcleo de la galaxia. Los gases calientes por la radiación de las estrellas jóvenes y por las ondas de choque de las explosiones de estrellas masivas y supernovas aparecen de color rosado.

NGC 300 se encuentra a casi 7 millones de años-luz de nosotros, en el grupo de galaxias conocido como "Escultor". Se trata de una galaxia espiral como la nuestra, la Vía Láctea.

Foto 6 de abril CHANDRA
 

Galaxias de Submillimeter en el Campo-Norte profundo de Chandra (SMG 123616,1+621513):
La era de los arranques del crecimiento de la galaxia y del calabozo descubrióÇ

http://chandra.harvard.edu/photo/200...g_comp_420.jpg

La ilustración demuestra dos galaxias jóvenes en el proceso de la combinación. La fusión ha accionado una explosión prodigious de la formación de la estrella y está proporcionando el combustible para el crecimiento de los calabozos supermassive centrales de las galaxias.

La inserción demuestra una imagen del Campo-Norte profundo de Chandra de dos calabozos centrales en la combinación de las galaxias (conocidas como SMG 123616,1+621513). Aunque los calabozos aparecen estar muy cercanos en esta imagen, son realmente cerca de 70.000 años ligeros de separado. Los diversos colores en la imagen son debido a las diferencias en la absorción de la radiografía por el gas y el polvo alrededor de los calabozos con el azul que indica más absorción que rojo.

Combinando datos del Campo-Norte profundo de Chandra (CDFN) con observaciones en el submillimeter y las longitudes de onda ópticas, un equipo internacional de científicos ha encontrado evidencia que muchas galaxias adolescentes extremadamente luminosas y sus calabozos centrales experimentaron arranques fenomenales del crecimiento hace 10 mil millones a 12 mil millones años. Los arranques de este crecimiento pudieron haber fijado la etapa para el aspecto de los quasars, las galaxias distantes que contienen los calabozos más grandes y más activos del universo.

Las galaxias en la imagen se conocen como galaxias del submillimeter, porque fueron identificadas originalmente por el telescopio del submillimeter del maxwell del vendedor de James (JCMT) en Mauna Kea en Hawaii. Las observaciones del telescopio del espacio de Hubble indican que la mayoría de las galaxias del submillimeter son realmente dos galaxias que están chocando y combinación.

Las simulaciones de computadora sofisticadas recientes han demostrado que tales fusiones conducen el gas hacia las regiones centrales de galaxias, accionando una explosión de la formación de la estrella y proporcionando el combustible para el crecimiento de un calabozo supermassive central. Esto explica la evidencia de observación que en estrellas de las galaxias del submillimeter está formando en una tarifa prodigious a la vez que los calabozos centrales están creciendo rápidamente.

Una combinación de la observación y de la teoría sugiere que en algunos cientos millones de años las galaxias del submillimeter se conviertan en quasars, y en última instancia, las galaxias esféricas grandes que abrigan los calabozos supermassive centrales con las masas de alrededor de mil millones soles

Nuevas imágenes de Marte tomadas con el Mars Glovar Surveyor
 

Las siguientes imágenes han sido obtenidas por la cámara MOC a bordo de la nave Mars Global Surveyor:

http://www.msss.com/mars_images/moc/...494.medium.jpg

http://www.msss.com/mars_images/moc/...231.medium.jpg

http://www.msss.com/mars_images/moc/...209.medium.jpg

Up

Imágenes Celestes: LMC N63A, remanente de supernova
 

http://imgsrc.hubblesite.org/hu/db/2.../large_web.jpg
N 63A, remanente de supernova en la Gran Nube de Magallanes.


En esta imagen del Hubble, se puede ver una masa violenta y caótica de gas y polvo que se encuentra en un cercano remanente de supernova. Conocido como N 63A, este objeto está formado por los restos de una estrella masiva que explotó, expulsando sus capas de gas hacia una región que ya era turbulenta.

Este remanente de supernova es forma parte de N 63, una región de formación eIris en la Gran Nube de Magallanes (LMC = Large Magellanic Cloud). Visible desde el hemisferio sur, la LMC es una galaxia irregular que se encuentra a unos 160 000 años luz de nuestra Vía Láctea. LMC proporciona ejemplos excelentes de formación eIris activa y de remanentes de supernova para ser estudiados por el Hubble.

Muchas de las estrellas que se encuentran en la vecindad inmediata de N 63A son extremadamente masivas. Se estima que la progenitora de la supernova responsable del remanente que aquí vemos era unas 50 veces más masiva que nuestro Sol.

Imagen 1:

http://heritage.stsci.edu/2005/15/images/s0515ar.jpg
[SIZE=1]Spitzer. [/SIZE]

Imagen 2:

http://heritage.stsci.edu/2005/15/images/s0515br.jpg
[SIZE=1]Spitzer / Chandra / CTIO [/SIZE]

Imagen 3:

http://heritage.stsci.edu/2005/15/images/s0515cr.jpg
[SIZE=1]CTIO. [/SIZE]

Imagen 4:

http://heritage.stsci.edu/2005/15/images/s0515dr.jpg
[SIZE=1]Chandra. [/SIZE]

Imagen 5:

http://heritage.stsci.edu/2005/15/images/s0515er.jpg
[SIZE=1]Chandra / Hubble. [/SIZE]

Una estrella tan masiva produce fuertes vientos eIrises que pueden barrer su medioambiente, formando una enorme burbuja. Se cree que la supernova que creó N 63A estalló dentro de una cavidad de este tipo, la que a su vez estaba insertada en una sección con numerosas acumulaciones del medio intereIris de LMC.

Las imágenes obtenidas en el infrarrojo y en las longitudes de onda de radio y de rayos-X muestran la muy expandida burbuja que rodea totalmente la emisión óptica vista por el Hubble. Algunas nubecillas de formas extrañas y que eran demasiado densas como para que las arrastrara el viento eIris se encuentran ahora sumergidas en el interior de la burbuja.

La supernova generó una onda de choque que continúa moviéndose rápidamente a través del interior de poca densidad de la burbuja y choca con estas nubecillas, desgajándolas fuertemente.

Por largo tiempo se ha considerado que los remanentes de supernova disparan episodios de formación eIris cuando su onda de choque en expansión se encuentra con el gas de las cercanías. Como muestra las imágenes del Hubble, N 63A es todavía muy joven y sus impactos despiadados destruyen las nubes gaseosas del medioambiente, en lugar de hacer que colapsen y formen estrellas.

Los datos obtenidos por otros detectores en varias longitudes de onda revelan una formación eIris en marcha a unos 10 o 15 años luz de N 63A. En unos pocos millones de años, las eyecciones de N 63A alcanzarían este lugar de formación eIris y podrían ser incorporadas en los planetas que se formen alrededor de las estrellas tipo Sol que allí existan, algo muy parecido a la historia temprana de nuestro sistema solar.

La imagen del Hubble de N 63A en una representación en color de datos obtenidos en 1997 y en 2000 con la Cámara Planetaria Gran Angular 2. Se utilizaron filtros de color para obtener muestras de la luz emitida por el azufre, el oxígeno y el hidrógeno.

N 63A se encuentra a unos 160 000 años luz (50 kiloparsecs) de la Tierra, en la dirección de la constelación del Dorado. La imagen que aquí vemos abarca un área de unos 68 años luz (21 parsecs).

[b]Imagen 1:[/b] El Telescopio Espacial Spitzer capturó datos del remanente de supernova N 63A utilizando su detector IRAC. La imagen muestra las emisiones infrarrojas en 3,6 (azul), 4,5 (verde), 5,8 (naranja) y 8 (rojo) micrones. Crédito: NASA/JPL-Caltech/Y.-H. Chu (UIUC)

[b]Imagen 2:[/b]: Esta es una composición en color de datos obtenidos por Spitzer en el infrarrojo, Chandra en rayos-X y por CTIO en H-alfa. Los colores asignados son: Chandra (todas las bandas) = azul; CTIO en H-alfa = verde; Spitzer en 4 micrones = amarillo; y Spitzer en 8,0 micrones = rojo. Crédito: NASA/JPL-Caltech/CXC/NOAO/AURA/NSF

[b]Imagen 3:[/b] Aquí vemos una imagen de la súper-burbuja LMC-4 en la Gran Nube de Magallanes, tomada con el telescopio Curtis Schmidt en el Observatorio Interamericano de Cerro Tololo (CTIO = Cerro Tololo Inter-american Observatory ), como parte de la Inspección de Líneas de Emisión de las Nubes de Magallanes (MCELS = Magellanic Clouds Emission Line Survey). Crédito: S. Points, C. Smith, R. Leiton, y C. Aguilera/NOAO/AURA/NSF y Z. Levay (STScI)

[b]Imagen 4:[/b] Esta imagen de N 63A capturada por Chandra se muestra el material calentado hasta una temperatura de uno 10 000 000ºC por una onda de choque generada por la explosión supernova. Se cree que los rasgos esponjosos en forma de luna creciente que aparecen alrededor del borde del remanente son los fragmentos de material a alta velocidad eyectados cuando explotó la estrella, como las esquirlas de una bomba. Los colores rojo, verde y azul corresponden a rayos-X de energía baja, media y alta respectivamente. Crédito: NASA/CXC/Rutgers/J.Warren et al.(STScI)

[b]Imagen 5:[/b]Los rayos-X de Chandra (en azul) combinados con datos ópticos (verde) y de radioondas (rojo) revelan nuevos detalles en LMC N 63A. El resplandor de rayos-X proveniente de material calentado por una onda de choque generada por la explosión supernova. Se estima que la edad del remanente se encuentra en el rango de 2 000 a 5 000 años. . Crédito: Rayos-X: NASA/CXC/Rutgers/J.Warren et al.; Datos ópticos: NASA/STScI/U. Ill/Y.Chu; Radio: ATCA/U. Ill/J.Dickel et al

Muy bonitas las imagenes aparte de impresionantes :)

Imágenes Celestes
 

NGC 1300, galaxia espiral barrada

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Esta hermosa galaxia está considerada como el prototipo de la clase de las espirales barradas.

El telescopio Hubble ha capturado un espectáculo de luces eIrises, gas resplandeciente, y oscuras siluetas de nubes de polvo intereIris en esta grandiosa imagen de la galaxia espiral barrada NGC 1300.

NGC 1300 está considerada como el prototipo de las galaxias espirales barradas. Este tipo difiere del de las galaxias espirales normales en que los brazos del objeto no surgen desde su centro, sino que están conectados a los dos extremos de una barra recta de estrellas que en su centro contiene al núcleo.

Con la resolución del Hubble, se revela una miríada de detalles en los brazos, disco, abultamiento y núcleo de la galaxia. Supergigantes rojas y azules, cúmulos, y regiones de formación eIris son bien resueltas a lo largo de los brazos espirales, y las franjas de polvo trazan delicadas estructuras en el disco y en la barra.

También se puede observar un gran número de galaxias más distantes en el plano de fondo, que son incluso visibles a través de las regiones más densas de NGC 1300.

El núcleo de NGC 1300 muestra una gran estructura espiral que mide aproximadamente 3 300 años luz (1 kiloparsec) de diámetro. Parece que únicamente las galaxias con barras a gran escala presentan estos discos espirales interiores.

Los modelos sugieren que el gas de la barra puede ser atraído hacia el centro, y que luego se mueve en espiral hacia el centro del disco, donde potencialmente puede ser el combustible de un agujero negro central. Sin embargo, no se conoce que NGC 1300 tenga un núcleo activo, lo que indicaría o que no existe un agujero negro o que el mismo no está consumiendo materia.

Esta imagen se construyó utilizando exposiciones tomadas con cuatro filtros en setiembre de 2004 utilizando la Cámara Avanzada para Inspecciones a bordo del Hubble. La luz eIris y el polvo se ven en luz visible, azul e infrarroja. Los brillantes cúmulos eIrises están resaltados en rojo por su emisión asociada de gas hidrogeno. Debido al gran tamaño de la galaxia, fueron necesarios dos enfoques adyacentes del telescopio para cubrir la extensión total de los brazos espirales.

Esta galaxia se encuentra a unos 69 millones de años luz (21 megaparsecs) de distancia, en la dirección de la constelación de Erídano. La imagen cubre un área de unos 110 000 años luz (34 000 parsecs) de lado.

M51, la Galaxia del Remolino
 

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Es uno de los objetos predilectos de la astronomía. Pero esta hermosa galaxia es no solamente un clásico, sino también un cercano lugar de estudio para la formación eIris

Los graciosos brazos arrollados de la majestuosa galaxia M51 (NGC 5194) se parecen a una gran escalera de caracol que recorre el espacio. En realidad son grandes franjas de estrellas y gas jalonadas con polvo.

Esta imagen de la Galaxia del Remolino, la más nítida jamás obtenida, fue tomada en enero de 2005 con la Cámara Avanzada para Inspecciones a bordo del Telescopio Espacial Hubble de la NASA, ilustra el grandioso diseño de una galaxia espiral, desde sus brazos curvados donde residen las estrellas jóvenes, hasta su amarillento núcleo central, hogar de las estrellas más viejas. La galaxia recibe el apodo de Remolino por su estructura giratoria.

El rasgo más notable de NGC 5194 son sus dos brazos espirales, un sello del así llamado gran diseño de las galaxias espirales. Muchas galaxias poseen numerosos brazos de formas difuminadas que hacen que sus estructuras espirales sean menos pronunciadas. Estos brazos cumplen un papel importante en las galaxias espirales. Son las fábricas de formación eIris, comprimiendo el gas hidrógeno y creando cúmulos de nuevas estrellas.

En la Galaxia del Remolino, la línea de ensamblaje comienza con las oscuras nubes de gas del borde interior, se traslada luego a las brillantes regiones rosadas de formación eIris, y finaliza con los luminosos cúmulos de estrellas azules en el borde exterior.

Algunos astrónomos creen que los brazos de M51 son tan prominentes a causa de los efectos de un encuentro cercano con NGC 5195, la pequeña galaxia amarillenta que se ve en la punta más extrema de unos de los brazos de M51. A primera vista, esta compacta galaxia parece estar tirando del brazo. La clara imagen del Hubble, sin embargo, muestra que NGC 5195 está pasando detrás de la Galaxia del Remolino. La pequeña galaxia se ha estado deslizando detrás del Remolino por cientos de millones de años.

A medida que NGC 5195 se aleja a la deriva, su músculo gravitatorio impulsa olas dentro del disco en forma de panqueque del Remolino. Las olas son como las ondas que se generan en una laguna cuando se lanza una piedra al agua. Cuando las ondas pasan a través de las nubes de gas que giran dentro del disco, comprimen el material a lo largo del borde interior de cada brazo.

El material oscuro y polvoriento parece como las nubes que se acumulan en una tormenta. Las densas nubes colapsan, creando una estela de nacimiento eIris, como se ve en las brillantes regiones rosadas de formación de estrellas.

Finalmente, las estrellas más grandes barren los polvorientos *******s con un torrente de radiación, huracanados vientos eIrises, y ondas de choque que surgen de los estallidos de supernovas. Los cúmulos de estrellas azules luminosas emergen del caos, alumbrando los brazos del Remolino como si fueran las calles de una gran ciudad.

M51 es una de los objetos predilectos de la astronomía. Localizada a unos 31 millones de años luz (9,6 megaparsecs) de distancia en la constelación de Canes Venatici (los Perros Cazadores), la hermosa visión frontal de la Galaxia del Remolino y su cercanía a la Tierra permite a los astrónomos estudiar una clásica estructura galáctica espiral y los procesos de formación eIris. La imagen que aquí vemos cubre un área de unos 87 000 años luz (27 kiloparsecs) de lado.

Nebulosa ‘El Golfo de México’
 

El universo se encuentra lleno de nubes de material denominadas nebulosas. Su gas y polvo pueden reflejar la luz o bloquearla y algunas veces el material hasta brilla y emite luz

http://a52.g.akamaitech.net/f/52/827...ngc7000_04.jpg

Esta nebulosa, denominada NGC 7000, es una nebulosa emisora. Su gas de hidrógeno brilla en color rojo porque se encuentra ionizado por la radiación ultravioleta de las estrellas cercanas.

La región oscura fue nombrada hace mucho tiempo como Golfo de México debido a que en algunas placas astronómicas de hace muchos años atrás, se parecía a esa región de la Tierra. Sólo luce como un agujero amorfo en esta imagen, obtenida por Jean-Charles Cuillandre quien utilizó la cámara de mosaicos CFH12K CCD y el telescopio Canada-France-Hawai, en la cima del Mauna Kea en Hawai.

De hecho, no es un agujero. El área oscura es una región muy densa de material intereIris en el primer plano de la nebulosa y que absorbe luz en lugar de brillar.

Galaxias de un sueño de verano
 

El archivo del Observatorio Austral Europeo nos regala las imágenes de dos magníficas galaxias espirales.

¿Cómo luce la galaxia en que vivimos?.

Casi seguramente nunca seremos capaces de enviar una sonda fuera de nuestra Vía Láctea para tomar una instantánea, de la misma forma en que los primeros satélites nos proporcionaron las primeras sorprendentes imágenes de nuestro planeta. Pero los astrónomos no necesitan algo por el estilo para imaginar el aspecto de nuestro hogar mayor. Y tienen en una idea bastante preciso de él.

Se piensa que la Vía Láctea con sus varios cientos de miles de millones de estrellas es un disco relativamente plano de unos 100 000 años luz [COLOR=Lime](1) [/COLOR] de diámetro y con un abultamiento central que se encuentra en la dirección de la constelación de Sagitario (el Arquero) y seis brazos espirales. Casi seguramente, la Vía Láctea posee también una barra central compuesta de estrellas jóvenes y brillantes.

Si bien no podemos tomar fotografías de la Vía Láctea, podemos fotografiar otras galaxias que los astrónomos consideren similares a ella. Las dos galaxias que presentamos aquí son precisamente dos ejemplos magníficos de galaxias espirales barradas. Una de ellas, Messier 83, se ve de frente, mientras que la otra NGC 4565, se nos aparece de canto. Juntas, nos dan una buena idea de la forma en que nuestra Vía Láctea se ve desde el espacio exterior.

Estas imágenes se basan en datos obtenidos con los instrumentos gemelos FORS1 Y FORS2 (FOcal Reducer and Spectrograph = Espectrógrafo y Reductor Focal) adosados a dos Unidades Telescopio de 8,2 metros del Telescopio Muy Grande (VLT = Very Large Telescope) de ESO localizado en Cerro Paranal.

Los datos fueron extraídos de la Instalación Archivo Científico de ESO, que contiene aproximadamente 50 terabytes [COLOR=Lime](2) [/COLOR] de datos científicos y que se encuentra, desde el 1o. de abril de 2005, abierta a la comunidad mundial. Estos datos invaluables ya han llevado a la publicación de más de 1 000 artículos científicos. También contienen muchos agradables ejemplos de hermosos objetos astronómicos que podrían ser el tema de muchos sueños de verano.

[SIZE=2]- NGC 4565 -[/SIZE]

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La primera galaxia que mostramos aquí es NGC 4565 [COLOR=Lime](3)[/COLOR] ,que por razones obvias es llamada también la “Galaxia Aguja”. Observada por primera vez en 1785 por el descubridor de Urano, Sir William Herschel (1738-1822), es uno de los ejemplos más famosos de galaxia vista de canto y se encuentra localizada a unos 30 millones de años luz en la dirección de la constelación de Coma Berenices (la Cabellera de Berenice). Muestra un brillante abultamiento central de color amarillento que sobresale sobre impresionantes franjas de polvo.

Como está relativamente cerca (apenas 12 veces más lejos que Messier 31, la Galaxia de Andrómeda, que es la galaxia de gran tamaño más cercana a nosotros) y es relativamente grande (aproximadamente un tercio mayor que la Vía Láctea), no entra completamente en el campo visual del instrumento FORS.

[b][center]- MESSIER 83 -[/b][/center]

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Si nuestra Vía Láctea se pareciera a esta galaxia, ciertamente estaríamos orgullos de nuestro hogar. La hermosa galaxia espiral Messier 83 [COLOR=Lime](4)[/COLOR] está localizada en la constelación austral de Hydra (la Serpiente Acuática) y también se la conoce como NGC 5236 y como la Galaxia del Molinillo Austral. Se encuentra a una distancia de unos 15 millones de años luz. Su tamaño es aproximadamente la mitad del de la Vía Láctea.

La imagen muestra brazos espirales bien definidos y con acumulaciones que son ricos en estrellas jóvenes, mientras que el disco revela un sistema complejo de intrincadas franjas de polvo. Se sabe que esta galaxia es un lugar de vigorosa formación eIris.

[COLOR=Lime]NOTAS: [/COLOR]

1).- Un año luz es la distancia que la luz recorre en un año, unos 9,46 millones de millones (billones o 1012) de kilómetros.

[COLOR=Lime]2).- [/COLOR] Un Terabyte = 1012 bytes = 1 000 Gigabytes = un millón de millones (un billón) de bytes.

[COLOR=Lime]3).- “NGC”[/COLOR] significa “New General Catalogue” (Nuevo Catálogo General) de nebulosas y cúmulos, que fue publicado en 1888 por J. L. E. Dryer en las “Memorias de la Sociedad Astronómica Real”.

[COLOR=Lime]4).- [/COLOR] El astrónomo y cazador de cometas francés Charles Messier (1730.1817) es el autor del mundialmente famoso “Catálogo de Nebulosas y Cúmulos EIrises” que contiene más de 100 objetos.

NGC 1316: galaxia elíptica gigante
 

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La violenta imagen de una galaxia que ha crecido engullendo a otras más pequeñas.

Como polvorientos trozos de pelusa que acechan en los rincones y debajo de las camas, algunos sorprendentemente complejos rizos y burbujas y polvo cósmico se esconden en la gigantesca galaxia elíptica NGC 1316. Esta imagen creada con datos obtenidos por el Telescopio Espacial Hubble revela las franjas de polvo y los cúmulos eIrises de esta galaxia, que son evidencia de que la misma se formó por la fusión pasada de dos galaxias ricas en gas.

La combinación de la soberbia resolución espacial del Hubble y de la sensibilidad de la Cámara Avanzada para Inspecciones (ACS = Advanced Camera for Surveys) instalada a bordo del Hubble en 2002 y utilizada para estas imágenes, permitió obtener algunas mediciones altamente precisas de una clase de cúmulos de estrellas rojas en NGC 1316.

Los astrónomos concluyen que estos cúmulos eIrises constituyen una clara evidencia de la ocurrencia de una gran colisión de dos galaxias espirales que se fusionaron hace unos pocos miles de millones de años para dar forma a NGC 1316, tal como aparece hoy en día.

NGC 1316 se encuentra en los confines de un cercano racimo de galaxias ubicado en la constelación de Fornax. Es una de las elípticas más brillantes de ese cúmulo. También conocida como Fornax A, es una de las más grandes y poderosas fuentes de radioondas del cielo, con lóbulos que se extienden por varios grados (mucho más allá del área de esta imagen del Hubble).

La violenta historia de NGC 1316 resulta evidente en varias formas. Las fotografías de gran angular obtenidas por el Observatorio Interamericano de Cerro Tololo en Chile muestra una sorprendente variedad de ondas, rizos y penachos inmersos en el envoltorio exterior de la galaxia. Entre esos así llamados rasgos “de marea”, se cree que los más angostos son los restos eIrises de otras galaxias espirales que se fusionaron con NGC 1316 en algún momento durante los últimos miles de millones de años.

Las regiones interiores de la galaxia que se muestran en la imagen del Hubble revelan un complicado sistema de franjas y parches de polvo. Se piensa que éstos son los restos del medio intereIris asociado con una o más galaxias espirales engullidas por NGC 1316.

