<\/p>\n
La estrella masiva IRS 4 comienza a desplegar sus alas. Nacida hace s\u00f3lo unos 100.000 a\u00f1os, el material expulsado de esta estrella “reci\u00e9n” nacida ha formado la nebulosa llamada Sharpless 2-106 (S106) que se ve en la imagen. El gran disco de polvo y de gas que orbita la fuente infrarroja IRS 4, visible en rojo oscuro cerca del centro de la imagen, da a la nebulosa la forma de un reloj de arena o de una mariposa.<\/p>\n
El gas de S106 cerca de 4 IRS act\u00faa como una nebulosa de emisi\u00f3n ya que emite luz despu\u00e9s de haber sido ionizado, mientras que el polvo lejano procedente de IRS 4 refleja la luz de la estrella central y, por tanto, act\u00faa como una nebulosa de reflexi\u00f3n. El examen detallado de im\u00e1genes como \u00e9sta ha podido desvelar la existencia de cientos de estrellas enanas marrones de masa baja que rondan por el gas de la nebulosa. S106 se extiende unos 2 a\u00f1os luz y se encuentra a unos 2.000 a\u00f1os-luz de distancia en la constelaci\u00f3n del Cisne.<\/p>\n
El nacimiento y evoluci\u00f3n de las estrellas depende de su masa. Se forman a partir de una nebulosa que se compone de part\u00edculas de polvo e hidr\u00f3geno gas. La gravedad une este material en gl\u00f3bulos, cuyos centros se calientan hasta que el hidr\u00f3geno comienza a convertirse en helio por reacciones nucleares.<\/span><\/p>\n Despu\u00e9s de decenas de millones de a\u00f1os, la estrella central, con m\u00e1s masa, empieza a agotar su combustible nuclear y explota como una supernova, dejando tras ella un p\u00falsar<\/a>. Despu\u00e9s de unos diez mil millones de a\u00f1os. Una estrella con menos masa, comienza tambi\u00e9n a llegar al final de su vida. Este n\u00facleo se desploma, formando una nebulosa planetaria.<\/span><\/p>\n Esta nebulosa llena de color, denominada NGC 604, es uno de los mayores y mejores ejemplos de nacimiento estelar en una galaxia cercana. La nebulosa NGC 604 es semejante a otras regiones de formaci\u00f3n de estrellas en la V\u00eda L\u00e1ctea que nos resultan familiares, como la nebulosa de Ori\u00f3n, pero en este caso nos hallamos ante una enorme extensi\u00f3n que contiene m\u00e1s de 200 brillantes estrellas azules inmersas en una resplandeciente nube gaseosa que ocupa 1.300 a\u00f1os-luz de espacio, unas cien veces el tama\u00f1o de la Nebulosa de Ori\u00f3n, la cual aloja exactamente cuatro estrellas brillantes centrales. Las luminosas estrellas de NGC 604 son extremadamente j\u00f3venes, ya que se han formado hace tres millones de a\u00f1os.<\/span><\/p>\n La mayor parte de las estrellas calientes y masivas componen un amplio c\u00famulo en el interior de una cavidad cercana al centro de la nebulosa. Los vientos de las estrellas azules, as\u00ed como las explosiones de supernovas, son los agentes de tal erosi\u00f3n. Las m\u00e1s pesadas estrellas en NGC 604 superan en 120 veces la masa de nuestro Sol, y su temperatura superficial alcanza unos 40.000\u00ba K. Un torrente de radiaci\u00f3n ultravioleta fluye desde estos lugares, lo que hace brillar el gas nebular circundante.<\/span><\/p>\n \u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0 Galaxia M 33<\/p>\n La nebulosa NGC 604 est\u00e1 en un brazo espiral de la cercana galaxia M33, a 2.7 millones de a\u00f1os-luz hacia la constelaci\u00f3n del Tri\u00e1ngulo. M33 forma parte del Grupo Local de galaxias, que tambi\u00e9n incluye a la V\u00eda L\u00e1ctea y la Galaxia de Andr\u00f3meda; como \u00e9sta, puede ser observada a trav\u00e9s de unos binoculares. Fue registrada por primera vez en 1.784 por el astr\u00f3nomo ingl\u00e9s William Herschel. En nuestro Grupo Local, s\u00f3lo la Nebulosa de la Tar\u00e1ntula en la Gran Nube de Magallanes excede a NGC 604 en el n\u00famero de estrellas recientes, a pesar de su tama\u00f1o ligeramente inferior.<\/span><\/p>\n Estos delicados filamentos son residuos de una explosi\u00f3n estelar ocurrida en la Gran Nube de Magallanes, una peque\u00f1a galaxia visible en el cielo austral, situada a 160.000 a\u00f1os-luz de distancia, que acompa\u00f1a a la V\u00eda L\u00e1ctea. Proceden de la muerte de una estrella masiva en una explosi\u00f3n de supernova, cuya fenomenal luz alcanzar\u00eda la Tierra hace varios miles de a\u00f1os. Este material filamentario ser\u00e1 finalmente reciclado para la construcci\u00f3n de nuevas generaciones estelares en la Gran Nube de Magallanes. Nuestro propio Sol y planetas est\u00e1n constitu\u00eddos de residuos similares de supernovas que explotaron en nuestra galaxia hace miles de millones de a\u00f1os.<\/span><\/p>\n Esta estructura alberga una estrella de neutrones<\/a> muy potente que puede ser el resto central de la explosi\u00f3n. Resulta muy com\u00fan para el n\u00facleo de una estrella que explota como supernova, disfrutar de una nueva vida en forma de estrella de neutrones<\/a> giratoria, o p\u00falsar<\/a>, tras despojarse de sus capas externas. En el caso de N49, no s\u00f3lo nos hallamos ante una simple estrella de neutrones<\/a> que gira cada 8 segundos: tambien posee un robusto campo magn\u00e9tico mil millones de veces m\u00e1s potente que el campo magn\u00e9tico terrestre. Esta notable caracter\u00edstica coloca a esta estrella en la clase exclusiva de objetos denominados “magnetars”.<\/p>\n El 5 de Marzo de 1.979 esta estrella de neutrones<\/a> desencaden\u00f3 un episodio hist\u00f3rico de explosi\u00f3n de rayos gamma<\/a> que fue detectado por numerosos sat\u00e9lites. Los rayos gamma<\/a> portan millones de veces m\u00e1s energ\u00eda que los fotones<\/a> visibles, pero la atm\u00f3sfera terrestre nos protege bloqueando los procedentes del espacio exterior. Desde la estrella de neutrones<\/a> de N 49 ha surgido emisi\u00f3n de rayos gamma<\/a> en varias ocasiones posteriores.