SE DETERMINA LAS MEDIDAS DEL CRATER PRODUCIDO POR EL IMPACTO DEL COHETE FALCON 9 SOBRE LA LUNA.

Planetarium Perú · Luna · Exploración espacial

Una etapa de Falcon 9 impacta la Luna: del residuo espacial a un experimento inesperado

El 5 de agosto de 2026 una etapa superior de un cohete Falcon 9 de SpaceX chocó contra la superficie lunar cerca de la región de los cráteres Einstein y Bell. El impacto produjo un nuevo cráter, levantó una nube de material y fue seguido desde la Tierra y desde órbita lunar. Días después, la sonda Lunar Reconnaissance Orbiter de la NASA midió directamente la huella dejada por la colisión.

Una precisión importante: el choque no fue un impacto dirigido de forma deliberada. La etapa había quedado en una órbita alta después de una misión lunar y, con el tiempo, las perturbaciones gravitatorias y la actividad solar modificaron su trayectoria. Lo deliberado fue el seguimiento científico: una vez que la colisión se volvió inevitable, observatorios y sondas aprovecharon el evento como una oportunidad para estudiar la física de los impactos lunares.

Imagen principal. Comparación antes/después obtenida por la misión lunar surcoreana Danuri. La zona circular marca la alteración producida por el impacto. Crédito de la imagen original: KARI/KASA; reproducción difundida por Space.com.

Fecha del impacto5 de agosto de 2026

ObjetoEtapa superior usada de Falcon 9

OrigenLanzamiento Blue Ghost 1 / HAKUTO-R Mission 2

Zona lunarCercanías de Einstein y Bell

Cráter medido por LRO≈18 m de diámetro

Profundidad<3 m

1 · ¿Qué vemos?

Las imágenes muestran una pequeña pero inequívoca modificación de la superficie lunar. Antes del choque, el terreno era un campo de cráteres y regolito muy antiguo. Después del impacto aparece una nueva depresión acompañada por rayos y manchas de distinto brillo. Esas diferencias no son decorativas: contienen información sobre qué capas del suelo fueron excavadas y hasta qué profundidad llegó la perturbación.

Imagen del lugar del impacto obtenida por Danuri. El nuevo cráter aparece dentro del círculo punteado. Crédito: KARI/KASA; imagen difundida por Space.com.

2 · Contexto: ¿de dónde salió el impactador?

La historia comenzó el 15 de enero de 2025. Un Falcon 9 despegó desde el Centro Espacial Kennedy transportando dos misiones lunares comerciales: Blue Ghost Mission 1, de Firefly Aerospace, dentro del programa CLPS de NASA, y RESILIENCE, de la misión HAKUTO-R 2 de la empresa japonesa ispace.

Lanzamiento del Falcon 9 que transportó Blue Ghost Mission 1 hacia la Luna. 15 de enero de 2025. Crédito: NASA/Kim Shiflett.

La primera etapa del Falcon 9 regresó a la Tierra, como ocurre habitualmente en los lanzamientos reutilizables de SpaceX. La segunda etapa, en cambio, había empleado gran parte de su energía para colocar las naves en una trayectoria de alta energía. Quedó entonces en una órbita alargada alrededor de la Tierra.

No era una “bomba lunar”. La etapa no fue lanzada con el propósito de formar un cráter. NASA describió oficialmente el regreso a la Luna como no planificado. La trayectoria terminó evolucionando por la acción combinada de perturbaciones gravitatorias y actividad solar hasta interceptar nuestro satélite.

3 · De una órbita terrestre a una colisión lunar

Reconstrucción animada de la trayectoria de la etapa superior alrededor de la Tierra. Fuente de datos indicada por el autor: JPL Horizons, NASA. Animación: Phoenix7777 / Wikimedia Commons.

15 enero 2025 · lanzamiento de Blue Ghost 1 y RESILIENCE.

2025–2026 · la etapa superior permanece en una órbita terrestre muy alargada.

2026 · astrónomos independientes refinan la trayectoria y advierten que el objeto terminará chocando con la Luna.

4 agosto 2026 · NASA confirma una probabilidad de impacto del 100 % y prepara observaciones terrestres y orbitales.

5 agosto 2026 · la etapa impacta la superficie lunar.

5–6 agosto · Danuri identifica la alteración del terreno y el material eyectado.

11–12 agosto · LRO obtiene nuevas imágenes de alta resolución.

18 agosto · NASA publica las mediciones refinadas del cráter y de sus rayos de eyección.

4 · ¿Dónde ocurrió?

Las primeras predicciones situaban el choque cerca de los cráteres Einstein y Bell, en una zona próxima al limbo lunar. Tras comparar las imágenes anteriores y posteriores, el equipo de LRO determinó el centro del nuevo cráter en: 19,4759° N · 266,7138° E, a una elevación aproximada de 511 m respecto al datum lunar utilizado por la misión.

Predicción de la región de impacto elaborada antes de la colisión. Crédito: Bill Gray / Project Pluto.

5 · El video: una nube casi invisible

Desde la Tierra el evento era extremadamente difícil de observar. La región del choque estaba iluminada y el brillo de la superficie lunar hacía que el material expulsado tuviera muy poco contraste. Aun así, un equipo del Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC), encabezado por José María Madiedo, registró una secuencia en la que puede seguirse la evolución del material eyectado sobre el borde oscuro del disco lunar.

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Video del impacto observado desde la Tierra

La secuencia muestra el material expulsado por la colisión. En el video original, la zona negra corresponde al disco lunar y la señal tenue que se extiende desde el borde es la nube de eyección.

Registro del impacto de la etapa superior Falcon 9 sobre la Luna, IAA-CSIC / José M. Madiedo.

Ver publicación y video original

Abrir video original · IAA-CSIC / José M. Madiedo

Se incluye el código estándar de incrustación de X y, además, un enlace de respaldo. Si Blogger elimina el script al guardar la entrada, el botón seguirá llevando al video original.

6 · Óptica y física: ¿qué sucede cuando 4 toneladas llegan sin atmósfera?

La Luna prácticamente carece de atmósfera. Por ello, un objeto que llega a varios kilómetros por segundo no encuentra aire suficiente para frenarlo de forma apreciable. Su energía cinética se libera directamente en el terreno.

E = ½ · m · v²

Tomando como orden de magnitud una masa cercana a 4.000 kg y una velocidad de aproximadamente 2,4 km/s, la energía del choque se sitúa alrededor de 1,2 × 10¹⁰ joules, equivalente a unas 3 toneladas de TNT. No es una explosión nuclear ni un evento capaz de alterar la órbita de la Luna: es una colisión local comparable, por energía, con impactos meteoroídicos que el satélite recibe de manera natural.

¿Por qué aparece material brillante y oscuro?

LRO observó rayos claros y oscuros alrededor del cráter. Las zonas oscuras contienen material superficial envejecido por el viento solar, los rayos cósmicos y los micrometeoritos. El choque removió parte de ese regolito desde aproximadamente 46 cm de profundidad. Los rayos más brillantes próximos al cráter corresponden a material más fresco, excavado desde niveles algo más profundos.

7 · Resultados: el nuevo cráter visto por LRO

Entre el 11 y el 12 de agosto, seis días después de la colisión, la Lunar Reconnaissance Orbiter inclinó deliberadamente la nave para apuntar su cámara de ángulo estrecho hacia la región del choque. LRO pasa a unos 96 km sobre la superficie y viaja aproximadamente a 1,6 km/s. La precisión del apuntado era crítica: un error de apenas diez segundos habría desplazado el encuadre unos 16 km.