El equipo estadounidense de científicos, liderado por el Dr. Paul Goudfrooij del Instituto de Ciencia del Telescopio Espacial en Baltimore, Maryland, utilizó la ACS a borde del Hubble para estudiar los cúmulos eIrises en varias galaxias elípticas gigantes cercanas. Su estudio de NGC 1316 se centró en los cúmulos globulares, que son sistemas eIrises compactos con cientos de miles o hasta millones de estrellas que se formaron al mismo tiempo.

La sensibilidad sin precedentes de la ACS del Hubble permitió al equipo detectar tenues cúmulos globulares que previamente habían resultado imposibles de alcanzar. Contando el número de cúmulos globulares detectados en función de su brillo pudieron, por primera vez, ver evidencia del disgregamiento gradual de cúmulos eIrises creados durante una fusión pasada de galaxias ricas en gas. Encontraron que el número relativo de cúmulos de poca masa es significativamente menor en las regiones interiores con respecto a las regiones exteriores, y en una cantidad consistente con las predicciones teóricas.

Las imágenes del Hubble fueron tomadas en marzo de 2003. La composición a color es una combinación de datos obtenidos con filtros azules, visibles e infrarrojos. Los resultados logrados por el equipo han mejorado nuestra comprensión sobre la manera en que las galaxias elípticas y sus cúmulos globulares pudieron haberse formado durante fusiones de galaxias y luego evolucionar hasta aparecer como galaxias elípticas “normales”, luego de varios miles de millones de años.

NGC 1316 se encuentra a unos 75 millones de años luz (23 Megaparsecs) de distancia. La imagen cubre un área de unos 60 000 años luz (18 000 parsecs) de lado.

NGC 1559 y cómo los aficionados contribuyen a la Astronomía
 

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Los aficionados realizan una aportación muy valiosa a la ciencia de la Astronomía. Esta imagen muestra la galaxia espiral NGC 1559, situada a 50 millones de años luz en la constelación del Retículo, fotografiada con el instrumento FORS1 situado en el telescopio de 8.2 metros del VLT, en el Observatorio Europeo Austral. Durante la noche del 4 de agosto de 2005, un astrónomo aficionado australiano descubrió una supernova de magnitud 13.8 justo al norte de la galaxia con su telescopio de 0.31 metros. Los estudios del Observatorio Europeo Austral la clasificaron como una supernova de tipo Ia, que alcanzaría su máximo brillo 10 días después de descubierta. Se trata del resultado de la explosión de una enana blanca -una estrella pequeña y densa- perteneciente a un sistema binario, debido al atrapamiento de la masa de la estrella compañera mediante un disco de acreción. En la imagen, la supernova recientemente descubierta se encuentra situada justo encima de la galaxia, una espiral barrada.

NGC 4725, galaxia espiral
 

El Telescopio Espacial Spitzer cumple dos años, y nos regala la visión de una extraña galaxia espiral con un único brazo.

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El 25 de agosto de 2003, el Telescopio Espacial Spitzer de la NASA se lanzó hacia los mismos oscuros cielos que ahora comprende mejor.

En apenas dos años, los ojos infrarrojos del observatorio han descubierto un universo oculto rebosante de cálidos embriones eIrises, caóticos discos de formación eIris y galaxias majestuosas, entre las que se incluye la preciosa y extraña galaxia llamada NGC 4725 que aquí vemos.

Se cree que esta peculiar galaxia posee únicamente un brazo espiral. La mayor parte de las galaxias espirales tienen dos o más brazos. Los astrónomos se refieren a NGC 4725 como una galaxia espiral barrada porque presenta un prominente anillo de estrellas que rodea a una barra de estrellas en su centro (en esta imagen la barra se ve como una cresta horizontal con tenues rasgos rojos). Nuestra propia Vía Láctea ostenta múltiples brazos y un anillo y una barra proporcionalmente menores.

En esta imagen en falso color, el brazo de la galaxia se destaca en rojo, mientras que el centro y el halo exterior son azules. El rojo representa las cálidas nubes de polvo iluminadas por estrellas recién nacidas, mientras que el azul indica poblaciones eIrises más viejas y frías. Los rayos rojos que se proyectan desde el brazo hacia fuera son acumulaciones de materia eIris que han sido reunidas por campos magnéticos inestables.

NGC 4725 se encuentra localizada a unos 41 millones de años luz de distancia, en la dirección de la constelación de Coma Berenices. La fotografía está compuesta por cuatro imágenes tomadas por el conjunto de cámaras de Spitzer en 3,6 (azul), 4,5 (verde), 5,8 (rojo) y 8,0 (rojo) micrones. La contribución de la luz eIris (medida en 3,6 micrones) ha sido sustraída de las imágenes en 5,8 y 8,0 micrones para realzar la visibilidad de los rasgos de polvo.

NGC 6559, región de formación eIris
 

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Las nubes que son el lugar de nacimiento de estrellas ofrecen a menudo imágenes impactantes. Este tenue dragón chino es una de ellas.

NGC 6559 forma parte de una gran región de formación eIris en la constelación austral de Sagittarius. La estructura oscura que recuerda a un dragón chino es causada por el polvo frío que absorbe la radiación de fondo proveniente del gas hidrógeno que brilla en luz roja generada por la ionización que producen las estrellas cercanas.

Recinto Géminis Sur en Cerro Pachón, Chile.
Crédito: Gemini Observatory / AURA

Esta región se encuentra a menos de un grado de la popular Nebulosa de la Laguna (M8), y está localizada a unos 5 000 años luz de distancia en la dirección del centro de la Vía Láctea. La imagen cubre un área de unos 7 años luz de lado.

Los intrincados detalles y la tenue estructura de la oscura nube son determinados por la dinámica turbulenta de flujo que se ve influenciada por variables tales como la radiación de las estrellas cercanas y los movimientos de otras nubes cercanas de gas y polvo. Esta clase de nubes ilustra la forma en que las pasadas generaciones de estrellas dispersan elementos livianos en nuestra galaxia, material que será la semilla de futuras generaciones de estrellas y de posibles sistemas planetarios.

Glóbulo oscuro en IC 1396
 

http://ipac.jpl.nasa.gov/media_image...06a1_small.jpg

Las caprichosas formas de una nube cósmica y los tesoros eIrises que esconde tras su oscuro velo.

Esta imagen de una brillante guardería eIris capturada por el Telescopio Espacial Spitzer de la NASA proporciona un contraste espectacular para la opaca nube que se ve en la luz visible.

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[SIZE=1][COLOR=DarkOrange]IMAGEN EN LUZ VISIBLE[/COLOR][/SIZE]

http://ipac.jpl.nasa.gov/media_image...06b1_small.jpg
[SIZE=1][COLOR=DarkOrange]IMAGEN COMPUESTA SPITZER/MIPS+IRAC[/COLOR][/SIZE]

http://ipac.jpl.nasa.gov/media_image...06b2_small.jpg
[SIZE=1][COLOR=DarkOrange]IMAGEN EN 24 MICRONES SPITZER/MIPS[/COLOR][/SIZE]

La Nebulosa Trompa de Elefante es un glóbulo oscuro y alargado dentro de la nebulosa de emisión IC 1396 en la constelación de Cefeo.

Localizado a una distancia de 2 450 años luz, el glóbulo es una condensación de gas denso que apenas logra sobrevivir a la fuerte radiación ionizante procedente de una cercana estrella masiva. El glóbulo está siendo comprimido por el gas ionizado que lo rodea.

Aquí vemos al glóbulo en silueta en las longitudes visibles de luz, iluminado por detrás por una estrella que se encuentra localizada a la izquierda del campo de visión.

El Telescopio Espacial Spitzer atraviesa la oscuridad para revelar el nacimiento de nuevas protoestrellas (o estrellas embriónicas) y estrellas jóvenes previamente no observadas. La imagen infrarroja, que transforma a la oscura nube en un “dragón volante” fue capturada por el conjunto de cámaras infrarrojas de Spitzer.

Técnicamente, la fotografía es una composición de cuatro colores de luz invisible, mostrando emisiones en las longitudes de onda de 3,6 micrones (azul), 4,5 micrones (verde), 5,8 micrones (naranja) y 8,0 micrones (rojo).

La apariencia filamentosa del glóbulo es el resultado de los efectos de esculpido de procesos físicos competidores.

Los vientos que provienen de una estrella masiva ubicada a la izquierda de la imagen producen un borde circular denso que comprende la “cabeza” del glóbulo y una cola de gas extendida hacia atrás.

Un par de estrellas jóvenes (LkHa 349 y LkHa 349c) que se formaron a partir del denso gas, ha abierto una cavidad esférica dentro de la “cabeza” del glóbulo. Si bien una de esas estrellas es considerablemente menos luminosa que la otra en la imagen en luz visible, sus brillos son comparables en el infrarrojo. Esto implica la presencia de alguna clase de disco grueso de polvo alrededor de LkHa 349c. Estos discos circumeIrises son los precursores de los sistemas planetarios, y son mucho más gruesos en las primeras etapas de formación eIris, cuando el material “placentario” de formación planetaria (gas y polvo) todavía está presente.

A la izquierda, podemos observar una serie de imágenes del mismo objeto, pero obtenidas por otros instrumentos y en diferentes longitudes de onda. Esto nos permite tener una mejor idea tanto de la conformación del mismo, como de la región que se encuentra más allá de él.

NGC 520, galaxias en colisión
 

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Los choques de galaxias ofrecen a la vez una imponente belleza y un tesoro de información científica. Este es un ejemplo de ello.

NGC 520 muestra una forma única, resultado de dos galaxias que están chocando una con la otra. La franja de polvo de una de las galaxias puede ser vista fácilmente en primer plano, y también es visible una cola bien definida abajo hacia el centro.

Estos rasgos son el resultado de las interacciones gravitatorias que han privado a ambas galaxias sus formas originales. Algunos astrónomos especulan que cada uno de los miembros del par era originalmente similar a nuestra Vía Láctea o a la de Andrómeda. Esta colisión nos podría estar dando una idea de lo que podría suceder con nuestra propia galaxia dentro de unos cinco mil millones de años, cuando la galaxia de Andrómeda choque con la nuestra.

Ubicadas a una distancia de unos 100 millones de años luz, en la dirección de la constelación de Pisces, estas galaxias probablemente han cambiado significativamente en el tiempo que ha demorado su luz en llegar a nosotros. Esta visión puede corresponder a una etapa bastante temprana de la danza que han estado ejecutando. En conjunto, ambas galaxias se extienden por un área de unos 150 000 años luz de lado.

Existen indicios de formación eIris (áreas con un débil resplandor rojizo sobre y debajo del medio de la imagen) que pueden haberse tornado más pronunciados durante el curso de la colisión.

En el plano de fondo de la imagen pueden verse también muchas otras galaxias. Representan la evolución galáctica en una época más anterior en la historia del universo.

Las fotografías que se utilizaron para esta imagen compuesta fueron capturadas por el instrumento GMOS (Gemini Multi-Object Spectrograph = Espectrógrafo Multi-Objeto Géminis)del Telescopio Géminis Norte, en Mauna Kea, y Travis Rector de la Universidad de Alaska combinó los datos básicos para crear la imagen en color.

La astrónoma de Géminis Kathy Roth comparte con nosotros sus reacciones: “Ver imágenes como ésta surgir del telescopio resulta siempre emocionante. Es muy satisfactorio ver que todo funciona perfectamente y que se puede tomar ventaja de las grandes condiciones de observación de Mauna Kea. Esta imagen en particular no es solamente una hermosa visión, sino que también espero que resulte de utilidad para los astrónomos que construyen modelos de galaxias interactuantes y la forma en que estas interacciones disparan la formación eIris”.

Mirando hacia el Gran Atractor
 

Más allá de la brillante banda celeste que representa la Vía Láctea, los nuevos instrumentos nos permiten atisbar una de las regiones más misteriosas del universo observable.

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La fotografía PR Foto 46c/99 cubre un campo de 0,5º por 0,5º de la constelación austral de Norma (el Nivel), en la dirección del “Gran Atractor”. En esta composición a color, las estrellas de la Vía Láctea en primer plano aparecen principalmente como manchas blancuzcas (las “cruces” alrededor de algunas de las más brillantes de ellas son causadas por reflejos en la óptica del telescopio). También su pueden ver varias galaxias en el fondo. Forman un enorme racimo (ACO 327) con cierto número de galaxias brillantes en el centro; resaltan por su tamaño mayor y su color amarillento. El norte está hacia arriba y el este hacia la izquierda.

Nuestra Vía Láctea es uno de los mayores obstáculos para el estudio detallado de las estructuras a gran escala del universo, un método observacional que apunta a las revelaciones últimas de las condiciones físicas en la época del Big Bang. El polvo intereIris y la alta densidad de estrellas oscurecen grandemente la visión de los objetos más distantes.

Por ejemplo, una búsqueda intensiva en placas fotográficas anteriores que cubren el campo que aquí se muestra reveló únicamente unas 70 galaxias de fondo, mucho menos que lo se podría esperar de un racimo rico de ese tipo. Esto llevó a los astrónomos del siglo pasada a introducir la idea del término “Zona de evasión” para la banda de la Vía Láctea en el cielo.

Los detectores electrónicos modernos pueden registrar objetos mucho más débiles que los que se ven en las placas fotográficas. En el campo presente se pueden detectar galaxias enanas no vistas antes en este rico racimo, además de algo así como 200 000 estrellas de nuestra propia galaxia. Esto ilustra bien el reciente progreso de los instrumentos para este tipo de observaciones.

La región que vemos resulta de particular interés, puesto que los estudios de las velocidades de las galaxias localizadas en el vecindario cosmológico de la Vía Láctea han indicado un inusual “movimiento de corriente” en esta dirección. Eso puede ser explicado por la presencia de un tirón gravitatorio de gran escala, y se ha inferido la existencia de una enorme concentración de masa denominada como “Gran Atractor”.

De hecho, la fotografía muestra la región central de un enorme racimo de galaxias (ACO 3627) en esta dirección. A la distancia de unos 250 millones de años luz, está probablemente asociada con (o que forma la parte central de) este “Gran Atractor”.

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Boomerang Nebula

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NGC 1427A, galaxia irregular enana

Una pequeña galaxia está a punto de resultar destrozada por su nuevo vecindario

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¿Qué sucede cuando una galaxia se entremezcla con la muchedumbre equivocada?. La galaxia irregular NGC 1427A es un ejemplo espectacular del barullo eIris resultante. Bajo el tirón gravitatorio de una gran banda de galaxias, conocida como el racimo de Fornax, la pequeña galaxia azulada se está precipitando de cabeza hacia el grupo, a una velocidad de unos 600 kilómetros por segundo.

NCG 1427A, que se encuentra localizada a unos 62 millones de años luz de la Tierra, en la dirección de la constelación de Fornax, muestra numerosas estrellas azules y calientes en esta recientemente publicada imagen obtenida por el Telescopio Espacial Hubble. Estas estrellas azules se han formado hace muy poco tiempo, lo que demuestra que el proceso de formación eIris está ocurriendo extensamente por toda la galaxia.

A medida que la galaxia embiste el centro del racimo de Fornax (fuera del campo de visión de esta imagen, en la parte superior izquierda) se distorsiona, formando una especie de punta de flecha en la dirección de su movimiento de alta velocidad.

Los racimos de galaxias como éste, contienen cientos o incluso miles de galaxias individuales. Dentro del racimo de Fornax hay una cantidad considerable de gas ubicado entre las galaxias. Cuando el gas de NGC 1427A choca con el gas del racimo, se comprime hasta el punto en que comienza a colapsar bajo su propia gravedad. Esto lleva a la formación de miríadas de nuevas estrellas por toda la galaxia.

Las fuerzas de marea de las galaxias cercanas del racimo pueden jugar también algún papel para disparar la formación eIris en una escala tan masiva.

NGC 1427A no sobrevivirá mucho como una galaxia identificable que pasa por el racimo. Dentro de los próximos mil millones de años quedará completamente destrozada, diseminando sus estrellas y el gas remanente en el espacio intergaláctico del racimo de Fornax.

Arriba y a la izquierda de NGC 1427A se ve una galaxia de fondo que por casualidad se encuentra en la línea de visión del Hubble pero que se encuentra unas 25 veces más lejos. En contraste con la forma irregular de NGC 1427A, esta galaxia de fondo es una magnífica espiral, parecida a nuestra propia Vía Láctea. Hay estrellas en formación es sus simétricos brazos en espiral, que pueden ser trazados hasta el brillante núcleo de la galaxia. Esta galaxia, sin embargo, esté menos dominada por estrellas jóvenes que NGC 1427A, lo que le da un color más amarillento.

En esta fotografía del Hubble, se ven diseminadas a distancias aún mayores otras galaxias de varias formas y colores.

La Cámara Avanzada para Inspecciones del Hubble fue el instrumento utilizado para obtener imágenes de NGC 1427A con filtros de luz visible (verde), rojo e infrarrojo. Luego, fueron combinadas por el equipo de Hubble Heritage para crear la composición a color que aquí se ve. Los astrónomos están utilizando estos datos para investigar los patrones de formación eIris a través del objeto con el fin de verificar una predicción de que debería existir una relación entre las edades de las estrellas y sus posiciones dentro de la galaxia. Esto los ayudará a entender cómo la influencia gravitatoria del racimo ha afectado los funcionamientos internos de esta galaxia, y cómo ha respondido la misma a su pasaje a través del ambiente del racimo.

El desmembramiento de objetos como NGC 1427A y aún de galaxias más grandes como nuestra propia Vía Láctea es una parte integral de la formación y evolución de los racimos galácticos. Se cree que tales eventos han sido muy comunes durante el principio de la evolución del universo, pero que la proporción de destrucción galáctica ha descendido en el momento presente. De modo que la inminente destrucción de NGC 1427A proporciona un atisbo hacia una era mucho más temprana y caótica de nuestro universo.

NGC 1427A se encuentra a una distancia aproximada de 62 millones de años luz (19 megaparsecs). La imagen que aquí vemos cubre un área de unos 51 000 años luz (16 kiloparsecs) de lado.

Galaxias irregulares y Racimos de Galaxias

Alguna vez se vio a las galaxias como objetos inmutables, que habían existido en su forma presente a lo largo de la mayor parte de la historia del universo.

Sin embargo, a lo largo de la última década los astrónomos han llegado a la conclusión de que muchas galaxias experimentan eventos cataclísmicos que pueden alterar dramáticamente su apariencia.

Las galaxias interactúan unas con otras a través de la gravedad; los pasajes cercanos pueden quitar material a una y agregarlo a otra. Las colisiones directas pueden fundir a dos galaxias en una, o quizás incluso cambiar un tipo de galaxia en otro. Las galaxias pequeñas pueden ser destrozadas completamente y destruidas por las fuerzas de marea ejercidas por las galaxias más grandes.

Estas varias formas de interacción fueron probablemente mucho más comunes en los tiempos primitivos del universo cuando se crearon las primeras galaxias, pero incluso en la época presente es posible hallar ejemplos espectaculares de interacciones e incluso destrucciones de galaxias.

http://heritage.stsci.edu/2005/09/im...cluster500.jpg

Los racimos de galaxias, donde cientos o incluso miles de galaxias habitan “barrios” muy densos, proporcionan un medioambiente animado, un lugar excelente para buscar interacciones galácticas intensas. Aún el cercano y aparentemente inocente racimo de Fornax tiene su propio ejemplo de evolución galáctica en marcha.

Fornax parece ser un lugar tranquilo, incluso algo aburrido, y está dominado principalmente por galaxias viejas, elípticas y espirales. Sin embargo, esta apariencia es engañadora. Las imágenes de rayos-X revelan un aspecto más turbulento de un racimo en las etapas finales de una reciente fusión con un sub-grupo de tamaño considerable. Una mirada más reciente a los movimientos relativos de las galaxias ha revelado evidencia adicional de no uno sino de dos sub-grupos de galaxias chocando con el grupo principal.

Visto en retrospectiva, Fornax contiene una clave visual prominente de no ser un racimo completamente sereno. NGC 1427A, la única galaxia irregular rica en gas del racimo, presenta una curiosa morfología con prominentes nódulos azules de formación eIris en marcha. Posee también una alta velocidad relativa con respecto al racimo principal (unos 600 kilómetros por segundo) y es probablemente parte de uno de los sub-grupos que están realizando su primer pasaje a través del grupo principal.

Sin embargo, NGC 1427A está relativamente aislada, de modo que su inusual apariencia y su vigorosa formación eIris no pueden ser adjudicadas a la interacción con cualquier gran compañera en particular, sino que deben ser causadas por el racimo como un todo.

Los movimientos de las estrellas que componen NGC 1427A se muestran distorsionados, y parte de la galaxia parece estar rompiéndose en el norte. Esto sugiere fuertemente que NGC 1427A no sobrevivirá mucho tiempo como una galaxia identificable pasando por el racimo, sino que será desintegrada y derramará sus estrellas y su gas en las regiones intergalácticas del racimo de Fornax.

Estos eventos, ahora relativamente escasos en los racimos más ricos, fueron probablemente muy comunes cuando cientos de galaxias comenzaron a congregarse para formarlos. Las estrellas y el gas arrancados a incontables galaxias que se encuentran en estas acumulaciones contribuyeron a la construcción de las gigantescas galaxias que se encuentran en el corazón de la mayor parte de los racimos, y son también la causa de las fantasmales (pero muy sustanciales) y recientemente descubiertas poblaciones eIrises galácticas.

nebulosa Boomerang
 

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El Telescopio Espacial Hubble observó la nebulosa Boomerang con la cámara ACS a principios de 2005. Esta nube de polvo y gas que refleja luz posee dos lóbulos de materia casi simétricos que están siendo expelidos desde una estrella situada en el centro. Cada lóbulo de la nebuolsa tiene casi un año-luz de extensión, por lo que la longitud total de la nebulosa es casi la mitad de la distancia desde nuestro Sol a sus estrellas más próximas, el sistema eIris de Alpha Centauri, que se encuentra a unos 4 años-luz de distancia. La nebulosa Boomerang se encuentra a 5000 años-luz de la Tierra. La imagen del telescopio espacial Hubble muestra dibujos y rizos en la nebulosa, muy cerca de su centro, que no pueden ser observados en imágenes tomadas por telescopios situados en tierra.

Desde la ventana de la Estación Espacial
 

http://www.astroenlazador.com/notici...ne150905bc.jpg

Desde la Estación Espacial Internacional (ISS), los tripulantes de la Expedición 11 ha obtenido esta imagen del hucarán Ofelia, visto desde una de las ventanas del complejo. La tormenta, que se acerca lentamente al sureste de los EEUU fue fotografiada el 11 de septiembre de 2005 a las 19:21 T.U. [url=http://www.nasa.gov/multimedia/imagegallery/hurricane_ophelia.html]Más imágenes[/url]

Contemplando Antares
 

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[SIZE=1][COLOR=RoyalBlue]La región de Antares
Crédito: Jay Ballauer/Adam Block/NOAO/AURA/NSF[/COLOR][/SIZE]


Con tonos suaves y mechones de polvo, la región de Antares del cielo nocturno es una fiesta visual para los amantes de la astronomía.

Los observadores del cielo Jay Ballauer y Phil Jones capturaron esta imagen de la región de Antares en la constelación del Escorpio entre los días 1 y 2 de junio de 2005, como parte de un programa nocturno dirigido por Adam Block en el Observatorio de Kitt Peak en Arizona.

Ballauer y Jones utilizaron un telescopio Takahashi FSQ de 106 mm y una cámara SBIG STL11000 CCD para tomar las dos imágenes que componen este mosaico. El sistema tri-eIris de Rho Ophiuchi aparece arriba a la derecha, con otro sistema triple, 22 Scorpi, situado justo encima de la propia estrella Antares cerca de la zona central inferior. El cúmulo globular M4 puede ser visto justo a la derecha de Antares.

Nubes de polvo oscurecen las regiones superiores de la imagen, las que son iluminadas desde su interior por la luz eIris.

