Los objetos celestes del

Catálogo Messier

Enrique Posada2009

El catálogo Messier debe su nombre al astrónomo Charles Messier (1730 - 1817). Este fue asistente de observación del Observatorio Marino del hotel de Cluny de Paris, y destacó como uno de los buscadores de cometas mas famosos de la segunda mitad del siglo XVIII. Tuvo mas de una docena de cometas con su nombre, y se dice que el tener que acompañar a su esposa en su lecho de muerte le costó otro cometa mas. En sus observaciones nocturnas por los cielos, Messier frecuentemente observó objetos con aspecto nebuloso que fácilmente eran confundidos con cometas. Se requerían varias noches de observación para discernir estas nebulosas de los cometas gracias al movimiento que estos últimos muestran respecto de las estrellas fijas. Con el fin de facilitar la búsqueda de cometas Messier decidió hacer un catálogo de nebulosas. Para 1780 Messier había recopilado un centenar de nebulosas. Más adelante Messier haría algunas revisiones de su catálogo, incluyendo objetos nuevos y descartando observaciones erráticas, hasta llegar al último catálogo que publicó con 101 objetos, número que posteriormente fue ampliado hasta 110 por otros observadores.

Este catálogo es enormemente popular entre los astrónomos aficionados. Tal vez su éxito se deba al reducido número de objetos que contiene, que a la vez son suficientes para darnos una visión relativamente completa del Universo.

El catálogo de Messier incluye principalmente regiones de formación de estrellas, nebulosas de reflexión, cúmulos de estrellas, nebulosas planetarias, restos de supernovas, galaxias espirales, galaxias elípticas e irregulares.

La maratón Messier

Desde mediados de la década de 1980 algunos aficionados a la astronomía realizan maratones Messier, consistentes en observar en una sola noche el mayor número posible de los 110 objetos del catálogo. El maratón idealmente se celebra en la segunda mitad del mes de marzo, cerca del equinoccio de primavera -del 20 al 21 de marzo- y coincidiendo con la luna nueva, con el fin de que las condiciones de visibilidad faciliten la búsqueda de los 110 objetos.

Al parecer fueron unos españoles los primeros en llevar a cabo esta idea en el año 1970, pero no hay registro oficial de este hecho. Unos años más tarde, Tom Hoffelder, Tom Reiland y Don Machloz independientemente hicieron la Maratón y Gerry Ratley en Arizona, fue el primero en completar la observación de los 110 objetos, en la noche del 23 al 24 de Marzo de 1985, una hora más tarde la completaba Rick Hull en California.

Hoy vamos a hacer esta maratón en forma audiovisual, aprovechando las maravillas del internet. La haremos en dos medias maratones. ¡Disfrutemos!

Galería de objetos celestiales M y el centro de la galaxia

Las estrellas del cielo

Cada noche aparece en el cielo la huella de Dios,reflejada en cada estrella brillantesea enana blanca o roja giganteo azulada y enorme viajera que asombra al sol.

Con un río de leche la negra noche se iluminay se llena de historias y de mitosconsteladas por los seres más antiguosque dibujaron en el cielo las claves de la vida.

Lo infinito se reúne en cúmulos de estrellasformando galaxias vibrantes y vitalesque se unen en grupos celestialespara viajar juntas por las sendas eternas.

Cada noche aparece en el cielo la magia de Dios,que nos ha hecho de polvo de estrellaspara que viajemos eternos, y como ellas,brillemos en variados tonos de bello color.

Tipoespectral

Radio Masa Luminosidad Temperatura

R/RSol M/MSol L/LSol K

O2 19 120 2 000 000 49 000

O5 10 35 225 000 39 000

B0 8,0 17 40 000 29 000

B5 5,0 5,4 1 200 15 200

A0 3,6 2,8 100 9 600

A5 3,2 2,4 55 8 700

F0 2,7 1,85 18 7 200

F5 2,0 1,45 6,0 6 400

G0 1,24 1,12 1,24 6 000

G2 1,00 1,00 1,00 5 800

G5 0,88 0,90 0,64 5 500

K0 0,78 0,80 0,37 5 150

K5 0,60 0,60 0,15 4 450

M0 0,34 0,40 0,025 3 850

M5 0,18 0,12 0,004 3 200

Esta tabla muestra los valores típicos de las estrellas a lo largo de la secuencia principal.

La secuencia principal como fase evolutiva La secuencia principal es la fase en que una estrella quema hidrógeno en su núcleo mediante fusión nuclear. La estrella se compone de un núcleo donde tiene lugar la fusión del hidrógeno al helio y un manto que transmite la energía generada hacia la superficie.

La mayor parte de las estrellas pasan el 90% de su vida, aproximadamente, en la secuencia principal del diagrama de Hertzsprung-Russell. En esta fase las estrellas consumen su combustible nuclear de manera gradual pudiendo permanecer estables por periodos de tiempo de 2-3 millones de años, en el caso de las estrellas más grandes y calientes, a miles de millones de años si se trata de estrellas de tamaño medio como el Sol, o hasta decenas o incluso centenares de miles de millones de años en el caso de estrellas de poca masa como las enanas rojas.

Lentamente, la cantidad de hidrógeno disponible en el núcleo disminuye, con lo que ésta ha de contraerse para aumentar su temperatura y poder detener su colapso gravitacional. Cuando el hidrógeno del núcleo finalmente se agota la estrella sufre unas rápidas transformaciones que la convierten en gigante roja. A lo largo de toda esta etapa solamente habrá procesado el 10% de su masa.

El diagrama de Hertzsprung-Russell (comúnmente abreviado diagrama H-R)Muestra el resultado de las observaciones de la relación entre la magnitud absoluta de una estrella y su temperatura superficial. Las estrellas tienden a encontrarse agrupadas en regiones específicas del mismo. La predominante es la diagonal que va de la región superior izquierda (caliente y brillante) a la región inferior derecha (fría y menos brillante) y se denomina secuencia principal.

En este grupo se encuentran las estrellas que extraen su energía de las reacciones termonucleares de fusión del hidrógeno en helio. En la esquina inferior izquierda se encuentran las enanas blancas, y por encima de la secuencia principal se encuentran las gigantes rojas y las supergigantes. El Sol es una estrella de la secuencia principal que ha permanecido durante 4.500 millones de años en esta estable secuencia y permanecerá otros 4.500 millones de años más dentro de ella. Cuando el suministro de hidrógeno en el núcleo finalice, el Sol comenzará a expandirse y su superficie se enfriará. Como resultado, se convertirá en una gigante roja

Supermasiva Eta Carinae

Gigante roja Betelgeuse

El Sol.

Adolescencia estelar de L1014

Trazando una relación entre la magnitud visual (v) y el índice de color (BV) para las estrellas individuales , se obtiene este cuadro de gran significado para los astrofísicos. (A) Secuencia principal (B) Rama de las gigantes rojas(C) Transición del helio ocurre aquí(D) Rama horizontal (HB) (E) Espacio de Schwarzschild en la HB (F) Enanos blancos (debajo de la flecha).

Baja masa y temperatura, transporte convectivo. Son las más longevas ya que queman su hidrógeno con lentitud y reciben un aporte de material de las capas externas.

Tienen un núcleo radiactivo; cuanto mayor sea la masa, mayor será el núcleo radiactivo en comparación con el tamaño de la estrella

El núcleo empieza a quemar el hidrógeno mediante ciclos mucho más dependientes de la temperatura y la región central de la estrella se torna convectiva

Las estrellas activas poseen un núcleo en el cual realizan las reacciones de fusión nuclear y un manto a través del cual el calor y la radiación son transportados mediante procesos de radiación y convección. Finalmente está la capa más superficial de las estrellas, su atmósfera. En ella se producen los fenómenos visibles tales como protuberancias solares, eyecciones de masa coronal y manchas solares.

Llamaradas de la joven estrella EV Lacertae. Esta llamarada es miles de veces más poderosa que las enormes llamarada del Sol, aunque este es una estrella más grande.

Año Luz = Unidad de distancia equivalente a 9.460.000 millones de kilómetros. Es el recorrido de la luz a lo largo de un año, viajando a 300.000 kilómetros por segundo.

Galaxia = Sistema de millones o miles de millones de estrellas. La galaxia que habitamos es la Vía Láctea. Las galaxias elípticas tienen forma oval con poco polvo y gas; las espirales con largos brazos redondeados con mucho polvo y gases; y las irregulares sin una forma especial.

Agujero Negro = Región del espacio donde se acumula materia y la fuerza de gravedad es tan intensa que no pude escapar ni siquiera la luz. Un agujero negro hasta diez veces más pesado que el Sol puede formarse en el núcleo de una explosión supernova. Se encuentran en los quasares aquellos que llegan a una masa de un millón de veces superior a la del Sol. Como también se los observa en los núcleos de las galaxias activas, individuales o grupos de agujeros negros.

Cúmulo = agrupamiento de un grupo grande de estrellas en una región particular del espacio galáctico, ligadas por la gravedad.

Constelación = Región del cielo, nombre dado a cada una de las partes de la división geográfica y política del cielo

Enana Blanca = Estrella compacta. Es un núcleo de una estrella gigante rojo que ha expulsado sus capas exteriores al espacio.

Enana Marrón = Cuerpo estelar con una masa intermedia entre una estrella normal y un planeta.

Enana Roja = Estrella perteneciente a la secuencia principal, ligera, opaca y fría.

Estrella de neutrones = Cuerpo pequeño muy denso que se forma en el envejecimiento de una estrella pesada y que está formada únicamente por partículas subatómicas denominadas neutrones. Una estrella de neutrones que gira con rapidez se denomina pulsar.

Gigante Roja = Estrella gigante de baja temperatura. Ingresa a la fase final de la vida de una estrella al aumentar unas cien veces su tamaño original.

La Vía Láctea = Galaxia de unos 200.000 millones de años de vida, de estructura en espiral. En uno de sus brazos se ubica el Sol con el Sistema Solar.

Nebulosa: Nube de gas resplandeciente en el espacio, iluminado por las estrellas jóvenes que tiene en su interior.

Nebulosa Planetaria: Gases expulsados por una estrella gigante roja y que la rodean como un aro.

Nova: Explosión del gas acumulado en la superficie de una estrella enana blanca. Gas que es capturado de su compañera estelar, generalmente una gigante muy expandida. Supernova: Estrella que explota. Una estrella pesada explota al final de su vida cuando las reacciones nucleares en su núcleo se vuelven inestables. El brillo que genera la explosión equivale a todo el brillo de la galaxia residente.

Nube Interestelar: Región densa de gas y polvo que se distribuye irregularmente entre las estrellas.

Protoestrella: Nube de gas y polvo que se colapsa para dar nacimiento a una estrella; brilla por el calor generado por su contracción. Recién cuando comienzan las reacciones nucleares se convierte en una estrella.Protogalaxia: Enorme nube de gas que se condensa para formar una galaxia.

M1 (NGC 1952) - La Nebulosa del cangrejo.

Este es el desastre que queda cuando explota una estrella. La Nebulosa del Cangrejo, resultado de una supernova que se avistó en 1054 dC en China, está llena de filamentos misteriosos . Los filamentos son complejos y parecen tener menos masa que la expulsada por la supernova original y una mayor velocidad de la esperada para una explosión libre.

La imagen, del Hubble, se presenta en tres colores escogidas por interés científico.

La Nebulosa del Cangrejo abarca unos 10 años-luz . En el mismo centro de la nebulosa se encuentra un pulsar : una estrella de neutrones tan masiva como el Sol pero con el tamaño de una ciudad pequeña . Este pulsar rota unas 30 veces por segundo.

Imagen de la nebulosa M1 obtenida con el telescopio robótico Bradford que está en el Teide en Tenerife.

M1- La Nebulosa del Cangrejo

M1 es una de las pocas supernovas observadas históricamente en nuestra Galaxia Vía Láctea. El Pulsar del Cangrejo (NP0532), es la estrella de la derecha del par visible cerca del centro de la nebulosa en la foto

M1 en rayos X, mostrando el pulsar

M1 en luz visible La energía de rayos X emitida por la nebulosa del Cangrejo es unas 100 veces superior a la emitida en el espectro visible.

