EL MAYOR MAPA 2D DEL UNIVERSO ES PUBLICADO POR DESI.

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Planetarium Perú · Cosmología · Universo

5,6 billones de millones de píxeles: DESI publica el mayor mapa 2D del Universo

Casi 4.000 millones de objetos, 263.407 exposiciones y 2.285 noches de observación: una gigantesca fotografía digital del cielo que cualquiera puede explorar.

10 agosto 2026DESICosmologíaMapa del Universo

Messier 96 (M96), galaxia espiral situada a unos 35 millones de años luz. Imagen obtenida con la cámara DECam de 570 megapíxeles en el telescopio Víctor M. Blanco de 4 m, Cerro Tololo, Chile. Crédito: DESI Legacy Imaging Surveys/LBNL/DOE & KPNO/CTIO/NOIRLab/NSF/AURA. Clic para ampliar.

El 10 de agosto de 2026 el equipo de DESI Legacy Imaging Surveys hizo pública una nueva versión de su mapa bidimensional del cielo: una imagen digital de 5,6 × 10¹² píxeles que reúne casi 4.000 millones de objetos celestes, principalmente estrellas y galaxias. El mapa cubre aproximadamente tres cuartas partes del cielo en observaciones ópticas e infrarrojas y está disponible gratuitamente para científicos, estudiantes y aficionados.

Tamaño5,6 × 10¹² píxeles

ObjetosCasi 4.000 millones

Cobertura≈75 % del cielo

Exposiciones263.407 imágenes

Noches2.285 noches

Procesamiento final8 semanas en Perlmutter/NERSC

La idea clave: “2D” no significa que el Universo sea plano. Este mapa registra dónde aparece cada objeto en la esfera celeste y cuánto brilla. Para convertir esa fotografía del cielo en un mapa tridimensional se necesita una tercera coordenada: la distancia, que DESI obtiene principalmente midiendo el corrimiento al rojo de los espectros.

¿Qué se ha publicado?

Vemos el resultado de trece años de observaciones, calibraciones y procesamiento. No es una sola fotografía tomada en una noche, sino un mosaico científico homogéneo construido a partir de cientos de miles de exposiciones realizadas con diferentes telescopios, cámaras, filtros, condiciones atmosféricas y fechas.

Al acercarnos en el visor encontramos desde estrellas de nuestra propia galaxia hasta sistemas extragalácticos muy lejanos. El mapa es suficientemente profundo y uniforme como para buscar galaxias débiles, cúmulos, cuásares, lentes gravitacionales, transitorios y otras estructuras.

Copeland Septet, grupo de galaxias en Leo, fotografiado con DECam. Crédito: DESI Legacy Imaging Surveys/LBNL/DOE & KPNO/CTIO/NOIRLab/NSF/AURA.

Contexto: ¿qué es DESI y para qué sirve este mapa?

El Dark Energy Spectroscopic Instrument (DESI) fue diseñado para construir el mayor mapa tridimensional de alta resolución del Universo. Pero un espectrógrafo con miles de fibras necesita saber previamente a qué objetos apuntar. Los Legacy Imaging Surveys proporcionaron ese catálogo de blancos.

1Fotografiar grandes áreas

2Detectar estrellas y galaxias

3Medir posición y brillo

4Seleccionar blancos DESI

5Obtener espectro y distancia

DESI completó en abril de 2026 el sondeo originalmente previsto para cinco años y continúa trabajando hasta 2028 sobre una región ampliada del cielo. El nuevo mapa 2D es, por tanto, un archivo científico y también una herramienta operativa para decidir qué galaxias observar.

Video: un viaje por el nuevo mapa del cielo

Este recorrido, publicado junto con el anuncio, muestra algunos de los objetos y regiones que forman parte de la cartografía. La escala cambia desde campos extensos hasta galaxias individuales y ayuda a comprender qué significa reunir miles de millones de fuentes en un único visor.

Video: DESI Legacy Imaging Surveys / David Schlegel, Lawrence Berkeley National Laboratory.