Remanente De la Supernova
 

http://chandra.harvard.edu/photo/200.../tycho_med.jpg

En 1572, el astrónomo Tycho Brahe del danés observó y estudió la explosión de una estrella que se conocía como supernova de Tycho. Más de cuatro siglos más adelante, la imagen de Chandra del remanente de la supernova demuestra a burbuja que se amplía del interior de la ruina del grado del multimillion (verde y rojo) una cáscara más rápidamente de mudanza de los electrones de la energía extremadamente alta (azul filamentary).

La extensión supersónica (cerca de seis millones de millas por hora) de la ruina eIris ha creado la radiografía dos que emitía las ondas expansivas - una que se movía hacia fuera en el gas intereIris, y otra que se movía nuevamente dentro de la ruina. Estas ondas expansivas producen cambios repentinos, grandes en la presión y temperatura, como una versión extrema de los auges acústicos producidos por el movimiento supersónico de aeroplanos.

Según la teoría estándar, la onda expansiva de exterior-mudanza debe ser cerca de 2 años ligeros delante de la ruina eIris. Qué Chandra encontrado en lugar de otro es que la ruina eIris ha guardado paso con el choque externo y está solamente sobre mitad del año ligero detrás.

La explicación más probable para este comportamiento es que una fracción grande de la energía de la onda expansiva de exterior-mudanza está entrando la aceleración de núcleos atómicos a las velocidades que acercan a la velocidad de la luz. Las observaciones de Chandra proporcionan la evidencia más fuerte con todo que los núcleos están acelerados de hecho y que la energía contenida en los altos núcleos de la velocidad en el remanente de Tycho es cerca de 100 veces que observaron en electrones altos de la velocidad.

Esto que encuentra es importante para entender el origen de los rayos cósmicos, los núcleos de gran energía que impregnan la galaxia y bombardean constantemente la tierra. Desde su descubrimiento en los años del vigésimo siglo, muchas fuentes de rayos cósmicos se han propuesto, incluyendo llamaradas en el sol y los acontecimientos similares en otras estrellas, los pulsars, los discos del aumento del calabozo, y el sospechoso primero - ondas expansivas de la supernova. Las observaciones de Chandra del remanente de la supernova de Tycho consolidan el caso para esta explicación

Imágenes Celestes: ¿rayos cósmicos en la supernova de Tycho?
 

http://chandra.harvard.edu/photo/200.../tycho_med.jpg

El observatorio espacial Chandra ha descubierto nueva evidencia para una posible fuente de los núcleos atómicos de alta energía que nos bombardean desde el cosmos.

En 1572, el astrónomo danés Tycho Brahe observó y estudió la explosión de una estrella que llegó a ser conocida como la supernova de Tycho. Más de cuatro siglos más tarde, la imagen de Chandra del remanente de esa supernova muestra una burbuja en expansión de escombros a varios millones de granos (en verde y rojo) dentro de una cáscara de electrones altamente energéticos (filamentos azules) que se mueve aún más rápidamente.

La expansión supersónica (a unos nueve millones de kilómetros por hora) de los escombros eIrises ha creado dos ondas de choque que emiten rayos-X, una que se mueve hacia fuera dentro del gas intereIris, y otra que se mueve hacia atrás dentro de los escombros. Estas ondas de choque producen grandes cambios súbitos en la presión y la temperatura, como una versión extrema de las explosiones sonoras producidas por el movimiento supersónico de los aeroplanos.

De acuerdo con la teoría estándar, la onda de choque que se mueve hacia fuera debería estar unos dos años luz por delante de los restos eIrises. En cambio, lo que Chandra descubrió es que los escombros eIrises han mantenido el paso de la onda de choque exterior y está apenas a medio año luz por detrás.

La explicación más probable para este comportamiento es que una importante fracción de la energía de la onda de choque que viaja hacia el exterior está yendo hacia la aceleración de los núcleos atómicos hasta velocidades que se aproximan a la velocidad de la luz. Las observaciones de Chandra proporcionan la evidencia más fuerte conseguida hasta la fecha de que los núcleos están siendo de hecho acelerados y que la energía contenida en los núcleos a alta velocidad del remanente de Tycho es unas 100 veces mayor que la observada en los electrones de alta velocidad.

El hallazgo resulta de importancia para la comprensión del origen de los rayos cósmicos, los núcleos de alta energía que atraviesan la galaxia y bombardean constantemente a la Tierra. Desde su descubrimiento en los primeros años del siglo XX, se han propuesto muchas fuentes para los rayos cósmicos, incluyendo llamaradas en el Sol y sucesos similares en otras estrellas, pulsares, discos de acreción de agujeros negros, y como sospechosas principales, las ondas de choque de las supernovas. Las observaciones del remanente de la supernova de Tycho fortalecen el caso para esta última explicación.

El remanente de supernova de Tycho se encuentra a unos 7 500 años luz de distancia, en la constelación de Casiopea.

Los colores de la imagen corresponden al siguiente código de energía:

- Rojo: 0,95 a 1,26 keV;
- Verde: 1,63 a 2,26 keV;
- Azul: 4,1 a 6,1 keV.

- NOTAS Y COMENTARIOS -

http://imagine.gsfc.nasa.gov/Images/...ycho_Brahe.gif
[COLOR=RoyalBlue]Tycho Brahe[/COLOR]

Corría el año 1572. En la noche del 11 de noviembre, mientras daba un paseo, Tycho Brahe (1546–1601), astrónomo danés y el más grande de los observadores “pre-telescópicos”, notó una estrella muy brillante en la constelación de Casiopea. Tycho conocía muy bien el cielo, y sabía que esa estrella no estaba allí antes. La observó cuidadosamente durante largo tiempo, registrando meticulosamente sus variaciones de brillo y color.

La estrella mantuvo su brillo (vista de día, era tan luminosa como Venus) por todo noviembre, y en diciembre comenzó declinar, pero fue visible durante todo 1573 hasta que, en marzo de 1574, dejó de ser observable a simple vista. En 1573, Tycho publicó sus resultados en un libro al que tituló, en latín, “De Nova Stella” (Acerca de la Nueva Estrella).

Posteriormente, y especialmente desde el advenimiento del telescopio, fueron observadas otras “nuevas estrellas” que aparecían súbitamente con enorme brillo, y luego desaparecían. Se las comenzó a denominar generalmente como “novas”, y pasó mucho tiempo antes de que se comprendiera su naturaleza. Cuando se las comenzó a entender, se las dividió en dos grandes categorías: “novas” y “supernovas” y en varias subcategorías.

http://www.seds.org/~spider/spider/Vars/Pics/tyc_sn.jpg
[SIZE=1][COLOR=RoyalBlue]Página de “De Nova Stella” con las observaciones de Tycho[/COLOR][/SIZE]

Páginas web relacionadas

[URL=http://astrobiologia.astroseti.org/astrobio/articulo.php?num=1654]¿De donde vienen los rayos cósmiscos[/URL]
[URL=http://ciencia.astroseti.org/nasa/articulo.php?num=540]¿Podemos ir a Marte[/URL]

GRB 050709;misterio cósmico
 

http://chandra.harvard.edu/photo/200...050709_med.jpg
click para ampliar

DESCUBREN MONSTRUOSO AGUJERO NEGRO
 

http://www.circuloastronomico.cl/ima...ax/NGC1097.JPG

Estas impresionantes imágenes de la galaxia activa NGC 1097 que vemos de frente, obtenidas por la cámara NACO del VLT revelan la oculta acción de un monstruoso agujero negro que se oculta en su interior. Los astrónomos pueden ver así como se alimentan este tipo de fenómenos.

Imagen arriba: A la izquierda la región central de NGC 1097 vista en colores J-K. Se puede ver el núcleo con claridad, los brazos epirales que se extienden hasta 1.300 años luz del centro y el anillo de formación eIris. A la derecha, es la misma región pero se ha enmascarado para suprimir las zonas de formación eIris central de la galaxia. Los brazos espirales se ven ahora como canales oscuros que se extienden hasta el brillante anillo. El Norte está arriba y el Este a la izquierda. Crédito: ESO.

La cámara NACO está provista de óptica adaptiva, capaz de corregir las aberraciones ópticas inducidas por las perturbaciones atmosféricas y permite revelar con detalles sin precedentes la estructura de filamentos que yace en el corazón de esta impresionante galaxia. Esta posibilidad, sumada a la extraordinaria estabilidad atmosférica del lugar logra una calidad semejante a la que se obtendría tomando la imagen desde el espacio, con la ventaja de hacerlo con un telescopio de 8,2 metros de diámetro como el telescopio Yepun, del Very Large Telescope de la ESO, ubicado en Cerro Paranal, Región de Antofagasta, Chile.

LA GALAXIA GIGANTE NGC 1097
 

http://www.circuloastronomico.cl/ima...ngc1097eso.jpg

Imagen izquierda: Imagen de toda la galaxia espiral NGC 1097 y su compañera NGC 1097A, tomada en luz visible con el instrumento VIMOS en el VLT. Crédito:ESO.

Imagen derecha: Los 5500 años luz centrales de la galaxia espiral NGC 1097, tomada por la cámara NACO de óptica adaptiva del VLT. Se pueden ver más de 300 regiones de formación de estrellas - que se ven como puntos blancos en la imagen - que se distribuyen en un anillo de polvo y gas. Al centro del anillo está la brillante fuente del núcleo galáctico activo con su agujero negro super-masivo. La imagen en colores reales, si pudiesemos ver objetos tan debilmente iluminados, fue compuesta con imágenes tomadas por tres filtros en las bandas J- (azul), H- (verde) y K-band (roja). El Norte está arriba y el Este a la izquierda. La imagen cubre un campo de 24 x 29 arcsegundos, i.e. ¡Menos del 0.03% del tamaño de la Luna Llena!

"Esta es la primera vez que podemos tener una imagen detallada de cómo es conducida la materia, desde la mayor parte de la galaxia hasta el mismo centro del núcleo", dijo Almudena Prieto (Max-Planck Institute, Heidelberg, Alemania), autora principal del artículo científico que describe estos resultados.

La galaxia está ubicada a 45 millones de años luz en la sureña constelación de Fornax (el Horno), NGC 1097 es una galaxia espiral barrada que vemos de frente. Tiene magnitud 9,5 esto es 25 veces más débil que el objeto más débil que podemos ver a simple vista. En un telescopio pequeño aparece como un disco brillante.

NGC 1097 es un ejemplo moderado de un Núcleo Galáctico Activo, que emite energía proveniente de la materia (gas y estrellas stars) que se precipita a su agujero negro central. Sin embargo este agujero negro parece estar en dieta estricta, ya que por el momento vemos que hay poca materia cayendo al agujero negro.

Las imágenes de infrarrojo cercano de NACO muestran además más de 300 regiones de formación eIris alrededor del núcleo, mejorando en un factor de cuatro las anteriores imágenes tomadas desde el espacio por el Telescopio Epacial Hubble.

Los astrónomos de Paranal tomaron una imagen de NGC 1097 y su compañera NGC 1097A, en Diciembre 2004, en presencia del Presidente de Chile Ricardo Lagos con el instrumento VIMOS del Very Large Telescope (VLT).

NGC1350: COLOSAL OJO CÓSMICO
 

http://www.circuloastronomico.cl/ima...ax/ngc1350.jpg

Astrónomos de la ESO, utilizando el telescopio Kueyen, uno de los gigantes de 8,2 metros del VLT del Observatorio Europeo Austral - ESO, han captado esta impresionante imagen de la Galaxia Espiral NGC 1350. Este observatorio está en la cumbre del Cerro Paranal, Región de Antofagasta, Chile, una altura de 2.600 msnm ubicado a 14 km del Pacífico.

La imagen cubre un área de 8x5 arcmin2 en el cielo, poco menos de la dieciseisava parte del tamaño de la Luna. Su diámetro es de unos 200 años luz y una magnitud visual aparente de 10,2, lo que significa que necesitamos un buen telescopio para verla.

NGC 1350 está ubicada en la pequeña constelación sureña de Fornax (El Horno). Se aleja de nosotros a una velocidad de 1 860 km/s y está a 85 millones de años luz de distancia. Es la galaxia más destacada del Cúmulo de Galaxias de Fornax, un conjunto ubicado a unos 65 millones de años luz.

Recientemente se ha informado de la existencia de un inmenso agujero en el corazón de esta galaxia.

Cuando la luz de esta galaxia inició su camino, hace 85 millones de años atrás, en la Tierra dominaban los dinosaurios, ignorantes de lo que les ocurriría a sus descendientes 15 millones de años después, cuando un meteoro terminó con su reinado en la gran extinción del Jurásico. Nuestros antecesores mamíferos eran criaturas escasas y pequeñas. La parte sur de la Cordillera de Los Andes aún no se formaba y Sudamérica era todavía un continente isla.

LA ESTRELLA MAS PESADA DE LA GALAXIA
 

http://imgsrc.hubblesite.org/hu/db/2...ormats/web.jpg

A diferencia de los animales, las estrellas comienzan su existencia con el mayor peso que alcanzarán a lo largo de su historia. También, las estrellas pueden tener entre sí abismantes diferencias en sus pesos, van desde una décima de la masa del Sol hasta más de cien veces el tamaño de nuestra estrella (2x1030 kg). Los astrónomos, sin embargo, a pesar que lo han visto casi todo en materia de estrellas todavía discuten cual puede ser el límite que puede tener una estrella al momento de su nacimiento y durante su existencia.

Utilizando el Telescopio Espacial Hubble de la NASA, un grupo de astrónomos, se han acercado a delimitar el peso máximo para una estrella al momento de su formación- Para ello estudiaron el cúmulo eIris más denso de nuestra Galaxia, el cúmulo de Arches, determinando que no puede formarse estrellas con más de 150 veces la masa de nuestro Sol

Arriba: Imágenes del Cúmulo Arches, la de la derecha está tomada por el Hubble.

El descubrimiento lleva a los astrónomos más cerca de su comprensión de los complejos procesos de la formación eIris y parece confirmar la idea que las estrellas tienen un peso límite. Conociendo el límite superior para la formación de las estrellas, se pueden obtener pistas sobre cómo se forman los objetos más importantes del Universo: las estrellas.

Las estrellas gigantes tienen un papel protagónico, en sus interiores se fabrican muchos de los elementos pesados más comunes del Universo, que a su vez serán la materia prima para la formación de nuevas estrellas y planetas. Estas grandes estrellas podrían ser la fuente de las titánicas explosiones de rayos gama, que bañan las galaxias con su radiación.

EN EL CENTRO DE LA GALAXIA

El Cúmulo de Arches, es un apretado grupo de estrellas ubicado a sólo 100 años luz del centro de nuestra Galaxia que tiene un brillo superior a todos los demás cúmulos eIrises conocidos de la Vía Láctea. Tiene una masa equivalente a 10 mil soles y es 10 veces más masivo que los cúmulos jóvenes, repartidos en el disco de la Galaxia, como el cúmulo de Orión. Si nuestra vecindad eIris tuviese una densidad eIris similar, habrían 100 mil estrellas en el espacio que queda entra nuestro Sol y la estrella más cercana, Alfa Centauro, ubicada a 4,3 años luz de distancia.

En observaciones recientes se ha establecido que sólo una entre diez millones de estrellas en la Galaxia es tan brillante como las estrellas del cúmulo de Arches, donde al menos una docena de sus estrellas tienen cerca de 100 veces la masa de nuestro Sol.

Esto significaría que es posible que en las condiciones extremas que encontramos en el dinámico y caliente eje de nuestra Galaxia, se favorezca la formación de estrellas masivas.

Por la observación directa, realizada con instrumentos capaces de penetrar las nubes de polvo de los brazos de la Galaxia, y por lo que vemos en otras galaxias semejantes a nuestra Galaxia (se escribe Galaxia con mayúscula cuando hablamos de nuestra galaxia), sabemos que el bulto de la Galaxia (se llama bulto (bulge) a la protuberancia central de las galaxias espirales) está formado mayoritariamente por una inmensa cantidad de estrellas antiguas de baja metalicidad y color rojizo, llamadas de Población II. El bulto tiene la forma de una esfera achatada, donde el polvo y los gases son escasos.

Alrededor del ecuador del bulto galáctico se extiende un gigantesco disco de estrellas, gases y polvo, donde circulan ondas en espiral que desatan la formación de estrellas; es allí a unos 27 mil años luz de su centro se formó nuestro Sol. En este disco las estrellas se forman y destruyen en una tasa mayor que en el Corazón, con lo que estas alcanzan una mayor metalicidad y se les ha clasificado como de Población I.

Sin embargo a medida que nos acercamos al centro del bulto, la densidad de las estrellas va aumentando y aparecen indicios de gases y zonas de formación eIris. En la zona del cúmulo en estudio la agitación es enorme, ya que los objetos en esta zona giran a gran velocidad alrededor del eje central, donde se supone existe un gigantesco agujero negro, al que se precipitan estrellas y materia.

En el caso de la galaxia Andrómeda, vecina a la nuestra, al centro del bulto existe una zona llamada el Núcleo Central con un tamaño de unos 15 años luz de diámetro que es más brillante que todo el resto de sus 130 mil años luz de diámetro (Hartmann 1992). ¿Existe en nuestra galaxia una zona similar? No podemos saberlo a ciencia cierta, ya que las nubes de polvo y gases del disco nos obstruyen la vista, sin embargo por estudios realizados con telescopios sensibles a la luz infrarroja, radio, rayos X y Gama, sabemos que allí la actividad es intensa.

El cúmulo de Arshes, y su vecino el cúmulo Quintuplete, deben de haberse formado cuando dos nubes gigantes, de hidrógeno molecular y polvo chocaron de frente, precipitando la formación de miles de estrellas. Sin embargo las altas temperaturas intereIrises, poderosos campos magnéticos y las turbulencias dentro del gas interstellar puede haber inhibido la reunión de formación de bolsones pequeños de hidrógeno capaces de crear muchas estrellas menores en masa que nuestro Sol.

Los cúmulos eIrises Arshes y Quintuplete, tienen 2 y 4 millones de años respectivamente. El mayor está más disperse y tiene estrellas que están a punto de estallar como supernovas, como la estrella de La Pistola. Ambos cúmulos están destinados a ser destruidos en unos pocos millones de años por las fuerzas gravitacionales del centro de la Galaxia. Mientras tanto, en el corto tiempo que existan, brillarán más que ningún otro cúmulos eIris de la Galaxia.

ESTRELLAS GIGANTES

"A pesar que este extraordinario cúmulo eIris contiene una rica colección de las estrellas más masivas de la Galaxia, no encontramos estrellas mayores que 150 veces la masa de nuestro Sol", dice el astrónomo Donald F. Figer del Space Telescope Science Institute de Baltimore, Md. "Las teorías predicen que mientras más masivo sea el cúmulo, encontraremos allí estrellas más masivas. Hemos observado a los cúmulos más masivos y descubrimos que hay un límite muy nítido en el tamaño que pueden adquirir las estrellas”.

"Las teorías estándar de formación eIris predicen que en el cúmulo Arches debiéramos encontrar entre 20 y 30 estrellas con masas entre las 130 y las 1,000 masas solares. Pero no encontramos ninguna. Si hubiesen existido las habríamos visto. Si las predicciones indicaran que se formarían una o dos, y no viéramos ninguna, entonces podrían argüir que nuestros resultados podrían deberse a errores estadísticos".

Los descubrimientos de Figer coinciden con los realizados con la observaciones de cúmulos menores de nuestra Galaxia y con las realizadas en el cúmulo eIris masivo R136, ubicado en la galaxia vecina Gran Nube de Magallanes, donde no se encontraron estrellas mayores que 150 masas solares.

Figer llama a la cautela, pues esto no descarta la existencia de estrellas mayores que las 150 masas solares. Tales estrellas, si existen, pueden haber Ganado peso uniéndose a otra estrella masiva. Un ejemplo es la estrella de La Pistola, con entre 150 y 250 masas solares, ubicada cerca del eje galáctico. Aunque podría tratarse de una estrella doble, con estrellas tan cercanas que no pueden resolverse ni siquiera utilizando el Telescopio Espacial Hubble.

CHOQUE DE RATONES
 

http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ima...676_hst_c1.jpg

Estas dos enormes galaxias se están destruyendo mutuamente. Conocidas como Los Ratones por sus largas colas, cada una de estas dos galaxias espirales han pasado una entre la otra. Y posiblemente vuelvan a cruzarse una y otra vez hasta que se unan definitivamente. Las colas son creadas por la diferencia relativa entre glos tirones gravitacionales entre los lados cercanos y lejanos de cada galaxia.

Debido a que las distancias son tan grandes, la interacción cósmica ocurre en cámara lenta - a lo largo de millones de años. El conjunto NGC 4676 está a unos 300 millones de años luz de distancia en la dirección de la constelación de Coma Berenice y deben ser miembros del Cúmulo de Galaxias de Coma. La imagen de arriba fue tomada por la Cámara para Investigaciones Avanzadas del Telescopio Espacial Hubble de la NASA que es más sesible y cubre un área mayor que las cámaras anteriores del Hubble.

Debido a la alta sensibilidad, la cámara ha fotografiado casualmente varias galaxias más lejanas que se reparten en el cuadro.

[B]La estrella extraordinaria y su compañera escondida[/B]

http://img398.imageshack.us/img398/6...carinae3ut.jpg
[SIZE="1"][COLOR="RoyalBlue"]El Telescopio Espacial Hubble captura la gloria de Eta Carinae y de la nebulosa Homúnculus que la rodea. La poderosa estrella eyectó esta nebulosa de forma de reloj de arena en enormes estallidos observados en el siglo XIX. La estrella y su posible compañera están encerradas profundamente dentro del blanquecino punto central. [/COLOR][/SIZE]

Hay nuevos indicios de que la gigantesca y misteriosa Eta Carinae tiene una vecina cercana.

Cuando los astrónomos describen a Eta Carinae necesitan de todos los superlativos que puedan conocer. Con al menos 100 masas solares en su haber, esta súper-gigante azul es una de las diez estrellas más masivas (si no la más masiva) de toda la Vía Láctea.

Lanza hacia el espacio más de cinco millones de veces más energía que el Sol, lo que significa que emite más luz en 6 segundos que la que nuestra estrella genera en un año. En las décadas de 1840 y 1850, la estrella aumentó su brillo hasta convertirse en la segunda más luminosa del cielo nocturno, después de Sirio, a pesar de que se encuentra a 7 500 años luz de distancia (y Sirio está a apenas 8,6 años luz). Durante esta “Gran Erupción”, la estrella eyectó al menos una docena de masas solares de gas y polvo… y así y todo se las arregló para sobrevivir.

Ahora, un equipo de científicos anuncia la primera evidencia directa de que Eta Carinae tiene una compañera binaria. Anteriormente, los astrónomos habían sido incapaces de detectar esta estrella por tres razones: todo el sistema está recubierto por enormes cantidades de polvo, la luz de la estrella secundaria está sumergida por el brillo de la primaria, y los dos objetos están separados por menos de 10 mili-arcosegundos.

Basados en evidencia indirecta previa, muchos astrónomos habían sospechado por largo tiempo de que una compañera acechaba en las cercanías de Eta Carinae. En 1977, Augusto Damineli (Universidad de San Pablo, Brasil), llamó por primera la atención sobre el hecho de que el espectro óptico de Eta Carinae cambia cada 5,5 años, presumiblemente debido a una estrella que gire detrás de la estrella primaria en una órbita elíptica. Observaciones subsiguientes de rayos-X han dado un poderoso apoyo a esta teoría, indicando que los vientos de las dos estrellas chocan violentamente cuando los dos objetos se aproximan uno al otro cada 5,5 años.

Pero en un artículo que ha sido posteado en Internet y que está previsto se publique en el número del 1 de noviembre de la revista Astrophysical Journal, la autora principal Rosina C. Iping (Universidad Católica de América) junto a cuatro colegas reportan la detección directa de luz ultravioleta proveniente de la compañera. “Nuestras observaciones son muy sólidas”, dice Iping.

