AT 2026agpq: un débil transitorio en la lejana galaxia LEDA 1290944

En la constelación de Pegaso, rodeada por un campo poblado de estrellas, se encuentra una galaxia prácticamente desconocida: LEDA 1290944, identificada también como WISEA J211405.08+055346.1. No es uno de esos grandes sistemas galácticos que llaman inmediatamente la atención en las fotografías astronómicas. De hecho, su débil apariencia hace que resulte bastante difícil distinguirla entre los numerosos puntos luminosos que aparecen en la imagen.

Sin embargo, esta discreta galaxia se encuentra a una distancia considerable. Su corrimiento al rojo, de z = 0,063621, corresponde a una velocidad de recesión de unos 19.000 km/s. Según los datos del NASA/IPAC Extragalactic Database (NED), su distancia cosmológica se sitúa en torno a los 900 millones de años luz, y la luz que recibimos de ella ha viajado aproximadamente 862 millones de años antes de alcanzar nuestros telescopios.

A pesar de su apariencia diminuta, tampoco estamos ante una galaxia especialmente pequeña. Las observaciones del catálogo infrarrojo 2MASS le atribuyen un diámetro angular de unos 33 segundos de arco, equivalente a aproximadamente 147.000 años luz según la escala física utilizada por NED. Es decir, unas dimensiones importantes para un objeto que apenas destaca en la fotografía.

Poco más sabemos de ella. No dispone de una clasificación morfológica precisa en NED ni de estudios detallados que permitan describir su estructura o su historia. Es una de las innumerables galaxias que pueblan el universo y que, normalmente, pasan completamente inadvertidas.

Pero a finales de octubre de 2026 ocurrió algo que hizo que los telescopios dirigieran su atención hacia ella: la aparición de un nuevo punto de luz, catalogado como AT 2026agpq.

El 23 de octubre de 2026, el proyecto GOTO (Gravitational-wave Optical Transient Observer) detectó la aparición de una nueva fuente luminosa en las proximidades del núcleo de LEDA 1290944. El objeto, identificado inicialmente como GOTO26lhh, recibió la denominación oficial AT 2026agpq y presentaba una magnitud de 19,0 en el momento de su descubrimiento.

Diez días antes, el 13 de octubre, el mismo proyecto había observado la región sin detectar ninguna fuente en esa posición, estableciendo un límite de magnitud 19,8. Posteriormente, los días 25 y 26 de octubre, el proyecto ZTF (Zwicky Transient Facility) también registró el transitorio con un brillo próximo a la magnitud 19.

En la noche del 1 de noviembre, desde el Observatorio de Posadas (MPC J53), pude fotografiar esta galaxia utilizando el telescopio Celestron 14 y la cámara QHY268MM. La imagen es el resultado de combinar 20 exposiciones de 120 segundos, con un tiempo de integración total de 40 minutos. La medida fotométrica obtenida fue de magnitud 18,80, utilizando como referencia el catálogo Sloan g.

La comparación con una imagen histórica de Pan-STARRS1 permite reconocer la aparición del transitorio muy cerca de la región central de la galaxia. Su detección resulta especialmente complicada debido a la debilidad de la fuente y a su proximidad al resplandor galáctico. Por este motivo, la fotografía ha recibido un procesamiento bastante intenso, destinado a aumentar el contraste y hacer visible ese pequeño punto luminoso, aunque a costa de incrementar considerablemente el ruido de la imagen.

Por el momento, AT 2026agpq permanece sin clasificación espectroscópica confirmada en el Transient Name Server (TNS). Aunque su aparición en una galaxia distante hace plausible que se trate de una supernova, todavía no podemos asegurar su verdadera naturaleza.

Y quizá sea precisamente eso lo más interesante de la observación: estamos contemplando un fenómeno transitorio ocurrido en una galaxia cuya luz ha tardado unos 862 millones de años en llegar hasta nosotros. Un pequeño punto que apenas sobresale del fondo galáctico y que, sin embargo, podría corresponder a uno de los acontecimientos más energéticos del universo estelar.

Muy cerca de LEDA 1290944 encontramos otro objeto interesante, aunque de naturaleza completamente diferente. Se trata de SDSS J211406.87+055325.3, una débil estrella de magnitud 18,7 que, a simple vista, pasa inadvertida entre los numerosos puntos luminosos del campo.