<\/span><\/p>\n \u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0 As\u00ed se ver\u00e1 la Tierra cuando el Sol se convierte en una gigante roja<\/p>\n La Tierra, un d\u00eda lejano a\u00fan en el tiempo (4.500 Millones de a\u00f1os) se ver\u00e1 engullida por el Sol, que una vez agotado su combustible nuclear, se convertir\u00e1 en una gigante roja como la que arriba podemos contemplar y, en su crecimiento, arrasar\u00e1 los planetas que queden dentro de sus dominios.<\/span><\/p>\n Una gigante roja alcanza su mayor tama\u00f1o cuando todo su hidr\u00f3geno central se ha convertido en helio. En esta \u00e9poca se expande hasta el punto de devorar los planetas que pudiera haber a su alrededor, si tenia un sistema planetario.<\/span><\/p>\n \u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0 Restos filamentarios de una supernova<\/p>\n La supernova es un evento poco com\u00fan. En cada galaxia se suelen dar una explosi\u00f3n cada 200 a\u00f1os. En estas explosiones, la mayor parte de la masa de la estrella original se lanza a grandes velocidades. Durante algunos d\u00edas, la supernova rad\u00eda la misma energ\u00eda que durante toda su vida, llegando a brillar m\u00e1s que el conjunto de estrellas que residen en su galaxia. Con el paso de los a\u00f1os, el remanente de la supernova se esparcir\u00e1, creando una nebulosa.<\/span><\/p>\n La foto del Telescopio Espacial Hubble<\/a> muestra los restos de la supernova M1 (NGC 1952).<\/span><\/p>\n El telescopio Hubble<\/a> continua revelando llamativos e intrincados tesoros en las cercan\u00edas; en este caso, una intensa regi\u00f3n de formarci\u00f3n de estrellas conocida como la Gran Nebulosa de Orion. Esta joya es un lazo chocante alrededor de luna estrella muy joven, LL Orion, mostrada en esta foto.<\/span><\/p>\n Esta estructura en forma de arco es en realidad una onda de choque de medio a\u00f1o-luz de tama\u00f1o, creada cu\u00e1ndo el viento estrelar procedente de la estrella joven LL Orionis colisiona con el caudal procedente de la Nebulosa de Orion. A la deriva, dentro de la cuna estrellar de Orion, y todav\u00eda en su fase de formaci\u00f3n, la estrella variable LL Orionis genera un viento m\u00e1s energ\u00e9tico que el viento de nuestro propio Sol, una estrella de mediana edad. Como que el r\u00e1pido viento estrellar choca con el gas que se mueve lentamente, se forma un frente de choque an\u00e1logo a la ola que crea la proa de un barco desplaz\u00e1ndose a trav\u00e9s del agua o de un avi\u00f3n viajando a velocidad supers\u00f3nica.<\/span><\/p>\n Una gran cantidad de estrellas no son solitarias, sino que pertenecen a sistemas formados por dos o m\u00e1s estrellas, en los que puede resultar dif\u00edcil la formaci\u00f3n de planetas debido a la inexistencia de \u00f3rbitas estables: los protoplanetas se ver\u00edan arrastrados en una y otra direcci\u00f3n por las influencias gravitatorias de las diferentes estrellas. En estos sistemas es probable que lo \u00fanico que se forme sean pedazos de escombros c\u00f3smicos como los que existen en nuestro cintur\u00f3n de asteroides.<\/span><\/p>\n El proceso de formaci\u00f3n de planetas es muy eficiente. Inicialmente, las colisiones entre los planet\u00e9simos ocurren a baja velocidad, as\u00ed que colisionan objetos que tienden a fusionarse y crecer. A una distancia Tierra-Sol t\u00edpica, un objeto de 1 km tarda s\u00f3lo unos 1000 a\u00f1os en crecer hasta 100 km. Otros 10.000 a\u00f1os producen protoplanetas de casi 1000 km de di\u00e1metro, los cuales crecen en 10.000 a\u00f1os m\u00e1s hasta protoplanetas de casi 2000 km de di\u00e1metro. As\u00ed, objetos del tama\u00f1o de la Luna pueden formarse en tan poco tiempo como 20.000 a\u00f1os.<\/span><\/p>\n A medida que los protoplanetas se hacen m\u00e1s grandes y masivos, su gravedad crece. Cuando algunos objetos alcanzan un tama\u00f1o de unos 1000 km, empiezan a atraer al resto de objetos m\u00e1s peque\u00f1os. La gravedad atrae a los ac\u00famulos de roca del tama\u00f1o de asteroides, a velocidades cada vez m\u00e1s altas. Van tan r\u00e1pido que cuando colisionan, no se fusionan sino que se pulverizan. Mientras los protoplanetas m\u00e1s grandes contin\u00faan creciendo, el resto se convierten mutuamente en polvo.<\/span><\/p>\n El n\u00facleo del c\u00famulo globular NGC 6397 parece un cofre repleto de relucientes joyas. Donde los astr\u00f3nomos han descubierto la existencia de veloces enanas blancas. Est\u00e1 situado a 8.200 a\u00f1os-luz hacia la constelaci\u00f3n austral del Ara, y se encuentra entre los m\u00e1s cercanos al Sistema Solar. Las estrellas se encuentran aqu\u00ed muy juntas, con un espacio entre ellas de unas semanas-luz, mientras que nos separan cuatro a\u00f1os-luz de la estrella m\u00e1s cercana al Sol, Alfa Centauri. La densidad estelar supera en este lugar un mill\u00f3n de veces las proximidades de nuestro sistema.<\/span><\/p>\n Las estrellas de NGC 6397 se hallan en constante movimiento y se producen muchas colisiones. A\u00fan as\u00ed, transcurren millones de a\u00f1os antes de que se produzca alguna colisi\u00f3n. Estas im\u00e1genes del Hubble<\/a> tienen como objetivo la investigaci\u00f3n de los remanentes de los choques estelares y encuentros cercanos. Tras un choque directo, dos estrellas pueden fusionarse y generar una nueva estrella denominada “azul rezagada”; estas j\u00f3venes estrellas, muy calientes y brillantes, destacan entre los viejos astros que componen la mayor\u00eda de un c\u00famulo globular.