¿Cómo se construyó un mapa de esta escala?

El mapa final combina 263.407 exposiciones obtenidas en 2.285 noches. Las imágenes terrestres proceden principalmente de tres grandes programas:

A

DECaLS

Dark Energy Camera Legacy Survey. Utiliza DECam en el telescopio Víctor M. Blanco de 4 m, Cerro Tololo, Chile.

B

MzLS

Mayall z-band Legacy Survey. Observaciones con el telescopio Nicholas U. Mayall de 4 m en Kitt Peak, Arizona.

C

BASS

Beijing–Arizona Sky Survey. Imágenes obtenidas con el telescopio Bok de 2,3 m de la Universidad de Arizona.

D

WISE / NEOWISE y archivos públicos

Los datos terrestres se complementan con observaciones infrarrojas de WISE y con otros archivos públicos.

El problema no era simplemente “pegar” las fotografías. Cada noche cambia el seeing, el brillo del cielo, la transparencia atmosférica, la posición de la Luna y la respuesta de los detectores. El equipo tuvo que normalizar esas diferencias para construir un conjunto coherente.

Del mapa 2D al Universo en 3D

Una cámara astronómica no registra “color” exactamente como nuestros ojos. Las exposiciones se realizan a través de bandas fotométricas que dejan pasar intervalos determinados de longitudes de onda. Al combinar esas mediciones se construyen imágenes en color y, sobre todo, se obtiene información cuantitativa sobre cada fuente.

Mapa 2D · fotometríaPosición angular + brillo en diferentes bandas. Permite reconocer objetos, colores, formas y candidatos.

Mapa 3D · espectroscopía DESIPosición angular + espectro + corrimiento al rojo. Permite estimar la distancia cosmológica y reconstruir la estructura a gran escala.

El corrimiento al rojo aparece porque, a escalas cosmológicas, la expansión del Universo estira la longitud de onda de la luz. Al medir con precisión dónde aparecen determinadas líneas espectrales, los astrónomos pueden reconstruir la historia de la expansión y estudiar cómo las galaxias se agrupan a diferentes épocas.

¿Qué relación tiene con la energía oscura?

El nuevo mapa fotométrico no constituye por sí solo una medición de la energía oscura. Su papel es localizar y caracterizar los objetos que DESI puede observar espectroscópicamente. Con millones de distancias, los investigadores reconstruyen la distribución tridimensional de galaxias y cuásares y estudian patrones estadísticos de agrupamiento.

Los primeros tres años de DESI han producido indicios de que el efecto atribuido a la energía oscura podría no ser estrictamente constante con el tiempo. Es una posibilidad todavía en evaluación; los resultados completos del sondeo original de cinco años serán fundamentales para comprobar si la señal persiste.

No confundir indicio con descubrimiento. Los datos actuales hacen interesante la posibilidad de una energía oscura evolutiva, pero no demuestran todavía que el modelo cosmológico estándar ΛCDM sea incorrecto.

El desafío de procesar el cielo

Según el anuncio, desarrollar el código necesario para combinar la nueva colección de imágenes tomó alrededor de un año. Después, el procesamiento final requirió unas ocho semanas en el supercomputador Perlmutter, operado por NERSC en Berkeley Lab.

La uniformidad es crítica: si una región pareciera contener menos galaxias simplemente porque fue fotografiada bajo peores condiciones, podríamos interpretar erróneamente un defecto instrumental como una propiedad del Universo.

Datos clave del proyecto

Producto	DESI Legacy Imaging Surveys · mapa 2D
Fecha	10 de agosto de 2026
Tamaño digital	5,6 × 1012 píxeles
Objetos catalogados	Casi 4.000 millones
Cobertura	≈75 % del cielo; ≈31.000 grados cuadrados en el conjunto actual de Legacy Surveys
Exposiciones	263.407
Noches	2.285
Programas	DECaLS + MzLS + BASS + WISE/NEOWISE + datos públicos
Cámara destacada	DECam · 570 megapíxeles
Telescopio DECaLS	Víctor M. Blanco · 4 m · CTIO, Chile
Procesamiento final	≈8 semanas en Perlmutter / NERSC
Acceso	Público mediante Legacy Survey Sky Viewer

Un atlas para escoger objetivos. El mapa permite localizar y caracterizar miles de millones de fuentes antes de dedicar tiempo de espectroscopía a ellas.