Sin embargo, no estamos contemplando una estrella corriente, sino una enana blanca, el pequeño y denso remanente que queda cuando una estrella de masa relativamente modesta, como nuestro Sol, llega al final de su evolución. Tras expulsar sus capas exteriores, permanece un núcleo extraordinariamente compacto que irá enfriándose lentamente durante miles de millones de años.

Esta estrella pertenece al tipo espectral DA, caracterizado por una atmósfera dominada por hidrógeno. Gracias a las mediciones de paralaje realizadas por el satélite Gaia, sabemos que se encuentra aproximadamente a 472 años luz de nosotros.

La coincidencia visual resulta especialmente llamativa. Mientras que la luz de esta enana blanca ha recorrido menos de quinientos años luz para alcanzar nuestro telescopio, la de la galaxia situada aparentemente a su lado ha viajado unos 862 millones de años.

Dos objetos que parecen vecinos en la fotografía, pero que están separados por una distancia absolutamente descomunal. Una buena demostración de cómo las imágenes astronómicas reúnen, en un mismo campo de visión, objetos que pertenecen a regiones muy diferentes del universo.

SN 2026wjd: tres historias estelares en una misma imagen

 Retomo algunas de las imágenes que habían quedado pendientes de procesar. Entre ellas se encuentra este campo, fotografiado el pasado 13 de septiembre con motivo de la observación de SN 2026wjd. La búsqueda de la supernova nos llevó hasta su galaxia anfitriona y, como sucede a menudo, terminó invitándonos a explorar también otros objetos que aparecen en la misma imagen.

La fotografía se obtuvo desde el Observatorio de Posadas, con el Celestron 14 y la cámara QHY268MM, mediante la integración de 22 exposiciones de 120 segundos: un total de 44 minutos. Entre las numerosas estrellas del campo, la galaxia aparece cerca del centro como una pequeña mancha difusa, con una concentración central destacada y una envoltura ligeramente ovalada.

Se trata de LEDA 3087544, también recogida en los catálogos como 2MASX J23363938+4717251 y WISEA J233639.35+471724.9. La información disponible sobre ella es limitada. NED, la base de datos extragaláctica de NASA/IPAC, reúne posiciones, medidas de brillo y determinaciones de su corrimiento al rojo, pero no ofrece una clasificación morfológica. Su aspecto en estas imágenes permite reconocer la concentración de luz hacia el centro, aunque no resolver con claridad estructuras que permitan precisar su tipo.

Su corrimiento al rojo espectroscópico, z = 0,0423, permite estimar una distancia de unos 186 megapársecs, aproximadamente 600 millones de años luz, a partir de la expansión del universo y de las correcciones que aplica NED. Según el modelo cosmológico utilizado por esta base de datos, la luz que ahora registramos ha viajado durante unos 580 millones de años. La imagen nos muestra, por tanto, cómo era aquella galaxia en un pasado muy remoto.

A pesar de su discreta apariencia, sus dimensiones son considerables. Las medidas del cartografiado infrarrojo 2MASS le asignan una extensión aproximada de 45 × 35 segundos de arco, y NED estima para su eje mayor unos 40 kilopársecs, equivalentes a cerca de 130.000 años luz. Estas cifras corresponden a una medida concreta de su emisión infrarroja y deben entenderse como una referencia aproximada de su tamaño.

El interés del campo tampoco termina en la galaxia. Entre las estrellas de nuestra propia Vía Láctea aparecen una enana blanca y una estrella de baja masa, dos objetos que merecen una mirada más detenida. La observación de una supernova lejana nos ha proporcionado así una oportunidad para recorrer historias estelares muy distintas dentro de una misma imagen.

La comparación con la imagen de archivo de Pan-STARRS-1 permite reconocer la presencia de SN 2026wjd. En la fotografía del 13 de septiembre aparece una fuente puntual, señalada con una flecha, muy próxima a la concentración central de la galaxia. En la imagen anterior no se aprecia ese objeto, cuya luz se superpone ahora al resplandor de su anfitriona.

A partir de las coordenadas publicadas de la galaxia y de la supernova, su separación angular es de aproximadamente 6,7 segundos de arco. A la distancia estimada de LEDA 3087544, esto representa unos 6 kilopársecs en proyección. Su proximidad aparente al núcleo corresponde, por tanto, a una separación de miles de años luz; la imagen únicamente nos muestra la posición proyectada sobre el cielo.