La luminosidad en el espectro visible es enorme: a la distancia de 6,300 años luz , su brillo aparente corresponde a una magnitud absoluta de -3.2, o más de 1.000 veces la luminosidad del sol. La luminosidad total en todo el espectro ha sido estimada en una 100,000 veces la luminosidad solar.

Imágenes de M1 en visible (falso color y en ultravioleta cercano y lejano)

Imágenes de M1 de distintos telescopios

M1 desde Monte Palomar y desde los telescopios de los aficionados

M2 (NGC 7089) , es un cúmulo globular en Acuario. Tiene un diámetro de unos 150 años luz, contiene unas 150,000 estrellas, y es cúmulos globulares más ricos y compactos. Tiene una elipticidad notable . A una distancia de unos 36,000 años luz, se encuentra más allá del Centro Galáctico. Visualmente tiene una magnitud aparente de 6.5. Sus estrellas más brillantes son gigantes rojas y amarillas de magnitud 13.1

De sus 21 variables conocidas, muchas son del tipo RR Lyrae, con cortos periodos inferiores a un día. Tres de ellas, son Cefeidas clásicas con periodos de 15 a 20 días y magnitud aproximada de 13.

M2 fue descubierta por Maraldi en 1746; Messier la redescubrió independientemente en 1760.

El cúmulo globular M2 (NGC 7089) Kitt Peak National Observatory

Imágenes profesionales y de aficionados de M2

El Hubble Observa el Escape Supersónico de una Nebulosa

M2-9 es una nebulosa planetaria "de mariposa" o bipolar. Si se corta la nebulosa a través de la estrella central, cada lado se parece al escape de un motor de reacción. Por la forma de la nebulosa y a la velocidad del gas, más de 320 Km por segundo, la descripción de escape super-super-sónico es apropiada. El tamaño de la nebulosa aumenta con el tiempo, y la explosión estelar que formó los lóbulos ocurrió hace 1.200 años. Se sabe que la estrella central en M2-9 es en realidad un par de estrellas muy cercanas, siendo posible que una estrella esté siendo absorbida por la otra. Parece que la gravedad de una estrella atrae el gas de la superficie de la otra, y lo arroja hacia un disco delgado y denso que rodea a las estrellas y que se extiende bastante en el espacio. El viento de alta velocidad de una de las estrellas penetra en el disco circundante, que sirve como una tobera. El viento es deflectado en una dirección perpendicular y forma el par de chorros que vemos en la imagen de la nebulosa.

Esta nebulosa nos ofrece una idea de lo que va a pasar con nuestro propio Sol dentro de unos 5 mil millones años, cuando se convierta en un gigante rojo, quemando a la tierra en su expansión y expulsando su propia nebulosa hermosa, para ir desapareciendo después como una estrella enana blanca

M2-9 está a 2.100 años-luz de distancia en la constelación de Ophiuchus

.

M2-9, La Nebulosa de los dos chorrosLa observación fue hecha el 2 de Agosto de 1997 por la Cámara 2 de Campo Ancho y Planetaria del telescopio Hubble. En esta imagen, el oxígeno neutro se muestra en rojo, el nitrógeno ionizado una vez, en verde, y el nitrógeno ionizado dos veces, en azul.

El cúmulo de estrellas globular M3 (NGC 5272) es extremadamente rico en estrellas variables del tipo conocido como RR Liriáceas. Estas son estrellas gigantes que están en el curso de la fusión de su helio hacia carbono y oxígeno en sus centros y de hidrógeno hacia helio en su superficie. Estas estrellas variables sirven para medir las distancias estelares y galácticas.

M3 fue por primera vez reconocido como un cúmulo de estrellas por William Herschel en 1784. M3 contiene cerca de medio millón estrellas, la mayoría viejas y rojas. Está a unos 100.000 años luz. Mide unos 150 años luz.

Imagenes de M3 con el telescopio WIYN de Kitt Peak

El cúmulo de estrellas globular M3 (NGC 5272)

El Cúmulo globular M4 ( NGC 6121)

El Cúmulo globular M4 ( NGC 6121), es un cúmulo globular que se encuentra en la constelación de Scorpius. Fue descubierto por Philippe Loys de Chéseaux en el año 1746 y catalogado por Messier en 1764. Este fue el primer cúmulo globular donde se distinguieron estrellas individuales.

Queda a una distancia de 7.200 años luz, y es el cúmulo globular más cercano a nuestro Sistema Solar. Contiene 43 estrellas variables.

Se aleja de la tierra con una velocidad radial de más de 253.400 km/h.

Fotografías como la siguiente, tomadas por el Telescopio Espacial Hubble en 1995, han revelado estrellas enanas blancas que están entre las más viejas de la Vía Láctea (su edad se estima en unos 13.000 millones de años, nuestro sistema solar tiene 4.500 millones de años). Una de ellas es una estrella binaria con un púlsar como compañero, PSR B1620-26 y un planeta orbitándola con una masa 2,5 veces superior a Júpiter, el cual es probable que tenga los mismos 13.000 millones años.

Enana blanca en M4

Cúmulo globular M5

M5 (NGC 5904), es un cúmulo globular que se encuentra en la constelación de Serpens. Se aprecia de color amarillento debido a la gran cantidad de estrellas gigantes rojas que contiene. Fue visto por primera vez por Gottfried Kirch y su esposa Maria Margarita en 1702, que lo describieron como una estrella nebulosa. Messier lo descubrió independientemente en 1764, y lo describió como una nebulosa redonda sin estrellas. Guillermo Herschel fue el primero que los describió como un cúmulo de estrellas en 1791 y contó 200 de ellas con su telescopio reflector, “aunque con un centro tan compacto que es imposible distinguir componentes en él“.

Presenta una velocidad radial (respecto al Sol) de 186.480 km/h. Mide 165 años luz y está a 24.500 años luz de la tierra. Contiene 100.000 estrellas, que se mantienen unidas por efectos gravitacionales. Las estrellas se mueven en órbitas alrededor del centro del cúmulo y este a su vez se mueve en órbita alrededor del centro de nuestra galaxia. Se conocen hasta ahora unos 160 cúmulos globulares que existen como un halo esférico alrededor del centro galáctico. Pero no aparecen distribuidos esféricamente al verlos desde la tierra, y este hecho fue un punto clave para determinar que nuestro sol no está en el centro de la galaxia.

M5 (NGC 5904)

El Cúmulo de la Mariposa M6 (NGC 6405), es un cúmulo abierto que se encuentra en la constelación de Scorpius.

Se piensa que la mención que hizo 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 estelar muy fino”. Pero 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.

Se encuentra formado por estrellas calientes y jóvenes de tipos espectrales O y B, aunque no falta una vieja (del tipo gigante roja) de tipo espectral K, la más brillante del conjunto.

Se se aproxima a la Tierra a 41. 400 km/h.

Entre sus brillantes estrellas hay algunas variables, fácilmente visibles para el aficionado dotado de un telescopio mediano .

Mide cerca de 20 años luz y está a unos 1.500 a 2.000 años luz de distancia. M6 se compone predominante de estrellas azules jóvenes y su edad se estima en 100 millones de años.

El Cúmulo de la Mariposa M6 (NGC 6405)

El Cúmulo de Ptolomeo M7(NGC 6475) es un cúmulo abierto de la constelación de Scorpius. Era conocido por Ptolomeo, quien lo describió como una nebulosa, en el 130adC. Giovanni Batista Hodierna lo observó alrededor de 1654 y contó 30 estrellas en él, más tarde, en 1764, Charles Messier lo añadiría a su catálogo. El cúmulo es fácilmente detectable a ojo cerca del aguijón del Escorpión.

Observaciones al telescopio revelan unas 80 estrellas. La distancia a este cúmulo es de 800 a 1000 años luz. La edad del cúmulo se estima en unos 220 millones de años mientras que la estrella más brillante tiene una magnitud de 5,6.

El Cúmulo de Ptolomeo M7(NGC 6475), la cola del escorpión

Fotos de aficionados de M7 y de su fondo estrellado

M6 (arriba, más pequeño) y M7 abajo

La Nebulosa de la Laguna M8 (NGC 6523), es una nebulosa de emisión (concretamente se trata de una Región H II) situada en la constelación de Sagitario. Fue descubierta por Guillaume Le Gentil en 1747. La nebulosa de la laguna es una activa incubadora estelar a 5.000 años luz de distancia, en dirección al centro de nuestra galaxia.

En la majestuosa M8 se encuentran muchas estrellas jóvenes y grandes masas de gas caliente. Formado hace solamente varios millones de años en la nebulosa está el cúmulo abierto NGC 6530, cuyas estrellas jóvenes muestran su altas temperaturas en su resplandor azul. La nebulosa se conoce como de la Laguna por banda de polvo que se aprecia a la izquierda del centro del cúmulo 6530. Al nudo brillante de gases y de polvo en el centro de M8 se le conoce como la nebulosa del reloj de arena.

El centro de la nebulosa de la laguna M8 es un torbellino espectacular de formación de estrellas. Visible en el lado superior izquierdo, se aprecian dos nubes en forma de embudo, cada una de medio año luz , que han sido formadas por intensos vientos y energías estelares. La estrella próxima enormemente brillante, Hershel 36, ilumina el área. Vastas paredes de polvo ocultan y enrojecen a otras estrellas jóvenes y calientes. Esta foto que cubre cerca de 5 años luz, fue hecha en 1995 por el telescopio Hubble .

En el Centro de la Nebulosa de la Laguna M8

Llamativos detalles se pueden apreciar en esta notable foto de M8, que se ha procesado para remover las estrellas y así poder revelar mejor la gama de filamentos de hidrógeno gaseoso y nubes de polvo oscuras, y la región brillante y turbulenta en forma del reloj de arena cerca del centro de la imagen

Los procesos de formación estelar crean los colores y el caos. El gas rojo que brilla intensamente resulta del choque de la energía estelar contra hidrógeno interestelar. Los filamentos oscuros del polvo que cruzan a M8 fueron creados en las atmósferas de estrellas gigantes en enfriamiento y en los desechos de explosiones de supernovas.

Marte

M20

M8

El Cúmulo globular M9 (NGC 6333) está en la constelación de Ofiuco. Descubierto por Messier en 1764. Fotográficamente se aprecia de color amarillento debido a la gran cantidad de estrellas gigantes rojas (de color amarillento o dorado) que contiene. M9 es uno de los cúmulos globulares más cercanos al núcleo de nuestra galaxia, a una distancia de 5.500 años luz desde el centro galáctico. Su diámetro es de 90 años luz y dista unos 25.800 años luz de nuestro sistema solar. Su magnitud aparente es 7,7. En este cúmulo se han encontrado 13 variables (cefeidas). Se aleja del Sistema Solar a más 824 .460 km/h.

El Cúmulo globular M9 (NGC 6333)

M9 está situado en el borde de la silueta de una nebulosa oscura (Barnard 64) que se puede apreciar en la toma, a la izquierda.

El Cúmulo globular M10 (NGC 6254) está en la constelación de Ofiuco. Fue descubierto por Charles Messier en 1764. Su magnitud conjunta es 6.4. Fotográficamente se aprecia de color dorado debido a la gran cantidad de estrellas gigantes rojas (de color amarillento o anaranjado) que contiene.

Se aleja de la Tierra a más 271 440 km/h. Es un cúmulo muy pobre en variables, tiene solamente 4 estrellas variables en su núcleo. Está situado a una distancia de 16.000 años luz y le corresponde un diámetro lineal de 70 años luz.

El Cúmulo globular M10 (NGC 6254)

Estrellas como el sol usan el hidrógeno como combustible y lo convierten en helio en mediante fusión nuclear. Cuando el hidrógeno se acaba en el interior, por algún tiempo, el hidrógeno externo se quema en una concha que rodea al centro estelar y la estrella se expande para convertirse en un gigante rojo. Las estrellas rojizas brillantes en este cuadro de M10 son ejemplos de esta fase de evolución estelar. Pero las estrellas azules brillantes de M10 se han desarrollado más allá de esta etapa y se han convertido en estrellas gigantes de la rama horizontal (RH) con temperaturas centrales bastante calientes como para quemar el helio y volverlo carbono. En esta imagen, solamente las estrellas apenas visibles, débiles, grises, son las que todavía queman hidrógeno en su interior.