Iping y sus colegas basan su conclusión en espectros obtenidos por el Explorador Espectroscópico Ultravioleta Lejano (FUSE = Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer). El equipo notó que en junio de 2003 el flujo de Eta Carinae en el ultravioleta lejano desapareció de pronto, presumiblemente porque su compañera se había colocado detrás de la primaria y estaba siendo eclipsada por su espeso viento. El momento de la desaparición coincidía perfectamente con las predicciones del modelo binario.

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[SIZE="1"][COLOR="RoyalBlue"]Nadie conoce la órbita exacta de la compañera de Eta Carinae, y ni siquiera se ha probado que la misma exista. Pero si está allí, probablemente recorre un camino muy alargado casi perpendicular a nuestra línea de visión. Cada 5,54 años se aproxima a 2 o 3 unidades astronómicas de la estrella primaria, lo suficientemente cerca como para que choquen los vientos de las estrellas y generen fuertes emisiones de rayos-X. Según el nuevo artículo, la emisión en el ultravioleta lejano de la compañera se ve bloqueado de nuestra vista cuando pasa detrás de la primaria (la que a su vez exhibe una forma de maní debido a su espeso viento polar). [/COLOR][/SIZE]

Haciendo notar que se predice que la estrella compañera es más caliente que la primaria, y que por lo tanto debería brillar más en el ultravioleta, Gull enfatiza: “Esta es precisamente la región (del espectro) donde debería esperarse ver a la estrella compañera si se tuviera la oportunidad de observarla, y de hecho eso fue lo que hicimos”.

“Este es un gran resultado que no se habría podido alcanzar sin instrumentos de última generación como FUSE y sin espectroscopistas avezados como los del equipo que redactó el artículo”, dice Damineli, quien resalta que las propiedades inferidas de la compañera coinciden casi perfectamente con sus predicciones originales.

Iping dice que el espectro ultravioleta de la compañera muestra algunas similitudes con el de una estrella Wolf-Rayet (el abrasador núcleo de una estrella súper-masiva que ha expulsado la mayor parte de su envoltura exterior en forma de poderosos vientos). Pero es rápida en reconocer que también podría ser una tipo O normal (azul y muy caliente) o incluso una súper-gigante O. Todo lo que puede decirse por ahora es que es una estrella muy caliente (al menos 25 000ºK). Aunque no existen mediciones directas de su masa, la estrella es probablemente al menos 30 veces más masiva que el Sol.

Pero no todos los astrónomos están convencidos de que Iping y sus colegas hayan detectado a la compañera. “Desde 1997 ha habido una sucesión de artículos realizando extravagantes anuncios sobre Eta Carinae, a menudo con títulos muy altisonantes, y poco después han sido desacreditados”, comenta Kris Davidson (Universidad de Minnesota).

“Es un resultado interesante, pero creo que se están adelantando demasiado”, agrega Nathan Smith (Universidad de Colorado). “Creo que este nuevo artículo es optimista al atribuir claramente los cambios observados a la detección directa de la compañera. Podría muy bien ser verdad, pero no creo que ya podamos anunciar que estamos seguros”.

Smith concuerda en que el flujo ultravioleta cambiante tiene probablemente algo que ver con la naturaleza binaria de Eta Carinae, pero dice que el equipo de Iping falló al no tener en cuenta en hecho de que se sabe que el espeso viento eIris de Eta Carinae es a la vez no esférico y variable. Desde su punto de vista, la estrella primaria puede contribuir en algo a la emisión ultravioleta observada.

Por otro lado, las características cambiantes del ultravioleta podrían deberse a emisión del viento de Eta Carinae que es iluminado por el flujo ultravioleta de la compañera. Smith y varios otros astrónomos dicen también que la estrella secundaria inferida por los datos de FUSE no generarían un viento lo suficientemente rápido como para ser la causa de las observaciones de rayos-X.

“Todavía quedan algunas cosas para desentrañar y comprender, pero es un resultado emocionante”, dice Gull. Pide a los astrónomos que se mantengas con sus mentes abiertas a la posibilidad de que haya sido la estrella secundaria la que eyectó la masa que resultó en el Gran Erupción de la década de 1840.

[B]Fantástica imagen de dos lunas de Saturno[/B]

Dione y Rea, dos de los muchos satélites que orbitan Saturno, pasan uno frente a otro como dos naves en la noche.

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La nave espacial Cassini tomó esta imagen el 11 de Octubre desde una distancia de 705 894 kilómetros de Dione durante un sobrevuelo reciente.

Dione aparece en la parte posterior y se encontraba a una distancia aproximada de 330 000 kilómetros de Rea en el momento en que eclipsaba a su luna compañera desde la perspectiva de la Cassini. En comparación, la Tierra y la Luna están separadas según la NASA por una distancia de 385 000 kilómetros.

Dione con su diámetro de alrededor de 100 kilómetros y un núcleo rocoso recubierto con hielo de agua, es la segunda luna más densa de Saturno, después de Titán. Esta luna orbita Saturno a una distancia de unos 377 400 kilómetros.

Por otra parte, Rea tiene una densidad relativamente baja y un diámetro de unos 1528 kilómetros. Rea orbita a su planeta anillado desde una distancia de unos 527 040 kilómetros.

Aunque sus sobrevuelos por Dione ya terminaron, la Cassini regresará a Rea. La sonda está programada para realizar su siguiente sobrevuelo por Rea el 26 de Noviembre de este año 2005 y después volverá a pasar una vez más el 30 de Agosto del 2007.

[B]Pequeña galaxia perfora un hoyo en Andrómeda[/B]

Hace algún tiempo, en el lejano pasado, la galaxia enana M32 se precipitó hacia su vecina Andrómeda, mucho más grande, lanzándole un poderoso golpe que le hizo mella formando un agujero de casi 10 000 años luz de diámetro en el plano de las estrellas de Andrómeda, un golpe que aún millones de años después, tiene que curarse.

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Nuevas imágenes en infrarrojo procedentes del Telescopio Espacial Spitzer de la NASA, nos revelaron recientemente ese agujero, el cual se encuentra escondido para los telescopios ópticos bajo los velos de polvo y gas cósmicos de Andrómeda.

Las imágenes del Spitzer también muestran otras características de Andrómeda que nunca habían sido vistas con anterioridad, incluyendo arcos en espiral y estrellas nuevas brillantes arremolinándose a partir del centro de la galaxia.

"Andrómeda es un lugar mucho más interesante de lo que jamás pensamos”, dijo Karl Gordon, un astrónomo del Observatorio Steward de la Universidad de Arizona y autor en jefe de un nuevo estudio donde se detallan los descubrimientos.

Andrómeda, también conocida como Objeto Messier 31 o M31, tiene alrededor de 200 mil años luz de amplitud y es alrededor de 1.5 veces más masiva que la Vía Láctea. Es la galaxia en espiral más grande del denominado Grupo Local, un conjunto de alrededor de 30 galaxias que incluye la nuestra propia y que tiene como centro un agujero negro de una gran súper masa que esta rodeado por cientos de estrellas azules calientes.

Aproximadamente a 2.5 millones de años luz de distancia, es el objeto más lejano que puede observarse con la vista simple en una noche oscura. Y además es la galaxia más estudiada aparte de la propia Vía Láctea. Pero observar y examinar a Andrómeda ha sido siempre un reto. La galaxia está muy inclinada con respecto a la nuestra, de modo que observarla es como tratar de leer un periódico de canto. Otro problema que existe es que muchas partes de Andrómeda están oscurecidas por una neblina de gas y polvo cósmicos.

El Telescopio Espacial Spitzer le da la vuelta a este ultimo problema utilizando el propio polvo cósmico para crear su imagen. El Fotómetro Multibanda de Imágenes (MIPS) está diseñado para detectar la radiación infrarroja, o el calor emitido por las partículas de polvo. El polvo cósmico cercano al centro de Andrómeda da más calor que el polvo de la periferia de la galaxia y por lo mismo, brilla más en el infrarrojo.

Siguiendo las huellas dejadas por los patrones de polvo, el MIPS actúa como rayo X de infrarrojo para revelarnos, por primera vez, la estructura del conjunto de Andrómeda en detalle.

http://www.space.com/images/051017_androm_infra_02.jpg

En las imágenes tomadas con la luz natural visible, Andrómeda luce como una borrosidad lechosa. Con Ias imágenes de infrarrojo de la Spitzer, la neblina desaparece y el esqueleto de Andrómeda se vuelve visible. Se muestra un marco de brazos entrelazados brillantes y una estructura global que se parece menos a una espiral que a unos anillos de fuego concéntricos.

"El seguimiento del polvo por el Spitzer, es la vista más completa que hemos visto hasta la fecha de un gas intereIris y polvo en esta galaxia, especialmente dentro del núcleo, donde es lo más difícil de observar”, dijo Gordon.

Estas nuevas imágenes harán que los astrónomos cambien su manera de ver a Andrómeda. Hasta ahora, era considerado como un perfecto ejemplo de tranquilidad galáctica, un lugar calmado y silencioso donde no pasaba gran cosa, dijo George Rieke, jefe del equipo MIPS del Spitzer. “Nuestras fotos fueron tan buenas que hasta tuvimos que cerciorarnos de esa vista y ahora sabemos que esa galaxia ha recibido un golpe de su pequeña vecina”.

Las colisiones galácticas como esa entre Andrómeda y M32 son en realidad muy comunes. De hecho, Andrómeda tendrá una colisión con nuestra Vía Láctea en alrededor de 3000 millones de años. La violencia de ese impacto haría que el incidente con la M32 sea una cosa menor. Ni Andrómeda ni nuestra Vía Láctea, se espera que sobrevivan a esa colisión con sus formas en espiral intactas. En lugar de eso, la dos se fundirán para formar una galaxia elíptica gigantesca.

Las imagines del Spitzer fueron enviadas recientemente a la revista Astrophysical Journal Letters.

Anillo celestial
 

Un poco de física se convierte en una belleza en esta galaxia gravitatoria, conocida como el Anillo de Einstein

http://a52.g.akamaitech.net/f/52/827..._hubble_04.jpg

Los anillos de Einstein se encuentran entre lo más selecto de las cosechas de los lentes gravitatorios. Hasta muy recientemente, solo se habían observado tres objetos semejantes en el espectro visible de la luz.

Pero los astrónomos obtuvieron ocho más – incluido el de la foto – utilizando las observaciones del telescopio Espacial Hubble y el Lente Sloan de Investigaciones ACS.

Nombrados así por el famoso científico Albert Einstein, quien propuso que el campo gravitatorio de un objeto masivo podría deformar el espacio y desviar la luz de estrellas más distantes entre el objeto y la Tierra, los anillos de Einstein son el patrón principal de las galaxias cuya luz ha sido tan distorsionada por un objeto de gran masa entre ellos y la Tierra que esta luz se arquea sobre sí misma.

Los astrónomos han encontrado una galaxia similar a esta, de entre cada 1000 observadas, dijeron los investigadores del Hubble.

Imágenes Celestes: M1, la Nebulosa del Cangrejo
 

Imágenes Celestes: M1, la Nebulosa del Cangrejo
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M1, La Nebulosa del Cangrejo.


Hubble nos regala un mosaico gigantesco de este remanente de supernova, que también podrá servir como fondo de escritorio para nuestras pantallas.


Esta imagen mosaico, una de las más grandes jamás tomadas por el Telescopio Espacial Hubble de la NASA, nos muestra a la Nebulosa del Cangrejo, un remanente en expansión de seis años luz de ancho de una explosión supernova. Astrónomos japoneses y chinos (y, casi seguramente, americanos nativos) registraron este violento acontecimiento hace casi 1 000 años, en 1054.

Los filamentos de color naranja son los restos destrozados de la estrella, y están compuestos principalmente por hidrógeno. La estrella neutrónica en rápida rotación insertada en el centro de la nebulosa es la dinamo que energiza el fantasmagórico resplandor azulado interior de la nebulosa.

La luz azul proviene de electrones que giran a una velocidad cercana a la de la luz alrededor de las líneas del campo magnético de la estrella neutrónica. La estrella misma, como un faro, eyecta haces gemelos de radiación que parecen pulsar 30 veces por segundo debido a la rotación del objeto. Una estrella neutrónica es el aplastado corazón ultra-denso de una estrella que explotó.

La Nebulosa del Cangrejo derivó su nombre a causa de la apariencia que mostraba en un dibujo realizado por el astrónomo irlandés Lord Rosse en 1844, quien utilizó un telescopio de 36 pulgadas. Cuando se la observa con el Hubble, así como con grandes telescopios terrestres tales como el Telescopio Muy Grande del Observatorio Austral Europeo, la nebulosa adquiere una apariencia más detallada que arroja indicios sobre la muerte espectacular de una estrella, a 6 500 años luz de distancia de nosotros.

La nueva imagen compuesta fue armada con 24 exposiciones individuales tomadas en octubre de 1999, enero de 2000, y diciembre de 2000, con la Cámara Gran Angular y Planetaria No. 2. Los colores de la fotografía indican los diferentes elementos que fueron expulsados durante la explosión. El azul de los filamentos en la parte exterior de la nebulosa representa al oxígeno neutro, el verde corresponde al azufre mono-ionizado, y el rojo indica la presencia del oxígeno doblemente ionizado.

fuente: astroseti

una supernova en marcha
 

ju0009,bienvenido y te invito a que sigas postando en esta seción ;)

¿Cuándo una supernova se convierte en lo que llamamos un remanente de supernova? El Observatorio Espacial Chandra nos sugiere una respuesta.

http://chandra.harvard.edu/photo/2005/sn70/sn70_med.jpg

Los científicos, utilizando el Observatorio Chandra de Rayos-X de la NASA han sido testigos de un rito cósmico de pasaje, la transición de una supernova a un remanente de supernova, un proceso que nunca antes había sido observado con mucho detalle y que permanecía pobremente definido.

Una supernova es la explosión de una estrella masiva, y el remanente es una hermosa y resplandeciente cáscara que se desarrolla después. ¿Cuándo una supernova se convierte en un remanente de supernova? ¿Cuándo aparece ese caparazón y qué alimenta su radiante brillo?

Un equipo científico liderado por el Dr. Stefan Immler del Centro Goddard de Vuelo Espacial de la NASA en Greenbelt, Maryland, ha dado una fresca mirada a una supernova que estalló en 1970, denominada SN 1970G, justo al lado de la cola de la Osa Mayor. Es la más antigua de las supernovas jamás observadas por telescopios de rayos-X.

“Algunos astrónomos han sugerido que hay un momento en el que el remanente de supernova se enciende mágicamente, luego de que la propia supernova se ha desvanecido, cuando la onda de choque de la explosión golpea finalmente contra el medio intereIris y lo ilumina”, dijo Immler. “Por contraste, nuestros resultados muestran que una supernova nueva evoluciona, rápidamente y sin interrupciones, hacia un remanente de supernova. Los propios restos de la estrella, y no el gas del medio intereIris, son los que alimentan al remanente”.

Estos resultados aparecen en The Astrophysical Journal, con la co-autoría del Dr. Kip Kuntz, también del Centro Goddard. Ellos apoyan observaciones previas de SN 1987A obtenidas con Chandra por el Dr. Sangwook Park de la Universidad de Penn State.

http://chandra.harvard.edu/photo/200.../sn70_xray.jpg
[SIZE="1"][COLOR="RoyalBlue"]La imagen de SN 1970G tomada por Chandra en rayos-X muestra una supernova que estalló hace 35 años. Antes de que una estrella masiva explote como supernova, pierde gas a través de un viento eIris que crea una cáscara circum-eIris de gas alrededor de la estrella. La explosión genera ondas de choque que surcan este gas y lo calientan hasta temperaturas de millones de grados. Probablemente, los rayos-X de SN 1970G se deban a este proceso. Los astrónomos estiman que en otros 20 a 60 años las ondas de choque habrán atravesado la cáscara y se encontrarán con el medio intereIris. En ese momento, SN 1970G realizará la transición hacia la fase remanente de supernova de su evolución. [/COLOR][/SIZE]

Utilizando nuevos datos capturados por Chandra y otros de archivos provenientes de los observatorios europeos ROSAT y XMM-Newton, Immler y Kuntz armaron la forma en que SN 1970G evolucionó a lo largo de los años. Hallaron signos delatores de un remanente de supernova (una brillante luz de rayos-X) pero ninguna evidencia de gas intereIris, aún a lo largo de una distancia alrededor del sitio de la explosión 35 veces más grande que nuestro propio sistema solar.

Por el contrario, el material que es calentado por la onda de choque de la supernova hasta hacerlo brilla en luz de rayos-X (lo que llamamos un remanente) proviene del viento eIris de la propia estrella y no es un gas distante del medio intereIris. Este viento, que contiene iones energéticos, fue derramado por la estrella progenitora miles o millones de años antes de la explosión. Si proviniera del medio intereIris, debería ser mucho más denso que lo que se observa.

http://chandra.harvard.edu/photo/2005/sn70/sn70_opt.jpg
[SIZE="1"][COLOR="RoyalBlue"]Esta imagen óptica de M101 (conocida también como la Galaxia del Molinete, o NGC 5457) fue tomada por el telescopio de 0,9 metros del Observatorio Nacional de Kitt Peak de NOAO (KPNO). M101, una galaxia espiral que se encuentra a unos 22 millones de años luz de distancia en la constelación de la Osa Mayor, es muy parecida a nuestra propia Vía Láctea. [/COLOR][/SIZE]

A continuación, Immler y Kuntz estudiaron los perfiles de densidad de todas las otras supernovas que han sido detectadas a lo largo de las últimas dos décadas. Resultó claro que la materia circum-eIris de baja densidad proveniente del viento eIris era la fuente de los rayos-X, y no el medio intereIris. Immler dijo que los remanentes históricos de supernova, tales como Casiopea A (que estalló hace unos 320 años) tampoco muestras signos de actividad del medio intereIris.

Esto significa mucho más que un juego de cambio de nombres, más que el hipotético cambio de SN 1970G a SNR 1970G. “Tendremos que re-pensar la noción de que una onda de choque de la supernova se estrella contra el medio intereIris creando así un remanente de supernova”, dijo Immler. “Los luminosos remanentes de supernova que vemos pueden ser creados sin necesidad de un medio intereIris denso. De hecho, nuestro estudio mostró que todas las supernovas detectadas en rayos-X a lo largo de los últimos 25 años viven en un ambiente de baja densidad”.

SN 1970G está localizada en la galaxia M101, también llamada “del Molinete”, un asombroso objeto que se encuentra a unos 22 millones de años luz de nosotros, en la constelación de la Osa Mayor. Aunque la galaxia en sí misma es visible con binoculares en cielos oscuros, los telescopios no pueden resolver mucha estructura en SN 1970G, a diferencia de lo que sucede con otros remanentes de supernova en nuestra Vía Láctea. Descubierta por un telescopio óptico en 1970, SN 1970G no fue observada en rayos-X hasta la década de 1990.

El trabajo de Immler en el Centro Goddard está apoyado por la Asociación de Universidades para la Investigación Espacial. Kuntz es apoyado por la Universidad de Maryland, en el Condado de Baltimore.

El Centro Marshall de Vuelo Espacial de la NASA en Huntsville, Alabama, dirige el programa Chandra para el Directorio de Misiones Científicas de la Agencia. El Observatorio Astrofísico Smithsoniano controla las operaciones científicas y de vuelo desde el Centro Chandra de Rayos-X en Cambridge, Massachusetts.

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[URL="http://www.astroseti.org/vernew.php?codigo=1214"]-- DML 190, remanente de supernova [/URL]
[URL="http://www.astroseti.org/vernew.php?codigo=1025"]-- Casiopea A, remanente de supernova [/URL]
[URL="http://www.astroseti.org/vernew.php?codigo=1399"]-- LMC N63A, remanente de supernova [/URL]
[URL="http://ciencia.astroseti.org/messier/articulo.php?num=2219"]-- Objeto M101, la Galaxia del Molinete [/URL]

Imágenes Celestes: el largo brazo de un agujero negro
 

Imágenes Celestes: el largo brazo de un agujero negro

El Observatorio Espacial Chandra comprueba que la influencia de los agujeros negros se extiende más allá que lo que se pensaba.
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Racimo de galaxias de Perseo.


Utilizando el Observatorio Chandra de Rayos-X de la NASA, un equipo de científicos ha descubierto evidencia de penachos energéticos de partículas que se extienden por 300 000 años luz dentro de un masivo racimo de galaxias. Estos penachos son producidos por vientos explosivos provenientes de la vecindad de un agujero negro súper masivo, y proporcionan una dramática nueva evidencia de la influencia que un agujero negro puede tener a lo largo de distancias intergalácticas.

Una acumulación de 270 horas de observaciones de Chandra sobre las regiones centrales del racimo de galaxias de Perseo revela evidencias de la agitación que ha devastado al racimo por cientos de millones de años. Uno de los objetos más masivos del universo, el racimo contiene miles de galaxias inmersas en una vasta nube de gas a varios millones de grados con una masa equivalente a millones de millones de Soles.

Enormes rizos brillantes, ondulaciones y franjas parecidas a chorros se muestran claramente en esta imagen. Los filamentos de color azul oscuro del centro se deben probablemente a una galaxia que ha sido destrozada y está cayendo hacia NGC 1275 (también llamada Perseus A), la galaxia gigantesca que se encuentra en el centro del racimo.
http://chandra.harvard.edu/photo/200...sure_lines.jpg
Imagen del Racimo de Perseo con superposición de la región de baja presión.
Un proceso especial diseñado para destacar las regiones de baja y alta presión en el gas del racimo de Perseo ha revelado enormes regiones de baja presión (que se muestran aquí en color púrpura). Estas regiones parecen como penachos en expansión que se extienden hasta una distancia de 300 000 años luz del súper masivo agujero negro en NGC 1275, la gigantesca galaxia central del racimo. Se presumen que la presión del gas de estos penachos es baja a causa de burbujas invisibles que han apartado el gas. Los penachos son evidencia de actividad explosiva cerca del agujero negro súper masivo.


Los penachos son causados por vientos explosivos procedentes de las cercanías del agujero negro súper masivo. Estos vientos producen ondas sónicas que calientan el gas por todas las regiones centrales del racimo e impiden que el gas se enfríe y que se formen nuevas estrellas en alta cantidad. Este proceso ha retardado el crecimiento de una de las mayores galaxias del universo. Proporciona un ejemplo dramático de cómo un agujero negro relativamente muy pequeño pero masivo en el centro de la galaxia puede controlar los comportamientos de calentamiento y enfriamiento del gas mucho más allá de los confines de la galaxia.

“En términos relativos, es como si una fuente calórica del tamaño de una uña afecte el comportamiento de una región del tamaño de la Tierra”, dijo Andrew Fabian de la Universidad de Cambridge, Reino Unido. Fabian es el autor principal de un informe sobre esta investigación que aparecerá en un número futuro de la revista Monthly Notices de la Sociedad Astronómica Real.

El grupo de Fabian descubrió los penachos al estudiar datos obtenidos con observaciones que se extendieron durante 280 horas (más de un millón de segundos) realizadas por Chandra sobre el racimo de Perseo, la más larga observación de rayos-X jamás realizada de un racimo galáctico. Este racimo contiene miles de galaxias inmersas en una vasta nube de gas a varios millones de grados y con la masa equivalente a millones de millones de estrellas.

El gas de baja presión encontrado en los penachos es probablemente el resultado del desplazamiento del mismo causado por burbujas de partículas invisibles de alta energía.

Las burbujas parecen ser generadas por chorros de alta velocidad que surgen de las cercanías del agujero negro súper masivo de la galaxia gigante. Las burbujas individuales que se ven en las regiones interiores se expanden y fusionan para crear los enormes penachos a distancias mayores.