Mediciones publicadas por NASA el 18 de agosto de 2026

Diámetro del cráter	≈60 pies, es decir, aproximadamente 18 m
Profundidad	Menos de 10 pies, es decir, menos de 3 m
Resolución de LRO NAC	Puede distinguir estructuras de aproximadamente 3 pies, ≈0,9 m
Centro del cráter	19,4759° N · 266,7138° E
Elevación	≈511 m
Material superficial removido	Hasta unos 46 cm para parte del regolito meteorizado observado en los rayos oscuros

Ver las imágenes LRO originales en NASA

8 · ¿Qué detectaron los telescopios?

La fotografía visible no fue la única herramienta. Observatorios terrestres utilizaron espectroscopía para buscar la firma química del material expulsado. Se informó de detecciones de sodio y litio en la nube posterior al choque. La señal se mantuvo durante varios minutos. El sodio puede estar relacionado con material lunar, mientras que parte del litio observado podría proceder del propio hardware del cohete. Estos datos todavía requieren análisis detallado antes de convertirlos en una composición completa del material eyectado.

9 · Consecuencias: ¿le ocurrió algo a la Luna?

A escala planetaria, prácticamente nada. El cráter de unos 18 m es minúsculo frente a los cientos de miles de cráteres naturales de la superficie lunar. NASA recordó que impactos naturales con una energía semejante ocurren aproximadamente cada pocos días. No hubo riesgo para la Tierra y la colisión no puede modificar de forma medible la órbita lunar.

Sin embargo, el evento sí plantea una cuestión importante para el futuro: a medida que aumente el número de sondas, estaciones, paneles solares y eventualmente personas en la superficie, los impactos no controlados de hardware deberán gestionarse con mayor cuidado. El material eyectado puede desplazarse a gran velocidad y una colisión que hoy ocurre lejos de cualquier instalación podría ser problemática en una Luna con infraestructura permanente.

10 · ¿Por qué interesa científicamente?

1. Física de cráteres. El objeto tenía una masa, trayectoria y momento de impacto relativamente bien conocidos. Eso permite comparar las predicciones con el cráter real.

2. Eyecta. Las imágenes ayudan a estudiar cuánto material se expulsa, qué geometría adopta y hasta dónde puede viajar.

3. Regolito lunar. El contraste entre material superficial envejecido y material recién excavado ofrece información sobre las primeras capas del suelo.

4. Seguimiento orbital. NASA utilizó el evento para probar técnicas de predicción de impactos desarrolladas por el Center for Near Earth Object Studies.

5. Seguridad futura. El episodio sirve como caso real para discutir cómo retirar o dirigir etapas agotadas en el entorno Tierra–Luna.

11 · Datos técnicos

Vehículo original	SpaceX Falcon 9
Elemento impactador	Etapa superior usada
Lanzamiento	15 de enero de 2025
Cargas principales	Firefly Blue Ghost Mission 1 y ispace RESILIENCE / HAKUTO-R Mission 2
Impacto lunar	5 de agosto de 2026
Naturaleza del impacto	No planificado; posteriormente observado de forma coordinada
Masa aproximada citada	≈4.000 kg
Velocidad aproximada	≈2,4 km/s
Energía cinética aproximada	≈1,2 × 10¹⁰ J · ≈3 t TNT
Diámetro final medido	≈18 m
Profundidad final	<3 m
Observadores orbitales	Danuri / KPLO y NASA Lunar Reconnaissance Orbiter
Observaciones terrestres	IAA-CSIC; VLT/ESO; Lowell Discovery Telescope, entre otros intentos

12 · Seguridad y observación

Este impacto no era un fenómeno para observar a simple vista. Incluso con telescopios profesionales resultó difícil separar la débil nube de material del intenso brillo de la superficie lunar. Para un observador aficionado, el interés principal está ahora en comprender la localización y comparar las imágenes obtenidas por sondas orbitales.

Importante: no debe confundirse este episodio con un “meteorito visible” ni con una explosión observable desde cualquier telescopio. Las imágenes publicadas proceden de instrumentos de alta sensibilidad y de sondas que orbitan a poca distancia de la superficie.

13 · Preguntas para pensar

• ¿Por qué una etapa de cohete puede permanecer más de un año en una órbita terrestre antes de chocar con la Luna?
• ¿Qué diferencia existe entre un impacto controlado y uno no planificado?
• ¿Por qué el mismo choque sería muy diferente si ocurriera en la Tierra?
• ¿Qué nos dicen los rayos claros y oscuros alrededor del nuevo cráter?
• ¿Deberían definirse en el futuro “zonas de impacto” para etapas agotadas cerca de la Luna?
• ¿Cómo se puede distinguir una predicción orbital de la medición final del lugar de impacto?

14 · Saber más

NASA · anuncio y predicción del impacto NASA · resultados de LRO IAA-CSIC · video del material eyectado Wikimedia Commons · animación orbital Project Pluto · predicción orbital

15 · Créditos y referencias · APA

• NASA. (2026, 4 de agosto). NASA Will Attempt to Observe Rocket Part’s Lunar Impact. National Aeronautics and Space Administration.
• NASA Science Editorial Team. (2026, 18 de agosto). NASA’s LRO Images Falcon 9 Crater on Moon, Learns New Details. NASA Science.
• Korea Aerospace Research Institute / KASA. (2026). Imágenes antes y después del lugar de impacto obtenidas por Danuri.
• Madiedo, J. M., & Instituto de Astrofísica de Andalucía–CSIC. (2026, 6 de agosto). Registro telescópico preliminar del material eyectado por el impacto.
• Gray, B. (2026). Upper stage impacting the Moon on 2026 August 5. Project Pluto.
• NASA / Kim Shiflett. (2025). NASA’s CLPS Firefly Blue Ghost Mission 1 Launch. Kennedy Space Center.

Imágenes: NASA/Kim Shiflett; KARI/KASA; NASA Goddard/Intuitive Machines; NASA/JPL-Caltech; Bill Gray/Project Pluto; Wikimedia Commons. Los valores de energía indicados en esta entrada son una estimación de orden de magnitud calculada a partir de la masa y velocidad publicadas para la etapa.

LA NEBULOSA DEL LEON CON WEBB.

NGC 2392, la Nebulosa del León, observada por el telescopio espacial James Webb con NIRCam y MIRI.
Pulse sobre la imagen para verla ampliada.
Imagen: NASA, ESA, CSA, STScI. Procesamiento: Alyssa Pagan (STScI).

NGC 2392: la Nebulosa del León vista por Webb

Por Barthélemy d’Ans – Planetarium María Reiche & Instituto Peruano de Astronomía (IPA)

¿Qué estamos viendo en la fotografía?

Esta imagen muestra a NGC 2392, una nebulosa planetaria en la constelación de Géminis. Su forma circular, con una región central parecida a un rostro y una envoltura externa semejante a una melena, ha llevado a presentarla en esta nueva imagen de Webb como la Nebulosa del León.

En el centro aparece el remanente de una estrella moribunda: una enana blanca, el núcleo caliente que quedó después de que la estrella expulsara sus capas externas. Aunque visualmente parece un pequeño “botón” luminoso, es la fuente energética que ilumina, ioniza y modifica la estructura de gas y polvo que vemos alrededor.

• Centro brillante: el núcleo remanente de la estrella, hoy una enana blanca.
• Burbuja interna: gas ionizado que forma la “cara” del león.
• Anillos y capas: envolturas expulsadas durante la muerte de la estrella.
• Melena externa: una región de polvo y gas con grumos compactos y colas semejantes a pequeños cometas.
• Fondo cósmico: estrellas y galaxias distantes visibles gracias a la sensibilidad infrarroja de Webb.