<\/span><\/p>\n Si dos estrellas se acercan lo suficiente, pero sin llegar a chocar, puede producirse una captura y ambas permanecer\u00e1n gravitacionalmente unidas. Un tipo de binaria originada de este modo son las “variables catacl\u00edsmicas”: una estrella normal que consume hidr\u00f3geno nuclear en compa\u00f1\u00eda de una enana blanca<\/a>. La enana blanca<\/a> extrae material de la superficie de su compa\u00f1era; este material conforma un disco de acreci\u00f3n que ci\u00f1e a la enana blanca<\/a> para caer finalmente hasta su superficie. Como resultado observamos una variaci\u00f3n en el brillo estelar. El calor producido mediante el proceso de acrecci\u00f3n genera tambien grandes cantidades de luz ultravioleta y azul.<\/span><\/p>\n Como si fuera una mariposa, esta estrella enana blanca<\/a> comienza su vida envolvi\u00e9ndose en un capullo. Sin embargo, en esta analog\u00eda, la estrella ser\u00eda m\u00e1s bien la oruga y el capullo de gas expulsado la etapa verdaderamente llamativa y hermosa.<\/span><\/p>\n La nebulosa planetaria NGC 2440 contiene una de las enanas blancas conocidas m\u00e1s calientes. La enana blanca<\/a> se ve como un punto brillante cerca del centro de la fotograf\u00eda. Eventualmente, nuestro Sol se convertir\u00e1 en una “mariposa enana blanca<\/a>”, pero no en los pr\u00f3ximos 5 mil millones de a\u00f1os.<\/span><\/p>\n Las estrellas conocidas como “enanas blancas” pueden tener di\u00e1metros de s\u00f3lo una cent\u00e9sima del Sol. Son muy densas a pesar de su peque\u00f1o tama\u00f1o.<\/span><\/p>\n \u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0 La la Nebulosa Esquimal en rayos X<\/a><\/p>\n La Nebulosa Esquimal NGC 2392, tambi\u00e9n llamada “huevo podrido”, se encuentra en la constelaci\u00f3n de Geminis, a unos 5000 a\u00f1os luz de la Tierra. La imagen se obtuvo el 10 de enero del 2000, despu\u00e9s de la reparaci\u00f3n efectuada por los astronautas en el telescopio espacial Hubble<\/a>. En la foto, el nitr\u00f3geno se ve de color rojo, el hidr\u00f3geno verde, el ox\u00edgeno azul y el helio violeta.<\/span><\/p>\n La NGC 2392 es una nebulosa planetaria. En realidad, las nebulosas llamadas planetarias poco tienen que ver con los planetas. Hoy en d\u00eda se denomina nebulosa planetaria a burbujas de gases expulsados por estrellas de tipo solar moribundas.<\/span><\/p>\n Esta nebulosa planetaria fue estudiada por vez primera por William Herschel en 1787. Seg\u00fan parece, durante la fase de gigante roja, la estrella central origin\u00f3 un anillo ecuatorial denso que se expande a unos 115.000 km\/h. M\u00e1s tarde, al hacer explosi\u00f3n la estrella central (hace 10.000 a\u00f1os), se produjo un viento estelar de alta velocidad (1,5 millones de km\/h) que, al chocar con el anillo, di\u00f3 lugar a las dos burbujas o l\u00f3bulos polares en r\u00e1pida expansi\u00f3n que aqu\u00ed se observan parcialmente superpuestos. La capucha de piel del esquimal es en realidad un conjunto de objetos con forma de cometa dispuestos radialmente. El di\u00e1metro de los l\u00f3bulos polares es aproximadamente de medio a\u00f1o luz.<\/span><\/p>\n \u00a0 Aqu\u00ed la vemos con nueva luz cuando el Hubble<\/a> se acerc\u00f3 a las inmediaciones de la “cabeza de caballo” en Ori\u00f3n<\/p>\n Las Nebulosas planetarias adoptan variadas y extra\u00f1as formas. En \u00faltimo lugar vemos a MyCn18 o Nebulosa Reloj de Arena. Se encuentra a 8.000 a\u00f1os luz de distancia. MyCn18 se ve formada por dos anillos grandes y uno m\u00e1s peque\u00f1o, con un aspecto muy parecido al de la supernova 1987A. Los diferentes componentes de esta estructura en forma de reloj de arena no est\u00e1n alineados. Por fuerza, este descentramiento, que tambi\u00e9n se ha observado en el n\u00facleo de algunas galaxias, alrededor de lo que podr\u00eda ser un agujero negro<\/a>, ha de tener alguna explicaci\u00f3n, desconocida por el momento.<\/span><\/p>\n La estrella central de esta nebulosa planetaria con forma de reloj de arena se est\u00e1 muriendo. Con su combustible nuclear agotado, esta breve y espectacular fase final en la vida de una estrella tipo Sol ocurre cuando sus capas externas son expulsadas. Su n\u00facleo se convierte en una fr\u00eda y desvaneciente enana blanca<\/a>.<\/span><\/p>\n En 1995, Los astron\u00f3mos utilizaron el Telescopio Espacial Hubble<\/a> (HST) para tomar una serie de im\u00e1genes de nebulosas planetarias, incluida esta. La nitidez sin precedentes de las im\u00e1genes del Hubble<\/a> revelan detalles del proceso de expulsi\u00f3n de la nebulosa y puede ayudar a resolver el misterio sobre la variedad de complejas formas y simetr\u00edas de las nebulosas planetaria<\/span><\/p>\n La Nebulosa Eta Carina (o Gran Nebulosa Carina) es una enorme nebulosa difusa, mucho m\u00e1s grande que la famosa Nebulosa de Ori\u00f3n. En la foto, nubes fr\u00edas y calientes en la nebulosa Carina.<\/span><\/p>\n Quilla o Carina, es una constelaci\u00f3n del hemisferio sur situada entre las de la Vela, la Popa, el Pez Volador y el Camale\u00f3n. Junto con las dos primeras formaba la antigua constelaci\u00f3n de Argos. La V\u00eda L\u00e1ctea atraviesa esta constelaci\u00f3n, cuya estrella principal, Alpha Carinae o Canopus, es la m\u00e1s brillante del cielo despu\u00e9s de Sirio.<\/span><\/p>\n Tambi\u00e9n destaca en esta constelaci\u00f3n la estrella Eta Carinae, una estrella variable que fue observada por Edmund Halley en 1677, cuando ten\u00eda magnitud 4. Hacia 1843 se hizo tan brillante como Canopus, pero desde 1900 su magnitud var\u00eda entre 6 y 8.<\/span><\/p>\n Alrededor de esta estrella se encuentra una nebulosa de dos grados de ancho y muy f\u00e1cil de observar, incluso con prism\u00e1ticos. La constelaci\u00f3n tambi\u00e9n contiene varios c\u00famulos abiertos de estrellas, algunos de ellos bastante brillantes.