El Cúmulo del Pato Salvaje M11(NGC 6705), es un cúmulo abierto que se encuentra en la constelación de Scutum. Su magnitud es 6.32. Se aleja a la Tierra a más 106 160 km/h. Situado sobre la Vía Láctea, en un fondo estelar muy rico, está formado por estrellas calientes azules y blancas, aunque no faltan algunas componentes amarillentas o anaranjadas. Resoluble con un pequeño telescopio con 40-50 aumentos, entre sus componentes se encuentran algunas estrellas variables.M11 es uno de los cúmulos galácticos más ricos y compactos. Se estima que contiene unas 2.900 estrellas, de las que 500 tienen una magnitud superior a 14. La edad del cúmulo se ha estimado en unos 220 millones de años. M11 fue descubierto por el astrónomo alemán Gottfried Kirch del observatorio de Berlín en 1681.

El Cúmulo del Pato Salvaje M11(NGC 6705)

M11(NGC 6705)

El Cúmulo globular M12 (NGC 6218) está en la constelación de Ofiuco. Fue descubierto por Charles Messier el 30 de mayo de 1764. Su magnitud es de 8.5. Fotográficamente se aprecia de color amarillento debido a la gran cantidad de estrellas gigantes rojas (de color amarillento o dorado) que contiene. Se aproxima a la Tierra a más 156 .600 km/h. Solo se ha descubierto en él una estrella variable (del tipo Cefeida).

Se encuentra a 23.000 años-luz del Sol, Este enorme cúmulo globular contiene actualmente cerca de 200 .000 estrellas, la mayor parte de las mismas con una masa entre el 20 y el 80% la del Sol. Los científicos estiman que M12 aún cuenta con un tiempo de vida futura de 4500 millones de años, siendo esto una tercera parte de su vida transcurrida. Aunque pueda parecer un tiempo muy prolongado, se trata de un cúmulo con vida muy corta en comparación con la vida promedio de un cúmulo globular, que suele durar en torno a unos 20. 000 millones de años.

M12 fue uno de los descubrimientos originales de Messier en 1764. Lo describió como un nebulosa sin estrellas, como consecuencia del modestp poder de resolución de sus instrumentos. William Herschel lo resolvió en estrellas en 1783.

El Cúmulo globular M12 (NGC 6218)

El Cúmulo globular M12 (NGC 6218

La región central del Cúmulo globular M12 (NGC 6218) visto con el VLT Very Large Telescope de Cerro Paranal, en Chile

M13, el Cúmulo de Hércules (NGC 6205) es un cúmulo globular de la constelación de Hercules. Fue descubierto por el astrónomo inglés Edmond Halley en el año 1714. William Herschel, por medio de su telescopio reflector, pudo descubrir varias alineaciones de estrellas (conocidas como patas de araña), comprobar que estaba formado por estrellas y hacer un primer recuento de sus componentes (aproximadamente unas 8.500 según sus cómputos).Su magnitud es de 5.80. Se aproxima a la Tierra a más 887.700 km/h. Se calcula que su luminosidad es similar a la de 500.000 soles, y una masa de 600-800 mil veces la solar; buena parte de sus estrellas son astros invisibles (enanas blancas y estrellas de neutrones). Se trata de un cúmulo rico y compacto. Se estima que posee al menos un millón de estrellas concentradas en una región que mide tan sólo 100 años luz de diámetro. Resulta así una densidad de una estrella por año luz cúbico cerca del centro. El panorama celeste desde un planeta hipotético situado en el núcleo aparecería inundado con el resplandor de multitud de estrellas. Nunca habría una noche verdadera y resultaría imposible distinguir el universo externo al cúmulo. El cúmulo de Hércules es muy antiguo. De hecho, sus 12.000 millones de años de edad lo convierten en uno de los objetos más viejos que pueden verse.

M13, el Cúmulo de Hércules (NGC 6205)

Galaxia NGC 6207

El mensaje que se muestra se envió hacia M13 en 1974, durante la inauguración del observatorio de Arecibo, que es el radiotelescopio más grande del mundo, mediante una cadena de unos y ceros que representaba el diagrama. Esta tentativa en la comunicación extraterrestre es más que todo ceremonial, ya que la humanidad envía señales de radio y TV hacia el espacio accidentalmente en forma continua. Incluso si este mensaje fuera recibido en M13, tendríamos que esperar casi 50.000 años para oír una respuesta. El mensaje da algunos simples hechos sobre humanidad : de izquierda a derecha están los números de uno a diez, los átomos incluyendo el hidrógeno y el carbón, algunas moléculas interesantes, el DNA, un ser humano con su descripción, los fundamentos de nuestra Sistema Solar y los datos del telescopio de envío

M13, el Cúmulo de Hércules (NGC 6205)

Imagen de M13 con el telescopio Hubble y su cámara ACS/WFPC2

Esta visión telescópica revela las espectaculares cientos de miles de estrellas de M13. A una distancia de 25.000 años luz, sus estrellas se abarrotan en una región de 150 años luz de diámetro, pero en el núcleo más de 100 estrellas podrían estar contenidas en un cubo de sólo 3 años luz de lado. En comparación, la estrella más cercana al Sol está a más de 4 años luz de distancia.

El mayor problema que el observador encuentra alestudiar este cúmulo globular no es la debilidadde sus distintas estrellas componentes, sino el apiñamiento de los astros: una variable puede aparecer tan próxima a otra estrella de brillo más elevado que sus cambios de magnitud resultan muydifíciles de medir.

ESTUDIO FOTOMÉTRICO DE LA CEFEIDA V2 EN M13

M14 ( NGC 6402) es un cúmulo globular situado en la constelación de Serpentario. Fue descubierto por Charles Messier en 1764. A una distancia de unos 30.000 años luz, M14 contiene unas 100.000 estrellas. Con una magnitud de 7.6, puede observarse fácilmente con binoculares. Con telescopios de tamaño medio se pueden ver algunas de sus estrellas individuales, la más brillante de las cuales es de magnitud 14.

La luminosidad total de M14 es del orden de 400.000 veces la del Sol. Su forma es alargada y mide 100 años luz de un extremo a otro. Se aproxima a la Tierra a unos 399.960 km/h.

HHay 90 estrellas variables conocidas en M14, cuatro de ellas Cefeidas muy comunes en los cúmulos globulares y el resto del tipo RR Lyrae. En 1938 apareció una nova en este cúmulo, aunque no fue descubierta hasta que se revelaron placas fotográficas de la época en 1964. Se calcula que la nova alcanzó su brillo máximo de magnitud +9.2, más de 5 veces más brillante que cualquier otra estrella "normal" en el cúmulo.

El cúmulo globular M14 (NGC 6402)

Estas imágenes, muestran la alta resolución espacial del Hubble, comparada con la de un telescopio terrestre. La imagen a la izquierda, tomada con el telescopio de 4 metros en el observatorio de Cerro Tololo en Chile, tiene una resolución de 1.5 segundos del arco. La imagen a la derecha, tomada con la cámara de objetos débiles (FOC) tiene resolución de 0.08 segundo de arcos. La foto de FOC revela literalmente centenares de estrellas separadas en una región minúscula de M14 donde solamente se pueden distinguir docenas en la imagen terrestre. Esta foto hizo parte de un intento para localizar la Nova que apareció en M14 en 1938.

M15 (NGC 7078) es un cúmulo globular situado en la constelación Pegaso. Fue descubierto por Jean-Dominique Maraldi en 1746 e incluido en el catálogo de Charles Messier en 1764. En 1783 William Herschel, por medio de su telescopio reflector, pudo comprobar que estaba formado por miles de estrellitas que se apiñaban rápidamente hacia un núcleo irresoluble.

Se aproxima a la Tierra unos 383. 760 km/h. Se encuentra a una distancia de 33.600 años luz de la Tierra. Tiene una magnitud absoluta igual a -9.2, lo que se traduce a una luminosidad similar a 360.000 veces la del Sol. Es uno de los cúmulos globulares más densos que se conocen en nuestra galaxia: el núcleo de este cúmulo ha sufrido una contracción, proceso conocido como colapso de núcleo, con un punto máximo de densidad que tiene un número enorme de estrellas que rodean lo que puede ser un agujero negro.

Contiene un elevado número de estrellas variables, 158, la mayoría del tipo RR Lyrae aunque no faltan las del tipo Cefeida y otras de largo período. También se han encontrado 9 pulsares en M15, incluyendo el único sistema conocido de pulsar binario. M15 alberga una de las cuatro nebulosas planetarias conocidas en un cúmulo globular, Pease 1 (o Kustner 648), descubierta fotográficamente en 1928 por el astrónomo norteamericano Francis Pease, que al parecer fue eyectada de su estrella progenitora, una estrella azulada, hace sólo unos 4 000 años.

El cúmulo globular M15 (NGC 7078)

El telescopio Hubble mira en detalle en el apretado corazón del cúmulo estelar más denso que se conoce.

Hubble descubre agujeros negros en lugares inesperados

El centro del cúmulo está en la derecha superior, en la imagen de alta resolución. Se trata de una inserción con un ancho de 1.6 años luz y muestra esta pequeña zona repleta de estrellas, lo cual indica su enorme densidad.

La densidad de estrellas crece hacia el centro de M15. El análisis de la distribución de estas estrellas sugiere que en un cierto punto en el pasado distante, las estrellas convergieron hacia el interior de M15, como abejas a su colmena. Este fenómeno, que ha sido teorizado hace tiempos, pero nunca visto en tal detalle, pudo haber durado algunos millones de años (un instante en la vida de 12 mil millones de años de M15). Una lectura cuidadosa de las velocidades a las cuales las estrellas se mueven cerca del centro de M15 revelaría si las estrellas están apretadas tan firmemente debido a la influencia de un solo objeto masivo, o simplemente por su propia atracción mutua. Las estrellas se moverían en órbitas más veloces bajo el influjo de un agujero negro, que sería varios miles de veces más masivo que nuestro sol. Tales medidas toman mucho tiempo, pero son posibles con la ayuda del Hubble.

Uno de los objetos astronómicos más fácilmente reconocibles es la Nebulosa del Águila M16 (NGC 6611) que es un cúmulo estelar abierto en la constelación Serpens. Está asociado con una nebulosa de emisión difusa catalogada como IC 4703. Este conjunto es una de las más hermosas nebulosas que se pueden fotografiar y contiene los conocidos "Pilares de la Creación", columnas gigantescas de hidrógeno de varios años luz de tamaño. Es además un criadero de estrellas nuevas. Precisamente la luz ultravioleta de esas estrellas jóvenes, ilumina y modela las columnas de gases formando estas impresionantes estructuras. Se encuentra a una distancia de 7.000 años luz.

Telescópicamente aparece como un parche grisáceo, que sólo mediante telescopios medianos presenta una forma definida (sin embargo, el cúmulo asociado puede verse incluso con binoculares). Las estrellas más brillantes del cúmulo están entre las más masivas y luminosas conocidas, con una masa estimada en alrededor de 80 masas solares y una luminosidad del orden de 1 millón de veces la del Sol. Se ha estimado que su edad es de alrededor de 2 millones de años. Se aleja de la Tierra a más 64.800 km/h.

La Nebulosa del Águila M16 (NGC 6611)

El centro de la Nebulosa del Águila M16 (NGC 6611)

Pilares de gas en M16: pilares de la creación en una región de formación de estrellas

La luz estelar es responsable de la iluminación de la áspera superficie de los pilares. Se pueden ver corrientes fantasmagóricas de gas hirviendo en su superficie, creando una neblina alrededor de la estructura y resaltando su forma tridimensional. La columnas se destacan en silueta contra el resplandor de fondo del gas más distante.

El pilar se está erosionando lentamente por la acción de la luz ultravioleta de las estrellas calientes próximas, en un proceso llamado fotoevaporación. Al ocurrir esto, los pequeños glóbulos de gases densos atrapados dentro de la nube se descubren. Son los “EGGs", glóbulos gaseosos en evaporación. Las sombras de los EGGs protegen al gas oculto detrás, dando lugar a las estructuras en forma de dedo.