Una nebulosa planetaria: el final de una estrella parecida al Sol

El nombre “nebulosa planetaria” puede inducir a error: no se trata de un planeta ni de un sistema planetario. Se llama así por una razón histórica: en telescopios antiguos, muchas de estas nebulosas se veían como pequeños discos, parecidos a planetas desenfocados.

En realidad, una nebulosa planetaria es una etapa final en la vida de estrellas de masa baja o intermedia. Cuando una estrella de este tipo ya no puede sostener las reacciones nucleares de manera estable en su núcleo, se vuelve inestable, pulsa y expulsa sus capas externas. Ese material forma conchas de gas y polvo que el núcleo caliente ilumina desde el centro.

¿Por qué parece un león?

La forma de NGC 2392 es producto de varios procesos superpuestos. El gas interno, ionizado por la estrella central, forma una especie de “rostro”. Más afuera, una envoltura de polvo iluminada por la enana blanca genera una estructura circular parecida a una melena.

Los detalles más llamativos son los grumos compactos de polvo con colas semejantes a pequeños cometas. Estos grumos sobreviven parcialmente a la radiación intensa de la estrella central y protegen el material situado detrás de ellos, generando colas o sombras alargadas.

• Rostro: burbuja de gas ionizado que se expande desde el centro.
• Orejas: arcos y conchas que emergen sobre la región interna.
• Melena: polvo iluminado por la enana blanca.
• Mechones: grumos compactos de polvo con colas alargadas.

Webb frente a Hubble: una nueva lectura del mismo objeto

Hubble observó NGC 2392 en luz visible en el año 2000. Esa imagen ya mostraba una estructura compleja: una región externa con objetos en forma de pequeños cometas, una región interna brillante y un sistema de burbujas producido por vientos estelares.

Webb observa en infrarrojo, por lo que puede resaltar otros componentes: polvo, gas ionizado, filamentos y estructuras que no se leen de la misma manera en luz visible. La imagen de Webb no reemplaza a la de Hubble; la complementa. Juntas permiten comprender mejor cómo una estrella moribunda construye una nebulosa tan compleja.

NGC 2392 vista por Hubble en luz visible.
Hubble muestra con claridad la región central, los lóbulos internos y los objetos cometarios de la envoltura externa.
Imagen: NASA, Andrew Fruchter y ERO Team (STScI/ST-ECF).

MIRI: el polvo que sobrevive al corazón de la nebulosa

La imagen de MIRI, el instrumento de Webb para el infrarrojo medio, resalta mejor la distribución del polvo. En ella, la “melena” aparece con una tonalidad más marcada y se distinguen filamentos, nudos y colas que revelan material sometido a radiación intensa.

Algunos granos de polvo están siendo destruidos por la radiación de la enana blanca central. Otros, en cambio, sobreviven en grumos compactos y protegen parte del material que queda detrás. Ese contraste entre destrucción y supervivencia es una de las claves físicas de la imagen.

NGC 2392 con MIRI.
El infrarrojo medio destaca las estructuras variables de polvo: algunas se destruyen bajo la radiación central y otras logran sobrevivir.
Imagen: NASA, ESA, CSA, STScI. Procesamiento: Alyssa Pagan (STScI).

Esta imagen ayuda a entender que las nebulosas planetarias no son esferas pasivas. Son escenarios dinámicos: el gas se expande, el polvo se fragmenta, la radiación modifica el material y la estructura completa sigue cambiando.

La vida futura de la Nebulosa del León

NGC 2392 no permanecerá igual. El gas y el polvo continúan alejándose del núcleo central, mientras la radiación de la enana blanca sigue alterando la envoltura. En términos astronómicos, la etapa visible de una nebulosa planetaria es breve.

Con el tiempo, el material se dispersará en el espacio interestelar. La nebulosa se irá apagando y el núcleo central quedará como una enana blanca cada vez más fría. Pero parte del gas y del polvo expulsados podrá integrarse a nuevas generaciones de estrellas, nubes y sistemas planetarios.

Descripción del fenómeno principal de la fotografía

El fenómeno principal es la muerte tranquila, pero compleja, de una estrella de baja masa. No hay una supernova: no vemos una explosión violenta como la de una estrella masiva. Vemos un proceso más común en el Universo: una estrella que pierde sus capas externas y deja expuesto su núcleo caliente.

Ese núcleo, convertido en enana blanca, “cocina” la nebulosa desde adentro. Su radiación ioniza el gas, erosiona el polvo y da forma a la burbuja interna. Al mismo tiempo, los grumos más densos resisten parcialmente, creando las estructuras cometarias de la melena.

En una sola imagen se reúnen varios procesos: pérdida de masa, ionización, expansión, erosión de polvo y reciclaje químico. La belleza de la imagen proviene precisamente de esa física.

Rincón para astrofotógrafos

1. Una nebulosa de alto contraste

NGC 2392 tiene un núcleo central muy brillante y una envoltura externa más tenue. En astrofotografía, esto exige cuidar mucho el rango dinámico: si se expone solo para la periferia, el centro puede saturarse; si se expone solo para el centro, la melena desaparece.

2. La importancia de los filtros

En luz visible, filtros como O III, H-alfa, N II y He II ayudan a separar gases ionizados. En infrarrojo, Webb trabaja con otras bandas que permiten estudiar polvo, filamentos y material más frío o parcialmente oculto.

3. No todo color es “color natural”

Las imágenes de Webb traducen longitudes de onda invisibles a colores visibles. Esto no debe verse como una licencia decorativa, sino como una herramienta científica: el color permite separar estructuras físicas que nuestros ojos no podrían distinguir.

4. Procesar sin borrar los nudos

En esta nebulosa, los pequeños grumos y colas de polvo son detalles científicos importantes. Una reducción de ruido agresiva o un suavizado excesivo puede eliminar justo las estructuras que cuentan la historia del objeto.

5. Comparar instrumentos mejora la narración

Una entrada educativa gana mucho cuando compara Hubble, Webb/NIRCam+MIRI y MIRI. La primera vista muestra una lectura visible; la segunda revela el detalle infrarrojo general; la tercera destaca el polvo. Es la misma nebulosa, pero no la misma historia visual.

6. Una buena imagen enseña proceso

La Nebulosa del León no es solo “bonita”: permite explicar cómo mueren muchas estrellas, cómo se forman las nebulosas planetarias y cómo el polvo estelar puede sobrevivir, dispersarse y alimentar el medio interestelar.

Glosario breve

• Nebulosa planetaria: envoltura de gas y polvo expulsada por una estrella de masa baja o intermedia al final de su vida.
• Enana blanca: núcleo caliente y compacto que queda tras la pérdida de las capas externas de la estrella.
• Ionización: proceso por el cual la radiación arranca electrones a los átomos, haciendo que el gas brille.
• Infrarrojo cercano: radiación que permite estudiar estrellas, gas y estructuras parcialmente ocultas por polvo.
• Infrarrojo medio: radiación especialmente útil para estudiar polvo y material más frío.
• Grumo cometario: acumulación compacta de polvo o gas con una cola alargada producida por radiación o vientos.

Preguntas para pensar

• ¿Por qué una nebulosa planetaria no tiene relación directa con planetas?
• ¿Qué parte de la imagen corresponde al gas ionizado y qué parte al polvo?
• ¿Por qué el infrarrojo permite ver detalles que no aparecen igual en luz visible?
• ¿Qué nos dice la presencia de grumos con colas sobre la acción de la radiación central?
• ¿Cómo puede una estrella moribunda contribuir al reciclaje de materia en la galaxia?