<\/span><\/p>\n \u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0 La Nebulosa del Cisne vista de otra manera<\/span><\/p>\n Esta perfecta tormenta de gas en la turbulenta Nebulosa del Cisne, M17, se encuentra en Sagitario, a 5.500 a\u00f1os-luz de la Tierra. Se trata de un burbujeante oc\u00e9ano de hidr\u00f3geno candente con trazas de otros elementos, como ox\u00edgeno y azufre. Denominada tambi\u00e9n Nebulosa Omega, act\u00faa como semillero de nuevos astros.<\/span><\/p>\n El torrente de radiaci\u00f3n ultravioleta emitido por estrellas masivas esculpe e ilumina dise\u00f1os ondulados en el gas. Estas estrellas de reciente formaci\u00f3n est\u00e1n situadas fuera del campo de la imagen, arriba a la izquierda. El brillo de estas ondulaciones realza la estructura tridimensional del objeto. La radiaci\u00f3n ultravioleta excava y calienta las superficies de las fr\u00edas nubes de hidr\u00f3geno, que brillan as\u00ed en rojo y naranja.<\/span><\/p>\n El intenso calor y presi\u00f3n generan un flujo de material desde estas superficies, creando una cortina verdosa de gas encendido que enmascara la estructura de fondo. La presi\u00f3n en los extremos de las ondas puede desencadenar una nueva formaci\u00f3n estelar en su interior. Los colores representan los diversos gases, rojo para el azufre, verde el hidr\u00f3geno y azul para el ox\u00edgeno.<\/span><\/p>\n \u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0 La nebulosa Henize 3-1475<\/span><\/p>\n La nebulosa Henize 3-1475 est\u00e1 hacia la constelaci\u00f3n de Sagitario a unos 18.000 a\u00f1os-luz. Su estrella central supera en 12.000 veces la luminosidad solar, y pesa entre 3 y 5 veces m\u00e1s. Con una velocidad de 4 millones de kil\u00f3metros por hora, sus jets son los m\u00e1s veloces nunca descubiertos. Resultan intrigantes tambi\u00e9n las estructuras en embudo que conectan los c\u00famulos de material m\u00e1s internos con la regi\u00f3n nuclear. Los astr\u00f3nomos la llaman “nebulosa Manguera de Jard\u00edn”.<\/span><\/p>\n Los jets son extensos flujos de gas que se desplazan velozmente, hallados cerca de muchos objetos del Universo, tales como estrellas j\u00f3venes, nebulosas planetarias, o surgiendo desde agujeros negros<\/a> y estrellas de neutrones<\/a>. Su origen resulta incierto, pero parecen emanar desde peque\u00f1as regiones donde ni siquiera el Hubble<\/a> puede penetrar.<\/span><\/p>\n El material no fluye suavemente, sino a a intervalos de unos 100 a\u00f1os, creando aglomeraciones de gas que se alejan a alt\u00edsimas velocidades. Se desconoce la raz\u00f3n de este flujo intermitente, aunque podr\u00eda deberse a alg\u00fan ciclo magn\u00e9tico de la estrella central (similar al ciclo solar de 22 a\u00f1os) o a la interacci\u00f3n con una estrella compa\u00f1era.<\/span><\/p>\n La galaxia Andr\u00f3meda es una galaxia espiral, similar a la nuestra, aunque algo mayor. A una distancia de 2,2 millones de a\u00f1os luz, la galaxia Andr\u00f3meda es, al mismo tiempo, la galaxia espiral m\u00e1s cercana y el objeto m\u00e1s distante que se puede observar a simple vista. Antes de determinar su naturaleza por medio de poderosos telescopios, fue err\u00f3neamente considerada una nebulosa, o nube de materia interestelar. Por medio del telescopio se ve que junto a ella hay otras galaxias, de las cuales las m\u00e1s sobresalientes son dos peque\u00f1as galaxias de forma el\u00edptica.<\/span><\/p>\n \u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0 Andr\u00f3meda M 31<\/p>\n Su forma y sus dimensiones la convierten en una versi\u00f3n ampliada de nuestra propia galaxia. Durante los \u00faltimos a\u00f1os, los cient\u00edficos han descubierto que la V\u00eda L\u00e1ctea es una galaxia can\u00edbal que se ha devorado – y seguir\u00e1 devor\u00e1ndose – a otras galaxias m\u00e1s peque\u00f1as. Y parece que Andr\u00f3meda, no se queda atr\u00e1s: nuestra vecina se est\u00e1 tragando a sus dos pobres galaxias sat\u00e9lites. Es l\u00f3gico, porque la gravedad manda en el universo y el canibalismo gal\u00e1ctico parece ser moneda corriente. De hecho, la atracci\u00f3n gravitatoria de la V\u00eda L\u00e1ctea y Andr\u00f3meda hace que ambas se est\u00e9n acercando la una a la otra a considerable velocidad y, dentro de unos pocos miles de millones de a\u00f1os, se podr\u00e1 celebrar el matrimonio que las convertir\u00e1 en una sola y enorme galaxia. La V\u00eda L\u00e1ctea, Andr\u00f3meda y las nubes de Magallanes forman parte de un grupo de 30 galaxias denominado “el grupo local” que abarca unos 10 millones de a\u00f1os luz. La mayor\u00eda de las galaxias del grupo local son de forma el\u00edptica y contienen menos de una mil\u00e9sima del n\u00famero de estrellas que tienen Andr\u00f3meda, la V\u00eda L\u00e1ctea o M33. De hecho, despu\u00e9s de estas tres galaxias, las nubes de Magallanes resultan ser las mayores del grupo, que a su vez, es una parte exterior del C\u00famulo Virgo, que comprende miles de galaxias.<\/span><\/p>\n \u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0 Objeto de Hoag<\/span><\/p>\n \u00bfEs una galaxia o son dos? Esta pregunta surgi\u00f3 cuando el astr\u00f3nomo Art Hoag en 1950 encontr\u00f3 este extra\u00f1o objeto extragal\u00e1ctico. La parte exterior del anillo est\u00e1 dominado por brillantes estrellas azules, mientras que cerca del centro yacen estrellas mucho m\u00e1s rojas y probablemente m\u00e1s viejas. Entre los dos est\u00e1 un espacio que aparece en casi completa oscuridad.<\/span><\/p>\n C\u00f3mo se form\u00f3 el Objeto de Hoag es a\u00fan desconocido, aunque objetos similares se han identificado y han sido llamados colectivamente como galaxias en anillo. Las hip\u00f3tesis de su origen incluyen una colisi\u00f3n de galaxias hace billones de a\u00f1os e interacciones gravitacionales envolviendo un inusual objeto con forma de n\u00facleo.