“Los penachos demuestran que el agujero negro ha estado generando vientos por lo menos durante unos 100 millones de años, y probablemente por mucho más tiempo”, dijo el co-autor Jeremy Sanders, también de la Universidad de Cambridge.

El racimo de galaxias de Perseo se encuentra a unos 250 millones de años luz de distancia de la Tierra.

El Centro Marshall de Vuelo Espacial de la NASA en Huntsville, Alabama, dirige el programa Chandra para el Directorio de Misiones Científicas de la agencia. El Observatorio Astrofísico Smithsoniano controla las operaciones científicas y de vuelo desde el Centro Chandra de Rayos-X en Cambridge, Massachusetts.
http://img29.exs.cx/img29/8122/Obser...o_Chandra1.jpg
Observatorio Espacial Chandra de Rayos-X.

fuente: astroseti

Nuevas imágenes de Marte obtenidas por Mars Global Surveyor
 

La nave mars Global Surveyor ha enviado recientemente las siguientes imágenes de la superficie de Marte, tomadas en el óptico:

[URL="http://www.msss.com/mars_images/moc/2005/12/08/"]Casquete del polo Sur [/URL]

[URL="http://www.msss.com/mars_images/moc/2005/12/09/"]Fosa polar [/URL]

[URL="http://www.msss.com/mars_images/moc/2005/12/10/"]Capas polares [/URL]

[URL="http://www.msss.com/mars_images/moc/2005/12/11/"]Rocas en Candor occidental [/URL]

[URL="http://www.msss.com/mars_images/moc/2005/12/12/"]Bandas en Argyre [/URL]

[URL="http://www.msss.com/mars_images/moc/2005/12/13/"]Marte a 341 grados de longitud solar [/URL]

[URL="http://www.msss.com/mars_images/moc/2005/12/14/"]Figuras creadas por un tornado [/URL]

Imágenes Celestes: N132D, remanente de supernova
 

Imágenes Celestes: N132D, remanente de supernova

El Observatorio Chandra de Rayos-X nos muestra un interesante objeto en la Gran Nube de Magallanes.
http://chandra.harvard.edu/photo/0050/0050_xray.jpg
N132D, remanente de supernova en la Gran Nebulosa de Magallanes.

N132D es el remanente de una estrella que explotó en la Gran Nube de Magallanes. La imagen de Chandra muestra un remanente altamente estructurado (o caparazón) de gas a 10 millones de grados y que tiene 80 años luz de ancho. Se cree que este remanente tiene unos 3 000 años de edad.

La cantidad de material que compone el remanente equivale a unos 600 Soles, y si su caparazón tuviera su centro en el Sol, rodearía además a más de 50 estrellas cercanas. La Gran Nebulosa de Magallanes, una galaxia compañera de la Vía Láctea, se encuentra a 160 000 años luz de la Tierra, en la dirección de la constelación del Dorado.

La Cámara de Alta Resolución (HRC = High Resolution Camera), una de las dos cámaras de rayos-X a bordo del Observatorio Chandra de Rayos-X de la NASA, fue puesta en foco por primera vez el lunes 10 de agosto de 1999. Su primer objetivo fue LMC X-1, una fuente puntual de rayos-X en la Gran Nube de Magallanes. Después de comprobar el foco con LMC X-1, Chandra observó a N132D, un remanente de supernova en esa galaxia.
http://chandra.harvard.edu/photo/0050/0050_optical.jpg
Imagen óptica de N132D
Esta imagen óptica muestra gas con una temperatura de algunas decenas de miles de grados, mucho menos que los 10 millones de grados del gas emisor de rayos-X. La similitud de las dos imágenes es sorprendente, pero un examen detallado muestra muchas diferencias. El caparazón óptico no está completo, y se sabe que algunas de las acumulaciones del interior tienen altas concentraciones de oxígeno. Se cree que fueron eyectados durante la explosión, que debió ocurrir hace unos 3 000 años.

“Estas fueron observaciones preliminares de prueba”, enfatizó el Dr. Stephen Murray del Centro Harvard-Smithsoniano de Astrofísica, investigador principal para la Cámara de Alta Resolución. “Pero estamos muy satisfechos con los resultados. Todo indica que la HRC producirá imágenes de rayos-X de una claridad sin precedentes”.

N132D parece estar chocando con una gigantesca nube molecular, lo que produce el brillo en el borde sur del remanente. Esta nube molecular, visible con los radiotelescopios, tiene la masa de unos 300 000 Soles.

La relativamente débil radiación de rayos-X en la parte superior izquierda muestra que la onda de choque se está expandiendo dentro de una región menos densa en el límite de la nube molecular. Se puede ver un cierto número de pequeñas estructuras circulares en las regiones centrales, así como el indicio de un gran rizo circular en la parte superior del remanente.

Si la forma peculiar del N132D puede ser explicada completamente en términos de estos efectos o si apuntan a una explosión inusualmente cilíndrica, es algo que todavía queda por establecerse
http://chandra.harvard.edu/photo/0050/0050_radio.jpg
Radio-imagen de N132D
La emisión de radio de N132D se debe a la radiación de sincrotrón proveniente de electrones de alta energía que se mueven a velocidades cercanas a la de la luz en una trayectoria en espiral por el campo magnético del remanente de supernova. La estructura de radio delinea las regiones donde existen concentraciones de electrones de alta energía y el campo magnético es fuerte. Se espera que esto ocurra cerca de las ondas de choque, lo que explica la similitud entre las imágenes de radio y las de rayos-X. Sin embargo, nótese que la emisión de radio es fuerte en el “agujero” de rayos-X en la parte inferior derecha. Esto podría deberse a una burbuja de electrones de alta energía, o a una región con fuerte campo magnético que haya expulsado el gas caliente.

“La imagen es tan rica en estructura que tomará algún tiempo averiguar lo que realmente está pasando allí”, dijo Murray. “Podrían ser múltiples supernovas, o nubes de absorción en la vecindad de la supernova”.

En muchos sentidos, N132D es similar a una versión más vieja y mucho más grande del remanente de supernova Cas A. Ambos remanentes fueron probablemente producidos por la explosión de una estrella que era de 10 a 20 veces más masiva que nuestro Sol.

N132D contiene unas 50 veces más material que Cas A, y el poder de sus rayos-X es 10 veces mayor. Sin embargo, la temperatura de su gas más caliente es unas 5 veces menor. Esta diferencia se debe probablemente a la mayor edad de N132D y al hecho de que se está expandiendo dentro de un medioambiente más denso que el que rodea a Cas A.

Las capacidades únicas de la HRC provienen tanto de su capacidad fotográfica como del poder de foco de los espejos. Cuando se la utiliza con los espejos de Chandra, la HRC puede lograr imágenes que revelan detalles tan pequeños como de medio arcosegundo. Esto es equivalente a la capacidad de leer un signo de PARE a una distancia de 20 kilómetros.
http://img29.exs.cx/img29/8122/Obser...o_Chandra1.jpg

astroseti

Imágenes Celestes: Los secretos más profundos de nuestra galaxia
 

Imágenes Celestes: Los secretos más profundos de nuestra galaxia

Las maravillas escondidas de nuestro universo-isla se revelan ante los penetrantes ojos infrarrojos de Spitzer.
http://www.jpl.nasa.gov/images/spitz...239-browse.jpg
Una imagen infrarroja panorámica del plano galáctico de la Vía Láctea, tomada por Spitzer. Las nubes rojas indican la presencia de grandes moléculas orgánicas, mezcladas con el polvo, que han sido iluminadas por la cercana formación eIris. Los parches negros son densas nubes de polvo impenetrables incluso para los súper-sensibles ojos infrarrojos de Spitzer. Los arcos brillantes de color blanco que se ven por toda la imagen son incubadoras eIrises masivas

Al fin los astrónomos han encontrado la luz interior!. Pero no lo hicieron a través de los típicos métodos terrestres de la meditación, el ejercicio y la terapia. En cambio, la luz fue descubierta dentro de nuestra Vía Láctea luego de horas de profunda auto-reflexión con el Telescopio Espacial Spitzer de la NASA.

Los científicos, que son miembros del equipo del Legado de la Inspección Infrarroja Extraordinaria del Plano Medio Galáctico (GLIMPSE = Galactic Legacy Infrared Mid-Plane Survey Extraordinaire), utilizaron los ojos buscadores de calor de Spitzer para dar un vistazo al plano lleno de polvo de nuestra galaxia. Cuando lo hicieron, las obscuras nubes de gas y polvo de la galaxia se hicieron transparentes, revelando aproximadamente unos 100 nuevos cúmulos eIrises, conteniendo cada uno de ellos de decenas a centenares de estrellas (N.T.: el nombre de la inspección, “GLIMPSE”, es un juego de palabras, ya que además de ser el acrónimo del proyecto, en inglés la palabra “glimpse” significa “ojeada”, “vislumbre” o “vistazo”).

Según la investigadora principal Emily Mercer, una estudiante graduada de la Universidad de Boston, Massachusetts, los nuevos cúmulos contarán a los astrónomos muchas cosas sobre la estructura de la Vía Láctea y sobre la formación eIris dentro de nuestro universo-isla.

“Esos pequeñuelos son bastante difíciles de encontrar”, dijo Mercer. “El descubrimiento requirió una revisión sofisticada de computadora de los datos de Glimpse y una inspección cuidadosa de las imágenes de Spitzer”.

En el pasado, nuestra galaxia no fue tan veloz en brindarnos sus secretos eIrises. Como estamos ubicados dentro de su chato disco espiral, la mayor parte de la galaxia parece como una espesa y turbia banda de luz que cruza el cielo. Muchas de las estrellas en este plano galáctico no pueden ser detectadas con telescopio de luz visible o ultravioleta. Eso es así porque las nubes frías de gas y polvo que sobrevuelan sobre el centro galáctico y conforman los brazos espirales, bloquean esa luz eIris de nuestra vista.

Dos tercios de los nuevos cúmulos eIrises fueron descubiertos a través de un método computacional desarrollado por Mercer y su asesor, el Dr. Dan Clemens, también de la Universidad de Boston. Utilizaron un algoritmo, o procedimiento matemático, para escudriñar automáticamente a través de los datos Glimpse de los cúmulos. El resto fue encontrado utilizando el método tradicional de revisar visualmente las imágenes en busca de cúmulos eIrises.

Mercer descubrió también que hay casi el doble de cúmulos eIrises en la porción sur del plano galáctico, visible desde el hemisferio austral terrestre, que en el plano galáctico norte. Ella también sospecha que esta observación puede ayudar a los astrónomos a cartografiar la ubicación de los brazos espirales de la Vía Láctea.

“Emily ha realizado un gran trabajo”, dice Clemens. “Su método computacional para la búsqueda de cúmulos ha probado ser la empresa automatizada más exitosa hasta la fecha”.

Tanto Clemens como Mercer son miembros del equipo multi-institucional Glimpse, dirigido por el Dr. Edward Churchwell de la Universidad de Wisconsin, Madison. El grupo fue seleccionado en noviembre de 2000 para estudiar el plano galáctico con el conjunto de cámaras infrarrojas de Spitzer, como parte del programa Legado de Spitzer. Hasta ahora Glimpse ha sido catalogado más de 30 millones de estrellas de la Vía Láctea interior, y el equipo espera identificar a más de 50 millones de estrellas para cuando haya finalizado el proyecto.

“Al lograr que el plano galáctico se vuelva transparente, Spitzer abre una nueva puerta para que los astrónomos puedan estudiar la Vía Láctea”, dice Churchwell. “Algunas de las cosas científicas que surgirán de este proyecto serán descubrimientos inesperados, que abrirán vías de investigación completamente nuevas”.

Una ojeada a la Vía Láctea

En esta imagen panorámica (fila central) del proyecto Legado de la Inspección Extraordinaria Infrarroja del Plano Medio Galáctico (GLIMPSE = Galactic Legacy Infrared Mid-Plane Survey Extraordinaire), queda expuesta una plétora de actividad eIris en el plano galáctico de la Vía Láctea, que llega hasta el lado más lejano de la galaxia. Esta imagen cubre 9 grados del cielo (aproximadamente, el ancho de un puño sostenido con el brazo extendido).
http://ipac.jpl.nasa.gov/media_image...-025_small.jpg
En la luz visible, el grueso de las estrellas de nuestra galaxia, la Vía Láctea, queda eclipsado detrás de espesas nubes de gas y polvo galácticos. Pero para los ojos infrarrojos del Telescopio Espacial Spitzer de la NASA, las distantes estrellas y nubes de polvo brillan con claridad y color sin paralelos.

Las nubes rojas indican la presencia de grandes moléculas orgánicas (mezcladas con el polvo) que han sido iluminadas por la cercana formación eIris. Los parches negros son densas y oscuras nubes de polvo, impenetrables incluso para los súper-sensibles ojos infrarrojos de Spitzer. Se cree que los brillantes arcos blancos diseminados por toda la imagen son incubadoras eIrises masivas.

Con más de 160 megapíxeles, el detalle completo de este panorama no puede ser apreciado sin hacer zoom sobre varias áreas de interés (filas superior e inferior). Los agujeros, o burbujas, en las nubes rojas, son formados por las poderosas emisiones provenientes de grupos masivos de estrellas en formación. Los mechones verdes indican la presencia de gas hidrógeno caliente.

Pueden verse también cúmulos eIrises como agrupaciones de manchitas azules, verdes y amarillas dentro de algunas de las nebulosas rojas (o nubes de formación eIris). Además de los abundantes ejemplos de juventud eIris de este montaje, Spitzer ve también un objeto conocido como “nebulosa planetaria” (fila superior, centro). Tales nebulosas son el estertor final de estrellas como nuestro Sol, cuyas capas exteriores son expulsadas hacia el espacio, dejando detrás el núcleo consumido de la estrella, que entonces recibe el nombre de enana blanca.

Aunque esta imagen panorámica captura una gran parte de la galaxia, representa apenas el 7,5% de la inspección primaria de GLIMPSE, que fotografiará la mayoría de las regiones de formación eIris de nuestra galaxia.

Las imágenes infrarrojas fueron capturadas con el Conjunto de Cámaras Infrarrojas (IRAC = Infrared Array Camera) de Spitzer. Las fotografías son composiciones en falso color de 4 canales, mostrando la emisión en las longitudes de onda de 3,6 micrones (azul), 4,5 micrones (verde), 5,8 micrones (naranja) y 8,0 micrones (rojo).
http://img91.exs.cx/img91/3470/Teles...al_Spitzer.jpg
Telescopio Espacial Infrarrojo Spitzer.


astroseti

Los secretos más profundos de nuestra galaxia
 

http://www.jpl.nasa.gov/images/spitz...239-browse.jpg
[COLOR="RoyalBlue"]Una imagen infrarroja panorámica del plano galáctico de la Vía Láctea, tomada por Spitzer. Las nubes rojas indican la presencia de grandes moléculas orgánicas, mezcladas con el polvo, que han sido iluminadas por la cercana formación eIris. Los parches negros son densas nubes de polvo impenetrables incluso para los súper-sensibles ojos infrarrojos de Spitzer. Los arcos brillantes de color blanco que se ven por toda la imagen son incubadoras eIrises masivas.[/COLOR]

¡Al fin los astrónomos han encontrado la luz interior!. Pero no lo hicieron a través de los típicos métodos terrestres de la meditación, el ejercicio y la terapia. En cambio, la luz fue descubierta dentro de nuestra Vía Láctea luego de horas de profunda auto-reflexión con el Telescopio Espacial Spitzer de la NASA.

Los científicos, que son miembros del equipo del Legado de la Inspección Infrarroja Extraordinaria del Plano Medio Galáctico (GLIMPSE = Galactic Legacy Infrared Mid-Plane Survey Extraordinaire), utilizaron los ojos buscadores de calor de Spitzer para dar un vistazo al plano lleno de polvo de nuestra galaxia. Cuando lo hicieron, las obscuras nubes de gas y polvo de la galaxia se hicieron transparentes, revelando aproximadamente unos 100 nuevos cúmulos eIrises, conteniendo cada uno de ellos de decenas a centenares de estrellas (N.T.: el nombre de la inspección, “GLIMPSE”, es un juego de palabras, ya que además de ser el acrónimo del proyecto, en inglés la palabra “glimpse” significa “ojeada”, “vislumbre” o “vistazo”).

Según la investigadora principal Emily Mercer, una estudiante graduada de la Universidad de Boston, Massachusetts, los nuevos cúmulos contarán a los astrónomos muchas cosas sobre la estructura de la Vía Láctea y sobre la formación eIris dentro de nuestro universo-isla.

“Esos pequeñuelos son bastante difíciles de encontrar”, dijo Mercer. “El descubrimiento requirió una revisión sofisticada de computadora de los datos de Glimpse y una inspección cuidadosa de las imágenes de Spitzer”.

En el pasado, nuestra galaxia no fue tan veloz en brindarnos sus secretos eIrises. Como estamos ubicados dentro de su chato disco espiral, la mayor parte de la galaxia parece como una espesa y turbia banda de luz que cruza el cielo. Muchas de las estrellas en este plano galáctico no pueden ser detectadas con telescopio de luz visible o ultravioleta. Eso es así porque las nubes frías de gas y polvo que sobrevuelan sobre el centro galáctico y conforman los brazos espirales, bloquean esa luz eIris de nuestra vista.

Dos tercios de los nuevos cúmulos eIrises fueron descubiertos a través de un método computacional desarrollado por Mercer y su asesor, el Dr. Dan Clemens, también de la Universidad de Boston. Utilizaron un algoritmo, o procedimiento matemático, para escudriñar automáticamente a través de los datos Glimpse de los cúmulos. El resto fue encontrado utilizando el método tradicional de revisar visualmente las imágenes en busca de cúmulos eIrises.

Mercer descubrió también que hay casi el doble de cúmulos eIrises en la porción sur del plano galáctico, visible desde el hemisferio austral terrestre, que en el plano galáctico norte. Ella también sospecha que esta observación puede ayudar a los astrónomos a cartografiar la ubicación de los brazos espirales de la Vía Láctea.

“Emily ha realizado un gran trabajo”, dice Clemens. “Su método computacional para la búsqueda de cúmulos ha probado ser la empresa automatizada más exitosa hasta la fecha”.

Tanto Clemens como Mercer son miembros del equipo multi-institucional Glimpse, dirigido por el Dr. Edward Churchwell de la Universidad de Wisconsin, Madison. El grupo fue seleccionado en noviembre de 2000 para estudiar el plano galáctico con el conjunto de cámaras infrarrojas de Spitzer, como parte del programa Legado de Spitzer. Hasta ahora Glimpse ha sido catalogado más de 30 millones de estrellas de la Vía Láctea interior, y el equipo espera identificar a más de 50 millones de estrellas para cuando haya finalizado el proyecto.

“Al lograr que el plano galáctico se vuelva transparente, Spitzer abre una nueva puerta para que los astrónomos puedan estudiar la Vía Láctea”, dice Churchwell. “Algunas de las cosas científicas que surgirán de este proyecto serán descubrimientos inesperados, que abrirán vías de investigación completamente nuevas”.

Una ojeada a la Vía Láctea

En esta imagen panorámica (fila central) del proyecto Legado de la Inspección Extraordinaria Infrarroja del Plano Medio Galáctico (GLIMPSE = Galactic Legacy Infrared Mid-Plane Survey Extraordinaire), queda expuesta una plétora de actividad eIris en el plano galáctico de la Vía Láctea, que llega hasta el lado más lejano de la galaxia. Esta imagen cubre 9 grados del cielo (aproximadamente, el ancho de un puño sostenido con el brazo extendido).

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[SIZE="1"][COLOR="RoyalBlue"]En la luz visible, el grueso de las estrellas de nuestra galaxia, la Vía Láctea, queda eclipsado detrás de espesas nubes de gas y polvo galácticos. Pero para los ojos infrarrojos del Telescopio Espacial Spitzer de la NASA, las distantes estrellas y nubes de polvo brillan con claridad y color sin paralelos. [/COLOR][/SIZE]

Las nubes rojas indican la presencia de grandes moléculas orgánicas (mezcladas con el polvo) que han sido iluminadas por la cercana formación eIris. Los parches negros son densas y oscuras nubes de polvo, impenetrables incluso para los súper-sensibles ojos infrarrojos de Spitzer. Se cree que los brillantes arcos blancos diseminados por toda la imagen son incubadoras eIrises masivas.

Con más de 160 megapíxeles, el detalle completo de este panorama no puede ser apreciado sin hacer zoom sobre varias áreas de interés (filas superior e inferior). Los agujeros, o burbujas, en las nubes rojas, son formados por las poderosas emisiones provenientes de grupos masivos de estrellas en formación. Los mechones verdes indican la presencia de gas hidrógeno caliente.

Pueden verse también cúmulos eIrises como agrupaciones de manchitas azules, verdes y amarillas dentro de algunas de las nebulosas rojas (o nubes de formación eIris). Además de los abundantes ejemplos de juventud eIris de este montaje, Spitzer ve también un objeto conocido como “nebulosa planetaria” (fila superior, centro). Tales nebulosas son el estertor final de estrellas como nuestro Sol, cuyas capas exteriores son expulsadas hacia el espacio, dejando detrás el núcleo consumido de la estrella, que entonces recibe el nombre de enana blanca.

Aunque esta imagen panorámica captura una gran parte de la galaxia, representa apenas el 7,5% de la inspección primaria de GLIMPSE, que fotografiará la mayoría de las regiones de formación eIris de nuestra galaxia.

Las imágenes infrarrojas fueron capturadas con el Conjunto de Cámaras Infrarrojas (IRAC = Infrared Array Camera) de Spitzer. Las fotografías son composiciones en falso color de 4 canales, mostrando la emisión en las longitudes de onda de 3,6 micrones (azul), 4,5 micrones (verde), 5,8 micrones (naranja) y 8,0 micrones (rojo).

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Imágenes celestes: El espíritu cósmico de la Navidad
 

Dos imágenes asombrosas de los jóvenes cúmulos eIrises abiertos Haffner 18 y Haffner 19 en NGC 2467.

Así como el Villancico de Navidad de Charles Dickens nos lleva a un viaje hacia el pasado, el presente y el futuro en el transcurso de apenas una noche de vísperas de Navidad, dos de los telescopios de ESO capturaron varias etapas en la vida de una estrella, en una única imagen.
http://imagenes.filescenter.com/ver.php/0a68de0.jpg
La fotografía ESO PR Foto 42a/05 muestra el área que rodea al cúmulo eIris NGC 2467, localizado en la constelación austral de Puppis (La Popa). Con una edad máxima de unos pocos millones de años, en una guardería eIris muy activa, donde nuevas estrellas están naciendo constantemente a partir de enormes nubes de gas y polvo.

La imagen, que parece un colorido espíritu cósmico o un gigantesco mandril celestial (1), contiene los cúmulos abiertos Haffner 18 (centro) y Haffner 19 (centro derecha; está localizado dentro de la región rosada más pequeña, el ojo inferior del mandril), así como áreas enormes de gas ionizado.

La estrella brillante en el centro de la región rosada más grande en la parte inferior de la imagen es HD 64315, una estrella joven masiva que está ayudando a dar forma a la estructura de toda la región nebular.

Esta ESO PR Foto 42a/05 fue tomada con la cámara de Imágenes de Gran Angular (Wide Field Imager) adosada al telescopio MPG/ESO de 2,2 metros ubicado en La Silla, Chile.
http://imagenes.filescenter.com/ver.php/176dc58.jpg
Otra imagen de la porción central de esta área se muestra en ESO PR Foto 42b/05. Fue obtenida con el instrumento FORS2 del Telescopio Muy Grande (VLT = Very Large Telescope) de ESO en Cerro Paranal, también en Chile.