Para saber más

• Artículo oficial NASA/Webb: Lion Nebula Roars to Life With NASA’s Webb
• Imagen principal Webb (NIRCam + MIRI): Abrir imagen principal en alta resolución
• Imagen MIRI: Lion Nebula — MIRI Image
• Vista histórica de Hubble: NGC 2392 — NASA/Hubble
• Imagen de Chandra en rayos X: C39 / NGC 2392 — Chandra X-ray Observatory
• Más sobre Webb: NASA Science — James Webb Space Telescope

Créditos principales: NASA, ESA, CSA, STScI. Procesamiento de imagen Webb: Alyssa Pagan (STScI). Imagen Hubble: NASA, Andrew Fruchter y ERO Team.

Barthélemy d’Ans (c) 2026 — Instituto Peruano de Astronomía / Planetarium María Reiche
Entrada de divulgación astronómica para uso educativo y público. Se autoriza su reproducción citando la fuente.

ECLIPSE TOTAL DE SOL DEL 12 DE AGOSTO 2026 : 8 IMAGENES DE LA TOTALIDAD.

Astrofotografía · Especial

El eclipse total de Sol del 12 de agosto de 2026: ocho imágenes para recordar la totalidad

El 12 de agosto de 2026 la sombra de la Luna cruzó el extremo norte del planeta y el Atlántico antes de alcanzar Europa al final de la tarde. La totalidad recorrió sectores del norte de Rusia, el Ártico, Groenlandia, el oeste de Islandia y, tras atravesar el Atlántico Norte, alcanzó una pequeña zona de Portugal y una amplia franja del norte de España, terminando cerca del ocaso en las islas Baleares. Fue un eclipse especialmente fotogénico: en España, el Sol se encontraba muy bajo sobre el horizonte, de modo que la corona, el anillo de diamantes y las fases parciales pudieron integrarse con paisajes, nubes y el color del atardecer.

TipoEclipse total de Sol

Fecha12 de agosto de 2026

Saros126

Magnitud máxima1,0386

Totalidad máxima2 min 18 s

Regiones de totalidadRusia ártica · Groenlandia · Islandia · Portugal · España

Recorrido de la totalidad. La franja cruza el Ártico, Groenlandia, Islandia y el Atlántico Norte antes de llegar a la península Ibérica. Mapa: Agencia Espacial Europea (ESA), basado en cálculos del Observatorio Astronómico Nacional de España. Licencia indicada por la fuente: CC BY-SA 3.0 IGO.

¿Qué hace especial a una fotografía de un eclipse total?

Una imagen del Sol eclipsado no es solamente una fotografía de un disco negro. En pocos minutos cambian radicalmente el brillo, el contraste y el rango dinámico de la escena. Durante las fases parciales hay que trabajar con filtro solar seguro colocado delante del objetivo; durante la totalidad, el filtro se retira para registrar la corona. Los mejores resultados suelen combinar planificación, enfoque manual, trípode firme y una secuencia de exposiciones que permita registrar desde las zonas internas brillantes de la corona hasta sus extensiones más débiles.

Seguridad. El filtro solar debe permanecer colocado durante todas las fases parciales. Solo puede retirarse durante la totalidad completa y debe volver a instalarse antes de que reaparezca cualquier parte de la fotosfera. Nunca se debe colocar un filtro improvisado en el ocular de un telescopio o detrás del sistema óptico.

Selección especial: 8 imágenes y secuencias del eclipse

1

La secuencia del eclipse sobre el paisaje español

Esta composición de NASA resume visualmente el gran rasgo fotográfico del eclipse de 2026: la totalidad ocurrió con el Sol descendiendo hacia el horizonte. La sucesión de fases permite leer el movimiento aparente del Sol y el avance de la Luna en una sola escena.

Autor: Bill Ingalls / NASA Lugar: San Millán de los Caballeros, León, España Técnica: composición de varias exposiciones Hora de totalidad: alrededor de 20:28 CEST en la zona EXIF: no publicado en la ficha consultada Procesado: montaje secuencial

Crédito: NASA/Bill Ingalls. La versión reproducida aquí figura como material NASA de dominio público en Wikimedia Commons.

Ver archivo y crédito NASA Earth Observatory

2

La corona durante la totalidad: León

Un primer plano de la fase total en el que la fotosfera queda completamente ocultada y aparece la estructura de la corona. La exposición relativamente larga ayuda a registrar regiones coronales débiles alrededor del disco lunar.

Autor: ZarlokX Cámara: Nikon D5600 Focal: 700 mm (EXIF) Exposición: 1/8 s Apertura: f/9 ISO: 100 Hora: 20:29:32 Lugar: León, España

Licencia: CC BY-SA 4.0. El crédito al autor y el enlace de licencia deben conservarse al reutilizar la imagen.

Original · datos EXIF · licencia

3

El instante de salida de la totalidad

Casi un minuto después de la toma anterior, el fotógrafo acortó drásticamente el tiempo de exposición. Esa decisión técnica permite contener el brillo creciente en la zona donde la fotosfera vuelve a aparecer y conservar detalle en el borde lunar.

Autor: ZarlokX Cámara: Nikon D5600 Focal: 700 mm (EXIF) Exposición: 1/160 s Apertura: f/9 ISO: 100 Hora: 20:30:24 Medición: puntual

Licencia: CC BY-SA 4.0. Autor: ZarlokX.

Original · datos EXIF · licencia

4

El anillo de diamantes sobre Mallorca

El “anillo de diamantes” aparece inmediatamente antes o después de la totalidad cuando una pequeña porción de fotosfera vuelve a hacerse visible junto con la corona. Es uno de los instantes más exigentes del eclipse porque el brillo cambia en segundos.

Autor: Alelokek Cámara: Nikon D3300 Objetivo: 70–300 mm Focal: 300 mm Exposición: 1/125 s Apertura: f/9 ISO: 400 Lugar: Colònia de Sant Jordi, Mallorca

Licencia: CC0 1.0. El autor dedicó la imagen al dominio público; se mantiene el crédito por buena práctica editorial.

Original · datos EXIF

5

Telefoto compacto: el eclipse con una Nikon 1 J5

Esta toma demuestra que una cámara de sensor pequeño puede producir una imagen solar muy cerrada cuando se combina con una focal larga. El factor de recorte da un campo equivalente a aproximadamente 810 mm en formato de 35 mm.

Autor: Antonio Sanchez Puente Cámara: Nikon 1 J5 Focal real: 300 mm Equivalente 35 mm: 810 mm Exposición: 1/800 s Apertura: f/5.6 ISO: 160 Procesado: DxO PhotoLab 5.16

Licencia: CC BY 4.0. La fuente clasifica la imagen dentro del eclipse de 2026 en España.

Original · datos EXIF · licencia

6

Gran campo: cuando el eclipse transforma todo el paisaje

No todas las grandes fotografías de eclipses necesitan una focal extrema. Con 18 mm, esta toma registra el ambiente y la caída de luz alrededor del fenómeno; es el tipo de imagen que cuenta cómo se veía y se sentía la escena, no solo cómo se veía el Sol.

Autor: Jan Toth Cámara: Fujifilm X-T30 II Objetivo: XF 18–55 mm f/2.8–4 Focal: 18 mm Exposición: 2 s Apertura: f/8 ISO: 400 Procesado: Lightroom Classic 15.5

Licencia: CC0 1.0. Fuente original: Flickr; licencia verificada al incorporarse a Wikimedia Commons.

Original · datos EXIF

7

La totalidad desde 15 kilómetros de altura: NASA WB-57

Una perspectiva que muy pocos observadores pueden experimentar: la sombra y la corona vistas desde un avión científico sobre Islandia. NASA utilizó un WB-57 y la cámara SAMI instalada en el morro del avión para estudiar la corona y registrar la totalidad por encima de gran parte de la atmósfera y de las nubes.