<\/span><\/p>\n Esta fotograf\u00eda tomada por el Telescopio Espacial Hubble<\/a> en Julio del 2001 revela detalles sin precedentes del Objecto de Hoag y podr\u00eda dar vida a un mejor entendimiento. El Objeto de Hoag se expande a alrededor de 100.000 a\u00f1os luz y est\u00e1 situado a alrededor de 600 millones de a\u00f1os luz hacia la constelaci\u00f3n de la Serpiente. Coincidentemente y visible en el espacio vac\u00edo hay otra galaxia en anillo, que probablemente se ubique a una distancia m\u00e1s lejana.<\/span><\/p>\n NGC 4603 se encuentra a 108 millones de a\u00f1os luz, en el c\u00famulo de galaxias de Centaurus, uno de los m\u00e1s masivos. Es la galaxia m\u00e1s lejana en la que se han podido estudiar las variaciones peri\u00f3dicas de brillo de estrellas cefeidas. Las cefeidas de mayor tama\u00f1o y brillo tienen periodos m\u00e1s largos que las peque\u00f1as. Esta relaci\u00f3n entre periodo y masa permite calcular con precisi\u00f3n su distancia.<\/span><\/p>\n \u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0 NGC 4603<\/p>\n Aunque tienen un potente brillo, las Cefeidas son tenues y dif\u00edciles de encontrar a muy grandes distancias (las estrellas de la imagen de arriba, con su brillo “puntiagudo”, son objetos de fondo). Gracias a la aguda visi\u00f3n del Telescopio Espacial Hubble<\/a>, se han identificado m\u00e1s de 36 se\u00f1ales cefeidas en NGC 4603, desde ahora la galaxia m\u00e1s distante en la que se hayan identificado estas estrellas. De hecho, utilizando este telescopio para seleccionar cefeidas en galaxias m\u00e1s cercanas que NGC 4603, el Equipo del Programa Fundamental Hubble<\/a> ha anunciado recientemente el final de 8 a\u00f1os de esfuerzos para medir de manera precisa las distancias gal\u00e1cticas y la velocidad promedio de expansi\u00f3n del universo, la constante de Hubble<\/a>.<\/span><\/p>\n Comparando las distancias gal\u00e1cticas y las velocidades de recesi\u00f3n , el equipo reporta que la constante de Hubble<\/a> es igual a 70 kil\u00f3metros por segundo por megaparsec, con una incertidumbre de 10 porciento. Esto significa que una galaxia incrementa su velocidad de recesi\u00f3n aparente en 257,000 km\/h por cada 3.3 millones de a\u00f1os-luz de recorrido. Cuando fue lanzado en 1990, una de las principales metas del Telescopio Espacial Hubble<\/a> fue la medici\u00f3n exacta de la constante de Hubble<\/a>.<\/span><\/p>\n \u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0 Galaxia del Sombrero<\/span><\/p>\n La Galaxia del Sombrero, Messier 104, es muy grande; visualmente es un quinto del tama\u00f1o de la Luna en un telescopio. Est\u00e1 a unos 30 millones de a\u00f1os-luz de la Tierra, en el c\u00famulo de Virgo. Se llama as\u00ed porque su forma parece la de un sombrero de charro. Esta galaxia espiral, catalogada como galaxia NGC 4594, se ve de canto, y destaca en ella una banda oscura que parece dividirla longitudinalmente en dos, y que se encuentra formada por inmensas nubes oscuras. La masa de la galaxia del Sombrero duplica la de la nuestra. Si pudi\u00e9ramos observar la nuestra de la misma manera, presentar\u00eda un aspecto similar a la del Sombrero.<\/span><\/p>\n \u00bfPor qu\u00e9 la Galaxia del Sombrero se parece a un sombrero? Las razones incluyen el gran conglomerado de estrellas hacia la zona central de la galaxia y el prominente borde oscuro de polvo, que rodea la galaxia y que desde nuestra perspectiva, se observa de costado. Miles de millones de viejas estrellas causan el gran brillo central de M104, mientras una inspecci\u00f3n m\u00e1s detallada del anillo, muestra intrincadas estructuras que los astr\u00f3nomos no entienden todav\u00eda. El mismo centro de la galaxia del Sombrero radia en el espectro electromagn\u00e9tico y se piensa que aloja un agujero negro<\/a> supermasivo.<\/span><\/p>\n Esta imagen fue hecha combinando 3 im\u00e1genes CCD, tomadas en, aproximadamente, los colores primarios; rojo, verde y azul, con lo cual fue posible crear una imagen con colores verdaderos. Cada imagen fue procesada por un detector de variaciones de sensibilidad para luego quitarle las regiones incorrectas causadas por defectos de fabricaci\u00f3n y por la llegada de rayos c\u00f3smicos al telescopio.<\/span><\/p>\n \u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0 Galaxias de Las Antenas<\/span><\/p>\n Las colisiones entre galaxias pueden ser determinantes en la creaci\u00f3n de nuevos planetas. El Observatorio de rayos X<\/a> Chandra ha descubierto ricos dep\u00f3sitos de ne\u00f3n, magnesio y silicio en un par de galaxias en colisi\u00f3n llamadas Las Antenas. Los dep\u00f3sitos est\u00e1n localizados en enormes nubes de gas caliente. Cuando las nubes se enfr\u00eden, dicen los cient\u00edficos, se deber\u00eda formar una gran cantidad de estrellas y planetas. Estos resultados podr\u00edan augurar el destino de nuestra propia V\u00eda L\u00e1ctea y su futura colisi\u00f3n con la galaxia Andr\u00f3meda.<\/span><\/p>\n Cuando las galaxias colisionan, los choques directos entre estrellas son muy raros, pero las colisiones entre las enormes nubes de gas de las galaxias provocan un crecimiento en la tasa de natalidad estelar. Las estrellas masivas reci\u00e9n nacidas evolucionan r\u00e1pidamente en unos pocos millones de a\u00f1os y explotan como supernovas. Los elementos pesados fabricados en estas estrellas son expulsados por las explosiones y enriquecen el gas que las rodea a lo largo de miles de a\u00f1os luz.<\/span><\/p>\n A una distancia de unos 60 millones de a\u00f1os, el sistema de Las Antenas es el ejemplo m\u00e1s cercano de una colisi\u00f3n entre dos grandes galaxias. La colisi\u00f3n, que empez\u00f3 hace un par de cientos de millones de a\u00f1os, ha sido tan violenta que el gas y las estrellas de las galaxias han sido eyectados en dos largos arcos que le dan su nombre al sistema.