El descubrimiento oficial recogido por el Transient Name Server (TNS) se atribuye al programa ATLAS, mediante una observación realizada el 27 de julio de 2026 desde Mauna Loa, en Hawái. En aquella detección, el objeto presentaba una magnitud de 18,91 en la banda naranja de ATLAS y recibió la denominación interna ATLAS26jhr. El informe se remitió al TNS el 29 de julio. La base de datos también recoge una observación anterior de ZTF, correspondiente al 25 de julio, con una magnitud de 19,84 en la banda g. Conviene distinguir, por tanto, la fecha del descubrimiento oficialmente atribuido de la detección más temprana que aparece entre los informes disponibles.

Su naturaleza quedó establecida mediante espectroscopía. El 3 de agosto, C. Fremling y J. Purdum, en nombre de los equipos SEDM y ZTF, comunicaron su clasificación como supernova de tipo Ia, basada en un espectro obtenido ese mismo día con el instrumento SEDM, instalado en el telescopio de 1,5 metros de Palomar. TNS conserva también un espectro anterior, del 30 de julio. El informe de clasificación consigna un corrimiento al rojo de z = 0,04231, coincidente con el valor catalogado para la galaxia anfitriona.

Las supernovas de tipo Ia son explosiones termonucleares de enanas blancas en sistemas binarios. Entre los mecanismos que pueden desencadenarlas se encuentran la transferencia de materia desde una estrella compañera y la interacción o fusión de dos enanas blancas. La clasificación identifica la familia del fenómeno, aunque no determina cuál de esos caminos siguió este objeto concreto.

En mi observación del 13 de septiembre, casi siete semanas después de la detección de ATLAS, la fotometría de la imagen integrada proporciona una magnitud de 18,99 ± 0,07, referida a las magnitudes G de Gaia utilizadas para la calibración. El margen indicado corresponde a la incertidumbre interna estimada por el programa de medida.

Al revisar las estrellas que aparecen en el campo encontramos otro objeto interesante: GALEX J233620.8+471614. En nuestra imagen se muestra como un discreto punto de luz, pero los estudios espectroscópicos permiten identificarla como una enana blanca de tipo DA, cuya atmósfera está dominada por hidrógeno.

Esta estrella pertenece a nuestra Vía Láctea. Los datos de paralaje de Gaia la sitúan aproximadamente a 950 años luz, mientras que la galaxia que alberga la supernova se encuentra a unos 600 millones de años luz. Su proximidad en la fotografía es, por tanto, una coincidencia de perspectiva: estamos contemplando objetos situados a distancias enormemente diferentes.

Su magnitud G es de aproximadamente 19,17. Pese a su débil apariencia, las estimaciones de temperatura superficial se sitúan entre 10.000 y 11.000 K, casi el doble de la temperatura superficial del Sol. Los valores de masa presentan mayor discrepancia: los ajustes basados en Gaia apuntan a alrededor de media masa solar, mientras que los estudios espectroscópicos de SDSS ofrecen aproximadamente siete décimas de masa solar.

Las enanas blancas son remanentes estelares: el núcleo compacto que queda cuando una estrella de masa baja o intermedia alcanza las últimas etapas de su evolución y pierde sus capas exteriores. Concentran una masa comparable a la de una estrella en un tamaño del orden del de la Tierra. Su luz procede principalmente del calor almacenado, que van perdiendo durante un enfriamiento muy lento. También el Sol terminará su evolución como una enana blanca.

El ajuste publicado por Vincent y colaboradores estima para este objeto una luminosidad total de alrededor del 0,2 % de la solar. Esa combinación de temperatura elevada y luminosidad reducida refleja su pequeño tamaño: una superficie caliente, pero con muy poca extensión desde la que emitir luz.

Otro de los objetos señalados en la imagen es 2MASS J23365181+4722415, una estrella de baja masa clasificada como M0 V. Pertenece, por tanto, a las primeras subclases de las enanas rojas. Su identificación procede del catálogo espectroscópico de estrellas M publicado por West y colaboradores en 2011, elaborado a partir de observaciones del Sloan Digital Sky Survey.

