AT 2026yos y NGC 6379: la kilonova que no fue

 En la constelación de Hércules, a unos 280 millones de años luz, se encuentra NGC 6379, una galaxia espiral descubierta por el astrónomo alemán Albert Marth en 1864. Las distintas fuentes no coinciden por completo en su clasificación morfológica: aparece descrita como Sc o Scd, es decir, una espiral tardía, con un bulbo relativamente pequeño y una estructura dominada por el disco y los brazos. Su desplazamiento al rojo es z = 0,019927, correspondiente a una velocidad heliocéntrica de 5974 km/s; corregida respecto al fondo cósmico de microondas, la velocidad es de 5933 km/s y proporciona una distancia de Hubble de 87,5 ± 6,1 Mpc. Existe también una estimación independiente del redshift de 83,9 Mpc, de modo que podemos situarla razonablemente entre unos 270 y 290 millones de años luz de nosotros.

Su tamaño aparente apenas supera el minuto de arco, pero la distancia transforma esa pequeña mancha en una galaxia de dimensiones considerables. NED recoge diámetros ópticos próximos a 70–72 segundos de arco y, a la distancia de NGC 6379, cada segundo de arco corresponde aproximadamente a 0,41 kpc. Su diámetro se aproxima así a los 30 kpc, unos 95.000 años luz, comparable al de una gran galaxia espiral. Los estudios realizados en el infrarrojo cercano por Seigar y James a finales de la década de 1990 permitieron estudiar una estructura que la fotografía visible no revela con tanta claridad. Encontraron una galaxia fuertemente dominada por el disco, con una relación bulbo/disco de apenas 0,16; otro de sus análisis atribuye alrededor del 86 % de la luminosidad en banda K al disco.

Estos mismos estudios muestran que la estructura espiral de NGC 6379 tampoco es perfectamente simétrica. Sus brazos presentan un ángulo de pitch medio de 8,7 ± 0,5 grados, indicativo de una espiral relativamente cerrada, y el análisis de Fourier encuentra como componente dominante el modo m = 1. Esto revela una cierta asimetría global —una distribución lopsided— en la población estelar antigua del disco, en lugar de la estructura perfectamente equilibrada de dos brazos que podríamos imaginar en una espiral clásica. Las observaciones en banda K son especialmente útiles en este sentido, ya que están mucho menos condicionadas por el polvo y por las regiones azules de formación estelar que las imágenes ópticas.

Pero sus brazos no contienen únicamente la población estelar antigua. Un trabajo posterior de Seigar y James (2002) combinó imágenes infrarrojas en banda K con observaciones en Hα, sensibles a las regiones donde están naciendo estrellas masivas. En NGC 6379 estudiaron tres regiones de los brazos y encontraron que, en promedio, la relación entre la emisión Hα y la luz infrarroja era aproximadamente dos veces mayor en los brazos que en el conjunto del disco, e incluso superaba por un factor de tres el valor del disco en una de las regiones analizadas. Los autores interpretaron este comportamiento dentro de un escenario en el que las ondas de densidad asociadas a la estructura espiral comprimen el gas y favorecen localmente la formación de nuevas estrellas. NGC 6379 aparece así como una espiral rica en gas —también ha sido estudiada extensamente en la línea de 21 cm del hidrógeno neutro— en la que los brazos constituyen estructuras físicamente activas y no solamente un dibujo trazado por sus estrellas

El 10 de agosto de 2026, el programa ATLAS detectó una nueva fuente transitoria en las proximidades de NGC 6379. El objeto recibió la designación AT 2026yos —ATLAS26jyv en la nomenclatura interna del proyecto— y fue registrado inicialmente con una magnitud próxima a 18,5. La detección resultaba especialmente llamativa por su posición: el transitorio aparecía nada menos que 82,6 segundos de arco al norte y 39,6 segundos al oeste del centro de NGC 6379, extraordinariamente alejado de las regiones visibles de la galaxia.

Si se aceptaba inicialmente que ambos objetos estaban relacionados, la separación angular correspondía a una distancia proyectada de unos 37 kilopársecs, aproximadamente 120.000 años luz, respecto al centro de la galaxia. ATLAS adoptaba para NGC 6379 una distancia de unos 87 Mpc y, bajo esa hipótesis, AT 2026yos habría alcanzado una magnitud absoluta cercana a −16,45. Pero había otro detalle aún más interesante: ATLAS no había detectado nada en aquella posición el día anterior, hasta un límite de magnitud 21,4. El objeto había aumentado, por tanto, su brillo en unas tres magnitudes o más en menos de 24 horas y, después del descubrimiento, comenzó a desvanecerse a un ritmo aproximado de 0,33 magnitudes diarias.