ESO PR Foto 42b/05 se enfoca en el cúmulo eIris abierto Haffner 18, ilustrando perfectamente tres etapas diferentes de este proceso de formación eIris: en el centro de la imagen, Haffner 18, un grupo de estrellas maduras que ya han dispersado sus nebulosas parentales, representan el producto completo o el pasado inmediato del proceso de formación eIris.

Localizada en la zona inferior izquierda de este cúmulo, una estrella muy joven recién llegada a su existencia y rodeada todavía por el ******* de gas donde nació, proporciona una visión del presente mismo del nacimiento eIris.

Finalmente, las nubes de polvo hacia la esquina derecha de la imagen son guarderías eIrises activas que producirán nuevas estrellas en el futuro.

Haffner 18 contiene unas 50 estrellas, entre las cuales hay varias masivas, de corta vida. La estrella masiva que todavía está rodeada de una pequeña y densa cáscara de hidrógeno, ostenta el bastante críptico nombre de FM3060a. Su cáscara tiene unos 2,5 años luz de diámetro y se expande a una velocidad de 20 kilómetros por segundo. Debe haber sido creada hace unos 40 000 años.

El racimo se encuentra a una distancia de entre 25 000 a 30 000 años luz de nosotros (2).

Información técnica:

ESO PR Foto 42a/05 se basa en imágenes obtenidas con el instrumento WFI del telescopio
ESO/MPG de 2,2 metros por Rubio/Minniti/Barba/Mendez en diciembre de 2003. Las 49 observaciones fueron realizadas con seis filtros diferentes: U (exposición de 2 horas), B, OIII, V, H-alfa y R (1 hora de exposición para cada uno de ellos). Los datos fueron extraidos del Archivo Científico de ESO. Las observaciones iniciales fueron reducidas y combinadas por Benoit Vandame (ESO). La imagen final se basa en los datos de los filtros U, OIII y H-alfa. El norte está a la derecha y el este en la parte superior. El campo de visión es de unos 30x30 minutos de arco.
ESO PR Foto 42b/05 es una comoposición a color obtenida con el instrumento multi-modo FORS2 de Kueyen, la segunda Unidad Telescopio del Telescopio Muy Grande. Los datos fueron recogidos durante la puesta en funcionamiento del instrumento en febrero de 2002. Las observaciones fueron extradas del Archivo Científico de ESO y reducidas por Henri Boffin (ESO). El norte está hacia arriba y el este hacia la izquierda.
El procesamiento final de ESO PR Foto 42a/05 y ESO PR Foto 42b/05 fue llevado a cabo por Kristina Boneva y Haennes Heyer (ESO).

NOTAS:

1).- A veces, NGC 2467 es llamada también “La Calavera y las Tibias Cruzadas”.

2).- Un estudio del cúmulo Haffner 18 ha sido presentado en Moreno-Corral et al. (2005), Rev. Mex. A&A 41, 69 y en Munari et al. (1998), MNRAS 297, 867.

Imágenes Celestes: N44, una caverna intereIris
 

Una tormenta de arremolinadas nubes impulsadas por los vientos e iluminadas por la luz de estrellas masivas, es el foco de una sorprendente imagen publicada por el Observatorio Géminis.
http://imagenes.filescenter.com/ver.php/fdbbd09.jpg
NOTA: para obtener una imagen de resolución máxima, cliquear [url=http://www.gemini.edu/files/docman/press_releases/pr2005-12/ngc1929v2.tif][b][COLOR="Red"]Aqui[/COLOR][/b][/url]
Comunicado del Legado Géminis

Conocido como el complejo súper-burbuja N44, esta nubosa tempestad está dominada por una vasta burbuja de unos 325 por 250 años luz de lado. Un cúmulo de estrellas masivas que se encuentran dentro de la caverna ha limpiado el gas para formar una cáscara hueca muy distintiva con forma de boca.

Si bien los astrónomos no se han puesto de acuerdo sobre la forma exacta en que esta burbuja ha evolucionado durante los últimos 10 millones de años, sí saben que el cúmulo central de estrellas masivas es el responsable por la inusual apariencia de la nube. Es probable que la muerte explosiva de una o más de las más masivas y con vida más corta de las estrellas del cúmulo, haya jugado un papel clave en la formación de la enorme burbuja.

“Esta región es como un laboratorio gigante que nos proporciona un atisbo de muchos fenómenos únicos”, dijo Sally Oey de la Universidad de Michigan, quien ha estudiado este objeto con detenimiento. “Las observaciones desde el espacio han revelado gas emisor de rayos-X que escapa de esta súper-burbuja, y si bien esto es algo que se podía esperar, es el único objeto de su clase en donde estamos viendo que realmente sucede”.

Uno de los misterios que rodean a este objeto apunta al papel que pudieron haber jugado las explosiones supernova (que marcan la destrucción de las estrellas más masivas del cúmulo central) en la conformación de la nube.

Philip Massey del Observatorio Lowell, quien estudió esta región junta a Oey, agrega: “Cuando vemos la velocidad de los gases en esta nube, encontramos inconsistencias en el tamaño de la burbuja y las velocidades esperadas de los vientos provenientes del cúmulo central de estrellas masivas. Las supernovas, las edades de las estrellas centrales, o la orientación y la forma de la nube podrían explicar el asunto, pero la conclusión final es que todavía queda mucha ciencia emocionante para hacer allí, e indudablemente estas nuevas imágenes ayudaran a realizarla”.

Los datos Géminis utilizados para producir esta imagen están siendo liberados para la comunidad astronómica con el fin de investigación futura y análisis posterior.

La imagen proporciona una de las vistas más detalladas jamás obtenidas de esta región relativamente grande de la Gran Nube de Magallanes, una galaxia satélite de nuestra Vía Láctea que se encuentra localizada a unos 150 000 años luz de distancia y que es visible desde el hemisferio austral.

Las fotografías capturaron la luz de colores específicos que revelan la compresión del material y la presencia de gases (principalmente gas hidrógeno excitado y cantidades menores de oxígeno y de azufre “impactado”) en la nube.

En la imagen aparecen múltiples burbujas más pequeñas, como crecimientos bulbosos unidos a la súper-burbuja central. La mayoría de estas regiones fue formada probablemente como parte del mismo proceso que dio forma al cúmulo central. Su formación pudo haber sido “disparada” por compresión cuando las estrellas centrales empujaron hacia fuera el gas que las rodeaba. Nuestra visión dentro de esta caverna podría en realidad ser como mirar a través de un tubo alargado, que proporciona al objeto su apariencia de boca monstruosa.

Las imágenes utilizadas para producir esta composición a color fueron obtenidas con el Espectrógrafo Multi-objeto de Géminis (GMOS = Gemini Multi-object Spectrograph) adosado al Telescopio Géminis Sur en Cerro Pachón, Chile. La composición color fue producida por Travis Rector de la Universidad de Alaska, Anchorage, y combina tres fotografías a color.
Traducido para Astroseti.org por
Heber Rizzo Baladán

Imágenes Celestes: N44, una caverna intereIris
 

Imágenes Celestes: N44, una caverna intereIris

Una tormenta de arremolinadas nubes impulsadas por los vientos e iluminadas por la luz de estrellas masivas, es el foco de una sorprendente imagen publicada por el Observatorio Géminis.
http://www.gemini.edu/images/stories...ig1_screen.jpg
Imagen del Legado Géminis del complejo súper-burbuja N44, tal como fue fotografiado por el instrumento GMOS del Telescopio Géminis Sur en Chile.

Comunicado del Legado Géminis

Conocido como el complejo súper-burbuja N44, esta nubosa tempestad está dominada por una vasta burbuja de unos 325 por 250 años luz de lado. Un cúmulo de estrellas masivas que se encuentran dentro de la caverna ha limpiado el gas para formar una cáscara hueca muy distintiva con forma de boca.

Si bien los astrónomos no se han puesto de acuerdo sobre la forma exacta en que esta burbuja ha evolucionado durante los últimos 10 millones de años, sí saben que el cúmulo central de estrellas masivas es el responsable por la inusual apariencia de la nube. Es probable que la muerte explosiva de una o más de las más masivas y con vida más corta de las estrellas del cúmulo, haya jugado un papel clave en la formación de la enorme burbuja.

“Esta región es como un laboratorio gigante que nos proporciona un atisbo de muchos fenómenos únicos”, dijo Sally Oey de la Universidad de Michigan, quien ha estudiado este objeto con detenimiento. “Las observaciones desde el espacio han revelado gas emisor de rayos-X que escapa de esta súper-burbuja, y si bien esto es algo que se podía esperar, es el único objeto de su clase en donde estamos viendo que realmente sucede”.

Uno de los misterios que rodean a este objeto apunta al papel que pudieron haber jugado las explosiones supernova (que marcan la destrucción de las estrellas más masivas del cúmulo central) en la conformación de la nube.

Philip Massey del Observatorio Lowell, quien estudió esta región junta a Oey, agrega: “Cuando vemos la velocidad de los gases en esta nube, encontramos inconsistencias en el tamaño de la burbuja y las velocidades esperadas de los vientos provenientes del cúmulo central de estrellas masivas. Las supernovas, las edades de las estrellas centrales, o la orientación y la forma de la nube podrían explicar el asunto, pero la conclusión final es que todavía queda mucha ciencia emocionante para hacer allí, e indudablemente estas nuevas imágenes ayudaran a realizarla”.

Los datos Géminis utilizados para producir esta imagen están siendo liberados para la comunidad astronómica con el fin de investigación futura y análisis posterior.

La imagen proporciona una de las vistas más detalladas jamás obtenidas de esta región relativamente grande de la Gran Nube de Magallanes, una galaxia satélite de nuestra Vía Láctea que se encuentra localizada a unos 150 000 años luz de distancia y que es visible desde el hemisferio austral.

Las fotografías capturaron la luz de colores específicos que revelan la compresión del material y la presencia de gases (principalmente gas hidrógeno excitado y cantidades menores de oxígeno y de azufre “impactado”) en la nube.

En la imagen aparecen múltiples burbujas más pequeñas, como crecimientos bulbosos unidos a la súper-burbuja central. La mayoría de estas regiones fue formada probablemente como parte del mismo proceso que dio forma al cúmulo central. Su formación pudo haber sido “disparada” por compresión cuando las estrellas centrales empujaron hacia fuera el gas que las rodeaba. Nuestra visión dentro de esta caverna podría en realidad ser como mirar a través de un tubo alargado, que proporciona al objeto su apariencia de boca monstruosa.

Las imágenes utilizadas para producir esta composición a color fueron obtenidas con el Espectrógrafo Multi-objeto de Géminis (GMOS = Gemini Multi-object Spectrograph) adosado al Telescopio Géminis Sur en Cerro Pachón, Chile. La composición color fue producida por Travis Rector de la Universidad de Alaska, Anchorage, y combina tres fotografías a color.
http://www.gemini.edu/images/albums/...Snow.sized.jpg

astroseti

Imágenes Celestes: Miles de estrellas en la nebulosa de Orión
 

Imágenes Celestes: Miles de estrellas en la nebulosa de Orión

El Telescopio Espacial Hubble sigue sorprendiéndonos con sus nuevas imágenes, aún cuando sean de objetos ya muy conocidos.
http://imgsrc.hubblesite.org/hu/db/2...ormats/web.jpg
La Nebulosa de Orión, revisitada

En una de las más detalladas imágenes astronómicas jamás producidas, el Telescopio Espacial Hubble de la NASA está ofreciendo una visión sin precedentes de la Nebulosa de Orión. Esta turbulenta región de formación eIris es uno de los más dramáticos y fotogénicos objetos celestiales de la astronomía.

La nítida imagen revela un tapiz de formación eIris, desde densos pilares de gas y polvo que pueden ser el hogar de estrellas en ciernes hasta jóvenes y calientes estrellas masivas que han emergido de sus *******s de gas y polvo, y que están dando forma a la nebulosa con su poderosa luz ultravioleta.

La nueva fotografía revela estructuras a gran escala que jamás habían sido vistas con anterioridad, según C. Robert O’Dell de la Universidad de Vanderbilt en Nashville, Tennessee. “Únicamente con el Telescopio Espacial Hubble podemos comenzar a entenderlas”, dijo O’Dell.

En un mosaico que contiene mil millones de píxeles, la Cámara Avanzada para Inspecciones (ACS = Advanced Camera for Surveys) del Hubble descubrió 3 000 estrellas de varios tamaños. Algunas de ellas nunca habían sido estudiadas antes en luz visible. Otras, tienen apenas 1/100 de la luminosidad de las estrellas que habían sido observadas previamente en la nebulosa.

Entre las estrellas detectadas por el Hubble se encuentran algunas posibles enanas marrones, siendo la primera vez que objetos de este tipo han sido observados en luz visible en la nebulosa de Orión.

Las enanas marrones son llamadas también “estrellas fallidas”. Estos fríos objetos son demasiado pequeños como para convertirse en estrellas, ya que no pueden sostener una fusión nuclear en su núcleo, tal como hace nuestro Sol.

El Telescopio Espacial Hubble espió también por primera vez una pequeña población de posibles enanas marrones binarias (dos enanas marrones orbitando una alrededor de la otra). La comparación entre las características de las estrellas recién nacidas y de las enanas marrones en su ambiente natal, proporciona una información única acerca de cómo se forman.

“El tesoro de información que se encuentra en este estudio del Hubble, incluyendo la observación de estrellas de todo tamaño en un único lugar denso, proporciona una oportunidad extraordinaria de estudiar la formación eIris”, dijo Massimo Robberto del Instituto de Ciencia del Telescopio Espacial en Baltimore, Maryland, y líder de las observaciones. “Nuestra meta es calcular las masas y edades de estas jóvenes estrellas de modo que podamos mapear su historia y obtener un censo general de la formación eIris en esa región. Luego, podremos clasificar las estrellas por masa y por edad, y buscar tendencias”.

Robberto presentó sus resultados el 11 de enero de 2006 en el 207º encuentro de la Sociedad Astronómica Americana en Washington D.C..

La nebulosa de Orión es un laboratorio perfecto para estudiar cómo nacen las estrellas, ya que se encuentra a 1 500 años luz de distancia, una distancia relativamente corta dentro de los 100 000 años de diámetro de nuestra galaxia. Los astrónomos tienen una visión clara de esta abarrotada maternidad eIris porque las estrellas masivas que se encuentran en el centro de la nebulosa han expulsado la mayor parte del gas y del polvo en que se formaron, cavando una cavidad en la nube oscura.

“En este tazón de estrellas vemos toda la historia de formación eIris de Orión impresa en los rasgos de la nebulosa: arcos, burbujas, pilares y anillos de polvo que se parecen a volutas de humo de cigarro”, dijo Robberto. “Cada uno de ellos nos cuenta una historia de vientos eIrises provenientes de estrellas jóvenes, que impactan en el medioambiente eIris y contra material eyectado por otras estrellas. Este es un típico ambiente de formación eIris. Probablemente, nuestro Sol nació hace 4 500 millones de años en una nube como ésta”.

La realización de este extenso estudio necesitó de 105 órbitas del Hubble para ser completado. Todos los instrumentos a bordo del telescopio, es decir la ACS, la Cámara Gran Angular y Planetaria 2 (WFPC2 = Wide Field and Planetary Camera 2) y el Espectrómetro Multi-Objeto, fueron utilizados simultáneametne para estudiar la nebulosa. El mosaico ACS cubre aproximadamente el tamaño angular aparente de la luna llena.
http://img26.exs.cx/img26/839/Telesc..._en_orbita.jpg
Telescopio Espacial Hubble.
Crédito: NASA / ESA

astroseti

Imágenes Celestes: Una medusa cósmica
 

Imágenes Celestes: Una medusa cósmica

La enorme galaxia Rueda de Carro nos recuerda a un conocido animal marino que pulsa con latidos de luz en esta visión conjunta de cuatro observatorios espaciales.
http://www.galex.caltech.edu/MEDIA/2...te_350x350.jpg
La galaxia “Rueda de Carro” muestra anillos concéntricos de formación eIris, causados probablemente por la colisión con una galaxia más pequeña.

La galaxia Rueda de Carro hace olas en una nueva imagen de la NASA

Una nueva fotografía del observatorio GALEX de la NASA completa un retrato multi-longitud de onda, coloreado al neón, de la enorme galaxia Rueda de Carro después de que una galaxia más pequeña se zambullera en ella, disparando ondas de breve y súbita formación eIris.
http://img29.exs.cx/img29/8122/Obser...o_Chandra1.jpg
Chandra
http://www.galex.caltech.edu/IMAGES/...er-art-lrg.jpg
GALEX.
http://img26.exs.cx/img26/839/Telesc..._en_orbita.jpg
Hubble
http://img91.exs.cx/img91/3470/Teles...al_Spitzer.jpg
Spitzer

La composición en falso color muestra a la galaxia Rueda de Carro tal como fue vista por GALEX en luz ultravioleta (azul), el Telescopio Espacial Hubble en luz visible (verde), el Telescopio Espacial Spitzer en el infrarrojo (rojo), y el Observatorio de Rayos-X Chandra (púrpura).

“La dramática zambullida ha dejado a la galaxia Rueda de Carro con un nítido y brillante anillo alrededor de una zona de calma relativa”, dijo el astrónomo Phil Appleton de Caltech, Pasadena, California. “Comúnmente, una galaxia es más luminosa hacia el centro, pero la visión ultravioleta muestra que la colisión “alisó” el centro de la galaxia, concentrando las estrellas más viejas y el polvo en las regiones interiores. Es como la calma luego de la tormenta de formación eIris”. El anillo exterior, que es más grande que toda nuestra Vía Láctea, aparece azul y violeta en la imagen.

Rasgos recientemente observados incluyen anillos concéntricos surgiendo del área de impacto en una serie de olas de formación eIris, que termina en el anillo exterior. “Es como lanzar una piedra a un estanque, solamente que en este caso el estanque es la galaxia, y la ola es la compresión de gas”, dijo Appleton. Cada onda representa un estallido de formación eIris, con las estrellas más jóvenes localizadas en el anillo exterior”.

Anteriormente, los científicos creían que el anillo marcaba el borde más exterior de la galaxia, pero las últimas observaciones de GALEX detectaron un anillo tenue, que no se ve en esta imagen, y que se extiende hasta dos veces el diámetro del otro anillo. Esto significa que la Rueda de Carro es un monstruo dos veces y media más grande que la Vía Láctea.

En su mayoría, las galaxias tienen únicamente una o dos fuentes brillantes de rayos-X, asociadas comúnmente con el gas que cae hacia un agujero negro desde una estrella compañera. La Rueda de Carro tiene una docena. Appleton dice que eso tiene sentido, porque los agujeros negros medran en áreas donde hay estrellas masivas que se forman y mueren con rapidez.

La galaxia Rueda de Carro es una de las fuentes más luminosas de energía ultravioleta en el universo local. En algunas imágenes de luz visible parece como si tuviera rayos. Pertenece a un grupo de galaxias que se encuentra a unos 500 millones de años luz de nosotros, en la constelación del Escultor.

Appleton presentó su hallazgo en el 207º Encuentro de la Sociedad Astronómica Americana en Washington. Entre sus colaboradores de investigación se encuentran Armando Gil de Paz de la Universidad Complutense, Madrid, España, y Barry Madore de los Observatorios del Instituto Carnegie de Washington, Pasadena, California.

Las observaciones del equipo fueron una continuación de los estudios llevados a cabo por el equipo de Inspección de Galaxias Cercanas de GALEX.

Caltech encabeza la misión del Explorador de Evolución Galáctica y es responsable por las operaciones científicas y los análisis de datos. El JPL de la NASA dirige la misión y construyó los instrumentos científicos. La misión fue desarrollada bajo el Programa de Exploradores de la NASA, dirigido por el Centro Goddard de Vuelo Espacial, Greenbelt, Maryland. Corea del Sur y Francia son los socios internacionales de la misión.

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Imágenes Celestes: Una Hélice en infrarrojo
 

Imágenes Celestes: Una Hélice en infrarrojo

Spitzer nos ofrece un nuevo giro para la conocida Nebulosa Hélice

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La Hélice infrarroja.

La nebulosa Hélice, que está compuesta de caparazones gaseosos y discos exhalados por una agonizante estrella similar a nuestro Sol, exhibe una estructura compleja cuando se la observa en las escalas visibles más pequeñas.

En esta nueva imagen del Telescopio Espacial Spitzer de la NASA, la luz infrarroja en las longitudes de onda de 3,2, 4,5 y 8,0 micrones han sido coloreadas respectivamente en azul, verde y rojo. También ha sido aumentada la saturación del color, a los de intensificar las tonalidades.

Los “nudos cometarios” muestran cabezas de color verde-azulado, debido a la excitación de su material molecular debido a los frentes de choque o a la radiación ultravioleta. Las colas de estos nudos cometarios aparecen de color rojizo a causa de que están protegidas por las cabezas, de la radiación ultravioleta y de los vientos de la estrella central.

La nebulosa Hélice (NGC 7293) representa un blanco retador para los astrónomos aficionados. Es una de las más cercanas nebulosas planetarias, un tipo de nebulosa formada por el gas eyectado por una estrella agonizante tipo Sol. Sin embargo, es tan grande y se extiende tanto en el cielo que parece muy poco luminosa en el ocular de un telescopio.

Las fotografías de larga exposición revelan la verdadera belleza de esta maravilla celestial. Un nuevo retrato de este objeto, creado por la visión penetrante del Telescopio Espacial Spitzer, ha sido presentado en el 207º encuentro de la Sociedad Astronómica Americana.

Aunque bautizada así a causa de su parecido con un enrollado espiral cuando se la ve de frente, la nebulosa Hélice tiene una estructura tri-dimensional mucho más compleja. Estudios previos muestran que consiste en dos discos gaseosos casi perpendiculares uno con respecto al otro. Los observadores terrestres ven al disco principal casi de frente, haciendo que parezca tener más bien una forma anillada.

Además de su estructura general, NGC 7293 ha demostrado ser sorprendentemente compleja, aún en las escalas más pequeñas observables por Spitzer.

“En su mayoría, las nebulosas planetarias lucen difusas y uniformes a través de los telescopios”, explicó Joseph Hora del CfA, quien lidera el equipo que tomó la imagen. “Como la nebulosa Hélice está tan cerca, podemos ver más detalles de su estructura fina. Spitzer muestra que esta nebulosa está llena de acumulaciones, en las escalas muy pequeñas”.
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La Nebulosa Hélice en luz visible

El rasgo más notable de la Hélice, revelado inicialmente en fotografías tomadas desde tierra, es su colección de miles de nítidas burbujas que se parecen a cometas, debido a sus cabezas compactas y a sus largas colas. Cada “nudo cometario” es mucho más grande que un cometa real, extendiéndose por casi el doble del tamaño de nuestro sistema solar. Además, cada nudo contiene aproximadamente el equivalente a una masa terrestre de hidrógeno y otros gases que fueron expelidos por la estrella central de la nebulosa, hace miles de años.

En la imagen de Spitzer, los nudos cometarios muestran un peculiar código de color con sus cabezas verde-azuladas y sus colas rojizas. La radiación más azulada y potente en las puntas proviene del hidrógeno molecular que ha sido excitado por la luz ultravioleta de la estrella central o por el veloz viento eIris. Las colas se encuentran detrás del cuerpo principal de los nudos, y están relativamente protegidos por éstos. Como resultado, emiten una radiación rojiza, menos potente.

La fotografía muestra una clara tendencia de la nebulosa como un todo, a ser cada vez más rojiza a medida que aumenta la distancia a la estrella central. La apariencia moteada se extiende más allá de la parte interior de la nebulosa, aunque desaparecen los rasgos cometarios. En general, la imagen de Spitzer muestra una región en cambio constante, donde la poderosa radiación del caliente núcleo eIris embiste hacia fuera y erosiona el material que lo rodea. Finalmente, los hermosos velos gaseosos de la Hélice se desvanecerán, destruidos por la misma estrella que los creó.

La Nebulosa Hélice se encuentra unos 200 parsecs (650 años luz) de distancia, en la dirección de la constelación de Acuario.