<\/span><\/p>\n La galaxia NGC 6782 tiene una forma de espiral casi circular, sin embargo la foto dista mucho de mostrarnos una forma de c\u00edrculo. Esta foto fue captada por el Telescopio Espacial Hubble<\/a> el 1 de Noviembre del 2001 y logr\u00f3 \u00e9sta forma al exponer el telescopio a una visi\u00f3n en luz ultravioleta. Este tipo de luz es generada por estrellas mucho m\u00e1s calientes que nuestro Sol, de una zona de furiosa formaci\u00f3n de estrellas.<\/span><\/p>\n Del disco azul surgen dos brazos en espiral que se recortan contra la luz dorada de estrellas m\u00e1s antiguas. Este impresionante y hermoso conjunto, es todav\u00eda un enigma para los astr\u00f3nomos.<\/span><\/p>\n La apariencia de una galaxia puede depender fuertemente del color de la luz con la cual es observada. Esta imagen tomada por el Hubble<\/a> de NGC 6782 ilustra un pronunciado ejemplo de este efecto. Esta galaxia espiral, cuando es vista por luz visible, muestra una separaci\u00f3n en los brazos en espiral que le dan una forma de molinete similar a cualquier otra galaxia espiral. Sin embargo, cuando la galaxia es observada con luz ultravioleta por el Hubble<\/a>, su forma es completamente diferente.<\/span><\/p>\n \u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0 la Galaxia NGC 3370<\/span><\/p>\n La galaxia NGC 3370 es muy parecida a nuestra V\u00eda L\u00e1ctea y est\u00e1 a unos 100 millones de a\u00f1os luz, en direcci\u00f3n de la constelaci\u00f3n de Leo. Esta foto obtenida por el Telescopio Espacial Hubble<\/a> permite ver muchos de sus detalles. Se han podido identificar algunas estrellas pulsantes individuales, llamadas Cefeidas, que pueden ser usadas para calcular la distancia a la NGC 3370. Esta galaxia espiral fue elegida debido a que en 1994 estall\u00f3 una de sus estrellas como una supernova tipo Ia. Conociendo la distancia a la galaxia, se ha podido calibrar este tipo de supernova para determinar as\u00ed distancias a otras supernovas similares ocurridas a distancias mucho mayores, revelando as\u00ed el tama\u00f1o y la expansi\u00f3n del Universo.<\/span><\/p>\n Comparando las supernovas cercanas con las m\u00e1s distantes, podemos determinar que el Universo se encuentra acelerando su expansi\u00f3n y que contiene una misteriosa energ\u00eda oscura. Pero, para medir el tama\u00f1o del Universo y su tasa de expansi\u00f3n, debemos calibrar el verdadero brillo de estas supernovas. De ah\u00ed su importancia, ya que se puede determinar su distancia gracias a la existencia de estrellas m\u00e1s tenues de brillo conocido en su vecindad y, con ello, calibrar las medidas en el Universo.<\/span><\/p>\n Las estrellas tenues que se usan como est\u00e1ndares de brillo son las estrellas variables conocidas como Cefeidas, cuyo brillo var\u00eda regularmente con un periodo que se encuentra directamente relacionado con su brillantez intr\u00ednseca. Ello permite conocer directamente la distancia de la galaxia NGC3370 y a la supernova SN1994ae mediante la observaci\u00f3n de la variaci\u00f3n de una o varias de estas estrellas en forma individual, algo que s\u00f3lo se puede hacer con el Hubble<\/a>. Las observaciones detectan varias Cefeidas e indican que se trata de las m\u00e1s distantes que se han observado.<\/span><\/p>\n El telescopio espacial Hubble<\/a> capt\u00f3 im\u00e1genes de nuestra vecina Galaxia espiral cerrada NGC 1512, situada a 30 millones de a\u00f1os luz de la Tierra, utilizando rayos de luz de diferentes longitudes de onda. La galaxia est\u00e1 ubicada en la constelaci\u00f3n Horologium y puede ser vista por telescopios comunes y corrientes debido a que est\u00e1 relativamente cercana. La NGC 512 tiene una extensi\u00f3n de 70.000 a\u00f1os luz, un tama\u00f1o parecido al de nuestra V\u00eda L\u00e1ctea. El Hubble<\/a> utiliz\u00f3 un rango de rayos desde el infrarrojo hasta el ultravioleta para ver la galaxia por partes. El n\u00facleo tiene un ancho de 2.400 a\u00f1os luz. Los astr\u00f3nomos encontraron un anillo de estrellas enanas en el n\u00facleo.<\/span><\/p>\n Los astr\u00f3nomos que estudian el anillo circumnuclear de NGC 1512 est\u00e1n interesados particularmente en ver c\u00f3mo se desarrollan los ciclos de formaci\u00f3n estelar, a partir del material gaseoso que cae hacia el n\u00facleo de la galaxia. El oscurecimiento de los c\u00famulos debido al polvo parece ser un fen\u00f3meno intermitente. Los c\u00famulos o est\u00e1n completamente ocultos, rodeados por sus nubes maternas, o casi completamente expuestos.<\/span><\/p>\n Es destacable la similitud que hay en las caracter\u00edsticas de estos estallidos de formaci\u00f3n estelar y los de otros que se han estudiando en detalle con el Hubble<\/a>. Los anillos circumnucleares son comunes en las galaxias espirales barradas. Los astrof\u00edsicos creen que son estas barras las que sirven de despensa de material a los anillos.<\/span><\/p>\n Esta foto del Telescopio Espacial Hubble<\/a> muestra en detalle una galaxia tard\u00eda, un peque\u00f1o sistema de estrellas y gas que parece a\u00fan encontrarse en pleno proceso de desarrollo, mientras la mayor\u00eda de sus cong\u00e9neres comenzaron a formarse hace miles de millones de a\u00f1os. La evidencia de su extrema juventud se halla en la explosi\u00f3n de estrellas reci\u00e9n nacidas. Todo indica que esta galaxia, denominada POX 186, se origin\u00f3 cuando dos peque\u00f1os grumos de gas y estrellas colisionaron hace menos de 100 millones de a\u00f1os provocando la formaci\u00f3n de nuevas estrellas.