Plataforma: NASA WB-57 Sistema de imagen: SAMI Zona: cielos de Islandia Video: 3 min 15 s Resolución: 3840 × 2160 Formato fuente: UHD / WebM en Commons

Crédito: NASA Scientific Visualization Studio. Material NASA de dominio público en Estados Unidos.

Ver video / descargar resolución original NASA SVS

8

El eclipse desde el espacio: la sombra de la Luna sobre la Tierra

La astrofotografía del eclipse no termina en el suelo. GOES-19 registró la umbra desplazándose por el hemisferio norte. Esta imagen coloca todas las fotografías anteriores en contexto: la oscuridad que vive el observador en la totalidad es la pequeña sombra de la Luna viajando sobre nuestro planeta.

Satélite: GOES-19 Instrumento: ABI Producto: Day Land Cloud Hora indicada: 19:40 UTC Resolución del archivo: 1920 × 1080 Fuente: NOAA / CSU-CIRA

Crédito: GOES imagery — CSU/CIRA & NOAA. Material de NOAA indicado como dominio público.

Original · metadatos

Qué podemos aprender de estas fotografías

La selección muestra cuatro estrategias diferentes de astrofotografía de eclipse. Los primeros planos con focales de 300 a 700 mm aíslan el disco solar y permiten trabajar con la corona y los contactos; las tomas de gran campo conservan el paisaje y el cambio ambiental; las composiciones reúnen en una sola imagen una secuencia que duró más de una hora; y las plataformas aéreas o satelitales muestran la geometría del fenómeno desde escalas imposibles para un observador terrestre.

También se aprecia un principio esencial: no existe una única exposición correcta para un eclipse total. En la selección encontramos desde 1/800 s hasta 2 s. La razón es el enorme rango dinámico entre la fotosfera, el anillo de diamantes, la corona interna, la corona externa y el paisaje. Por eso, para un futuro eclipse, conviene programar una secuencia de exposición —o bracketing— y practicarla antes del día del evento.

Consejo para el próximo eclipse. Defina antes de la totalidad qué quiere fotografiar: detalle solar, corona, paisaje o público. Intentar cambiar de objetivo, encuadre y programa en los pocos segundos de totalidad suele hacer perder el momento. Una cámara automatizada para el Sol y una segunda cámara de gran campo es una combinación particularmente eficaz.

Fuentes y créditos principales

• NASA Science — Total Solar Eclipse on August 12, 2026.
• NASA Earth Observatory — A Sunflower’s View of Totality.
• ESA — A look back at the 2026 total solar eclipse.
• ESA — mapa global de la totalidad.
• Wikimedia Commons — archivo multimedia del eclipse de 2026.
• NASA Scientific Visualization Studio — imágenes y experimentos del eclipse.

Nota editorial: los parámetros de cámara consignados en esta entrada proceden de los metadatos EXIF publicados en las fichas originales de Wikimedia Commons. Cuando la fuente no publica EXIF —como en la composición de NASA/Bill Ingalls— se indica expresamente.

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Las Galaxias Antena: NGC 4038 y NGC 4039, dos galaxias en colisión en la constelación de Corvus.
Pulse sobre la imagen para verla ampliada.
Datos: Subaru/NAOJ y NASA/ESA/Hubble. Ensamblaje y procesamiento: Roberto Colombari. Fuente: NASA APOD, 28 de abril de 2017.

Las Galaxias Antena: una colisión cósmica que fabrica estrellas

Por Barthélemy d’Ans – Planetarium María Reiche & Instituto Peruano de Astronomía (IPA)

¿Qué estamos viendo en la fotografía?

Esta imagen muestra a las famosas Galaxias Antena, catalogadas como NGC 4038 y NGC 4039. No son dos nebulosas ni una sola galaxia deformada: son dos grandes galaxias que están atravesando una colisión lenta y monumental.

Se encuentran en la constelación austral de Corvus, a una distancia del orden de 60 millones de años luz. La escena no representa un choque instantáneo, sino un proceso que dura cientos de millones de años. Las estrellas individuales casi nunca chocan directamente entre sí, porque el espacio entre ellas es enorme; pero las nubes de gas y polvo sí interactúan, se comprimen y pueden disparar intensos episodios de formación estelar.

• Núcleos galácticos: las zonas más brillantes corresponden a los centros de las galaxias originales.
• Regiones azuladas: áreas donde nacen estrellas jóvenes, calientes y masivas.
• Filamentos oscuros: polvo interestelar que bloquea parte de la luz de fondo.
• Colas de marea: largos brazos de estrellas, gas y polvo arrancados por la gravedad.
• Cúmulos jóvenes: agrupaciones recién formadas por la compresión del gas durante la interacción.

¿Por qué se llaman “Antena”?

El nombre popular proviene de las dos largas estructuras arqueadas que se extienden hacia afuera del sistema. Estas colas recuerdan visualmente a unas antenas de insecto. En realidad, no son apéndices sólidos: son colas de marea, formadas cuando la gravedad de una galaxia estira y arranca material de la otra.

Las colas de marea son una firma clásica de las galaxias en interacción. En este caso, el efecto es tan espectacular que el par NGC 4038/4039 se ha convertido en uno de los ejemplos más estudiados de fusión galáctica.

Una colisión donde las estrellas casi no chocan

Aunque hablamos de “colisión”, no debemos imaginar dos objetos compactos estrellándose como rocas. Una galaxia está compuesta por estrellas, gas, polvo, materia oscura y espacio vacío. Las estrellas están tan separadas que los encuentros directos entre ellas son rarísimos.

Lo que realmente transforma a las galaxias es la gravedad. La gravedad modifica sus órbitas, estira sus discos, arranca materia hacia las colas y concentra gas en ciertas regiones. Allí, el gas se comprime y puede formar nuevas generaciones de estrellas.

• Las estrellas: cambian de órbita, pero rara vez chocan directamente.
• El gas: sí puede comprimirse, calentarse y colapsar para formar estrellas.
• El polvo: marca filamentos oscuros y zonas donde la luz visible queda bloqueada.
• La gravedad: esculpe las colas de marea y deforma las galaxias originales.

Una fábrica de estrellas encendida por la gravedad

Las Galaxias Antena son un laboratorio natural para estudiar cómo una interacción galáctica puede producir estallidos de formación estelar. En las regiones donde las nubes de gas se comprimen, nacen estrellas masivas, brillantes y de vida relativamente corta.

Muchas de esas estrellas se agrupan en cúmulos estelares jóvenes. Algunos son tan masivos y compactos que se conocen como super cúmulos estelares. La mayoría se dispersará con el tiempo, pero una pequeña fracción podría sobrevivir y evolucionar hacia cúmulos más estables, parecidos a los cúmulos globulares.

Subaru + Hubble: dos escalas en una sola imagen

La fuerza de esta imagen está en la combinación de datos de dos tipos de observación. El telescopio japonés Subaru, desde tierra, permite resaltar estructuras extensas y débiles, como las colas de marea que se alejan del choque. El telescopio espacial Hubble, en cambio, aporta detalle extremo en las regiones brillantes y compactas del centro.

Por eso la imagen funciona tan bien: no solo vemos el corazón brillante de la colisión, sino también el material expulsado a gran distancia. En conjunto, la escena se extiende por más de 500 mil años luz, una escala enorme incluso para galaxias.