Nubes donde nacen estrellas en M16: huevos estelares emergen de la nube molecular

Detalle de uno de los pilares de M16

Detalle de la base de uno de los pilares de M16

Esta estructura misteriosa, oscura, parecida a cabeza de una serpiente marina, es una columna de gas de hidrógeno molecular frío (H2) y de polvo, y es una incubadora para nuevas estrellas. Las estrellas se alojan dentro de las protrusiones en forma de dedo que se extienden desde la parte superior de la nebulosa. Cada punta de dedo es más grande que nuestro propio sistema solar.

Espira estelar en M16

Parecida a una criatura alada de un cuento de hadas, posada sobre un pedestal, este objeto es en realidad una ondulante torre de gas frío y de polvo. La empinada torre mide 9,5 años luz de altura, algo más de dos veces la distancia que separa al Sol de su estrella vecina más cercana.

Las estrellas de la Nebulosa del Águila nacen en nubes frías de gas hidrógeno que residen en vecindarios caóticos, donde la energía de las jóvenes estrellas esculpe paisajes fantásticos. La torre puede ser una incubadora gigantes para esas estrellas recién nacidas. Un torrente de luz ultravioleta proveniente de un grupo de estrellas jóvenes y masivas (más allá de la parte superior de la imagen) está erosionando el pilar.

Diferentes visiones de M16

Diferentes visiones de M16

M17, la Nebulosa Omega (NGC 6618), es también conocida como la Nebulosa del Cisne, la Nebulosa del Cazador y la Nebulosa de la Langosta. Queda en Sagitario. Fue descubierta por Philippe Loys de Chéseaux en 1745 y Charles Messier la catalogó en 1764.

La Nebulosa Omega se encuentra a una distancia entre 5000 y 6000 años luz, y tiene unos 15 años luz de diámetro. La nube de materia interestelar de la que forma parte es de unos 40 años luz de diámetro. La masa total de la Nebulosa Omega se calcula en unas 800 masas solares y es una de las regiones más brillantes y masivas de nuestra galaxia; si no aparece más impresionante es por verse prácticamente "de canto".

Existe un cúmulo (NGC 6618) de 35 estrellas en la nebulosa. Es la radiación de estas estrellas jóvenes y calientes la que excita los gases de la nebulosa y los hace brillar.

Estudios recientes de ésta nebulosa muestran que contiene uno de los cúmulos más jóvenes conocidos, con una edad que no llega ni al millón de años y que la nebulosa seguramente alberga entre 8000 y 10000 estrellas que han nacido en ella, 1/3 de ellas en el cúmulo NGC 6618..

M16

M17

M18

Una zona del cielo rica en nebulosas y cúmulos estelares, con muchas regiones de nubes de gas y polvo es el brazo de Sagitario

M17, la Nebulosa Omega (NGC 6618)

Los patrones ondulados de gas han sido esculpidos e iluminados por un torrente de radiación ultravioleta proveniente de estrellas jóvenes, masivas, que están fuera de la foto hacia la esquina superior izquierda. El resplandor de estos patrones acentúa la estructura tridimensional de los gases. La radiación ultravioleta talla y calienta las superficies de las nubes frías de hidrógeno. Las superficies así calentadas, se ven naranjas y rojas en esta fotografía.

El calor intenso y la presión hacen que parte de la materia se aleje de esas superficies, creando el un velo de gases verdosos que brilla intensamente, más caliente aún, que enmascara las estructuras del fondo. La presión sobre las puntas de las ondas puede desencadenar la formación de nuevas estrella dentro de ellas. Los colores en la imagen representan los varios gases. El rojo representa azufre, el verde, hidrógeno y el azul, oxígeno.

M17 se ilumina por la radiación ultravioleta de estrellas jóvenes, masivas, localizadas en la esquina izquierda superior de la imagen. Cada estrella es seis veces más caliente y 30 veces más masiva que el Sol. La radiación poderosa de estas estrellas evapora y erosiona la nube densa de gas frío dentro de la cual se forman las nuevas estrellas .

Las paredes ampolladas de la nube hueca brillan principalmente por las luces azul, verde, y roja emitidas por los átomos excitados de hidrógeno, nitrógeno, oxígeno, y azufre. Particularmente impresionante es la estructura en forma de rosa, que se ve a la derecha del centro, que brilla con las luces rojas emitidas por el hidrógeno y azufre

En las profundidades de la nube oscura de polvo y gas molecular de M17, las estrellas continúan formándose. La oscuridad de estas nubes resulta al ser absorbida la luz de las estrellas del fondo por su polvo rico en carbono.

M17, la Nebulosa Omega (NGC 6618),

Imagen con luz visible de M17

Imagen con luz infrarroja que deja ver las estrellas calientes jóvenes

M18 (NGC 6613) es un cúmulo abierto de la constelación de Sagitario. Fue descubierto por Charles Messier en 1764, que lo incluyó en su catálogo. M18 está situado entre la Nebulosa Omega (M17) y la nube de estrellas de Sagitario (M24). Se calcula su edad en unos 32 millones de años, por lo que es un cúmulo joven que tiene 20 componentes . Está situado a unos 4.900 años luz de distancia y tiene un radio de 19 años luz.

Cúmulo abierto M18 (NGC 6613)

Cúmulo abierto M18 (NGC 6613)

M19 (NGC 6273) es un cúmulo globular ubicado en la constelación de Ophiuchus. Fue descubierto por Charles Messier en el año de 1764. Se aleja de la Tierra a más 465.840 km/h. M19 es el más ovalado de los cúmulos globulares. Se encuentra a una distancia de 28,000 años luz del Sistema Solar, y a 5,200 años luz del centro de la galaxia. Tiene un diámetro de 140 años luz en su eje más grande.

Está formado por 100.000 estrellas. La razón por la cual el cúmulo tiene una forma tan extraña es desconocida, pero podría estar relacionada con su cercanía del Centro Galáctico. Por otra parte, la forma podría deberse a una ilusión creada por una inusual nube de polvo absorbente situada en uno de los lados del cúmulo.

Cúmulo globular M19(NGC 6273)

Cúmulo globular ovoide M19(NGC 6273

La Nebulosa Trífida M20 (NGC 6514) está situada en Sagitario. Fue descubierta por Guillaume Le Gentil en el año 1750. El nombre de la nebulosa significa "dividido en tres lóbulos", y está formada por tres lóbulos separados por oscuras líneas de polvo. La nebulosa Trífida, que es una nebulosa tanto de emisión como de reflexión, tiene una magnitud 5. Se encuentra a una distancia de entre 2.000 y 6.000 años luz. Su edad estimada es de 300.000 años, lo que la convierte en la zona de formación estelar más joven que se conoce.

Es una de las grandes nebulosas gaseosas que hay en Sagitario; se encuentra cerca de las nebulosa Laguna. En el centro de la nebulosa Trífida se puede ver una estrella de magnitud 6, denominada HN40. En realidad, no es una sola estrella, sino que es un completo sistema séxtuple que es observable con telescopios grandes. El astro principal de este sistema es una supergigante de alta luminosidad.

En las fotografías de exposición larga que se tienen de la nebulosa Trífida se pueden apreciar dos colores claramente diferenciados: azul claro y rojo. El primero se debe a la reflexión en el polvo estelar al norte de la nebulosa. El segundo es causado por la ionización del hidrógeno a cargo de la radiación ultravioleta que proviene de HN40.

Imagen completa de la nebulosa Trífida M20 (NGC 6514)

El grupo de brillantes estrellas tipo O que se encuentra en el centro de la Trífida ilumina un denso pilar de gas y polvo, que se ve a la derecha del centro de la imagen, produciendo así un borde brillante en el lado que enfrenta a las estrellas.

El corazón de la nebulosa trífida M-20

Se aprecia el centro de M-20, cerca de la intersección de las bandas de polvo, donde es bien visible un grupo de estrellas brillantes y masivas recién formadas. Estas estrellas son de tipo caliente y azul (O), y liberan oleadas de radiación ultravioleta que influyen dramáticamente en la estructura y evolución de la nebulosa que las rodea

Las imágenes del telescopio Spitzer de color falso revelan un aspecto diferente de M20. Donde aparecen las líneas oscuras de que trisectan la nebulosa en la luz visible, se aprecian regiones brillantes de activa formación de estrellas en las tomas del Spitzer.

En total se revelan 30 estrellas embrionarias masivas y 120 estrellas recién nacidas más pequeñas en la nebulosa, tanto en sus trazos oscuros como en sus nubes luminosas. Estas estrellas son visibles en todas las imágenes de Spitzer, principalmente como puntos amarillos o rojos.

Diez de los 30 embriones masivos descubiertos por Spitzer fueron encontrados en cuatro corazones oscuros, o incubadoras estelares, donde nacen las estrellas.

M20, hermosa y difusa, muestra bellamente los efectos combinados de la ionización y de la dispersión causados por la producción de grandes cantidades de fotones azules y UV de las estrellas masivas recién formada, que están presentes en esta nebulosa

M20

M20

Constelación de Sagitario y su gran abundancia de objetos Messier

El Cúmulo abierto M21 (NGC 6531) es un cúmulo abierto en la constelación de Sagitario. Fue descubierto y catalogado por Charles Messier el 5 de junio de 1764. M21 es un cúmulo relativamente joven, con unos 4.6 millones de años de antigüedad y contiene 57 estrellas. M21 es un cúmulo que muestra una fuerte concentración hacia su centro.

Está situado muy cerca de la Nebulosa Trífida. Está localizado a unos 4.000 años luz.

El Cúmulo abierto M21 (NGC 6531)

El Cúmulo abierto M21 (NGC 6531)

M20

M21

M8

NGC 6559

M21 y los cuerpos cercanos

M22 (NGC 6656) es un cúmulo globular en la constelación de Sagittarius. Fue descubierto Abraham Ihle in 1665 e incluido por Charles Messier en su catálogo en 1764. M22 es uno de los cúmulos de estrellas más cercanos a la Tierra, con una distancia de aproximadamente 10,400 años luz. Se han encontrado en M22 32 estrellas variables, así como una nebulosa planetaria. M22 es el tercer cúmulo globular en tamaño. Puede ser visto a simple vista en cielos oscuros. Es a su vez uno de los cúmulos globulares más cercanos. Su diámetro visible es un poco mayor que el de la Luna. Tiene cerca de 10 millones de estrellas y 60 años luz de ancho .

El cúmulo globular M22 (NGC 6656)

M22

En el corazón de M22 Con el Hubble se ha descubierto algo extraordinario. Al parecer hay objetos del tamaño de un planeta que vagan por M22 sin ninguna estrella central. Esos objetos son demasiado oscuros para ser vistos directamente y fueron detectados por la manera en que su campo gravitacional curvaba y amplificaba la luz de las distantes estrellas de fondo, una técnica llamada efecto 'micro-lente.’

Se monitorizaron 83,000 estrellas situadas en zonas de nuestra Galaxia localizadas tras el cúmulo globular M22 y se detectó un claro efecto “micro-lente” causado por una estrella enana normal, una estrella en M22 de aproximadamente un décimo la masa de nuestro Sol. Además del efecto micro-lente causado por la estrella enana, se detectó otro objeto de efecto micro-lente que debió de haber sido mucho menor que una estrella normal, con una masa tan pequeña como 80 veces la de la Tierra. Estos cuerpos serían los objetos celestes más pequeños que no orbitan una estrella jamás vistos.

La foto muestra el entero cúmulo globular de cerca de 10 millones de estrellas. M22 tiene cerca de 60 años luz de ancho

M22 visto por un aficionado

M23 (NGC 6494) es un cúmulo abierto en la constelación de Sagitario cerca del límite con Ophiuchus, que puede apreciarse con prismáticos. Fue descubierto por Charles Messier en 1764. M23 está a una distancia de unos 2.150 años luz desde la Tierra, su radio alrededor de 15-20 años luz. Su edad se calcula en 220 millones de años. Hay unas 150 estrellas identificadas en este cúmulo, muchas de ellas gigantes azules, que por su belleza alguien ha definido como "un centelleante puñado de joyería celeste". La más brillante es de magnitud 9.2.

El cúmulo global abierto M23 (NGC 6494)

El cúmulo global abierto M23

M 24 no es un objeto "verdadero" del cielo profundo, sino una gigantesca nube de estrellas en la Via Láctea, un pseudo-cluster de estrellas desparramadas a lo largo de miles de años luz en la línea de visión, que se divisa por un casual existente en el polvo estelar. Esta nube aparece como una mancha brillante en la Via Láctea.