<\/span><\/p>\n Esta imagen del Hubble<\/a> respalda las teor\u00edas de formaci\u00f3n gal\u00e1ctica a partir del ensamblaje de peque\u00f1os bloques compuestos de gas y estrellas. Estos bloques se originaron poco tiempo despu\u00e9s del Big-Bang, el acontecimiento creador del Universo. Sin embargo, se trata de un hallazgo sorprendente debido a su notable cercan\u00eda en el espacio ya que POX 186 se encuentra a s\u00f3lo 68 millones de a\u00f1os-luz, hacia Virgo. Pertenece al grupo de galaxias conocido como enanas compactas azules debido a su reducida extensi\u00f3n y su colecci\u00f3n de estrellas azules calientes. Su tama\u00f1o de 900 a\u00f1os-luz y unos 10 millones de estrellas, resultan insignificantes. La V\u00eda L\u00e1ctea mide unos 100.000 a\u00f1os-luz y alberga 100.000 millones de estrellas.<\/span><\/p>\n Este reciente sistema est\u00e1 situado en una regi\u00f3n de espacio muy vac\u00eda, con sus vecinos gal\u00e1cticos m\u00e1s pr\u00f3ximos a nada menos que 30 millones de a\u00f1os-luz. El encuentro gravitatorio entre los peque\u00f1os c\u00famulos de los que se form\u00f3, tuvo que demorarse m\u00e1s que si hubiera sucedido en regiones del espacio m\u00e1s densas. No obstante las estrellas m\u00e1s viejas que pueblan POX 186 rondan los mil millones de a\u00f1os. Se cree que las galaxias menos masivas del Universo han sido las \u00faltimas en formarse.<\/span><\/p>\n \u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0 Agujero Negro supermasivo<\/span><\/p>\n Cuando el gas y el polvo interestelares de una nebulosa se condensan, se forma una protoestrella<\/a> que emite chorros de materia. \u00c9sta contin\u00faa condens\u00e1ndose por gravitaci\u00f3n al tiempo que se calienta. Cuando la temperatura del n\u00facleo de la protoestrella<\/a> llega a 10 millones de grados, se inician una serie de reacciones nucleares y nace una estrella nueva. M\u00e1s adelante, la corteza del astro sufre una expansi\u00f3n acompa\u00f1ada de calentamiento, lo que da lugar a la formaci\u00f3n de una gigante roja, de di\u00e1metro entre 10 y 100 veces el del Sol. Si la gigante roja es muy grande, produce hierro y otros elementos pesados, aumenta de tama\u00f1o y se transforma en supergigante. Despu\u00e9s estalla y libera la materia en el espacio. Si s\u00f3lo estalla la parte externa y el n\u00facleo tiene suficiente masa, se convierte en un agujero negro<\/a>.<\/span><\/p>\n Los agujeros negros<\/a> pueden formarse durante el transcurso de la evoluci\u00f3n estelar. Cuando el combustible nuclear se agota en el n\u00facleo de una estrella, la presi\u00f3n asociada con el calor que produce ya no es suficiente para impedir la contracci\u00f3n del n\u00facleo debida a su propia gravedad. A densidades mayores de un mill\u00f3n de veces la del agua, aparece una presi\u00f3n debida a la alta densidad de electrones<\/a>, que detiene la contracci\u00f3n en una enana blanca<\/a>. Si la densidad es mayor, se convierte en agujero negro<\/a>.<\/span><\/p>\n \u00bfPor qu\u00e9 los alrededores de algunos agujeros negros<\/a> son m\u00e1s brillantes que otros? En el centro de las galaxias activas predominan los agujeros negros<\/a> supermasivos de al menos miles de veces la masa del Sol. Muchos de ellos, denominados Seyfert Tipo I, son muy brillantes en el espectro de la luz visible. Otros, los Seyfert Tipo II son bastante d\u00e9biles.<\/span><\/p>\n La diferencia podr\u00eda estar provocada porque la acrecci\u00f3n de algunos agujeros negros<\/a> arrastra mucha m\u00e1s materia que otras. Tambi\u00e9n podr\u00eda deberse a que los agujeros negros<\/a> que ocupan el centro de las galaxias Seyfert Tipo II estuvieran oscurecidos por un toroide alrededor de ellos.<\/span><\/p>\n Para ayudarnos a decidir entre las dos hip\u00f3tesis, se ha observado en rayos X<\/a> la galaxia cercana NGC 4388, de tipo Seyfert II. Se ha descubierto que el flujo de rayos X<\/a> en algunos colores (de rayos X<\/a>) var\u00eda r\u00e1pidamente, mientras que en otros es bastante estable.<\/span><\/p>\n El flujo constante y la absorci\u00f3n aparente de algunos colores de rayos X<\/a> muy concretos por el hierro fr\u00edo nos ofrecen evidencias de que estamos observando el agujero negro<\/a> central de NGC 4388 a trav\u00e9s de un toroide muy denso compuesto de gas molecular y polvo.<\/span><\/p>\n \u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0 Choque entre Galaxias<\/span><\/p>\n Esta imagen del Telescopio Espacial Hubble<\/a> releva los fuegos artificiales en el centro de una colisi\u00f3n entre dos galaxias. El Hubble<\/a> ha descubierto m\u00e1s de mil racimos de estrellas j\u00f3venes que estallan a la vida como resultado de este choque frontal.<\/span><\/p>\n Hay sucesos en el Universo que a\u00fan no sabemos explicar. \u00bfC\u00f3mo podr\u00edan dos estrellas j\u00f3venes dotar de energ\u00eda a estas nubes de gas interestelar? Ocultas tras estas gruesas nubes de polvo, las dos estrellas emiten iones y radiation de alta energ\u00eda, que hacen que las nubes se fragmenten y resplandezcan.<\/span><\/p>\n La imagen, tomada por la unidad Melipal del telescopio VLT, del Observatorio Europeo del Sur, resuelve con espl\u00e9ndido detalle el complejo BAT99-49 de esta nebulosa. La luz emitida por los \u00e1tomos de helio se registra en azules, la del ox\u00edgeno en verdes y la del hidr\u00f3geno en rojos.<\/span><\/p>\n Una de las estrellas de este duo es del tipo enigm\u00e1tico Wolf-Rayet, mientras que la otra es una estrella O masiva. Esta pareja estelar y su nebulosa se encuentran en la Gran Nube de Magallanes, la m\u00e1s grande de las galaxias-sat\u00e9lite de nuestra V\u00eda L\u00e1ctea.<\/span><\/p>\n Las estrellas Wolf-Rayet constituyen uno de los objetos m\u00e1s calientes del universo, mientras que las O son las m\u00e1s energ\u00e9ticas y masivas de la secuencia principal de evoluci\u00f3n estelar.<\/span><\/p>\n Aunque rodeada de lo que puede parecer como humo, el objeto conocido como “la estrella flameante” crea energ\u00eda primariamente de la fusi\u00f3n nuclear, como otras estrellas.