Esta combinación —aparición muy rápida, rápida disminución de brillo, luminosidad considerable y enorme distancia proyectada respecto a la supuesta galaxia huésped— llevó a los descubridores a plantear una posibilidad mucho más exótica que una supernova convencional: AT 2026yos podía ser una candidata a kilonova. Estos fenómenos están asociados a la fusión de objetos compactos, especialmente estrellas de neutrones, y pueden producir transitorios ópticos rápidos alimentados por la desintegración radiactiva de elementos pesados sintetizados durante la colisión. Los propios investigadores señalaban, no obstante, otras posibilidades, entre ellas una variable cataclísmica de nuestra propia Galaxia. Precisamente la enorme separación respecto a NGC 6379 hacía poco atractiva, por ejemplo, la interpretación como una supernova IIb observada durante la fase inicial de enfriamiento del choque.

La evolución durante las jornadas siguientes empezó a proporcionar pistas. El 12 de agosto, apenas 1,64 días después del descubrimiento, observaciones realizadas con el telescopio de un metro del Observatorio Lulin midieron magnitudes g = 19,14, r = 19,39, i = 19,46 y z = 19,53. Además de confirmar el rápido debilitamiento, el objeto presentaba un color notablemente azul, con g−r = −0,26 ± 0,06, que corregido de la extinción producida por nuestra propia Galaxia se hacía todavía más azul, alrededor de −0,35. En aquel momento la kilonova todavía constituía una posibilidad suficientemente interesante como para justificar un seguimiento espectroscópico urgente, pero los autores ya señalaban que ese color azul también era compatible con una variable cataclísmica galáctica en primer plano.

Y fue finalmente la espectroscopía la que resolvió el misterio. Los primeros espectros no permitieron una identificación clara, pero observaciones posteriores mostraron líneas estrechas de emisión de Hα, Hβ y He I a 5876 Å, sin desplazamiento al rojo apreciable (z = 0). Combinadas con el color azul y la evolución fotométrica, estas características llevaron a clasificar AT 2026yos como una variable cataclísmica (CV) perteneciente a nuestra propia Galaxia. La asociación con NGC 6379 era, por tanto, únicamente una coincidencia de perspectiva: aquel punto aparentemente situado en las remotas afueras de una galaxia a decenas de millones de pársecs se encontraba en realidad muchísimo más cerca, dentro de la Vía Láctea.

Mi observación corresponde ya al 18 de agosto, cuando el estallido se encontraba en una fase mucho más avanzada de su declive. En una integración de cinco exposiciones de 120 segundos obtuve para el objeto una magnitud aproximada de G = 20,21. Debido a la limitada integración de la imagen y a que las medidas publicadas fueron realizadas en sistemas fotométricos diferentes, este valor debe considerarse orientativo y no directamente comparable con las primeras magnitudes de ATLAS o con las medidas multibanda posteriores. Sin embargo, la detección resulta inequívoca y muestra que AT 2026yos había continuado debilitándose notablemente. La comparación con una imagen anterior de Pan-STARRS permite además reconocer en la misma posición la débil fuente estelar en reposo, cerrando visualmente una historia que comenzó con una posible kilonova extragaláctica y terminó revelándose como el estallido de una estrella mucho más cercana.

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.

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.

SN 2026wue: una supernova lejana en un campo de galaxias

 LEDA 1601877 es una galaxia discreta situada en la constelación de Hércules, en un campo extraordinariamente rico en estrellas. También aparece catalogada como WISEA J181756.67+194116.0, denominación que prácticamente describe lo poco conocida que resulta: no estamos ante uno de esos objetos brillantes del catálogo NGC con una larga historia de observaciones, sino ante una pequeña galaxia que pasa casi inadvertida entre las numerosas estrellas de la Vía Láctea proyectadas en esta dirección. En mi imagen apenas se distingue como una tenue mancha difusa y, de no ser por la aparición de una supernova en su interior, probablemente sería uno más de los numerosos objetos extragalácticos débiles dispersos por el campo.