En general, el polvo interestelar oscurece la luz procedente de las estrellas situadas detrás del mismo. Pero el polvo está distribuido desigualmente. Por alguna razón desconocida se agrupa en nubes de 25 años luz de ancho: se pueden distinguir con facilidad muchas más nubes, proyectadas contra la nube de estrellas. Hay típicamente dos nubes semejantes en la línea de observación de 1,000 años luz de largo en la Via Láctea. Pero incluso encima de los 30,000 años luz hasta las regiones centrales de la galaxia debería haber, y por casualidad hay, más ventanas de lo normal en el medio interestelar. M24 es, en efecto, una de esas ventanas.

Esos huecos de claridad que hay a través de la Galaxia tienen una gran significancia en el estudio de la estructura galáctica, ya que hacen posible ver otras regiones distantes y ocultas.

Dentro de esta nube estelar visible a simple vista, hay un cúmulo abierto, NGC 6603, de magnitud 11 que también recibe el número M24.

M24 fue llamado Delle Caustiche por Fr. Secchi, "a partir de su peculiar organización de sus estrellas en rayos, bóvedas, curvas enojosas, y espirales entrelazadas.“

NGC 6603

Nebulosas oscuras Barnard B92 y B93

M24La nube estelar de Sagitario

Se aprecia el cúmulo estelar abierto NGC 6603 en la parte más brillante de la nube estelar de Sagitario y abajo las nebulosas oscuras B2 y B93

Omega M17

B92 y B93

M18

M24, La Nube Estelar de Sagitario (Delle Caustiche, NGC 6603 ) es una nube estelar en la constelación de Sagitario, aproximadamente a 600 años luz, que fue descubierta por Charles Messier en 1764.

M25 (IC 4725) es un cúmulo abierto en la constelación de Sagitario. Fue descubierto por Philippe Loys de Chéseaux en 1745 y incluido en la lista de Charles Messier en 1764.

M25 está a una distancia aproximada de 2.000 años luz respecto la Tierra. La dimensión espacial de este cúmulo es de aproximadamente 23 años luz de un extremo a otro. Una estrella variable del tipo Delta Cefeida llamada U Sagittarii es miembro de este cúmulo.

Su edad ronda los 90 millones de años . Contiene 86 miembros probables,

El cúmulo abierto M25 (IC 4725)

El cúmulo abierto M25 (IC 4725)

El cúmulo abierto M25 (IC 4725)

M26 (NGC 6694) es un cúmulo abierto en la constelación Scutum. Fue descubierto por Charles Messier en 1764. El M26 abarca unos 22 años luz de ancho y está a una distancia de 5.000 años luz de la Tierra. La estrella más brillante es de magnitud 11,9 y la edad de este cúmulo ha sido calculada en 89 millones de años. Una característica interesante del M26 es un región de baja densidad de estrellas cerca del núcleo, más probablemente causada por una nube oscura de materia interestelar entre nosotros y el cúmulo.

El cúmulo abierto M26 (NGC 6694)

El cúmulo abierto M26 (NGC 6694)

M27, La Nebulosa planetaria Dumbbell (NGC 6853) , fue la primera nebulosa planetaria que se descubrió. En 1764, Charles Messier descubrió esta nueva y fascinante clase de objetos. Es el objeto más impresionante de su tipo en el cielo. La porción brillante de la nebulosa se está expandiendo aparentemente a un ritmo de 6.8 segundos de arco por año, iniciado hace unos 3.500 años. La estrella central de M27 es bastante brillante. Como ocurre con muchas planetarias nebulosas, la distancia de M27 (y por tanto su verdadero tamaño y luminosidad intrínseca) no se conocen con exactitud. Se estima que alcanza desde 490 a 3500 años luz. En la actualidad, las investigaciones realizadas con el Telescopio Espacial Hubble se encuentran en desarrollo para determinar un valor más preciso y fiable de la distancia de la Nebulosa Dumbbell.

Si se adopta un valor de 1200 años luz, la luminosidad intrínseca de la nebulosa gaseosa es aproximadamente de 100 veces la del sol, mientras que la de la estrella es de(1/3 de la del Sol. El que la nebulosa sea mucho más brillante que la estrella indica que ésta emite principalmente radiación de altas energías en la parte no visible del espectro electromagnético, energía que es absorbida excitando el gas de la nebulosa, y vuelto a emitir por la misma principalmente en la parte visible del espectro. De hecho, como casi todas las nebulosas planetarias, la mayoría de la luz visible es incluso emitida en una sola línea espectral, en la zona azul a 5.007 Angstrom.

Las imágenes de la de M27 del Hubble muestran muchos nódulos, de formas variadas. Algunos parecen dedos que apuntan hacia el centro de la estrella agonizante, localizada en el centro; otras son nubes aisladas, con o sin colas. En general sus tamaños son varias veces mayores que la distancia del Sol a Plutón, y cada uno de ellos contiene la masa de hasta tres Tierras.

M27 es el resultados de una estrella moribunda creando un agitado grupo de resplandecientes nódulos de gas que parecen estar viajando por el espacio. Corresponde a los restos de una estrella que alcanzó el final de vida en una demostración espectacular de color. La fotografía cubre un ancho de 0,8 años luz

Los nódulos se están formando en la zona de contacto entre las porciones caliente (ionizada) y fría (neutra) de la nebulosa. Esta área de diferenciación de la temperatura se mueve alejándose de la estrella central, a medida que la nebulosa evoluciona. En M27 los astrónomos ven estos nódulos inmediatamente después del paso del gas caliente.

Los densos nódulos de gas y polvo parecen ser parte natural de la evolución de las nebulosas planetarias. Se forman en las etapas iniciales y sus formas cambian a medida que la nebulosa se expande. Se han descubierto nódulos similares en otras nebulosas planetarias.

Una Nebulosa Planetaria es un objeto gaseoso, creado a partir de la expulsión de las capas externas de una estrella de masa baja o intermedia (entre 0.8 y 8 veces la masa del sol), en su paso hacia transformarse en una enana blanca

M27, NGC 6853, La Nebulosa planetaria

Dumbbell

Dumbbell significa pesa de levantamiento de pesas. El nombre proviene de una descripción hecha por John Herschel, quien también la comparó con el “disparo de una escopeta de dos caños”.

M27, La Nebulosa planetaria Dumbbell

M27, La Nebulosa planetaria Dumbbell

M27, La Nebulosa planetaria Dumbbell

M27, La Nebulosa planetaria Dumbbell

M27, La Nebulosa planetaria Dumbbell

M27, La fotogénica Nebulosa planetaria Dumbbell en varias poses

M28 (NGC 6626) es un cúmulo globular en la constelación de Sagitario. Fue descubierto por Charles Messier en 1764. Está a una distancia de aproximadamente 18.500 años luz desde la Tierra. Se han observado 18 estrellas variables de tipo RR Lyrae en este cúmulo. En 1987, el M28 se convirtió en el segundo cúmulo globular donde un púlsar de milisegundo fue descubierto (el primero fue el Cúmulo globular M4).

Con su diámetro de 75 años luz, aparece considerablemente más pequeño y más comprimido que su vecinos más impresionante, M22. Tiene una forma ligeramente elíptica.

Izquierda foto de Cerro Tololo (Chile) de alta resolución. Aun así su centro es prácticamente una mancha de luz. En la derecha, tomada en Palomar y UK Schmidt, la menor resolución es evidente y el centro es mucho más una mancha de luz

Cúmulo globular M28 (NGC 6626)

M28 (NGC 6626)

M29 (NGC 6913) es un cúmulo abierto en la constelación de Cygnus. Fue descubierta en 1764 por Charles Messier. Su distancia no está del todo clara, variando de 4.000 a 7.000 años luz. Esto es se debe a la gran cantidad de materia interestelar existente, que dificulta el cálculo de la distancia. M29 es un cúmulo más bien tosco y poco impresionante, situado en el conglomerado más alto de la Vía Láctea.

Dos de sus estrellas variables fueron investigadas en 2003 por astrónomos aficionados españoles desde el Observatorio Astronómico de Cáceres, ubicado en Cáceres, publicando sus curvas de luz en banda V.

El cúmulo abierto M29 (NGC 6913)

El cúmulo abierto M29 (NGC 6913) en medio de la inmensidad y aislado

M30 (NGC 7099) es un cúmulo globular en la constelación de Capricornus. Fue descubierto por Charles Messier en 1764. El M30 está a una distancia de aproximadamente 26.000 años luz desde la Tierra. Tiene unos 70 años luz de tamaño, tiene solo 12 variables conocidas, y se acerca hacia nosotros a 590.400 Km/hr. Es bastante denso .

El núcleo de M30 exhibe una extremadamente alta densidad de población, y experimenta un colapso del núcleo, similar al menos a 20 de los 147 cúmulos globulares que hay en la Galaxia de la Vía Láctea, incluyendo M15 y M70. M30 es el objeto menos querido por los Maratonianos Messier, y frecuentemente es el último que tratan de localizar. Esto se debe a su localización en el espacio y no a su belleza.

Un dibujo astronómico de Leonor Ana Hernández

El cúmulo globular M30 (NGC 7099)

Imagen de M30 con rayos X con el telescopio Chandra. Muestra que es reducida la actividad de M30 en ese espectro.

M31 es la Galaxia de Andrómeda, nuestra gran galaxia vecina más próxima, formando el Grupo Local de galaxias, junto a sus compañeros (incluyendo M32 y M110, dos brillantes galaxias elípticas enanas), nuestra Vía Láctea y sus compañeros, M33, y otros. Visible a simple vista incluso bajo condiciones moderadas, fue conocida como la "nubecilla" por el astrónomo Persa Al-Sufi, que la describió en el año 964 AD en su Libro de las Estrellas Fijas.

Simón Marius, fue el primero en dar su descripción telescópica en 1612. Durante mucho tiempo se creyó que era una de las nebulosas más próximas. William Herschel planteó, erróneamente, que su distancia debería "no exceder 2.000 veces la distancia de Sirio" (17.000 años luz); sin embargo, la vio como el más próximo de los "Universos Isla", semejante a nuestra galaxia.

M110

M32

M31, la Galaxia de Andrómeda

Fue William Huggins, el pionero de la espectroscopía, quien advirtió la diferencia entre las nebulosas gaseosas, con sus espectros con líneas y las "nebulosas" con espectros continuos, que ahora conocemos como galaxias. En 1912, V.M. Slipher del Observatorio de Lowell, midió la velocidad radial de la "nebulosa" de Andrómeda y encontró la mayor velocidad de aproximación nunca medida, unos 300 km/sec . Esto ya apuntaba a la naturaleza extragaláctica de este objeto.

En 1923, Edwin Hubble encontró la primera variable Cefeida en la galaxia de Andrómeda, estableciendo con esto su distancia intergaláctica y la verdadera naturaleza de M31 como una galaxia. Sin embargo, puesto que no estaba al corriente de las dos clases de Cefeidas, la distancia que calculó era incorrecta por un factor de más de dos. Este error fue corregido en 1952, cuando el telescopio de 200 pulgadas (5 metros) de Monte Palomar se completó y comenzó a observar en mayor detalle estos objetos distantes.

Foto en 1937

La Galaxia de Andrómeda está en una notable interacción con su compañera M32, que es la aparente responsable de una considerable cantidad de irregularidades en la estructura espiral de M31. Muy probablemente, M32 también ha sufrido en este encuentro, perdiendo muchas estrellas que ahora están repartidas por el halo de Andrómeda.

El más brillante de los más de 300 cúmulos globulares de la Galaxia de Andrómeda M31, G1, es también el cúmulo globular más luminoso en el Grupo Local de Galaxias; su brillo visual aparente desde la Tierra es de unas 13.72 magnitudes. Brilla incluso más que el más brillante de nuestra Vía Láctea, Omega Centauri, e incluso puede ser observado por los aficionados bien equipados bajo condiciones favorables.

El centro de M31

El cúmulo globular G1 de M31

El cúmulo globular Mayall II de M31

Su disco tiene un diámetro mayor de 200,000 años luz y está a una distancia de 2.9 millones de años luz. Esta galaxia mide alrededor del doble de nuestra Vía Láctea. Su masa está estimada en 350 billones de veces la del Sol, considerablemente menor que la masa de nuestra galaxia, implicando que la Vía Láctea debe ser mucho más densa que M 31.