<\/span><\/p>\n El fuego, tipicamente definido como una adquisici\u00f3n molecular r\u00e1pida del oxigeno, ocurre s\u00f3lo cuando hay suficiente oxigeno presente y no es importante en entornos de alta energ\u00eda y bajo oxigeno como el de las estrellas. El material que aparece como humo es practicamente hidrogeno interestelar, pero contiene filamentos oscuros como el humo de polvo rico en carb\u00f3n.<\/span><\/p>\n La regi\u00f3n de AE Aurigae fu\u00e9 fotografiada por el KPNO un telescopio de 0.9 metros y se muestra en una fotograf\u00eda en falsos pero representativos colores. La estrella AE Aurigae en s\u00ed es muy brillante, azul, j\u00f3ven y conocida como la estrella fugitiva desde que parece haber sido expulsada de la regi\u00f3n de la Nebulosa de Ori\u00f3n, hace unos 2.7 millones de a\u00f1os.<\/span><\/p>\n En esta dram\u00e1tica regi\u00f3n del sur de la Via L\u00e1ctea en la constelaci\u00f3n de Ara (el Altar) se pueden ver estrellas calientes azules, gas hidr\u00f3geno brillando en rojo, y nubes oscuras de polvo.<\/span><\/p>\n A unos 4000 a\u00f1os de la Tierra, las estrellas de la izquierda son j\u00f3venes, masivas y muy energ\u00e9ticas. Su intensa radiaci\u00f3n ultravioleta esta desgastando el complejo de nubes de la estrella cercana, ionizando el gas hidr\u00f3geno y produciendo un brillo rojizo de “hidr\u00f3geno alfa”.<\/span><\/p>\n A la derecha, visible en conjunto con la nebulosa de polvo oscura, est\u00e1 un peque\u00f1o c\u00famulo de estrellas en formaci\u00f3n. Esta preciosa imagen en color es una composici\u00f3n de imagenes realizada con filtros en azul, verde e hidr\u00f3geno alfa.<\/span><\/p>\n La masa de un grupo de galaxias gigantes, CL0025 y 1654, situadas a unos 4.500 millones de a\u00f1os-luz, produce una lente gravitacional c\u00f3smica curvando la luz tal como predice la teor\u00eda de la relatividad<\/a> de Einstein<\/a>, de manera que forma im\u00e1genes detectables m\u00e1s distantes a\u00fan que las propias galaxias.<\/span><\/p>\n La masa total del grupo es la suma de las propias galaxias, vistas como materia ordinaria luminosa, m\u00e1s la materia oscura<\/a> invisible del propio grupo, cuya naturaleza permanece desconocida. Analizando la distribuci\u00f3n de la materia luminosa y las propiedades de las lentes gravitacionales debido a la masa total del grupo, los investigadores han resuelto el problema de localizar la distribuci\u00f3n de la materia oscura<\/a>.<\/span><\/p>\n El mapa resultante muestra la “materia oscura<\/a>” invisible en azul y las posiciones de los grupos de galaxias en amarillo. El trabajo , basado en numerosas observaciones con el Telescopio Espacial Hubble<\/a>, revela que la materia oscura<\/a> del grupo no est\u00e1 uniformemente distribuida, pero sigue de cerca las acumulaciones de materia luminosa.<\/span><\/p>\n Con un n\u00facleo oculto a la vista \u00f3ptica por una gruesa senda de polvo, la galaxia el\u00edptica gigante Centaurus A fue uno de los primeros objetos observados desde \u00f3rbita por el Observatorio de rayos X<\/a> Chandra.<\/span><\/p>\n Los astr\u00f3nomos no fueron decepcionados, pues la apariencia de Centaurus A en rayos X<\/a> hace que su clasificaci\u00f3n como una galaxia activa sea f\u00e1cil de apreciar.<\/span><\/p>\n Tal vez la caracter\u00edstica m\u00e1s destacable de esta imagen de rayos X<\/a> en colores falsos de Chandra es el jet, de 30.000 a\u00f1os luz de longitud. Estallando hacia la esquina superior izquierda de esta imagen, el jet parece provenir de la brillante fuente central de rayos X<\/a> de la galaxia, que se sospecha que alberga un agujero negro<\/a> de alrededor de un mill\u00f3n de veces la masa del Sol.<\/span><\/p>\n Centaurus A tambi\u00e9n parece estar lleno de otras fuentes individuales de rayos X<\/a> y un penetrante y difuso resplandor en rayos X<\/a>. La mayor\u00eda de estas fuentes individuales probablemente son estrellas de neutrones<\/a> o agujeros negros<\/a> de unas pocas masas solares acretando material de las menos ex\u00f3ticas estrellas compa\u00f1eras binarias. Este difuso resplandor de alta energ\u00eda representa gas en toda la galaxia calentado a temperaturas de millones de grados C.<\/span><\/p>\n A una distancia de 11 millones de a\u00f1os luz hacia la constelaci\u00f3n de Centauro, Centaurus A (NGC 5128) es la galaxia activa m\u00e1s cercana.<\/span><\/p>\n \u00bfQu\u00e9 cre\u00f3 esta gigante burbuja espacial? Lo hizo una estrella masiva que no solamente es brillante y azul sino que tambi\u00e9n emite viento estelar de gas ionizado. La nebulosa Burbuja es ahora la m\u00e1s peque\u00f1a de las tres burbujas que rodean a la estrella masiva BD+602522 y es parte de del circuito de burbuja gigante S162 creada con la ayuda de otras estrellas masivas. Como el gas abandona tan r\u00e1pidamente BD+602522 empuja y esparce el gas hacia la coraza. La luz energ\u00e9tica ioniza la coraza haciendo que \u00e9sta brille. Esta fotograf\u00eda tomada por el Telescopio Espacial Hubble<\/a> y dada a conocer durante la semana pasada muestra muchos detalles de la nebulosa Burbuja nunca antes vistos y a\u00fan no entendidos. La nebulosa tambi\u00e9n es conocida como NGC 7635 , se extiende 6 a\u00f1os luz y es visible por peque\u00f1os telescopios hacia la constelaci\u00f3n de Casiopea.<\/span><\/p>\n La nebulosa planetaria Ara\u00f1a roja muestra la compleja estructura que se puede formar cuando una estrella normal expulsa su gas exterior y se convierte en una estrella del tipo enana blanca<\/a>.<\/span><\/p>\n Llamada oficialmente NGC6537, esta nebulosa planetaria de dos l\u00f3bulos sim\u00e9tricos contiene la ![\"\"](\"http:\/\/antwrp.gsfc.nasa.gov\/apod\/image\/9703\/ngc604_hst.jpg\")
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