El Laboratorio de Propulsión a Chorro (JPL) dirige la misión Spitzer para el Directorio de Misiones Científicas de la NASA. Las operaciones de ciencia son llevadas a cabo por el Centro de Ciencia Spitzer en el Instituto Tecnológico de California (Caltech) en Pasadena.

Con sus cuarteles generales en Cambridge, Massachusetts, el Centro Harvard-Smithsoniano de Astrofísica (CfA) es una colaboración conjunta entre el Observatorio Astrofísico Smithsoniano y el Observatorio del Colegio de Harvard. Los científicos de CfA, organizados en seis divisiones de investigación, estudian el origen, la evolución, y el destino final del universo.
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Telescopio Espacial Infrarrojo Spitzer.

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Imágenes Celestes: SN 1006, remanente de una supernova de mil años
 

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Esta imagen en falso color capturada por Chandra de un remanente de supernova muestra los rayos-X producidos por partículas de alta energía (azul) y gas a varios millones de grados (rejo/verde).

En 1006, apareció de pronto en el cielo lo que se pensó era una “nueva estrella”, la que en el transcurso de unos pocos días se volvió más brillante que Venus. La supernova de 1006, o SN 1006, puede haber sido la más brillante jamás registrada.

Ahora sabemos que SN 1006 no fue el heraldo de la aparición de un nuevo objeto, sino la cataclísmica muerte de una vieja estrella localizada a unos 7 000 años luz de la Tierra. Probablemente, era una enana blanca que había estado acumulando materia proveniente de una estrella compañera. Cuando la masa de la enana blanca excedió el límite de estabilidad conocido como “límite Chandrasekhar, estalló.
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La supernova eyectó material a millones de kilómetros por hora, generando una onda de choque que corrió delante de las eyecciones. Las partículas aceleradas a energías extremadamente altas a causa de esta onda de choque producen los brillantes filamentos azules que se ven arriba a la izquierda y abajo a la derecha de la imagen.

La razón por la cual los filamentos brillantes ocurren únicamente en los lugares observados y no todo alrededor del remanente, es algo que todavía no se conoce. Una posibilidad es que se deban a la orientación del campo magnético intereIris que puede ser más o menos perpendicular a los filamentos.

Las altas presiones detrás de la onda de choque empujan hacia atrás a las eyecciones de la supernova, causando un choque revertido que calienta las eyecciones hasta temperaturas de millones de grados. Los algodonosos rasgos rojos que se ven por todo el interior del remanente, provienen del gas calentado por el choque revertido. El espectro de rayos-X de este gas indica que es rico en oxígeno y otros elementos sintetizados por las reacciones nucleares producidas durante el estallido eIris.

SN 1006, también conocido como SNR 327,6+14,6, se encuentra en la constelación de Lupus (el Lobo). La imagen fue obtenida con el instrumento ACIS de Chandra, y cubre un área de 36 arcominutos de lado. Los códigos de color de la energía son los siguientes: Rojo = 0.5 – 0,91 keV; Cian = 0,91 – 1,34 keV; Azul = 1,34 – 3,00 keV.

Un cúmulo eIris en el corazón del Águila
 

Un cúmulo eIris en el corazón del Águila
Escudriñando imágenes y revisando datos anteriores obtenidos por Spitzer, los científicos siguen descubriendo secretos de la Vía Láctea.
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Nuevo cúmulo eIris en la constelación del Águila.
© NASA/JPL-Caltech/E. Mercer (Boston University

Utilizando un método computacional automático para revisar los datos recogidos por el Telescopio Espacial Spitzer de la NASA, los astrónomos del equipo GLIMPSE descubrieron un nuevo cúmulo eIris (recuadro) en nuestra Vía Láctea, en la constelación boreal del Águila (imagen principal).

El nuevo cúmulo se puede ver en el centro de la nebulosa roja (o nube de formación eIris) como un agrupamiento de pequeñas estrellas azules, amarillas y verdes. Los filamentos rojos son moléculas orgánicas dentro del polvo que han sido iluminados por la cercana formación eIris. El verde indica la presencia de gas hidrógeno caliente. El azul revela predominantemente viejas estrellas. El brillante arco blanco localizado en el lado inferior izquierdo del cúmulo eIris central muestra un área donde se está formando una estrella masiva.

Por años, las densas nubes oscuras de polvo han bloqueado la visión óptica del cúmulo central. La alta densidad de estrellas disparó el programa computacional buscador automático de cúmulos del equipo GLIMPSE, para detectar la presencia de este cúmulo. Todavía quedan algunas nubes de polvo incluso en el corazón del cúmulo, como se ve en el recuadro, lo que indica que las estrellas continúan formándose aún hoy. Con el tiempo, esas nubes desaparecerán, a medida que se vayan formando nuevas estrellas.

La imagen infrarroja fue capturada con el instrumento IRAC de Spitzer. La fotografía es una composición en falso color de 4 canales, mostrando la emisión en longitudes de onda de 3,6 micrones (azul), 4,5 micrones (verde), 5,8 micrones (naranja) y 8,0 micrones (rojo).

El Telescopio Espacial Spitzer es una misión de la NASA manejada por el Laboratorio de Propulsión a Chorro. El Centro de Ciencia Spitzer se encuentra localizado en el campus del Instituto de Tecnología de California y es parte del Centro Infrarrojo de Procesamiento y Análisis de la NASA.


Spitzer expone los secretos más profundos de nuestra galaxia

¡Finalmente, los astrónomos han descubierto la luz interior! Pero no la hallaron a través de los típicos métodos terrestres de meditación, ejercicio y terapia. En cambio, la luz fue descubierta dentro de nuestra Vía Láctea luego de horas de profunda auto-reflexión con el Telescopio Espacial Spitzer de la NASA.
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Imagen individual de la nebulosa en la que se encuentra localizado el nuevo cúmulo

Los astrónomos, que son miembros del equipo GLIMPSE utilizaron los ojos buscadores de calor de Spitzer para observar el plano lleno de polvo de nuestra galaxia. Cuando lo hicieron, las oscuras nubes de gas y polvo de la Vía Láctea se volvieron transparentes, revelando aproximadamente unos 100 nuevos cúmulos, cada uno de ellos conteniendo de decenas a centenares de estrellas.

Según el investigador principal Emily Mercer, una estudiante graduada de la Universidad de Boston, Massachusetts, los nuevos cúmulos contarán a los astrónomos muchas cosas sobre la estructura de nuestra galaxia y sobre la formación eIris dentro de ella.

“Esos pequeñines fueron bastante difíciles de encontrar”, dijo Mercer. “El descubrimiento requirió una sofisticada revisión computacional de los datos de GLIMPSE y una cuidadosa inspección de las imágenes de Spitzer”.

En el pasado, nuestra galaxia no fue tan rápida en revelar sus secretos eIrises. Como estamos dentro de su plano disco espiral, la mayor parte de la Vía Láctea se nos aparece como una espesa banda borrosa de luz que se extiende a través del cielo. Muchas de las estrellas de este plano galáctico no pueden ser utilizadas con telescopios de luz visible o ultravioleta. Esto es así porque las frías nubes de polvo y gas que pululan alrededor del centro galáctico y componen los brazos espirales, bloquean la luz eIris
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Imagen individual del nuevo cúmulo eIris.

Dos tercios de los nuevos cúmulos eIrises fueron descubiertos a través de un método computacional desarrollado por Mercer y su consejero, el Dr. Dan Clemens, también de la Universidad de Boston. Utilizaron un algoritmo para relevar automáticamente los datos de GLIMPSE en busca de cúmulos. El resto fue encontrado utilizando el método tradicional de escudriñar imágenes intentando detectarlos.

Mercer también descubrió que hay casi dos veces más cúmulos eIrises en el plano galáctico sur (la porción del plano galáctico visible desde el hemisferio austral de la Tierra) que en el plano galáctico norte. Ella supone que esta observación podría ayudar a los astrónomos para cartografiar la localización de los brazos espirales de la Vía Láctea.

“Emily ha realizado un gran trabajo”, dice Clemens. “Su método computacional para la búsqueda de cúmulos ha probar ser el esfuerzo automatizado más exitoso hasta la fecha”.

Tanto Clemens como Mercer son miembros del equipo multi-institucional GLIMPSE, el que está liderado por el Dr. Edward Churchwell de la Universidad de Wisconsin, Madison. El grupo fue seleccionado en noviembre de 2000 para inspeccionar el plano galáctico con la cámara de conjunto infrarrojo de Spitzer, como parte del programa Legado de Spitzer. Hasta ahora, han sido catalogadas más de 30 millones de estrellas en la Vía Láctea interior, y el equipo espera haber identificado más de 50 millones de estrellas para cuando el proyecto haya finalizado.

“Haciendo que el plano galáctico sea transparente, Spitzer abre una nueva puerta para que los astrónomos puedan estudiar la Vía Láctea”, dice Churchwell. “Algo de lo más interesante que surja de este proyecto provendrá de descubrimientos realizados por azar, que abrirán avenidas completamente nuevas de investigación”.

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Imágenes Celestes: Un caldero de estrellas en el centro galáctico
 

Imágenes Celestes: Un caldero de estrellas en el centro galáctico

Spitzer nos muestra el convulsionado corazón de la Vía Láctea
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Estrellas en el corazón de la Vía Láctea.

Esta centelleante imagen del Telescopio Espacial Spitzer de la NASA muestra cientos de miles de estrellas apiñadas en el corazón de nuestra Vía Láctea. En las fotografías en luz visible, esta región resulta invisible porque el polvo que se encuentra entre la Tierra y el centro galáctico bloquea nuestra vista.

En esta imagen en falso color, las estrellas viejas y frías son azules, mientras que los rasgos de polvo iluminados por las flameantes y calientes estrellas masivas se muestran en un tono rojizo. Muchas de las nubes filamentosas brillantes y oscuras que se pueden ver aquí, albergan guarderías eIrises. El plano del chato disco de la Vía Láctea resulta aparente como la banda horizontal principal de nubes. El punto blanco más brillante en el medio es el centro mismo de la galaxia, que marca también la ubicación de un agujero negro súper-masivo.

La región que aquí vemos es inmensa, con una extensión horizontal de 890 años luz y una vertical de 640 años luz. La Tierra está localizada a unos 26 000 años luz de distancia, en uno de los brazos espirales de la Vía Láctea. Aunque la mayoría de los objetos de la imagen se encuentra ubicada en el centro galáctico, los rasgos que se encuentran sobre y debajo del plano galáctico tienden a estar más cerca de la Tierra.

Los científicos están intrigados por los gigantescos lóbulos de polvo que se extienden hacia fuera del plano de la galaxia. Creen que podrían haber sido formados por vientos provenientes de estrellas masivas.

Esta imagen es un mosaico de miles de exposiciones de corta duración tomadas por el instrumento IRAC de Spitzer, y muestra las emisiones en las longitudes de onda de 3,6 micrones (azul), 4,5 micrones (verde), 5,8 micrones (naranja) y 8,0 micrones (rojo). La totalidad de la región fue fotografiada en menos de 16 horas.

El centro galáctico se encuentra en la dirección de la constelación del Sagitario.


Spitzer captura el bullicioso centro de nuestra galaxia
Comunicado de Caltech: [url]http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2006-02/release.shtml[/url]

Un nuevo mosaico infrarrojo del Telescopio Espacial Spitzer de la NASA ofrece una visión asombrosa de las prisas y el bullicio de las estrellas, que tiene lugar en el centro de nuestra Vía Láctea. La imagen muestra multitudes de astros, en su mayoría viejos, en el orden de centenares de miles, entre nubes fantásticamente detalladas de polvo resplandeciente, iluminado por estrellas más jóvenes y masivas.

“Con Spitzer, podemos dar un vistazo justo al corazón de nuestra galaxia, y observar estos detalles que quitan el aliento”, dijo la Dra. Susan Stolovy del Centro de Ciencia Spitzer en el Instituto de Tecnología de California, en Pasadena. “La imagen esta llena de rasgos fascinantes que recién estamos comenzando a explorar”.

El núcleo de la Vía Láctea es realmente un lugar muy agitado. Las estrellas están apretadas como los pasajeros del tren subterráneo mientras corren alrededor del agujero negro súper-masivo que se encuentra en el mismo centro. Nuestro Sol está ubicado a unos 26 000 años luz de distancia, en un vecindario más espacioso y pacífico, en los suburbios galácticos. Da una vuelta alrededor de la galaxia cada 225 millones de años, lo que equivale a unos 20 viajes a lo largo de sus 4 500 millones de años de existencia. Por contraste, las estrellas del centro galáctico completan una órbita cada pocos millones de años.
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Telescopio Espacial Infrarrojo Spitzer

“Una cuestión que esperamos comprender es la forma en que las estrellas se forman con tanta eficiencia en un lugar como el centro galáctico”, dijo Stolovy. “Allí, las estrellas pueden formarse en un ambiente con campos magnéticos inusualmente grandes y con desgarradoras fuerzas de marea”.

Observar el centro de la Vía Láctea desde la Tierra puede resultar difícil, ya que el plano del disco espiral de la galaxia está lleno de polvo. La luz visible que proviene desde esas regiones distantes es casi imposible de observar, porque el polvo disminuye la luminosidad por un factor de un billón (1012). Pero la luz infrarroja puede atravesar esa capa de polvo. La luz infrarroja que vemos en esta imagen de Spitzer tiene una longitud de onda que es unas 10 veces más larga que lo que puede ver el ojo humano., y su luminosidad se ve disminuida solamente por un factor de 4.

Esta ventaja infrarroja, combinada con la soberbia calidad de imagen de Spitzer, ha dado como resultado la visión más profunda y nítida hasta ahora de un trozo importante del centro galáctico. La región fotografiada, localizada en la constelación de Sagitario, tiene unos 900 años luz de ancho. Cubre un área del cielo similar a la que ocuparía una grilla de tres lunas llenas por cuatro.

Los rasgos de este nuevo mosaico incluyen nubes de polvo de una variedad asombrosa, tales como filamentos resplandecientes, lóbulos formados por el viento eIris que flamean hasta fuera del plano galáctico, y pilares parecidos a dedos.

La imagen de Spitzer muestra también estrellas recién nacidas que recién comienzan a salir de sus polvorientos *******s, y nubes oscuras exquisitamente detalladas tan densas que son opacas aún en las longitudes de onda del infrarrojo. Algunos de estos locales están localizados cerca del centro físico de nuestra galaxia, mientras que otros se encuentran más cerca de la Tierra.

“Nuestros datos de Spitzer, combinados con datos obtenidos por otros telescopios, nos permitirán determinar cuáles de esos objetos están realmente en el centro galáctico, y cuáles están en los brazos espirales”, dijo Stolovy. “Este estudio nos ayudará a comprender mejor la distribución por masa y la estructura de nuestra galaxia, y como se compara con otras galaxias”.

Stolovy y sus colegas están particularmente encantados con la alta calidad de la imagen de Spitzer, especialmente cuando recuerdan los retos que tuvieron que superar para obtenerla. El centro galáctico es muy brillante en las longitudes de onda infrarrojas, y potencialmente pudieron haber saturado los sensibles detectores de Spitzer. Los astrónomos resolvieron este problema tomando ventaja de la capacidad de Spitzer para tomar exposiciones muy cortas. Así, en un lapso justo por debajo de las 16 horas, recogieron miles de instantáneas que más tarde compusieron su mosaico final.

El Laboratorio de Propulsión a Chorro (JPL ) maneja la misión del Telescopio Espacial Spitzer para el Directorio de Misiones Científicas de la NASA. Las operaciones científicas se llevan a cabo en el Centro de Ciencia Spitzer en Caltech. JPL es una división de Caltech. El Centro Goddard de Vuelo Espacial de la NASA, en Greenbelt, Maryland, construyó la cámara de conjunto infrarrojo de Spitzer, con la que se capturó esta imagen. El investigador principal del instrumento es el Dr. Giovanni Fazio del Centro Harvard-Smithsoniano de Astrofísica.

Stolovy presentó su imagen en el 207º encuentro de la Asociación Astronómica Americana en Washington, D.C..

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Imágenes Celestes: Arte abstracto en la Nebulosa de Orión
 

Imágenes Celestes: Arte abstracto en la Nebulosa de Orión

Una visión detallada de la zona de la nebulosa M42 en la que se encuentran las estrellas LL Orionis y LP Orionis, es el tema de esta obra de arte del Hubble.
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Detalle de M42, la Nebulosa de Orión.
© NASA, ESA, y el equipo Hubble Heritage (STScI/AURA). Reconocimiento: NASA, ESA, M. Robberto (Space Telescope Science Institute) y el equipo del Hubble Space Telescope Orion Treasury Project.

Un estudio cercano del mosaico en color de la Nebulosa de Orión (M42) realizado en 2006 por el Telescopio Espacial Hubble, revela numerosos tesoros que residen dentro de esta cercana región de intensa formación eIris.

Al suroeste de las estrellas del Trapecio, localizadas en el centro de la nebulosa, un asombroso retrato de Hubble Heritage captura una variedad de intrincados objetos. Áreas fuertemente contrastantes de luz y oscuridad se mezclan con una paleta de colores para formar ricos torbellinos y movimientos fluidos que podrían hacer que incluso los mejores artistas dieran un paso atrás y admiraran esta obra maestra.
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Escala y orientación de la imagen de más arriba
© NASA/ESA/Hubble Heritage Team

Ligeramente visible sobre la izquierda del centro, se encuentra la estrella LL Orionis (LL Ori), que fuera el objeto de una publicación del Proyecto Hubble Heritage en 2002. El delicado arco de choque que rodea a LL Ori apunta hacia la corriente de gas que fluye lentamente del centro de la Nebulosa de Orión, cerca de las estrellas del Trapecio, ubicadas fuera de la imagen, más allá del borde superior izquierdo.

Un examen cuidadoso de los extremos del arco de choque muestra choques secundarios que se forman a medida que un chorro de gas que escapa a gran velocidad de la estrella en formación golpea contra el gas lento del centro. A la derecha de LL Ori, un fantasmal velo de material cuelga espeso y oscuro, opaca algunas porciones de la nebulosa que se encuentran detrás de él.

La estrella brillante hacia la zona inferior izquierda de la imagen, conocida como LP Orionis (LP Ori), está rodeada por una prominente nebulosa de reflexión. Los astrónomos creen que la estrella se está moviendo dentro de otro velo de material que se encuentra frente a M42. La apariencia del borde brillante sobre LP Ori indica que la región oscura en forma de lágrima sobre la estrella debe ser una cavidad formada a medida que LP Ori se mueve a través del material del velo, más que un velo polvoriento que oscurezca la luz que se encuentra detrás.

La Nebulosa de Orión, conocida también como M42, se encuentra localizada en la constelación del mismo nombre, a una distancia de unos 1 500 años luz (460 parsecs).

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Imágenes Celestes: NGC 5746, galaxia espiral con halo
 

Imágenes Celestes: NGC 5746, galaxia espiral con halo

El observatorio espacial Chandra detecta halos de gas caliente “perdidos”, que habían sido predichos por modelos computacionales de formación galáctica.
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Galaxia espiral NGC 5746.

Observaciones realizadas por Chandra de la galaxia espiral masiva NGC 5746 revelaron un enorme halo de gas caliente (en azul) que rodea el disco óptico de la galaxia (blanco). El halo se extiende por más de 60 000 años luz a cada lado del disco de la galaxia, que se puede ver de canto.

IMÁGENES ORIGINALES
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NGC 5746 en rayos-X
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NGC 5746 en luz visible

La galaxia no muestra signos de formación eIris inusual ni de actividad energética en su región central, lo que hace improbable que el halo sea generado por gas que fluya hacia fuera de la galaxia. Las simulaciones de computadora y los datos de Chandra demuestran que el origen más probable del halo sea el influjo gradual de material intergaláctico remanente de la formación de la galaxia.

Se cree que las galaxias espirales se forman a partir de enormes nubes de gas intergaláctico que colapsó para formar discos giratorios de estrellas y gas. Una predicción de esta teoría es que las galaxias espirales masivas deberían estar inmersas en halos de gas caliente remanente del proceso de formación galáctica.

Se ha detectado gas caliente alrededor de galaxias espirales en las cuales una vigorosa formación eIris está eyectando materia desde la galaxia, pero hasta ahora no se habían observado halos generados por la caída de materia intereIris hacia la galaxia. De hecho, el extenso halo de gas que rodea a NGC 5746 es muy tenue, y habría sido muy difícil de detectar sin un poderoso telescopio de rayos-X como Chandra. Asimismo, la especial orientación de la galaxia y su gran masa incrementaron las oportunidades de detección.

Este descubrimiento significó buenas nuevas para los astrónomos, ya que demuestra que los halos calientes “perdidos”, que fueran predichos por los modelos computacionales, existen realmente.

NGC 5746 se encuentra a unos 100 millones de años luz de distancia, en la dirección de la constelación de Virgo. La imagen en rayos-X fue capturada por el instrumento ACIS a bordo de Chandra, y cubre un área de 13,3 arcominutos de lado.

El Centro Marshall de Vuelo Espacial, en Huntsville, Alabama, maneja el programa Chandra para el Directorio de Misiones Científicas de la Agencia. El Observatorio Astrofísico Smithsoniano controla las operaciones científicas y de vuelo desde el Centro Chandra de Rayos-X en Cambridge, Massachusetts.
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Observatorio Espacial Chandra de Rayos-X.


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Imágenes Celestes: M101 en alta definición
 

Imágenes Celestes: M101 en alta definición

El mayor retrato galáctico del Hubble ofrece una nueva visión de la Galaxia del Molinete
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M 101, la Galaxia del Molinete.

Las galaxias gigantes no se hacen en un solo día. Tampoco esta imagen del Telescopio Espacial Hubble de la galaxia Messier 101 (M101). Es la más grande y más detallada foto de una galaxia espiral que haya sido publicada por el Hubble.

En realidad, el retrato de la galaxia está compuesto de 51 exposiciones individuales del Hubble, además de elementos de imágenes de fotos tomadas desde tierra. La imagen compuesta final es de unos asombrosos 16 000 por 12 000 píxeles.

Las observaciones archivadas del Hubble que se utilizaron para conjuntar esta imagen fueron adquiridas originalmente en varios proyectos del Hubble: determinar la expansión del universo, estudiar la formación de cúmulos eIrises en las regiones gigantes de nacimiento eIris, encontrar las estrellas responsables de la emisión intensa de rayos-X, y el descubrimiento de estrellas súper gigantes azules.

El gigantesco disco espiral de estrellas, polvo y gas tiene 170 000 años luz de diámetro, o sea el doble del de nuestra galaxia, la Vía Láctea. Se estima que M101 contiene al menos un billón (1012) de estrellas. Aproximadamente, unas 100 000 millones de esas estrellas podrían ser como nuestro Sol en términos de temperatura y duración de su vida.

Los brazos espirales de la galaxia están moteados con grandes regiones de nebulosas de formación eIris. Estas nebulosas son áreas de intensa formación de estrellas dentro de gigantescas nubes de hidrógeno molecular. Brillantes y jóvenes cúmulos de estrellas azules calientes recién nacidas, dibujan los brazos en espiral. El disco de M101 es tan delgado que el Hubble puede ver fácilmente muchas más galaxias distantes que se encuentran más allá.
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M101 (también conocida como Galaxia del Molinete) se encuentra en la constelación circumpolar boreal llamada Ursa Major (Osa Mayor), a una distancia de unos 25 millones de años luz de la Tierra. Por lo tanto, estamos viendo a esta galaxia como era hace 25 millones de años, cuando la luz que estamos recibiendo fue emitida por sus estrellas, hacia el inicio del período del Mioceno de la Tierra, cuando los mamíferos florecían y el mastodonte aparecía por primera vez en nuestro mundo. La galaxia cubre una región del cielo igual a un quinto de la luna llena.