Su magnitud G = 18,18 la hace aproximadamente una magnitud más brillante que la enana blanca que acabamos de identificar. En esa banda recibimos unas dos veces y media más luz de ella. La fotometría de Gaia también muestra su carácter rojizo, con un índice de color BP−RP de 1,79.

La estimación fotogeométrica de Bailer-Jones y colaboradores la sitúa aproximadamente a 1.300 pársecs, unos 4.200 años luz. Este resultado incorpora información sobre su paralaje, brillo y color, y coincide aproximadamente con la distancia fotométrica del catálogo de West. Se trata de otra estrella de nuestra Vía Láctea que aparece proyectada sobre el campo de la galaxia lejana.

Gaia estima para ella una temperatura efectiva de alrededor de 4.300 K, aunque este valor depende del modelo empleado y es algo superior al habitual para el subtipo M0. En cualquier caso, hablamos de una estrella considerablemente más fría que el Sol y que la enana blanca presente en la misma imagen.

Las enanas rojas producen energía mediante la fusión de hidrógeno en sus núcleos. Su baja luminosidad permite un consumo lento del combustible y una permanencia prolongada en la secuencia principal. Estas estrellas pequeñas y discretas constituyen una parte muy abundante de la población estelar de nuestra galaxia.

La imagen reúne así objetos con historias y distancias muy diferentes: una estrella de baja masa que continúa fusionando hidrógeno, un remanente estelar que se enfría lentamente y una supernova en una galaxia situada a cientos de millones de años luz. La búsqueda de esta última nos ha llevado a conocer también algunos de los puntos de luz que la acompañan en la fotografía.

SN 2026sfn: crónica de una explosión anunciada

 La protagonista de esta observación se encuentra en UGC 11749, una galaxia espiral situada en la constelación de Pegaso, en las coordenadas aproximadas AR 21h 28m 48s y Dec +20° 30′ 39″. También aparece recogida en distintos catálogos como LEDA 66826, CGCG 449-026, MCG +03-54-012 o Z 449-26, denominaciones que reflejan su presencia en numerosos estudios y grandes catálogos extragalácticos.

UGC 11749 está clasificada morfológicamente como una SBb, es decir, una galaxia espiral barrada de tipo intermedio. Las imágenes profundas de Pan-STARRS permiten apreciar bastante bien esta estructura: un núcleo brillante y alargado ocupa la región central, mientras que alrededor se desarrolla un sistema de brazos espirales relativamente abierto e irregular. La galaxia no se encuentra orientada completamente de frente, pero su inclinación es lo bastante moderada como para que podamos reconocer con facilidad su estructura espiral. Precisamente en uno de esos brazos apareció el transitorio que terminaría recibiendo la denominación 2026sfn.

Su desplazamiento al rojo, z = 0,017716, corresponde a una velocidad heliocéntrica de unos 5.311 km/s. Traducir directamente esta velocidad en una distancia no es completamente trivial, ya que depende de las correcciones aplicadas al movimiento de la galaxia y del modelo cosmológico utilizado. NED proporciona valores próximos a 80 Mpc cuando se tienen en cuenta las correcciones por los flujos locales —unos 260 millones de años luz—, mientras que empleando la velocidad respecto al fondo cósmico de microondas se obtiene una cifra algo menor, alrededor de 73,5 Mpc. Por ello, podemos considerar que observamos UGC 11749 a una distancia del orden de 250 millones de años luz.

A esa distancia se trata de una galaxia de dimensiones considerables. NED proporciona, a partir de las medidas de 2MASS en el infrarrojo cercano, un diámetro total de unos 103 segundos de arco, que corresponde aproximadamente a 40 kilopársecs, es decir, unos 130.000 años luz. Es por tanto una espiral comparable o incluso algo mayor que la Vía Láctea en extensión. Las diferentes medidas de diámetro varían bastante según la longitud de onda y el nivel de brillo superficial considerado, algo normal en las galaxias espirales, cuyas regiones exteriores se van haciendo progresivamente más tenues.

UGC 11749 también ha sido observada tanto en el óptico como en radio. Existe, por ejemplo, una medida de la línea de hidrógeno neutro de 21 cm, que permite estudiar el gas de la galaxia y proporciona información independiente sobre su velocidad de recesión y su dinámica. SIMBAD recoge además a Z 449-26, una de sus identificaciones, como candidata a albergar un núcleo galáctico activo. Conviene mantener aquí la prudencia: esta catalogación no significa necesariamente que estemos ante un AGN confirmado y prominente, pero sí indica que su región nuclear ha mostrado propiedades que han llevado a considerarla candidata a algún grado de actividad.