El Hubble ha revelado que M 31 tiene un núcleo doble, probablemente porque se ha "comido" una galaxia más pequeña. Hasta ahora, ha sido registrada una supernova en la galaxia de Andrómeda, la Supernova 1885, también llamada S Andrómeda. Esta fue la primera supernova descubierta más allá de nuestra galaxia, en 1885, por Ernst Hartwig en Estonia. Alcanzó la magnitud de 6 y se apagó hasta la magnitud 16 en 1890.

Imagen de rayos X y de luz visible del centro de M31

El punto azul en el centro de la imagen es un “punto frío” de un millón de grados, donde un objeto central masivo con una masa de 30 millones de soles se localiza. Se considera que puede ser un agujero negro y los rayos X son producidos por la materia que es halada hacia el objeto masivo. Numerosas otras fuentes, más calientes, son también evidentes. Probablemente se deban a sistemas binarios en los cuales una estrella de neutrones (o quizás un agujero negro) está en una órbita cercana alrededor de una estrella normal.

Imagen de rayos X del núcleo de la galaxia (Chandras)

Actualmente, es la galaxia "externa" más estudiada. Es de particular interés puesto que permite estudiar todas las características de una galaxia desde fuera. Aunque también podemos encontrarlas en la Vía Láctea, pero no siempre las podemos observar porque la mayor parte de nuestra galaxia está oculta por nubes de polvo interestelar. Charles Messier ya encontró sus dos compañeras más brillantes, M32 y M110 que son visibles con binoculares y llamativas en telescopios pequeños, y trazó un dibujo de las tres. Estas dos compañeras relativamente brillantes y relativamente próximas son visibles en muchas fotos de M31, pero son sólo las más brillantes de un "enjambre" de pequeñas compañeras que rodean a la Galaxia de Andrómeda y forman un subgrupo del Grupo Local.

M31 en ultravioleta

M321 en rayos x

M31 en el infrarojo

M31 y M32

Imágenes de aficionados de M31

Double Nucleus of the Andromeda Galaxy (M31)

Detalles del halo que rodea a M31

Estrellas antiguas y jóvenes en la vecindad de M31

La imagen más profunda de luz visible que se ha tomado en el cielo, tomada por el Hubble, deja ver aproximadamente 300.000 estrellas en el halo de la galaxia espiral vecina más cercana a nuestra Vía Láctea, Andromeda (M31).

M31 está a 2.5 millones de años luz de la tierra. Las estrellas que se ven tienen edades entre 6 y 13 miles de millones de años. En el halo de nuestra galaxia las estrellas tienen entre11 y 13 miles de millones de años.

M32 (NGC 221) fue la primera galaxia espiral en ser descubierta, por Le Gentil en 1.749, Messier anotó en su descripción que había visto este objeto en 1.757 e incluyó a M32, junto a M110, en su dibujo de la "Gran Nebulosa" de Andrómeda.

M32 es pequeña y compacta en comparación con otras galaxias elípticas y tiene unas 400 millones de estrellas, dentro de un diámetro de solamente 1.000 años luz. Queda a una distancia de 2.3 millones de años luz de nuestra vía láctea.

Se aprecia un aumento constante en el brillo de M32 hacia su centro, indicando que las estrellas en M32 están muy concentradas en su núcleo y que allí hay un campo gravitacional masivo, quizás un agujero negro. Los modelos teóricos sugieren que este tiene la masa de 3 millones de soles. La densidad de estrellas en más de 100 millones de veces la de la vecindad de nuestro sol.

Entre las estrellas de M32, se han encontrado algunas nebulosas planetarias, pero ninguna nube de materia interestelar, ni nubes de gas ni filamentos de polvo ni hidrógeno neutro ni ningún cúmulo abierto. Aparentemente, M32 ya no es capaz de formar ninguna estrella nueva, y consta sólo de estrellas antiguas mezcladas con algunas de edad intermedia.

Como indican su población estelar, tamaño del núcleo y densidad, M32 parece como si fuese una galaxia elíptica mayor. Por eso, es posible que M32 fuese una vez mayor, pero perdió las estrellas exteriores y cúmulos globulares que hubiese podido tener, en uno o mas encuentros próximos con la Galaxia de Andrómeda M31, siendo ahora parte del halo de M31. Esto explica las anomalías en la estructura de la gran galaxia espiral M31.

En esta fotografía del Hubble, se observa que el centro de M32 hay miles de brillantes estrellas azules. Se cree que estas estrellas azules son viejas y brillan en el azul, porque alcanzan relativamente altas temperaturas por el avanzado proceso de la fusión del helio más que por la fusión del hidrógeno en sus núcleos.

El Compacto Centro de la Galaxia M32 (NGC 221) tomado por el Hubble . La región de l centro mide 175 años luz de longitud.

La galaxia elíptica enana M32. Se aprecia en la parte inferior derecha la luz difusa que proviene de Andrómeda M31

M32. Se aprecian estrellas de la vía láctea y parte de los brazos de la espiral de M31

La galaxia del Triángulo, M33 (NGC 598), es otro miembro destacado del Grupo Local de galaxias. Esta galaxia es pequeña comparada con su gran vecino aparente, la galaxia de Andrómeda M31, y con nuestra galaxia de la Vía Láctea, pero es grande dentro del tamaño medio de las galaxias espirales del universo. Es parte de nuestro grupo local de galaxias, LGS 3.

M33 tiene más de 50.000 años luz de diámetro, siendo así la tercera galaxia más grande del Grupo Local después de la Galaxia de Andrómeda (M31) y de la nuestra propia, la Vía Láctea.

A unos 3 millones de años luz de la Vía Láctea, M33 es en sí un satélite de la Galaxia de Andrómeda, de la cual está a 720.000 años luz .

M33 fue encontrada por primera vez por Hodierna antes de 1.654 e independientemente redescubierta por Messier en 1.764.

Una progresión de galaxias espirales se ilustra con tres fotografías de telescopio ultravioleta de la NASA (UIT), llevado al espacio en la misión Columbia Astro-1 en 1990. Se aprecian los brazos espirales por la luz ultravioleta producida por las estrellas calientes, jóvenes. Estas estrellas brillantes, recientemente condensadas a partir de las nubes de gas y de polvo, muestran la posición de los brazos espirales en los cuales nacen. Porque son masivas (con masas mucho mayores que las del sol), son de breve duración y por ello no se alejan demasiado de su lugar de nacimiento.

De izquierda a derecha aparecen las galaxias M33, M74, y M81, con sus brazos espirales progresivamente más apretados.

Esta detallada imagen muestra los azulados cúmulos estelares y estrellas rosadas que forman los brazos espirales de la galaxia M33.

Esta es la galaxia Triángulo M33.

Bajo condiciones favorables, se puede verla a simple vista.

Las fotos la muestran en ultravioleta, en visible filtrada y sobreposición de ultravioleta y visible

Imágenes de aficionados de M33

M31, Andrómeda, directamente por encima, tal como se la vería desde M33

La vía láctea, tal como se la vería desde M33

Vista desde la Tierra, NGC 604 está localizada al noreste del centro galáctico de M33, con un diámetro de 1.500 años luz y es una zona de nacimiento de estrellas.

Se cree que M33 es un auténtico hervidero de estrellas nacientes, en donde surgen soles a un ritmo muy superior al que nos tiene acostumbrados nuestra Vía Láctea. Además de NGC 604, contiene algunas de las asociaciones estelares más ricas y brillantes del Grupo Local

Nebulosa NGC 604, en M33

M 34 (NGC 1039) es un cúmulo abierto en la constelación de Perseus. Fue descubierto por Giovanni Batista Hodierna antes de 1654 e incluido por Charles Messier en su catálogo de objetos en 1764. El M34 está a una distancia de unos 1.400 años luz desde la Tierra y tiene unas 100 estrellas. Tiene un diámetro de 14 años luz. Es de edad intermedia (190 millones de años ).

El cúmulo es sólo visible a simple vista en condiciones muy oscuras, lejos de las luces de las ciudades. Se puede apreciar bien con prismáticos.

El cúmulo abierto M34 (NGC 1039

El cúmulo abierto M34 (NGC 1039 visto desde Mataró, Cataluña

M35 (NGC 2168) es un cúmulo abierto en la constelación de Géminis. Fue descubierto por Philippe Loys de Chéseaux en 1745.

M35 contiene unas 200 (quizás más de 500) estrellas y llena el cielo en una área como la de la luna llena. Está a 2800 años luz de la Tierra y tiene un diámetro de 24 años luz. El cúmulo tiene una edad de 100 millones de años y contiene algunas estrellas que ya han abandonado la secuencia principal, entre las que se incluyen varias gigantes amarillas y naranjas de tipo espectral G tardío o K temprano. Se aproxima a nosotros a razón de 18.000 km/h.

Vista de M35 (NGC 2168) con su cúmulo vecino NGC 2158 (en la parte izquierda superior de la imagen)

NGC 2158

M35 (NGC 2168 )

M35 (NGC 2168)

M36 (NGC 1960) es un cúmulo abierto en la constelación de Auriga. Fue descubierto por Giovanni Batista Hodierna antes de 1654. El M36 está a una distancia de unos 4.100 años luz desde la Tierra y abarca unos 14 años luz de amplitud. Hay al menos sesenta miembros en el cúmulo, el más brillante de los cuales es de magnitud aparente de 9 y con luminosidad unas 360 veces la del Sol. Muchas de estas estrellas brillantes están en rápida rotación, según se deduce de sus líneas espectrales ensanchadas. El cúmulo es muy similar a al cúmulo (M45) de Pléyades, y si estuviera a la misma distancia de la Tierra serían de magnitud similar.

Sus estrellas, muy jóvenes, cuentan con una estrella variable. Por ser bastante joven (unos 25 millones de años), no contiene gigantes rojas, en contraste con sus vecinos M37 y M38, que están a aproximadamente la misma distancia. En 1996 se descubrió en la parte central del cúmulo una joven y débil estrella caliente, que emite un flujo bipolar de gas caliente; en las mejores imágenes disponibles aparece con aspecto "cometario" debido al chorro rojizo de gas emitido.

El cúmulo abierto M36 (NGC 1960)

Los tres cúmulos de Auriga: M36, M37 y M38

M37

M36

M38

M37 (NGC 2099) es el cúmulo más rico de la zona del Auriga, con alrededor de 150 estrellas de magnitud 12,5 o más brillantes y es posible que tenga un total de 500 estrellas. Tiene un número significativo (al menos una docena) de gigantes rojas, y se lo sitúa en el grupo de los cúmulos evolucionados, con una edad estimada en 300 millones de años. Está a una distancia de unos 4.000 años luz. Su diámetro es de 25 años luz.

M 37 es un objeto de fácil observación, en el cual se advierte un núcleo de extraordinaria densidad. A partir del mismo, y en todas direcciones, la población estelar se va haciendo cada vez menos numerosa hasta fundirse con la estrellas de fondo.

El cúmulo abierto M37 (NGC 2099)

El cúmulo abierto M37 (NGC 2099

El cúmulo abierto M37 (NGC 2099)

M38 (NGC 1912) es un cúmulo abierto en la constelación Auriga.

Fue descubierto por Giovanni Batista Hodierna antes de 1654. El M38 está a una distancia de unos 4.200 años luz desde la Tierra. Tiene un diámetro de 25 años luz. Es de una edad intermedia (unos 220 millones de años). Contiene una gigante amarilla de magnitud 7.9 como su miembro más brillante , con una luminosidad equivalente a 900 soles. Contiene alrededor de 160 estrellas.

El cúmulo abierto M38

Cúmulo abierto M38 (NGC 1912)

Cúmulo abierto M38 (NGC 1912)

M39 (NGC 7092) es un cúmulo abierto en la constelación Cygnus. Fue descubierto por Charles Messier en 1764. El M39 está a una distancia de unos 800 años luz desde la Tierra.Tiene 30 estrellas contenidas en un volumen de unos 7 años luz de diámetro. Es de una edad intermedia (estimada entre 230 y 300 millones de años).