Un anticipo del futuro de la Vía Láctea

Las Galaxias Antena también son una imagen del futuro en sentido astronómico. Nuestra Vía Láctea y la galaxia de Andrómeda se acercan y, dentro de varios miles de millones de años, también entrarán en una interacción profunda.

No será una catástrofe para cada estrella individual, pero sí transformará la arquitectura de ambas galaxias. Los discos se deformarán, el gas se redistribuirá y, con el tiempo, podría formarse una nueva galaxia más grande. Las Antena nos permiten observar un proceso parecido, pero en otra región del Universo y en una etapa ya avanzada.

Descripción del fenómeno principal de la fotografía

El fenómeno principal es una fusión galáctica en curso. Dos galaxias espirales se han acercado lo suficiente como para que sus campos gravitatorios se deformen mutuamente. Este encuentro arrancó largas colas de marea y concentró grandes cantidades de gas en la zona central.

En las zonas donde el gas se comprime, la formación estelar se acelera. Por eso vemos regiones azuladas y rosadas: las primeras indican poblaciones jóvenes de estrellas calientes; las segundas suelen asociarse a gas de hidrógeno ionizado, iluminado por la radiación de estrellas recién nacidas.

La imagen no muestra un instante congelado de violencia explosiva, sino una danza gravitatoria lenta. En escalas humanas parece inmóvil; en escalas cósmicas, es una transformación profunda de dos galaxias.

Rincón para astrofotógrafos

1. Una imagen de campo profundo y estructura débil

Las Antena son un gran ejemplo de por qué no basta con fotografiar solo el núcleo brillante. Las colas de marea son débiles y extensas; requieren cielo oscuro, integración suficiente y procesado cuidadoso para no perderlas en el fondo.

2. Cuidado con el rango dinámico

Los núcleos galácticos son relativamente brillantes, mientras que las colas externas son muy tenues. Una buena estrategia de procesado debe proteger las altas luces del centro y, al mismo tiempo, levantar suavemente las estructuras débiles.

3. Color con sentido físico

En galaxias en interacción, los tonos azulados suelen delatar estrellas jóvenes y masivas. Las zonas rojizas o rosadas pueden estar relacionadas con regiones de hidrógeno ionizado. Los filamentos marrones u oscuros indican polvo que absorbe luz visible.

4. La composición importa

En esta imagen, el encuadre amplio es esencial: si se recorta demasiado, se pierde la razón del nombre “Antena”. Para objetos con colas de marea, el espacio alrededor no es vacío decorativo: es parte del fenómeno.

5. Procesar sin borrar lo tenue

La reducción de ruido agresiva puede destruir las colas débiles y los halos de bajo contraste. En objetos de este tipo, conviene trabajar con máscaras, estirados suaves y comparación constante con la imagen lineal o con versiones menos procesadas.

6. Una gran lección editorial

Esta fotografía enseña que una buena imagen astronómica puede mostrar simultáneamente belleza y proceso: no vemos solo dos galaxias bonitas, sino gravedad, formación estelar, polvo, marea galáctica y evolución cósmica.

Glosario breve

• Galaxias en interacción: galaxias cuyas formas y movimientos se alteran mutuamente por gravedad.
• Cola de marea: estructura alargada de estrellas, gas y polvo arrancada por fuerzas gravitatorias.
• Fusión galáctica: proceso por el cual dos galaxias terminan formando un sistema nuevo.
• Formación estelar: nacimiento de estrellas a partir del colapso de nubes de gas.
• Super cúmulo estelar: agrupación joven, masiva y compacta de muchas estrellas recién formadas.
• Hidrógeno ionizado: gas de hidrógeno excitado por radiación de estrellas calientes, visible en regiones de formación estelar.

Preguntas para pensar

• ¿Por qué dos galaxias pueden “chocar” sin que la mayoría de sus estrellas choquen entre sí?
• ¿Qué información nos dan las colas de marea sobre la historia del encuentro?
• ¿Por qué las interacciones galácticas pueden aumentar la formación de estrellas?
• ¿Qué parte de la imagen corresponde a estrellas jóvenes y qué parte a polvo?
• ¿Por qué una imagen que combina telescopios distintos puede contar mejor la historia completa?

Para saber más

• APOD original: Exploring the Antennae
• Imagen APOD en alta resolución: AntennaeColombari1824x0_q100_watermark.jpg
• Ficha NASA/Hubble: The Antennae Galaxies / NGC 4038-4039
• ESA/Hubble — distancia y contexto: The Antennae galaxies move closer
• Subaru Telescope: Subaru Telescope / NAOJ

Créditos principales de la imagen APOD: datos de Subaru/NAOJ y NASA/ESA/Hubble; ensamblaje y procesamiento de Roberto Colombari. Publicado por NASA APOD el 28 de abril de 2017.

Barthélemy d’Ans (c) 2026 — Instituto Peruano de Astronomía / Planetarium María Reiche
Entrada de divulgación astronómica para uso educativo y público. Se autoriza su reproducción citando la fuente.

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HAYABUSA2 SOBREVUELA AL ASTEROIDE TORIFUNE ¿DÓNDE VER?

Hayabusa2 y Torifune: el sobrevuelo de una sonda japonesa a velocidad de defensa planetaria

El 5 de julio de 2026, la sonda japonesa Hayabusa2 intentará pasar extremadamente cerca del asteroide Torifune, a unos 5 km por segundo. No se trata solo de una fotografía espacial espectacular: es una prueba real de navegación de precisión, exploración de asteroides y defensa planetaria.

Figura 1. Ilustración artística de Hayabusa2 durante el sobrevuelo de Torifune. Crédito: © IKESHITA Akihiro / JAXA / ISAS.

Resumen rápido

Fecha del sobrevuelo: domingo 5 de julio de 2026.
Hora aproximada: alrededor de las 18:30 en Japón, equivalente a las 04:30 de la madrugada en Perú.
Velocidad relativa: cerca de 5 km/s, es decir unos 18 000 km/h.
Distancia prevista: del orden de 800 m a 1 km desde el centro del asteroide, según las comunicaciones recientes de JAXA y la cobertura periodística especializada.
Objetivo: obtener datos científicos de Torifune y probar tecnologías de guiado orbital útiles para futuras misiones de defensa planetaria.

1. ¿Qué va a ocurrir?

Hayabusa2 ya no está en su misión original. Después de visitar el asteroide Ryugu, tomar muestras y enviar una cápsula de retorno a la Tierra en diciembre de 2020, la nave continuó viva y funcional. JAXA decidió prolongar la misión bajo el nombre Hayabusa2#, pronunciado “Hayabusa2 Sharp”. Esta etapa extendida aprovecha el combustible de xenón restante y convierte a la nave en un laboratorio de navegación interplanetaria.

El primer gran objetivo de esta misión extendida es Torifune, antes conocido como (98943) 2001 CC21. La nave no entrará en órbita alrededor del asteroide ni aterrizará sobre él. Pasará rápidamente a su lado, en una maniobra de sobrevuelo extremadamente precisa. Después continuará su viaje con sobrevuelos de la Tierra en 2027 y 2028, hasta intentar llegar al pequeño asteroide 1998 KY26 en 2031.

Figura 2. Escenario de la misión extendida: retorno de muestras en 2020, sobrevuelo de Torifune en 2026, sobrevuelos terrestres en 2027 y 2028, y llegada a 1998 KY26 en 2031. Crédito: JAXA / ISAS.

2. Torifune: una roca pequeña, alargada y difícil de observar

Torifune es un asteroide cercano a la Tierra. Desde telescopios terrestres se ha visto que no es una esfera perfecta, sino un cuerpo probablemente alargado. Estudios recientes estiman un tamaño del orden de 450 m, aunque los valores exactos dependen del método utilizado: fotometría, observaciones infrarrojas, ocultaciones estelares o modelos de forma.