Una base común para muchos proyectos. Al ser público y homogéneo, puede cruzarse con observaciones de DESI y con otros grandes estudios del cielo.

Una fotografía de referencia. Su enorme cobertura permite comparar regiones distintas del firmamento con criterios de calibración consistentes.

Una puerta a nuevos descubrimientos. Galaxias débiles, lentes gravitacionales, cuásares y fuentes variables pueden identificarse en un archivo que cualquier investigador puede volver a analizar.

Un paso hacia la cosmología 3D. La imagen 2D proporciona la posición y el brillo; DESI añade espectros y corrimientos al rojo para reconstruir la distribución tridimensional de la materia.

¿Por qué es importante?

La importancia de este mapa no reside solamente en su tamaño. Su verdadero valor está en que convierte una enorme fracción del cielo en un archivo homogéneo, medible y reutilizable. Cada punto luminoso deja de ser únicamente una imagen y pasa a formar parte de un catálogo con posición, brillo y medidas obtenidas en distintas bandas de longitud de onda.

Es la puerta de entrada al mapa tridimensional de DESI. Antes de obtener un espectro, DESI necesita saber con precisión dónde están las galaxias y cuásares que quiere observar. Los Legacy Imaging Surveys proporcionan ese inventario inicial y permiten seleccionar millones de blancos de forma uniforme.

Permite estudiar la estructura del Universo a gran escala. Cuando las posiciones del mapa 2D se combinan con las distancias obtenidas mediante espectroscopía, los astrónomos pueden reconstruir cómo se distribuyen las galaxias en enormes filamentos, cúmulos y vacíos cósmicos. Esa red conserva información sobre la historia de expansión del Universo.

Mejora las pruebas sobre energía oscura. Cuanto mayor y más uniforme sea la muestra de galaxias, menor es la incertidumbre estadística al medir patrones como las oscilaciones acústicas bariónicas. Estas mediciones permiten comparar cómo se ha expandido el Universo en diferentes épocas y poner a prueba si la energía oscura se comporta como una constante cosmológica o si podría evolucionar con el tiempo.

Es un archivo para descubrimientos que todavía no conocemos. El mapa fue construido para apoyar a DESI, pero puede utilizarse para buscar lentes gravitacionales, galaxias de bajo brillo superficial, cuásares, objetos variables, sistemas en interacción y fenómenos poco frecuentes. Un gran sondeo conserva valor científico mucho después de haber cumplido su objetivo inicial.

Democratiza el acceso a datos profesionales. El visor y los catálogos son públicos. Un estudiante, docente o aficionado puede explorar exactamente las mismas imágenes utilizadas por investigadores profesionales, comparar objetos y aprender a trabajar con datos astronómicos reales.

En síntesis: no se trata simplemente de una fotografía gigantesca. Es una infraestructura científica que conecta imágenes, catálogos, espectros y modelos cosmológicos, y que permite convertir miles de millones de puntos de luz en una descripción cuantitativa del Universo.

¿Qué podemos encontrar en el mapa?

Galaxias cercanas y lejanas: desde sistemas conocidos hasta pequeñas manchas cuya luz ha viajado miles de millones de años.

Lentes gravitacionales: galaxias o cúmulos que deforman y amplifican la luz de objetos de fondo.

Supernovas y transitorios: fuentes variables detectables al comparar épocas.

Cuásares: núcleos galácticos extremadamente luminosos útiles para explorar el Universo distante.

Vía Láctea: las estrellas del primer plano también sirven para estudiar nuestra galaxia.