El cúmulo abierto M39 (NGC 7092)

M-40 (conocida como Winnecke 4 o WNC 4) es una Estrella Binaria óptica que fue encontrada por Charles Messier cuando investigaba una nebulosa. Se encuentra en la constelación de Osa Mayor. El consenso general es que se trata más de un sistema binario óptico, mas que dos estrellas interactuando físicamente, en el espacio. Las dos componentes tienen magnitudes visuales de 9.0 y 9.3. La componente mas brillante está a una distancia estimada de 510 años luz . La menos brillante aparentemente está mucho más cerca.

El sistema de dos estrellas M40 (WNC 4)

Estrella de sexto orden 70 Ursae Majoris.

Espiral de barras NGC 4290

M40

M1 (NGC 2287), es un cúmulo abierto en la constelación de Canis Major. Fue descubierto por Giovanni Batista Hodierna antes de 1654. Fue quizá conocido por Aristóteles alrededor de 325 a. C. M41 se encuentra cerca de Sirio y contiene unas 100 estrellas de magnitud comprendida entre 7 y 10. Entre estas hay varias gigantes rojas, siendo HD 49091 la más brillante con magnitud +6,9, situada cerca de su centro. Se estima que el cúmulo se aleja de nosotros a unos 84.000 km/h. M41 tiene un diámetro de 26 años luz, con una edad estimada de 220 millones de años. Está situado a 2.300 años luz. La estrella de la esquina derecha es 12 Canis Majoris de 6 magnitud y no pertenece a M41, ya que está a 1.000 años luz.

M41 en infrarojo

Cúmulo abierto M41

Sirio

M41

El Cúmulo abierto M41 en la zona de Can Mayor, con Sirio

Cúmulo abierto M41

Cúmulo abierto M41 con las gigantes rojas que sobresalen con sus brillantes colores naranja

M42 (NGC 1976) es la nebulosa de Orión , una nebulosa difusa situada al sur del Cinturón de Orión. Es una de las nebulosas más brillantes que existen, y puede ser observada a simple vista sobre el cielo nocturno. Está situada a 1.271 años luz de la Tierra y posee un diámetro de 24 años luz. Los textos más antiguos la denominan Ensis, palabra latina que significa "espada", nombre que también recibe la estrella Eta Orionis, que desde la Tierra se observa muy próxima a la nebulosa.

La nebulosa de Orión es uno de los objetos astronómicos más fotografiados e investigados. De ella se ha obtenido información acerca de la formación de estrellas y planetas a partir de nubes de polvo y gas en colisión. Los astrónomos han observado en sus entrañas discos protoplanetarios, enanas marrones, fuertes turbulencias en el movimiento de partículas de gas, y efectos fotoionizantes cerca de estrellas muy masivas próximas a la nebulosa.

Forma parte de una inmensa nube de gas y polvo llamada Nube de Orión, que se extiende por el centro de la constelación de Orión y que contiene también el anillo de Barnard, la nebulosa cabeza de caballo, la nebulosa de De Mairan, la nebulosa M78, y la nebulosa de la Flama. Se forman estrellas a lo largo de toda la nebulosa, desprendiendo gran cantidad de energía térmica, y por ello el espectro que predomina es el infrarrojo.

Esta espectacular vista de M42 tomada por el Hubble, fue escogida por los lectores de Wikipeda como una de las mejores fotos del año en 2006

Dibujo de la nebulosa de Orión realizado por Messier en 1771, publicado en su trabajo Mémoires de l'Académie Royale.

En un cuento popular de la civilización Maya se habla sobre una parte del cielo de la constelación de Orión, conocida como Xibalbá. En el centro de sus fogones tradicionales se hallaba una mancha muy emborronada generada por el fuego, que representaba la nebulosa de Orión. Se trata de una clara evidencia de que, antes de la invención del telescopio, los Mayas ya detectaron sobre el cielo una superficie difusa que no se trataba simplemente de puntos luminosos como las estrellas. Esto es un hecho sorprendente, pues hasta bien entrado el siglo XVII no se hace la primera referencia astronómica a su nebulosidad, pues ni Ptolomeo en el Almagesto, ni Al Sufi en el Libro de las Estrellas Fijas se percataron de ella, a pesar de que si mencionan otras nebulosas. Curiosamente, Galileo tampoco menciona absolutamente nada acerca de esta nebulosa, incluso habiendo realizado observaciones telescópicas en la posición donde se encuentra la nebulosa entre 1610 y 1617. A causa de todo esto, se ha especulado que el brillo de la nebulosa se ha incrementado al originarse estrellas muy luminosas desde entonces.

El descubrimiento de la nebulosa de Orión se le atribuye al astrónomo francés Nicolas-Claude Fabri de Peiresc, como indican sus escritos de 1610. En 1865, la espectroscopia realizada por William Huggins confirmó el carácter gaseoso de la nebulosa.

En 1993, el Telescopio espacial Hubble observó por primera vez la nebulosa de Orión. Desde entonces, la nebulosa ha sido estudiada y examinada en profundidad en multitud de ocasiones, y las imágenes obtenidas se han utilizado para realizar un modelo detallado de la nebulosa en tres dimensiones. Se han observado y estudiado discos protoplanetarios alrededor de estrellas recién formadas, como también han sido estudiados los poderosos efectos destructivos de los altos niveles de energía ultravioleta provenientes de las estrellas más masivas.

Algunos discos protoplanetarios de la nebulosa de Orión fotografiados por el Hubble

Disco protoplanetario en M42

Disco protoplanetario en M42

Estrellas enanas marrones en M42, “estrellas fallidas”

Las imágenes ópticas de la izquierda, revelan nubes de gas y polvo en la nebulosa de Orión. La imagen de infrarrojos de la derecha, muestra las estrellas de formación reciente brillando en la nebulosa.

La nebulosa de Orión es un ejemplo de incubadora estelar, donde el polvo cósmico forma estrellas a medida que se van asociando debido a la atracción gravitatoria. Las observaciones de la nebulosa han mostrado aproximadamente 700 estrellas en diferentes etapas de formación.

La mayor concentración de discos protoplanetarios se encuentra en la nebulosa de Orión, revelando 150 de estos discos, y se considera que están en una fase de formación equivalente a las primera etapas de formación del sistema solar, lo que prueba que la formación de sistemas solares es muy común en el universo.

Las estrellas se forman cuando el hidrógeno y otros elementos se acumulan en una región del espacio, donde se contraen debido a su propia gravedad. A medida que el gas se colapsa, el agrupamiento central atrae cada vez a más partículas, pues la masa va aumentando, hasta que el gas se calienta a una temperatura suficiente como para convertir la energía potencial gravitatoria en energía térmica. Si la temperatura continúa aumentando, se inicia un proceso de fusión nuclear, dando lugar a una protoestrella. Se dice que una protoestrella ha nacido cuando comienza a emitir suficiente energía radioactiva como para compensar su gravedad y frenar el colapso gravitatorio. Normalmente, cuando la estrella comienza la fusión nuclear la nube de material se encuentra a una distancia considerable. Esta nube que rodea a la estrella es el disco protoplanetario de la protoestrella, del cual se podrán formar los planetas.

Una vez formadas, las estrellas de la nebulosa emiten un flujo de partículas cargadas conocido como viento estelar. Este viento forma ondas de choque cuando se encuentra con el gas de la nebulosa, dándole forma. Las ondas de choque de los vientos estelares juegan un papel muy importante en la formación estelar, compactando las nubes de gas y creando densidades no homogéneas que conducen al colapso gravitatorio de la nube.

Vientos estelares en la nebulosa de Orión

Imagen panorámica del centro de M42, la nebulosa de Orión, fotografiada por el Telescopio Hubble.

La imagen abarca 2,5 años luz de lado a lado.

El cúmulo del Trapecio se encuentra a la izquierda del centro.

En esta imagen compuesta, aparece la región central de Orion vista con el equipo Chandra de rayos X y con el Hubble .

Imágenes del cúmulo del trapecio en M42

La constelación de Orión es muy visible, aún en ciudades con polución luminosa. Orión es representado por muchas culturas, incluida la grecorromana -de la que heredamos su nombre actual-, como un cazador. Las tres estrellas en línea que se ven en la constelación recibe el sobrenombre del Cinturón, y debajo de éste se observan otras tres estrellas llamadas la Espada.

En al espada está situada la nebulosa M42 y encima de ella la M43

La constelación de Orión y sus notables elementos

Betelgeuse

Rigel

M42

Cabeza de caballo

Arco de Barnard

M42 M43

M42

M43

El poder de la visión del Hubble

Vista desde tierra

La vista más fina de M42 tomada por el Hubble

Azufre, rojoOxígeno, azulHidrógeno, verde

Muro cavernoso de M42

Vistas combinadas de M42 del Spitzer (infrarrojo) y del Hubble

M 43, la Nebulosa de De Mairan (NGC 1982) es una región de la constelación de Orión. Fue descubierta por Jean-Jacques Dortous de Mairan antes de 1731. La Nebulosa de De Mairan es parte de la Nebulosa de Orión, separada de la nebulosa principal por un filamento de polvo. Charles Messier la incluyó en su detallado dibujo de la Nebulosa de Orión, y le asignó un número adicional en su catálogo.

M43 rodea la joven estrella variable NU Orionis de magnitud 6.5-7.6 . M43 se ilumina hasta brillar debido a esta estrella, y contiene su propio, e independiente cúmulo de estrellas.

M43 está a 1.600 años luz.

M 43 con su estrella central

M43 con su estrella central dominando el campo

M 43 y la brecha oscura que la separa de M43

Vista de M43 en el infrarrojo

M44, El Pesebre o la Colmena (NGC 2632), es un cúmulo abierto en la constelación de Cáncer.

El cúmulo era conocido por Arato en el 260 a. C. y fue observado por Galileo en 1610 quien pudo distinguir por primera vez las estrellas individuales que lo componen, observando cerca de 40. Hy se sabe que tiene cerca de 300 estrellas. M44 puede observarse mediante simple vista y se encuentra situado a una distancia de 577 años luz. Se extiende sobre 10 años luz. Su edad se estima en unos 730 millones de años. Una de sus componentes más brillantes es la estrella Epsilon Cancri.

Contiene gran cantidad de estrellas variables pulsantes. Sobre M44 se mueven con frecuencia tanto la Luna como los planetas.

En las inmediaciones e incluso dentro del propio cúmulo, aunque situadas mucho más lejanas que cualquiera de sus estrellas, puede contemplarse un pequeño cúmulo de galaxias dispersas no demasiado brillantes ni grandes: forman parte del conjunto Coma-Leo.

M44

M44, El Pesebre o la Colmena

M44, El Pesebre o la Colmena

M44, El pesebre

M45 o Las Pléyades (que significa "palomas" en griego), también conocidas Las Siete Hermanas o Cabrillas, es un objeto visible a simple vista en el cielo nocturno con un prominente lugar en la mitología antigua, situado a un costado de la constelación Tauro.

Las Pléyades son un grupo de estrellas muy jóvenes las cuales se sitúan a una distancia aproximada de 450 años luz de la Tierra. Se formaron hace unos 100 millones de años, durante la era Mesozoica en la Tierra, a partir del colapso de una nube de gas interestelar. Las estrellas más grandes y brillantes del cúmulo son de color blanco-azulado y cerca de cinco veces más grandes que el Sol.

El cúmulo tiene unos 20 años luz de diámetro y contiene un total estimado de 3.000 estrellas. Está dominada por estrellas azules jóvenes, de las cuales 8 pueden ser observadas a simple vista: Taygeta, Pleione, Merope, Maia, Electra, Celaeno, Atlas y Alcyone

Posee una masa total estimada en unas 800 masas solares. Está compuesto en buena parte por enanas marrones —objetos con menos del 8% de la masa solar, los cuales son demasiado livianos para ser estrellas. Estos objetos constituyan aproximadamente el 25% de la población total del cúmulo, a pesar de que sólo contribuyan al 2% su masa total.

Aparecen en varias escrituras antiguas entre las que se encuentran el Mahabharata , la Ilíada y la Odisea de Homero, además de ser mencionadas tres veces en la Biblia, también en el Popol Vuh ( el libro sagrado de los Mayas ) bajo el nombre de MOTZ que significa montón.