Las observaciones indican que Torifune rota aproximadamente cada 5,02 horas. Su superficie parece corresponder a un asteroide rocoso de tipo S/Sq, similar en algunos aspectos a Itokawa, el asteroide visitado por la primera misión Hayabusa. Esto lo diferencia de Ryugu, que es más oscuro, rico en carbono y pertenece a una familia más primitiva.

¿Por qué se llama Torifune?
El asteroide no siempre tuvo este nombre. Antes era conocido por su designación provisional (98943) 2001 CC21. El nombre Torifune fue elegido a partir de una campaña pública organizada por JAXA para la misión extendida Hayabusa2#. Luego fue propuesto a la Unión Astronómica Internacional por el equipo LINEAR, descubridor del asteroide, y aprobado oficialmente en 2024.

Torifune es una forma abreviada de Ame-no-torifune, una figura de la mitología japonesa. Puede entenderse como “la nave-pájaro celestial”: una nave divina capaz de viajar con seguridad a gran velocidad, como un ave, y con firmeza, “como una roca”. Por eso el nombre resulta muy apropiado para este encuentro: Hayabusa2 debe pasar cerca de un pequeño asteroide rocoso a varios kilómetros por segundo, en una maniobra que exige precisión, rapidez y estabilidad.

Propiedad	Dato aproximado	Importancia
Nombre	Torifune, antes (98943) 2001 CC21	Objetivo del sobrevuelo de Hayabusa2#.
Tamaño	Del orden de 450 m	Es pequeño en escala planetaria, pero grande para una maniobra de navegación tan cercana.
Rotación	Unas 5,02 horas	Su orientación durante el sobrevuelo afectará qué región de la superficie podrá fotografiarse.
Composición	Asteroide rocoso tipo S/Sq	Permite comparar asteroides rocosos con cuerpos carbonáceos como Ryugu.
Forma	Probablemente alargada	Complica el cálculo exacto de distancia, iluminación y encuadre de las cámaras.

Figura 3. Torifune observado por Hayabusa2 antes del encuentro. En esta etapa aparece como un punto muy pequeño, marcado en la imagen original por JAXA. Crédito: © JAXA, Chiba Institute of Technology, Japan Spaceguard Association.

3. ¿Por qué es tan difícil pasar cerca de un asteroide?

Una sonda que sobrevuela un planeta o una luna grande puede corregir su trayectoria con más tiempo y con una geometría relativamente conocida. En cambio, un asteroide pequeño es un blanco diminuto, oscuro y de forma irregular. Además, Hayabusa2 fue diseñada originalmente para operar cerca de Ryugu de manera lenta, casi como si acompañara al asteroide. Torifune será distinto: la nave pasará a gran velocidad y tendrá solo unos segundos para obtener sus datos más valiosos.

Las cámaras y otros instrumentos de Hayabusa2 no fueron diseñados como telescopios de sobrevuelo rápido. Para obtener imágenes útiles, la nave necesita pasar muy cerca. Pero si se acerca demasiado, aumenta el riesgo de colisión. El reto de JAXA consiste en encontrar el equilibrio: acercarse lo suficiente para obtener datos científicos, pero mantener un margen seguro.

Figura 4. Esquema conceptual de trayectorias: una trayectoria lejana ofrece pocos datos, una trayectoria demasiado cercana implicaría colisión, y una trayectoria muy próxima busca maximizar la información sin chocar. Crédito: JAXA / ISAS.

Idea clave: el sobrevuelo de Torifune es casi un ensayo de precisión. Si una nave puede dirigirse con gran exactitud hacia un cuerpo pequeño, esa misma tecnología puede ayudar en el futuro a estudiar, interceptar o desviar asteroides peligrosos.

4. ¿Qué veremos en vivo?

La transmisión oficial de JAXA permitirá seguir la operación desde la sala de control: telemetría, comentarios técnicos, gráficos y explicaciones. Sin embargo, no se debe esperar ver una imagen clara de Torifune en tiempo real. La forma del asteroide solo empezará a distinguirse muy poco antes del máximo acercamiento. Las imágenes científicas deberán ser recibidas, procesadas y publicadas después del sobrevuelo.

Transmisión oficial de JAXA

Video oficial anunciado para el seguimiento del sobrevuelo. Si el reproductor no carga en Blogger, usar el enlace directo colocado debajo.

Enlace directo: Transmisión oficial de JAXA en YouTube

5. ¿Qué instrumentos intentará usar Hayabusa2?

Durante el sobrevuelo, JAXA intentará aprovechar varios instrumentos todavía operativos de Hayabusa2. Entre ellos están la cámara óptica de navegación telescópica ONC-T, una cámara gran angular ONC-W1, el generador de imágenes térmicas TIR, el espectrómetro infrarrojo cercano NIRS3 y el altímetro láser LIDAR.

Instrumento	Qué puede aportar
ONC-T / ONC-W1	Imágenes, forma general, textura superficial y búsqueda de posibles acompañantes pequeños.
TIR	Información térmica: cómo se calienta y enfría la superficie.
NIRS3	Datos espectrales para estudiar composición mineral y posibles rasgos ligados a OH/H₂O.
LIDAR	Mediciones de distancia si la geometría del encuentro lo permite.

6. De Ryugu a Torifune: dos mundos pequeños, dos historias distintas

Ryugu fue el gran protagonista de la misión original. Hayabusa2 lo estudió de cerca, descendió hasta su superficie, creó un cráter artificial y envió muestras a la Tierra. Torifune, en cambio, será observado durante un paso fugaz. Aun así, la comparación es muy valiosa: Ryugu representa un asteroide oscuro y carbonáceo, mientras que Torifune parece ser un asteroide rocoso de tipo S/Sq.

Figura 5. Superficie de Ryugu fotografiada por Hayabusa2 durante la misión original. Esta imagen muestra la escala real de bloques y rocas en un asteroide cercano a la Tierra. Crédito: JAXA, University of Tokyo & collaborators.

7. Defensa planetaria: ciencia para proteger la Tierra

La defensa planetaria no significa alarmismo. Significa conocer mejor los objetos cercanos a la Tierra, medir sus órbitas, comprender su composición y desarrollar tecnologías que permitan actuar si algún día se detecta un cuerpo con riesgo real de impacto.

El sobrevuelo de Torifune es importante porque permite ensayar navegación de precisión hacia un cuerpo pequeño. Esta capacidad es fundamental para futuras misiones de reconocimiento rápido: si un asteroide potencialmente peligroso fuera descubierto con poco tiempo de anticipación, una nave enviada a observarlo de cerca podría ayudar a decidir qué estrategia aplicar.

Sin peligro para la Tierra: Torifune no representa una amenaza por este sobrevuelo. Incluso si una nave pequeña impactara un asteroide de este tamaño, el cambio orbital sería extremadamente pequeño.

Preguntas para pensar

1. ¿Por qué no veremos a Torifune como una “película en vivo” desde la nave?

Porque la nave pasa muy rápido y el asteroide solo se vuelve resoluble por la cámara poco antes del máximo acercamiento. Además, los datos deben transmitirse a la Tierra, recibirse, procesarse y validarse.

2. ¿Por qué una sonda diseñada para Ryugu tiene dificultades en Torifune?

Hayabusa2 fue pensada para acercarse lentamente y operar cerca de un asteroide durante mucho tiempo. En Torifune el encuentro será fugaz, a unos 5 km/s, con muy poco margen para apuntar instrumentos y corregir orientación.

3. ¿Qué diferencia a Torifune de Ryugu?