Tenemos así una espiral barrada bastante grande y rica en estructura, con abundante gas y brazos bien desarrollados. Y es precisamente en uno de esos brazos, lejos del brillante núcleo de la galaxia, donde durante el verano de 2026 apareció un nuevo punto de luz. Inicialmente fue considerado una posible supernova y recibió la designación AT 2026sfn. Sin embargo, como veremos, la historia resultó ser bastante más interesante de lo que parecía en un primer momento.

La historia de SN 2026sfn comenzó de una forma bastante menos espectacular de lo que muestra actualmente. El transitorio fue comunicado al Transient Name Server (TNS) por el programa SNHunt a partir de imágenes del Catalina Real-Time Transient Survey (CRTS). La primera detección registrada corresponde al 7 de julio de 2026, a las 09:43:34 UT, cuando el objeto presentaba una magnitud aproximada de 20,8. Aparecía proyectado sobre uno de los brillantes brazos espirales de UGC 11749, en la posición AR 21h 28m 47,568s y Dec +20° 31′ 02,64″.

La propia comunicación del descubrimiento refleja las dudas que despertó inicialmente el objeto. Había sido detectado durante tres noches, pero no aparecía en imágenes anteriores de varios grandes sondeos, y su situación sobre una región estructurada de la galaxia hacía necesario actuar con prudencia. Incluso se mencionó la posibilidad de contaminación por una estrella variable debido a la riqueza del campo. Pronto, sin embargo, otros programas comenzaron a detectarlo de forma independiente. ZTF lo registró el 6 de julio alrededor de magnitud 20,18; GOTO, el 11 de julio, obtuvo aproximadamente 19,94, y posteriormente Pan-STARRS, ATLAS y otros sondeos continuaron siguiendo su evolución.

El primer gran giro de la historia llegó con la espectroscopía. Un espectro obtenido el 13 de julio con el telescopio Gemini South y el instrumento GMOS-S llevó inicialmente a clasificar el transitorio como “SN Impostor”, una denominación utilizada para ciertos estallidos estelares que pueden alcanzar luminosidades considerables y parecerse observacionalmente a una supernova, pero sin implicar necesariamente la destrucción de la estrella. Sin embargo, el informe incluía una observación mucho más sugerente: 2026sfn podía ser un candidato a precursor de supernova, semejante al denominado “Event A” observado antes de SN 2023ldh.

Este tipo de comportamiento está relacionado con algunas estrellas masivas que se vuelven extremadamente inestables durante las etapas finales de su evolución. Antes del colapso definitivo pueden expulsar grandes cantidades de materia mediante episodios eruptivos, creando alrededor de la estrella un medio circunestelar denso. Durante unos días o semanas podemos estar contemplando, por tanto, no la muerte de la estrella, sino una especie de aviso previo. El interés de 2026sfn reside precisamente en que esa interpretación pudo comprobarse en un intervalo de tiempo extraordinariamente corto.

A finales de julio el objeto comenzó a aumentar rápidamente de brillo. ATLAS lo registró el 30 de julio en magnitud 18,24, claramente por encima del nivel próximo a magnitud 20 que había mantenido durante el episodio anterior. El 5 de agosto, el sistema LAST lo situaba ya alrededor de 17,69. Para entonces la transformación era evidente: el débil transitorio de julio estaba dando paso a un acontecimiento considerablemente más energético. Nuevas observaciones espectroscópicas confirmaron finalmente que se había producido la verdadera explosión, y el objeto pasó a ser clasificado como una supernova de tipo IIn.

Las supernovas IIn constituyen una clase especialmente interesante dentro de las supernovas producidas por el colapso de estrellas masivas. La letra II indica la presencia de hidrógeno en su espectro, mientras que la “n” procede de narrow, en referencia a las componentes estrechas de emisión características de este grupo. Estas líneas se producen porque la onda de choque y el material expulsado por la explosión se encuentran con el gas que la propia estrella había perdido anteriormente. Parte de la enorme energía cinética de la eyección se transforma entonces en radiación al interactuar con ese material circunestelar.