Explore usted mismo el Universo

El Legacy Survey Sky Viewer permite desplazarse por el cielo como en un mapa digital: hacer zoom, cambiar capas, introducir coordenadas y comparar campos.

Abrir Legacy Survey Sky ViewerProyecto Legacy SurveysDESI en español

Escanee y explore

Pruebe buscar M96, desplazarse por Leo y luego alejarse progresivamente para comprender la escala del levantamiento.

Preguntas para pensar

• ¿Por qué un mapa 2D puede contener miles de millones de galaxias pero no decirnos directamente a qué distancia están?
• ¿Qué información nueva aporta un espectro frente a una fotografía en color?
• ¿Por qué es importante que la profundidad del mapa sea uniforme?
• ¿Cómo puede una lente gravitacional revelar materia que no vemos directamente?
• ¿Qué ventajas ofrece comparar este archivo con Rubin y el telescopio espacial Nancy Grace Roman?
• ¿Qué descubrimientos podría realizar un aficionado explorando sistemáticamente un conjunto de datos público de esta escala?

Mini glosario

• DESI
  Dark Energy Spectroscopic Instrument: instrumento que obtiene espectros de millones de galaxias y cuásares para reconstruir la distribución tridimensional del Universo.
• Legacy Imaging Surveys
  Conjunto de grandes levantamientos fotográficos del cielo que proporcionan imágenes y catálogos utilizados, entre otros fines, para seleccionar los objetos que observa DESI.
• Fotometría
  Medición precisa del brillo de un objeto en una o varias bandas de longitud de onda.
• Espectroscopía
  Separación de la luz según su longitud de onda para estudiar propiedades físicas y medir, entre otros parámetros, el corrimiento al rojo.
• Corrimiento al rojo (redshift)
  Desplazamiento de las líneas espectrales hacia longitudes de onda mayores. En cosmología permite relacionar una galaxia con la expansión del Universo y estimar su distancia cosmológica.
• DECam
  Dark Energy Camera: cámara astronómica de 570 megapíxeles instalada en el telescopio Víctor M. Blanco de 4 metros, en Cerro Tololo, Chile.
• Cuásar
  Núcleo extremadamente luminoso de una galaxia activa, alimentado por materia que cae hacia un agujero negro supermasivo. Puede observarse a distancias cosmológicas muy grandes.
• Lente gravitacional
  Desviación y amplificación de la luz de un objeto lejano causada por la gravedad de una galaxia o cúmulo situado en primer plano.
• Oscilaciones acústicas bariónicas (BAO)
  Patrón estadístico en la distribución de la materia que funciona como una regla cósmica para medir la historia de expansión del Universo.
• Energía oscura
  Nombre dado al componente o efecto que, dentro del modelo cosmológico actual, explica la expansión acelerada del Universo.

Saber más

Artículo original · Phys.orgMapa interactivoDESI Legacy Imaging SurveysProyecto DESIDESI · mapa 3D y sondeo 2026

Créditos y referencias · APA

• Biron, L. (2026, 10 de agosto). DESI releases biggest 2D map of the universe. Lawrence Berkeley National Laboratory / Phys.org.
• DESI Legacy Imaging Surveys. (2026). Legacy Survey Data Release 11. Lawrence Berkeley National Laboratory, NOIRLab y colaboradores.
• Lawrence Berkeley National Laboratory. (2026, 15 de abril). DESI Completes Planned 3D Map of the Universe and Continues Exploring.
• Dey, A., Schlegel, D. J., Lang, D., et al. (2019). Overview of the DESI Legacy Imaging Surveys. The Astronomical Journal, 157(5), 168.
• DESI Collaboration. (2025). DESI Data Release 1. Dark Energy Spectroscopic Instrument.

Créditos de imagen: DESI Legacy Imaging Surveys/LBNL/DOE & KPNO/CTIO/NOIRLab/NSF/AURA. Video: DESI Legacy Imaging Surveys / David Schlegel / Berkeley Lab. Esta entrada resume y contextualiza información pública del proyecto; no reproduce el texto del artículo original.

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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