Ryugu es un asteroide carbonáceo, oscuro y rico en materiales primitivos. Torifune parece ser un asteroide rocoso de tipo S/Sq, más parecido a Itokawa. Compararlos ayuda a entender la diversidad de los pequeños cuerpos del Sistema Solar.

4. ¿Por qué el nombre Torifune es adecuado para esta misión?

Porque proviene de una figura mitológica japonesa asociada a una nave divina que viaja de forma rápida y segura. La imagen encaja muy bien con Hayabusa2, que debe pasar a gran velocidad cerca de un pequeño asteroide rocoso sin colisionar.

5. ¿Qué relación tiene esto con la defensa planetaria?

Para desviar o estudiar un asteroide peligroso primero hay que poder llegar a él con precisión. El sobrevuelo de Torifune prueba tecnologías de guiado, navegación y observación rápida que podrían ser útiles en escenarios futuros.

Guía docente

Esta entrada puede trabajarse con estudiantes de secundaria avanzada o público general en tres niveles:

1. Nivel astronómico: qué son los asteroides cercanos a la Tierra y por qué sus órbitas importan.
2. Nivel tecnológico: cómo se guía una nave hacia un blanco pequeño y oscuro a millones de kilómetros.
3. Nivel cultural: cómo los nombres astronómicos combinan ciencia, mitología e historia humana.
4. Nivel ciudadano: qué significa defensa planetaria y por qué no debe confundirse con noticias alarmistas.

Actividades sugeridas

1. Escala de velocidad: comparar 5 km/s con la velocidad de un avión comercial, un proyectil y la Estación Espacial Internacional.
2. Asteroides distintos: elaborar una tabla comparando Ryugu, Itokawa, Bennu y Torifune.
3. Tiempo de transmisión: calcular cuánto tarda una señal de radio en viajar desde una nave a 100 millones de kilómetros de la Tierra.
4. Defensa planetaria: debatir por qué conocer la composición de un asteroide es tan importante como conocer su órbita.
5. Nombres del cielo: investigar otros asteroides con nombres mitológicos y explicar por qué la Unión Astronómica Internacional regula estos nombres.

Glosario

Asteroide cercano a la Tierra: objeto pequeño del Sistema Solar cuya órbita lo aproxima a la región orbital de nuestro planeta.

Sobrevuelo: paso rápido de una nave cerca de un cuerpo celeste sin entrar en órbita alrededor de él.

Defensa planetaria: conjunto de estrategias científicas y tecnológicas para detectar, estudiar y, si fuera necesario, mitigar el riesgo de impacto de objetos cercanos a la Tierra.

Telemetría: datos técnicos enviados por una nave espacial sobre su estado, posición, orientación, energía e instrumentos.

Tipo S/Sq: clasificación espectral de asteroides rocosos, generalmente asociados a minerales silicatados como olivino y piroxeno.

LIDAR: instrumento que mide distancias mediante pulsos láser.

Torifune: nombre oficial del asteroide antes designado como (98943) 2001 CC21. Proviene de Ame-no-torifune, una figura de la mitología japonesa asociada a una nave celestial que viaja con seguridad y rapidez.

Para saber más

• WIRED en español: cómo ver el sobrevuelo de Hayabusa2
• JAXA: horario oficial del sobrevuelo de Torifune
• ISAS/JAXA: Flyby of asteroid Torifune on July 5, 2026
• Hayabusa2 Project: Hayabusa2 spots asteroid Torifune!
• Hayabusa2 Project / JAXA: “Torifune” is the new name for asteroid 2001 CC21
• Sitio oficial del proyecto Hayabusa2

Créditos y referencias

Artículo elaborado a partir de información de WIRED en español, JAXA, ISAS/JAXA, el proyecto Hayabusa2, MIT Lincoln Laboratory y literatura científica reciente sobre Torifune.

• WIRED en español. (2026). Cómo ver en vivo el histórico sobrevuelo de la sonda Hayabusa 2 a solo un kilómetro de un asteroide.
• JAXA. (2026). The timing of the flyby of asteroid Torifune by asteroid explorer Hayabusa2.
• ISAS/JAXA. (2025). Flyby of asteroid Torifune on July 5, 2026.
• Hayabusa2 Project / JAXA. (2026). Hayabusa2 spots asteroid Torifune!
• Hayabusa2 Project / JAXA. (2024). “Torifune” is the new name for asteroid 2001 CC21!
• MIT Lincoln Laboratory. (2024). “Torifune” is the new name for asteroid 2001 CC21.
• IAU Working Group for Small Bodies Nomenclature. (2024). WGSBN Bulletin, Volume 4, #13, 23 September 2024.
• Hirabayashi, M., Hayakawa, M., Mimasu, Y., Hirata, N., Iwaki, T., Kamata, S., Kitazato, K., Kouyama, T., Sakatani, N., Yano, H., Yumoto, K., Fujiwara, M., Shimomura, S., Saiki, T., Takeuchi, H., Tatsumi, E., Tsuda, Y., Yokota, Y., Yoshikawa, M., Tanaka, S., & Hayabusa2 Extended Mission Torifune Flyby Working Group. (2026). Overview of Hayabusa2 extended mission’s flyby of Near-Earth Asteroid (98943) Torifune. arXiv:2604.08832.
• Tsuda, Y., Mimasu, Y., Saiki, T., Nakazawa, S., Yoshikawa, M., & Tatsumi, E. (2025). Mission extension of Hayabusa2 for planetary defense, small body flyby and rendezvous sciences. Acta Astronautica, 237, 254–260. DOI: 10.1016/j.actaastro.2025.08.037.
• Fornasier, S., Dotto, E., Panuzzo, P., Delbò, M., Belskaya, I., Krugly, Y., Inasaridze, R., Barucci, M. A., Perna, D., Brucato, J., & Birlan, M. (2024). Size, albedo, and rotational period of the Hayabusa2# target (98943) 2001 CC21. Astronomy & Astrophysics, 688, L7. DOI: 10.1051/0004-6361/202450447.
• Popescu, M. M., Tatsumi, E., Licandro, J., Alarcon, M. R., Rodríguez Rodríguez, J., Serra-Ricart, M., de León, J., Fernández Martin, J., Morate, D., Simion, G. N., Dumitru, B. A., Berteșteanu, D. N., Prodan, G. P., & Hirabayashi, M. (2025). Characterization of (98943) 2001 CC21, the target of Hayabusa2#. The Planetary Science Journal, 6, 42. DOI: 10.3847/PSJ/ada560.
• Arimatsu, K., Yoshida, F., Hayamizu, T., Ida, M., Hashimoto, G. L., Abe, T., et al. (2024). Diffraction modelling of a 2023 March 5 stellar occultation by subkilometer-sized asteroid (98943) 2001 CC21. Publications of the Astronomical Society of Japan, 76(5), 940–949. DOI: 10.1093/pasj/psae060.
• Geem, J., Ishiguro, M., Granvik, M., Naito, H., Akitaya, H., Sekiguchi, T., Oono, T., Bach, Y. P., Jin, S., Imazawa, R., Kawabata, K. S., Takagi, S., Yoshikawa, M., Djupvik, A. A., Gadeberg, J. T., Pursimo, T., Pedros, O. D., Sinkbaek Thomsen, J., & Gray, Z. (2023). Spectral Type and Geometric Albedo of (98943) 2001 CC21, the Hayabusa2# Mission Target. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters, 525, L17–L22. DOI: 10.1093/mnrasl/slad073.

Diseño y adaptación divulgativa: Barthélemy d´Ans (c) 2026 – Planetarium María Reiche / IPA.