La nueva imagen compuesta fue ensamblada con imágenes de archivo del Hubble tomadas con la Cámara Avanzada para Inspecciones y la Cámara Planetaria y Gran Angular 2 a lo largo de casi 10 años, en marzo de 1994, septiembre de 1994, junio de 1999, noviembre de 2002 y enero de 2003. Las imposiciones del Hubble fueron superpuestas a imágenes tomadas desde el suelo, visibles en el borde la imagen compuesta, tomadas con el Telescopio Canadá-Francia-Hawai en Hawai, y el telescopio de 0,9 metros del Observatorio Nacional de Kitt Peak, parte del Observatorio Nacional de Astronomía Óptica en Arizona. La imagen color final fue armada con exposiciones individuales tomadas con filtros azules, verdes y rojos (infrarrojos).

Créditos por la imagen del Hubble: NASA y ESA. Reconocimientos: K.D. Kuntz (GSFC), F. Bresolin (Universidad de Hawai), J. Trauger (JPL), J. Mould (NOAO), y Y.-H. Chu (Universidad de Illinois, Urbana).
Crédito por la imagen CFHT: Telescopio Canadá-Francia-Hawai / J.-C. Cuillandre/Coelum.
Crédito por la imagen NOAO: G. Jacoby, B. Bohannan, M. Hanna/ NOAO/AURA/NSF.

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Imágenes Celestes: Se enciende un quásar
 

Imágenes Celestes: Se enciende un quásar

Chandra nos muestra el nacimiento de un extraño objeto celeste en las profundidades del cosmos.

http://chandra.harvard.edu/photo/200...ll_labeled.jpg
Esta representación artística muestra un cuásar que se ha encendido en el centro de una galaxia y está expulsando gas a altísimas velocidades en forma de súper-viento galáctico. Las nubes de gas caliente productoras de rayos-X detectadas por Chandra alrededor de los cuásares 4C37.43 y 3C249.1 proporcionan una fuerte evidencia sobre la existencia de dichos súper-vientos.
© NASA/CXC/M.Weiss)

Los rasgos de rayos-X vistos a las cinco, a las seis, a las diez y a las once en punto en esta imagen de 4C37.43 están localizados a decenas de miles de años luz del agujero negro central súper-masivo que impulsa al cuásar. Probablemente se deban a las ondas de choque del súper-viento.

Las fusiones de las galaxias son una causa posible para la ignición de cuásares. Las simulaciones computarizadas muestran que una fusión galáctica impulsa el gas hacia las regiones centrales, donde dispara un estallido de formación eIris y proporcionan el combustible para el crecimiento de un agujero negro central.

http://chandra.harvard.edu/photo/200...ay_labeled.jpg
Imagen de 4C37.43 en rayos-X, capturada por el Observatorio Espacial Chandra

El flujo de gas hacia el agujero negro libera cantidades tremendas de energía y nace un cuásar. La emisión de energía de cuásar empequeñece la de la galaxia que lo rodea y empuja el gas hacia fuera de la galaxia en forma de un súper-viento galáctico.

A lo largo de un período de unos 100 millones de años, el súper-viento expulsará la mayor parte del gas fuera de las regiones centrales de la galaxia, ahogando tanto la formación eIris como el mayor crecimiento del agujero negro súper-masivo. La fase cuásar finalizará y la galaxia se asentará en una vida relativamente tranquila.

http://chandra.harvard.edu/photo/2006/4c37/4c37_opt.jpg
Imagen de 4C37.43 en luz visible, tomada por el Telescopio Espacial Hubble
© NASA/STScI

Este cuásar se encuentra en la constelación de Bootes (el Boyero), a una distancia de unos 4 mil millones de años luz (z=0,371).

El Centro Marshall de Vuelo Espacial de la NASA, en Huntsville, Alabama, dirige el programa Chandra para el directorio de Misiones Espaciales de la agencia. El Observatorio Astrofísico Smithsoniano proporciona apoyo científico y controla las operaciones de vuelo desde el Centro Chandra de Rayos-X en Cambridge, Massachusetts.

http://img29.exs.cx/img29/8122/Obser...o_Chandra1.jpg
Observatorio Espacial Chandra de Rayos-X.
© NASA/Chandra

astroseti

Imágenes Celestes: Una serpiente galáctica
 

Imágenes Celestes: Una serpiente galáctica

Una figura ominosa en el plano galáctico mostrada en esta imagen de Halloween presentada por Spitzer.

http://ipac.jpl.nasa.gov/media_image...-20a_small.jpg
Una serpiente en el plano galáctico (arriba, a la izquierda).
© JPL/NASA

Una figura tenebrosa parece estar deslizándose a lo largo del plano de nuestra Vía Láctea en esta nueva imagen de Halloween obtenida por el Telescopio Espacial Spitzer de la NASA. El objeto, parecido a una serpiente, es en realidad el núcleo de una nube espesa y oscura como el hollín que es lo suficientemente enorme como para engullir docenas de sistemas solares. De hecho, los astrónomos piensan que su “vientre” podría estar albergando estrellas gigantescas en proceso de formación.

http://www.spitzer.caltech.edu/Media...06-20a_350.gif
Animación artística de un acercamiento a la “serpiente”

“Esta serpiente es un lugar ideal para encontrar estrellas masivas que se están formando, ya que todavía no han tenido tiempo de calentar y destruir la nube en la cual nacieron”, dijo el Dr. Sean Carey del Centro de Ciencia Spitzer de la NASA. El Dr. Carey, quien encabeza esta nueva investigación, fue también el investigador principal de otra imagen de Halloween de Spitzer mostrando un “gran fantasma galáctico


Spitzer pudo ubicar la sinuosa nube utilizando su visión infrarroja buscadora del calor. El objeto se esconde en el polvoriento plano de nuestra galaxia, la Vía Láctea, y es invisible para los telescopios ópticos. Como su calor (es decir, su luz infrarroja) puede atravesar el polvo, se mostró por primera vez en imágenes infrarrojas de misiones anteriores. La nube es tan espesa por el polvo que contiene, que si alguien fuera transportado hasta su interior, no vería nada más que un cielo negro, desprovisto totalmente de estrellas. ¡Y eso sí que es algo espeluznante!

Esta nueva imagen de la serpiente proporciona la mejor visión hasta ahora de lo acontece en sus entrañas. Los puntos amarillos y naranja localizados sobre y alrededor de ella son estrellas masivas que están precisamente tomando forma en este momento. El punto rojo localizado en su vientre es un monstruoso embrión eIris, que quizás posea de 20 a 50 veces la masa de nuestro Sol.

Los astrónomos dicen que estas observaciones los ayudarán, en última instancia, a comprender mejor cómo es que se forman las estrellas masivas. Al estudiar la concentración y rango de las masas de estos embriones eIrises, esperan determinar si las estrellas nacieron de la misma forma en que se creó nuestro Sol (que es una estrella de poca masa) a partir de una nube de gas y polvo que colapsó, o si lo hicieron por medio de otro mecanismo en el cual el medioambiente juega un papel más importante.

La serpiente se encuentra a unos 11 000 años luz, en la dirección de la constelación de Sagitario.

La imagen en falso color es una composición de datos del infrarrojo tomados por el conjunto de cámaras infrarrojas y el fotómetro multibanda de imagen de Spitzer. El azul representa la luz de 3,6 micrones, el verde muestra la de 8 micrones, y el rojo corresponde a los 24 micrones.


astroseti

esto es verdaderamente impresionante, me encanta...........

muy interesante todo a ver si podéis poner algo mas sobre las sondas voyayer

saludos

<TABLE width=730 border=0><CAPTION>PIA10393: NGC 6621/2</CAPTION><TBODY><TR><TD align=middle>http://photojournal.jpl.nasa.gov/browse/PIA10393.jpg</TD><TD align=right><TABLE border=0><TBODY><TR bgColor=#eeeeee><TD align=right bgColor=#003366>[SIZE=-1][COLOR=#ffffff]Misión:[/COLOR][/SIZE]</TD><TD align=left>[B][URL="http://svsurl.systransoft.com/?trans=1&lp=en_es&frame=1&url=http://hubblesite.org/the_telescope/"][COLOR=#0000ff]Telescopio espacial de Hubble[/COLOR][/URL][/B]
</TD></TR><TR bgColor=#eeeeee><TD align=right bgColor=#003366>[SIZE=-1][COLOR=#ffffff]Nave espacial:[/COLOR][/SIZE]</TD><TD align=left>[B][URL="http://svsurl.systransoft.com/?trans=1&lp=en_es&frame=1&url=http://www.stsci.edu/hst/"][COLOR=#0000ff]Telescopio espacial de Hubble[/COLOR][/URL][/B]
</TD></TR><TR bgColor=#eeeeee><TD align=right bgColor=#003366>[SIZE=-1][COLOR=#ffffff]Instrumento:[/COLOR][/SIZE]</TD><TD align=left>[B][URL="http://svsurl.systransoft.com/?trans=1&lp=en_es&frame=1&url=http://www.stsci.edu/hst/wfpc2"][COLOR=#0000ff]Cámara planetaria 2 del campo ancho[/COLOR][/URL][/B]
</TD></TR><TR bgColor=#eeeeee><TD align=right bgColor=#003366>[SIZE=-1][COLOR=#ffffff]Tamaño del producto:[/COLOR][/SIZE]</TD><TD align=left>[B]3038 muestras x 1580 líneas[/B]</TD></TR><TR bgColor=#eeeeee><TD align=right bgColor=#003366>[SIZE=-1][COLOR=#ffffff]Producido cerca:[/COLOR][/SIZE]</TD><TD align=left>[B][URL="http://svsurl.systransoft.com/?trans=1&lp=en_es&frame=1&url=http://www.stsci.edu/institute/"][COLOR=#0000ff]Instituto de la ciencia del telescopio espacial[/COLOR][/URL][/B]
</TD></TR><TR bgColor=#eeeeee><TD align=right bgColor=#003366>[SIZE=-1][COLOR=#ffffff]Tiff Lleno-Res:[/COLOR][/SIZE] </TD><TD align=left>[B][URL="http://svsurl.systransoft.com/?trans=1&lp=en_es&frame=1&url=http://photojournal.jpl.nasa.gov/tiff/PIA10393.tif"][COLOR=#0000ff]PIA10393.tif[/COLOR][/URL] (MB 14.4)[/B] </TD></TR><TR bgColor=#eeeeee><TD align=right bgColor=#003366>[SIZE=-1][COLOR=#ffffff]JPEG Lleno-Res:[/COLOR][/SIZE] </TD><TD align=left>[B][URL="http://svsurl.systransoft.com/?trans=1&lp=en_es&frame=1&url=http://photojournal.jpl.nasa.gov/jpeg/PIA10393.jpg"][COLOR=#0000ff]PIA10393.jpg[/COLOR][/URL] (kB 509.2)[/B] </TD></TR></TBODY></TABLE></TD></TR></TBODY></TABLE><TABLE width=730 border=0><TBODY><TR><TD bgColor=#cccccc>[SIZE=-2]Chasque encendido la imagen para transferir una imagen moderado clasificada en el formato del JPEG (reducido posiblemente de tamaño de la original).[/SIZE]
[SIZE=-2][/SIZE]</TD></TR></TBODY></TABLE>

<TABLE width=730 border=0><TBODY><TR><TD bgColor=#ffffff><DL><DT>[B]El subtítulo original lanzó con imagen:[/B] <DD>
<CENTER><TABLE border=0><TBODY><TR><TD align=middle>[URL="http://photojournal.jpl.nasa.gov/figures/PIA10385_fig1.jpg"]http://photojournal.jpl.nasa.gov/fig...fig1_thumb.jpg[/URL][URL="http://svsurl.systransoft.com/?trans=1&lp=en_es&frame=1&url=http://photojournal.jpl.nasa.gov/figures/PIA10385_fig1.jpg"][/URL]</TD><TD align=middle>[URL="http://photojournal.jpl.nasa.gov/figures/PIA10385_fig2.jpg"]http://photojournal.jpl.nasa.gov/fig...fig2_thumb.jpg[/URL][URL="http://svsurl.systransoft.com/?trans=1&lp=en_es&frame=1&url=http://photojournal.jpl.nasa.gov/figures/PIA10385_fig2.jpg"][/URL]</TD></TR><TR><TD align=middle>[COLOR=#0000ff]¡Galaxias idas salvajes![/COLOR]
[URL="http://svsurl.systransoft.com/?trans=1&lp=en_es&frame=1&url=http://photojournal.jpl.nasa.gov/figures/PIA10385_fig1.jpg"][COLOR=#0000ff]Versión del cartel[/COLOR][/URL]
[URL="http://svsurl.systransoft.com/?trans=1&lp=en_es&frame=1&url=http://photojournal.jpl.nasa.gov/archive/PIA10385_fig1.tif"][COLOR=#0000ff]Versión del cartel de Unannotated[/COLOR][/URL]</TD><TD align=middle>Cartel de las galaxias de [URL="http://svsurl.systransoft.com/?trans=1&lp=en_es&frame=1&url=http://photojournal.jpl.nasa.gov/figures/PIA10385_fig2.jpg"][COLOR=#0000ff]Hubble que obra recíprocamente[/COLOR][/URL]

</TD></TR></TBODY></TABLE></CENTER>NGC 6621/2 (VV 247, Arp 81) es un par fuertemente que obra recíprocamente de galaxias, visto cerca de 100 millones de años después de su acercamiento más cercano. Consiste en NGC 6621 (a la izquierda) y NGC 6622 (a la derecha). NGC 6621 es el más grande de los dos, y es una galaxia espiral muy disturbada. El encuentro ha sacado de una cola larga NGC 6621 que ahora ha envuelto detrás de su cuerpo. La colisión también ha accionado la formación de estrella extensa entre las dos galaxias. Los científicos creen que el Arp 81 tiene una colección más rica de racimos de estrella masivos jovenes que las galaxias notables de las antenas (que están mucho más cercanas que Arp 81). El par está situado en la constelación del Draco, aproximadamente 300 millones de años luz lejos de la tierra. El Arp 81 es la 81.a galaxia en el atlas del Arp de galaxias peculiares.
Esta imagen es parte de una [URL="http://svsurl.systransoft.com/?trans=1&lp=en_es&frame=1&url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2008/16/image/b/"][COLOR=#0000ff]colección[/COLOR][/URL] grande de [URL="http://svsurl.systransoft.com/?trans=1&lp=en_es&frame=1&url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2008/16/image/b/"][COLOR=#0000ff]59 imágenes de[/COLOR][/URL] combinar las galaxias tomadas por el telescopio espacial de Hubble y lanzadas en ocasión de su décimo octavo aniversario el 24 de abril de 2008. Fue tomada por el campo ancho y la cámara planetaria 2 del telescopio, que fue diseñada y construida por JPL.

<DT>[B]Crédito de imagen:[/B] <DD>NASA, ESA, el equipo de la herencia de Hubble (STScI/AURA) - ESA/Hubble y quilla del W. (universidad de Alabama, de Tuscaloosa) </DD><DD> </DD><DD><TABLE width=730 border=0><CAPTION>[B]PIA10393: NGC 6621/2[/B]</CAPTION><TBODY><TR><TD align=middle>[URL="http://photojournal.jpl.nasa.gov/jpegMod/PIA10393_modest.jpg"]http://photojournal.jpl.nasa.gov/browse/PIA10393.jpg[COLOR=#0000ff] [/COLOR]
[/URL]</TD><TD align=right><TABLE border=0><TBODY><TR bgColor=#eeeeee><TD align=right bgColor=#003366>[SIZE=-1][COLOR=#ffffff]Mission:[/COLOR][/SIZE]</TD><TD align=left>[B][URL="http://hubblesite.org/the_telescope/"][COLOR=#0000ff]Hubble Space Telescope[/COLOR][/URL]
[/B]</TD></TR><TR bgColor=#eeeeee><TD align=right bgColor=#003366>[SIZE=-1][COLOR=#ffffff]Spacecraft:[/COLOR][/SIZE]</TD><TD align=left>[B][URL="http://www.stsci.edu/hst/"][COLOR=#0000ff]Hubble Space Telescope[/COLOR][/URL]
[/B]</TD></TR><TR bgColor=#eeeeee><TD align=right bgColor=#003366>[SIZE=-1][COLOR=#ffffff]Instrument:[/COLOR][/SIZE]</TD><TD align=left>[B][URL="http://www.stsci.edu/hst/wfpc2"][COLOR=#0000ff]Wide Field Planetary Camera 2[/COLOR][/URL]
[/B]</TD></TR><TR bgColor=#eeeeee><TD align=right bgColor=#003366>[SIZE=-1][COLOR=#ffffff]Product Size:[/COLOR][/SIZE]</TD><TD align=left>[B]3038 samples x 1580 lines[/B]</TD></TR><TR bgColor=#eeeeee><TD align=right bgColor=#003366>[SIZE=-1][COLOR=#ffffff]Produced By:[/COLOR][/SIZE]</TD><TD align=left>[B][URL="http://www.stsci.edu/institute/"][COLOR=#0000ff]Space Telescope Science Institute[/COLOR][/URL]
[/B]</TD></TR><TR bgColor=#eeeeee><TD align=right bgColor=#003366>[SIZE=-1][COLOR=#ffffff]Full-Res TIFF:[/COLOR][/SIZE] </TD><TD align=left>[B][URL="http://photojournal.jpl.nasa.gov/tiff/PIA10393.tif"][COLOR=#0000ff]PIA10393.tif[/COLOR][/URL] (14.4 MB) [/B]</TD></TR><TR bgColor=#eeeeee><TD align=right bgColor=#003366>[SIZE=-1][COLOR=#ffffff]Full-Res JPEG:[/COLOR][/SIZE] </TD><TD align=left>[B][URL="http://photojournal.jpl.nasa.gov/jpeg/PIA10393.jpg"][COLOR=#0000ff]PIA10393.jpg[/COLOR][/URL] (509.2 kB) [/B]</TD></TR></TBODY></TABLE></TD></TR></TBODY></TABLE><TABLE width=730 border=0><TBODY><TR><TD bgColor=#cccccc>[SIZE=-2]Click on the image to download a moderately sized image in JPEG format (possibly reduced in size from original).
[/SIZE]</TD></TR></TBODY></TABLE><TABLE width=730 border=0><TBODY><TR><TD bgColor=#ffffff><DL><DT>[B]Original Caption Released with Image: [/B]<DD><CENTER><TABLE border=0><TBODY><TR><TD align=middle>[URL="http://photojournal.jpl.nasa.gov/figures/PIA10385_fig1.jpg"]http://photojournal.jpl.nasa.gov/fig...fig1_thumb.jpg[/URL]</TD><TD align=middle>[URL="http://photojournal.jpl.nasa.gov/figures/PIA10385_fig2.jpg"]http://photojournal.jpl.nasa.gov/fig...fig2_thumb.jpg[/URL]</TD></TR><TR><TD align=middle>Galaxies Gone Wild![URL="http://photojournal.jpl.nasa.gov/figures/PIA10385_fig1.jpg"]
[COLOR=#0000ff]Poster Version[/COLOR][/URL]
[URL="http://photojournal.jpl.nasa.gov/archive/PIA10385_fig1.tif"][COLOR=#0000ff]Unannotated Poster Version[/COLOR][/URL]</TD><TD align=middle>Hubble Interacting Galaxies Poster[URL="http://photojournal.jpl.nasa.gov/figures/PIA10385_fig2.jpg"]

[/URL]</TD></TR></TBODY></TABLE></CENTER>NGC 6621/2 (VV 247, Arp 81) is a strongly interacting pair of galaxies, seen about 100 million years after their closest approach. It consists of NGC 6621 (to the left) and NGC 6622 (to the right). NGC 6621 is the larger of the two, and is a very disturbed spiral galaxy. The encounter has pulled a long tail out of NGC 6621 that has now wrapped behind its body. The collision has also triggered extensive star formation between the two galaxies. Scientists believe that Arp 81 has a richer collection of young massive star clusters than the notable Antennae galaxies (which are much closer than Arp 81). The pair is located in the constellation of Draco, approximately 300 million light-years away from Earth. Arp 81 is the 81st galaxy in Arp's Atlas of Peculiar Galaxies.
This image is part of a large [URL="http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2008/16/image/b/"][COLOR=#0000ff]collection of 59 images[/COLOR][/URL] of merging galaxies taken by the Hubble Space Telescope and released on the occasion of its 18th anniversary on 24th April 2008. It was taken by the telescope's Wide Field and Planetary Camera 2, which was designed and built by JPL.

<DT>[B]Image Credit: [/B]<DD>NASA, ESA, the Hubble Heritage Team (STScI/AURA)-ESA/Hubble and W. Keel (University of Alabama, Tuscaloosa) </DD><DD> </DD><DD>[URL="http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA10393"][COLOR=#0000ff]http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA10393[/COLOR][/URL]</DD></DL></TD></TR></TBODY></TABLE>
</DD></DL></TD></TR></TBODY></TABLE>

:) :) :) Qué imágenes tan increíbles del Universo :eek:

<center>ANDROMEDA, LA GALAXIA MAS CERCANA A LA NUESTRA</center>


http://upload.wikimedia.org/wikipedi...M31_Lanoue.png

La Galaxia de Andrómeda, también conocida como Objeto Messier 31, Messier 31 o NGC 224, es una galaxia espiral gigante. Es el objeto visible a simple vista más alejado de la Tierra (aunque algunos afirman poder ver a simple vista a M33, que está un poco más lejos). Está a 2,5 millones de años luz (775 kpc) en dirección a la constelación de Andrómeda. Es la más grande y brillante de las galaxias del Grupo Local, que consiste en aproximadamente 30 pequeñas galaxias más tres grandes galaxias espirales: Andrómeda, la Vía Láctea y la Galaxia del Triángulo.

Tiene una masa calculada de entre 300.000 y 400.000 millones de masas solares: aproximadamente una vez y media la masa de la Vía Láctea, y es el doble de brillante que ésta.

Con las mejoras en las mediciones y los datos obtenidos, algunos científicos creen que la Vía Láctea contiene mucha más materia oscura y podría ser más masiva que M31. Sin embargo, observaciones recientes del Telescopio espacial Spitzer revelaron que la M31 contiene un billón de estrellas, excediendo por mucho el número de estrellas en nuestra galaxia. [3] Además de esto, algunos autores postulan que es la segunda galaxia intrínsecamente más brillante en un radio de 10 megaparsecs alrededor de la Vía Láctea, sólo superada por la galaxia del Sombrero (aunque quizás NGC 253 también la supere en brillo).

[B][I][COLOR="red"]La galaxia se está acercando a nosotros a unos 140 kilómetros por segundo, y se cree que de aquí a aproximadamente 3.000 millones a 5.000 millones de años podría colisionar con la nuestra y fusionarse ambas formando una galaxia elíptica gigante.[/COLOR][/I][/B]


http://upload.wikimedia.org/wikipedi...xy_Spitzer.jpg


[I][B]Galaxia de Andrómeda en el infrarrojo. Combinación de imágenes tomadas por el Telescopio Spitzer[/B][/I]

[B][I]Estimaciones recientes de su distancia[/I][/B]


Durante muchos años el valor aceptado de la distancia a Andrómeda fue de alrededor de 700 kiloparsecs, en base al estudio de sus variables cefeidas; sin embargo, debido al no conocerse bien la distancia a la Gran Nube de Magallanes, ésta estimación tenía cierto margen de error. Investigaciones más recientes que han utilizado no solamente tales estrellas sino otros métodos cómo mediciones de cómo varía su brillo superficial, el brillo aparente de sus gigantes rojas más luminosas, y finalmente las variaciones de brillo de una estrella doble eclipsante situada en ella [B][I][COLOR="Red"]han permitido determinar una distancia media de 775 kiloparsecs (alrededor de 2,5 millones de años luz)[/COLOR][/I][/B]