En el caso de SN 2026sfn esta interpretación resulta especialmente atractiva porque hemos observado el material circunestelar prácticamente en el momento de su formación. El episodio de julio pudo corresponder a una importante pérdida de masa del progenitor poco antes del colapso. Cuando posteriormente se produjo la explosión, las capas expulsadas a gran velocidad comenzaron a encontrarse con ese entorno previamente enriquecido por la propia estrella. De este modo, precursor y supernova no serían dos acontecimientos independientes, sino capítulos consecutivos de las últimas etapas de vida de una misma estrella masiva.

Mi imagen fue obtenida desde el Observatorio de Posadas (MPC J53) durante la madrugada del 19 de agosto de 2026, utilizando el Celestron 14 y la cámara QHY268MM. Se integraron 22 exposiciones de 120 segundos, con una resolución final de 0,83 segundos de arco por píxel. La supernova aparece perfectamente identificable sobre uno de los brazos de UGC 11749 y obtuve para ella una magnitud de 17,42 G. La ampliación incluida en la esquina superior izquierda permite distinguir mejor tanto la estructura de la galaxia como la posición del nuevo objeto.

La medida resulta además interesante al compararla con las primeras observaciones. Frente a las magnitudes próximas a 20–21 del episodio precursor de julio, SN 2026sfn se encontraba el 19 de agosto alrededor de la magnitud 17,4, es decir, varias magnitudes más brillante. No estamos viendo simplemente la evolución lenta del transitorio descubierto inicialmente, sino el resultado de un cambio físico mucho más profundo: el paso desde una fase eruptiva precursora hasta la auténtica explosión de supernova.

SN 2026sfn ofrece así una oportunidad particularmente interesante para estudiar los instantes finales de una estrella masiva. Normalmente conocemos una supernova cuando la estrella ya ha explotado y debemos reconstruir retrospectivamente lo ocurrido en los años anteriores. En este caso, en cambio, el cielo nos ha permitido contemplar parte de la secuencia casi en directo: primero la inestabilidad del progenitor, después el episodio precursor y finalmente la explosión de tipo IIn. Un pequeño punto de luz perdido en uno de los brazos de UGC 11749 se convierte así en el testimonio de las últimas semanas de existencia de una estrella situada a unos 250 millones de años luz.

Casi un mes después de nuestra primera observación hemos vuelto a visitar SN 2026sfn. La supernova continúa siendo perfectamente detectable sobre uno de los brazos de UGC 11749, aunque comienza a mostrar un lento debilitamiento. En nuestra imagen del 19 de agosto medimos una magnitud de 17,42 G, mientras que el 10 de septiembre obtenemos 17,97 G, un descenso de unas 0,55 magnitudes en algo más de tres semanas.

La evolución resulta especialmente interesante tratándose de una supernova de tipo IIn. En estos objetos, la interacción del material expulsado por la explosión con el denso medio circunestelar que rodeaba a la estrella progenitora puede contribuir de manera importante a mantener su luminosidad. En el caso de SN 2026sfn conocemos además parte de la historia inmediatamente anterior a la explosión: aquel material había comenzado a delatarse cuando el objeto todavía era considerado un candidato a precursor. Ahora asistimos a la fase siguiente de esa misma historia, observando cómo la supernova se debilita lentamente tras la explosión terminal.

Como suele ocurrir al examinar con detenimiento un campo estelar, la imagen guarda algún pequeño objeto que nada tiene que ver con la protagonista de la observación. En este caso se trata de la débil Gaia DR3 1787344352398422656, apenas perceptible en la imagen y con una magnitud G = 20,37. A diferencia de la lejanísima UGC 11749 y su supernova, este diminuto punto de luz pertenece a nuestra propia Galaxia.

La estrella presenta un movimiento propio de aproximadamente +20,07 mas/año en ascensión recta y −1,41 mas/año en declinación**, además de una paralaje medida por Gaia de 2,14 ± 0,79 mas. Esta última resulta demasiado incierta para establecer con seguridad su distancia: una inversión directa de la paralaje no sería suficientemente fiable en este caso. Su fotometría de Gaia proporciona magnitudes BP = 20,51 y RP = 20,04, correspondientes a un índice de color **BP−RP ≈ 0,47.