M45, las pléyades, con la nebulosa de reflexión

M45, las pléyades, tomadas con corta exposición, lo cual hace que solamente se vean las estrellas principales

20 años luz

M45

Las Pléyades M45

Las Pléyades M45

Claramente se aprecia el aspecto de cúmulo abierto de M45

M46 (NGC 2437) es un cúmulo abierto en la constelación Puppis. Fue descubierto por Charles Messier en 1771.

M46 está a una distancia de unos 5.400 años luz desde la Tierra con una edad estimada de unos 300 millones de años. El cúmulo contiene unas 500 estrellas de las cuales 150 son más brillantes que magnitud 13. Su diámetro espacial es de alrededor 30 años luz. Se está alejando de nosotros a 1.490.400 Km/h.

La nebulosa planetaria NGC 2438 parece estar situada dentro del cúmulo pero en realidad es un objeto en primer plano.

Cúmulo abierto M46

La nebulosa planetaria NGC 2438 parece estar situada dentro del cúmulo M46 pero en realidad es un objeto en primer plano que no pertenece al cúmulo.

(Está a una distancia de 2.600 años luz)

M46

M47

M46 y M47. En M46 se observa la nebulosa planetaria NC2438

M47 (NGC 2422) es un cúmulo abierto en la constelación Puppis, cercana a M46. Fue descubierto por Giovanni Batista Hodierna antes de 1654 y independientemente descubierto por Charles Messier el 19 de febrero de 1771.

El M47 está a una distancia de unos 1.600 años luz desde la Tierra con una edad estimada de alrededor de 78 millones de años. Hay unas 50 estrellas en este cúmulo, siendo la más brillante de magnitud 5,7 la bonita Sigma 1121. Tiene un diámetro de 12 años luz. Se está alejando de nosotros a 32.400 Km/h.

El cúmulo abierto M47 (NGC 2422)

Fotos de M57 tomadas por aficionados

M48 (NGC 2548) es un cúmulo abierto descubierto en 1771 por Charles Messier. Sin embargo cometió un error, al asignar los números de su posición y lo incluyo en su catálogo con datos erróneos con lo que permaneció perdido hasta 1959 cuando fue identificado por T.F. Morris. Como estaba sin localizar, Caroline Herschel lo redescubrió independientemente y su famoso hermano, William Herschel, lo incluyó en su catálogo.

M48 es un objeto bastante evidente que puede se visto a simple vista bajo buenas condiciones de observación. Los prismáticos y telescopio más pequeños revelan la existencia de unas 50 estrellas más brillantes que la magnitud 13, siendo su número de al menos 80. El núcleo más compacto se extiende en un diámetro lineal de 23 años luz a la distancia de 500 años luz a que se encuentra. La edad de M48 ha sido estimada en 300 millones de años; la estrella más caliente pertenece al tipo espectral A2 y tiene una magnitud de 8.8; su luminosidad es de unas 70 veces la del Sol. M48 contiene, además, 3 gigantes amarillas de tipos espectrales G-K.

El cúmulo abierto M48 (NGC 2548)

El cúmulo abierto M48 (NGC 2548

El cúmulo abierto M48 (NGC 2548)

M49 (NGC 4472) es una galaxia elíptica de la constelación de Virgo. Fue descubierta por Charles Messier en el año 1771. Fue el objeto más lejano que anotó Messier en su lista.

Su magnitud conjunta en banda B (filtro azul) es igual a la 10.2, y en el visible de 8,4; Es la galaxia más brillante de Virgo, algo más que la M87. Está a unos 60 millones de años luz. Su extensión corresponde a un elipsoide muy grande con un eje mayor proyectado de cerca de 160.000 años luz, (no podemos saber exactamente el tamaño real debido a que no se puede saber la orientación de los ejes del elipsoide). Esta galaxia tiene más de 5.000 cúmulos globulares.

Una posible supernova, 1969Q, con una magnitud de 13,0, fue observada en esta galaxia en junio de 1969.

Riqueza de galaxias en Virgo

La galaxia elíptica M49 (NGC 4472)

La nebulosidad difusa que se observa cerca a M49 es, probablemente, una más débil y más pequeña galaxia compañera.

La galaxia elíptica M49 (NGC 4472) en foto de rayos X

La galaxia elíptica M49 (NGC 4472). Se observa la huella visible dejada por el paso de un satélite.

Foto de Martin Germano desde California

M50 (NGC 2323) es un cúmulo abierto en la constelación Monoceros. Fue descubierto por Giovanni Cassini antes de 1711 e independientemente descubierto por Charles Messier en 1772. El M50 está a una distancia de unos 3.000 años luz desde la Tierra. Tiene un diámetro de 18 años luz . La parte central del cúmulo, la más densa, tiene una extensión de 10 años luz. Su población es de unas 200 estrellas en el núcleo principal de la agrupación. La estrella más brillante tiene un espectro tipo B8 y magnitud 9.0. La edad estimada del cúmulo es de 78 millones de años. Cerca del centro del cúmulo hay una gigante roja M que contrasta con sus vecinas blanco-azuladas. Este cúmulo también tiene algunas gigantes amarillas.

M50 (NGC 2323)

Foto de M50 de Sven Kohle y Till Credner en Bonn, Alemania

M51 (NGC 5194), la famosa Galaxia del Remolino fue uno de los descubrimientos originales de Messier, en 1773, cuando observaba un cometa. Su compañera, NGC 5195, fue descubierta en 1781 por su amigo, Pierre Mechain. Esta fue la primera galaxia en la que se descubrió la estructura espiral, en 1845 por Lord Rosse, quien realizó un dibujo muy cuidadoso y preciso. Por eso M51 es a veces denominada la Galaxia de Rosse o El interrogante de Lord Rosse.

Con más de 60.000 años luz de diámetro, los brazos espirales de M51 y sus caminos de polvo son claramente protagonistas en frente de su galaxia compañera NGC 5195 .La pareja está a unos 31 millones de años luz de distancia. La Galaxia Remolino es una de las más brillantes galaxias del firmamento, visible con unos simples binoculares.

La llamativa estructura espiral es resultado del encuentro de M51 con su vecina, NGC 5195 . Debido a esta interacción el gas de la galaxia se perturbó y se comprimió en algunas regiones, resultando en la formación de estrellas jóvenes y nuevas. Como es común en los encuentros galácticos, la estructura espiral se induce preferentemente en la galaxia más masiva.

Los datos de imagen de la Cámara Avanzada de Rastreo del Hubble han sido reprocesados para producir este alternativo retrato de la bien conocida interacción del par de galaxias.

M51 (NGC 5194), la Galaxia del Remolino y su compañera NGC 5195

La galaxia M51 apadrina generaciones de estrellas en su centro

El centro de la galaxia M51 con evidencias de la existencia de un gran agujero negro.

La X en el centro de M51 está formada por bandas de polvo y se cree que marca la posición de un gran agujero negro

Bandas de polvo y núcleo central de la compañera de M51, NGC 5195

Las imágenes tomadas con el telescopio espacial Hubble indican que el masivo centro de la galaxia mide unos 80 años luz de diámetro y tiene una masa aproximada de 40 millones de soles. La densidad de estrellas en esta región es unas 5 000 veces mayor que en los alrededores del Sol. El núcleo más interno de M 51 contiene algo así como un millón de veces la masa del Sol confinada en una región inferior a 5 años luz de ancho. Esto, unido al patrón de bandas pulverulentas que se entrecruzan sobre el núcleo, sugiere la existencia de un agujero negro masivo.

Estrellas jóvenes, calientes en un brazo espiral de M51

Esta imagen compuesta de Hubble muestra la luz de las estrellas y la luz que generan las emisiones del hidrógeno que brilla intensamente, el cual está asociado a las estrellas jóvenes más luminosas de los brazos espirales.

Foto con el telescopio Issac NewtonINT

Foto con el telescopio de Kitt Peak de 0.9 m en 1991

Otra bella foto tomada con el telescopio Kitt Peak de 0.9 m en Arizona

Imagen de M51 en la luz azul, de la colección Greg Bothun en la University of Oregon

Imagen de M51 en el F.L. Whipple Observatory

Imágenes de aficionados de M51

M 52 (NGC 7654) es un cúmulo abierto en la constelación Cassiopeia. Fue descubierto por Charles Messier en 1774. M52 puede verse desde la Tierra con prismáticos.M52 es un bello cúmulo abierto que se encuentra en un campo rico en objetos de la Vía Láctea. Tiene unas 200 estrellas.

La estrella de la secuencia principal más brillante de este cúmulo es de magnitud 11.0 y de tipo espectral B7. Hay dos gigantes amarillas más brillantes: la más brillante de las dos es de tipo espectral F9 y magnitud 7.77, la otra es de tipo G8 y magnitud 8.22. Tiene 35 millones de años. La distancia de este cúmulo no es muy bien conocida y se ha estimado entre 2.000 y 7.000 años luz. Esta incertidumbre se debe principalmente a la alta absorción interestelar que ha sufrido la luz en su camino hacia nosotros, lo cual complica los estimados. Mide unos 19 años luz de diámetro, si se considera que está a 5.000 años luz.

Con el telesopio de 4 metros Mayall (Kitt Peak National Observatory) el cúmulo queda algo perdido en el campo brillante que lo rodea.

Imágenes de aficionados de M52

M53 (NGC 5024) es un cúmulo globular Es uno de los más marcadamente globulares, estando a unos 60.000 años luz del centro galáctico, y a un poco más (cerca de 62.600 años luz) de nuestro sistema solar. A esta distancia, su diámetro es de unos 250 años luz. Se está acercando a nosotros a gran velocidad, unos 403.000 km/h.

En los pequeños telescopios de aficionados aparece como un objeto nebuloso ligeramente ovalado con un centro grande y brillante de superficie lisa bastante luminosa y que se desvanece uniformemente hacia los bordes. Puede ser fácilmente encontrada a un grado noreste de la estrella de magnitud 4 Alpha42.

El cúmulo M53 en imágines de aficionados

M54 (NGC 6715) es un cúmulo globular en la constelación Sagitario. Fue descubierto por Charles Messier en 1778 y luego incluido en su catálogo como un objeto similar a un cometa.

Anteriormente se creía que estaba a 50,000 años luz de la tierra, pero en 1994 se descubrió que M54 más bien no forma parte de la Vía Láctea sino de la galaxia Enana Elíptica de Sagitario (SagDEG), por lo que se considera el primer cúmulo extragaláctico descubierto; ha llegado ha sugerirse, de hecho, que puede ser el núcleo de dicha galaxia. Estimaciones modernas sitúan a M54 a una distancia de unos 87.000 años luz, lo que se traduce en un diámetro verdadero de 300 años luz. Es uno de los cúmulos globulares más densos. Su luminosidad es aproximadamente 850.000 veces la del Sol y su magnitud absoluta es -10,0 -lo que le convierte en uno de los cúmulos globulares más brillantes conocidos. Se han encontrado al menos 82 estrellas variables, la mayor parte de ellas del tipo RR Lyrae.

M54 se encuentra fácilmente en el cielo, ya que está próximo a ζ Sagittarii.

El cúmulo globular M54 (NGC 6715) probablemente pertenece a una galaxia cercana, SagDEG

Imágenes de aficionados de M54

M55 (NGC 6809) es un cúmulo globular formado por cerca de 100,000 estrellas . Se encuentra sólo a 17,300 años luz de distancia de la Tierra, en la constelación Sagitario. Fue descubierto por Nicolas Louis de Lacaille en 1751 y catalogado por Charles Messier en 1778 . Para un observador situado en nuestro planeta aparece como de 2/3 del tamaño de la luna llena.

Su diámetro es 110 años luz. M55 sólo tiene unas pocas variables, 5 o 6. Los valores publicados de la magnitud de M55 varían entre 5 y 7. La luminosidad total puede ser cerca de 100.000 veces la del Sol.

Imagen de M55 con el telescopio Burrell Schmidt en Kitt Peak, tomadas en el programa Research Experiences for Undergraduates (REU)

Imágenes de M55 de aficionados

Con el VLT (very large scale telescope) la imagen central de M55 se resuelve en estrellas individuales

Con esta imagen del cúmulo M55 culmina nuestra media maratón. Los invitamos a la segunda parte dentro de algún tiempo, cuando recuperemos el ánimo explorador.