Lo verdaderamente curioso es que el objeto aparece incluido en el catálogo de candidatos a enanas blancas elaborado por **Gentile Fusillo et al. (2021) a partir de Gaia EDR3. Este trabajo seleccionó objetos atendiendo, entre otros criterios, a su posición en el diagrama de magnitud absoluta y color de Gaia, comparándolos con una amplia muestra de enanas blancas confirmadas espectroscópicamente. Para nuestra estrella el catálogo proporciona una probabilidad P_WD = 0,681, es decir, aproximadamente un 68 % de probabilidad de pertenecer a la población de enanas blancas.

Conviene, por tanto, no convertir una candidatura en una certeza. No existe para esta fuente una confirmación espectroscópica y el propio catálogo tampoco proporciona estimaciones de temperatura efectiva, gravedad superficial o masa. Debemos hablar simplemente de una candidata a enana blanca. Aun así, resulta llamativo que ese diminuto punto de magnitud 20,4, perdido entre centenares de estrellas de la imagen, pueda ser el remanente compacto de una estrella que terminó hace mucho tiempo su evolución. Una pequeña curiosidad de nuestra propia Galaxia capturada, casi por casualidad, mientras el objetivo principal del telescopio se encontraba a unos 250 millones de años luz.

Sirio B en 2025

 Vamos a viajar en el tiempo 200 millones de años. La estrella Sirio sería muy diferente a la que conocemos hoy en día. Formaría un sistema binario con dos estrellas: una azul y otra blanca que respectivamente tendrían 5 y 2 masas solares respectivamente. Sería una estrella doble realmente espectacular.

Unos 80 millones de años después la estrella más masiva consumió el hidrógeno de su núcleo y para continuar irradiando energía se transforma en gigante roja: empieza a quemar hidrógeno en capas más exteriores que rodean al núcleo y se expande, enfriándose, lo que hace que se enrojezca. Imaginaros ahora cómo sería la visión del sistema binario: una gigante roja y una estrella blanca espectacular.

Representación del sistema binario formado por una gigante roja y una estrella blancozaulada

Pero la gigante roja no puede mantenerse durante mucho tiempo una vez que agota su combustible nuclear, la fuerza de la gravedad no es suficiente para retener las capas más externas y estas se van perdiendo en forma de nebulosa planetaria, quedando solo el remanente del núcleo estelar que es la enana blanca que actualmente vemos.

¿Pero cómo se descubrió esta estrellita tan especial? En 1844 Bessel midió el movimiento de Sirio y comprobó que no era rectilíneo, como debería esperarse. Esto solo podía explicarse por la existencia de otro cuerpo invisible que afectaba gravitacionalmente y alteraba el desplazamiento de la estrella principal.

En 1851 Christian Peters calculó un modelo orbital para este nuevo cuerpo muy preciso. Era una estrella blanca que orbitaba en torno a Sirio A.

Órbita de Sirio B respecto a la estrella principal con un periodo de 50 años

En 1862 Alvan Graham Clark, hijo del fundador de Alvan Clark & Sons, empresa estadounidense especializada en la construcción de lentes de telescopios, se encontraba probando un objetivo de 48 cm destinado al observatorio de Dearborn y para descubrir imperfecciones en la lente apuntó a Sirio. De pronto vio un pequeño puntito cerca de la estrella. Pensó que era un defecto de la lente, apuntó a otras estrellas brillantes y ofrecían una imagen pura y limpia, volvió a apuntar a Sirio y volvía a aparecer ese puntito. Sin duda era una estrella real, había detectado visualmente a Sirio B, la enana blanca.

Alvan Graham Clark (extraído de Wikipedia)

Ahora mismo, por su órbita, estamos en el mejor momento para intentar su observación. No hay que perder la oportunidad para intentarlo. La gran dificultad es la diferencia de 10 magnitudes entre ambas componentes. Esta imagen es el resultado mediante apilado manual de unas 50 imágenes de un total de 1500 realizado con Astroart. Pensad que esa estrellita tiene una masa parecida a la de nuestro Sol pero contenido en un tamaño como el de nuestro planeta Tierra, así que su densidad es altísima. Impresionante.

Sirio B observada a través de un Celestron 11" el pasado 5 de febrero

Y así es cómo se observa en directo en una observación real el pasado 5 de febrero. La turbulencia hace que muchas veces la débil estrella quede oculta entre los destellos de la brillante Sirio, pero ahí está, débil, temblorosa, entre el intenso fulgor de la estrella principal.