Los datos disponibles permiten, sin embargo, situarla con bastante precisión en el espacio. NED recoge para ella una velocidad heliocéntrica de 16.388 km/s, mientras que la velocidad corregida respecto al fondo cósmico de microondas es de unos 16.274 km/s, correspondiente a un desplazamiento al rojo cercano a z = 0,054. A partir de este valor se obtiene una distancia asociada al flujo de Hubble de aproximadamente 223 Mpc, aunque dependiendo de la corrección utilizada aparecen valores en torno a 227–230 Mpc. En términos más intuitivos, hablamos de una galaxia situada aproximadamente a 730–750 millones de años luz de nosotros.

La corrección cosmológica introduce aquí una distinción interesante. NED proporciona una distancia de luminosidad de unos 232 Mpc, mientras que el tiempo que la luz ha necesitado para alcanzarnos es de aproximadamente 0,70 miles de millones de años. Es decir, la estamos contemplando tal como era hace unos 700 millones de años. A estas distancias las distintas definiciones cosmológicas de «distancia» dejan de coincidir exactamente, algo que explica las cifras ligeramente diferentes que pueden encontrarse incluso dentro de una misma base de datos.

Visualmente, LEDA 1601877 tampoco ofrece demasiadas pistas sobre su estructura. Su pequeño tamaño angular y la escasa resolución con la que aparece en los grandes sondeos dificultan reconocer brazos espirales u otros detalles morfológicos. En nuestra imagen ocurre algo parecido: la galaxia queda reducida prácticamente a una diminuta condensación difusa entre las estrellas. Y precisamente en un objeto tan modesto y lejano apareció en agosto de 2026 un nuevo punto de luz, SN 2026wue, capaz de hacer que esta remota galaxia pasara, al menos durante unas semanas, de completo anonimato a convertirse en objetivo de observación.

La supernova SN 2026wue fue descubierta por el proyecto GOTO (Gravitational-wave Optical Transient Observer) el 2 de agosto de 2026, a las 21:55 UT. En aquella primera detección presentaba una magnitud de 19,16 en el filtro L empleado por GOTO y recibió inicialmente la designación interna GOTO26hpq. Resulta especialmente interesante que apenas dos días antes, el 31 de julio, el mismo programa no hubiera detectado ningún objeto en aquella posición hasta un límite de magnitud 18,3. La explosión, por tanto, fue localizada cuando el transitorio se encontraba todavía en una fase bastante temprana de su evolución. Posteriormente fue recuperado independientemente por otros grandes programas de búsqueda: ZTF lo registró como ZTF26ablgikh, Pan-STARRS como PS26gru y ATLAS como ATLAS26jli.

Durante los días siguientes el objeto aumentó progresivamente de brillo. Las observaciones reunidas por el Transient Name Server muestran medidas próximas a magnitud 19 durante los días 2 y 3 de agosto, mientras que el 6 de agosto ZTF ya lo encontraba alrededor de 18,6 en banda g. Mi observación fue realizada la noche del 7 de agosto de 2026, solamente cinco días después de su descubrimiento, obteniendo una magnitud de 18,22 G. Aunque las distintas medidas no pueden compararse directamente al proceder de filtros diferentes, el conjunto muestra claramente que la supernova se encontraba todavía ascendiendo hacia el máximo. En la imagen, obtenida con el Celestron 14 y la QHY268MM mediante 20 exposiciones de 120 segundos, el débil punto de la supernova destaca junto a su diminuta galaxia anfitriona; por ello he incluido también una ampliación y, como comparación, una imagen anterior de Pan-STARRS en la que naturalmente el nuevo objeto no aparece.

Precisamente ese mismo 7 de agosto, pocas horas antes de mi observación, se obtuvo el espectro que permitió establecer definitivamente la naturaleza del transitorio. El equipo del Zwicky Transient Facility, utilizando el espectrógrafo SEDM (Spectral Energy Distribution Machine) instalado en el telescopio robótico Palomar de 1,5 metros (P60), obtuvo una exposición de 2700 segundos a las 06:53 UT. El espectro permitió clasificar SN 2026wue como una supernova de tipo Ia, con un desplazamiento al rojo de z = 0,062.

Las supernovas de tipo Ia son el resultado de la explosión termonuclear de una enana blanca perteneciente a un sistema binario. A diferencia de las supernovas producidas por el colapso del núcleo de estrellas masivas, en estos acontecimientos la estrella sufre una combustión termonuclear descontrolada que acaba destruyéndola. Sus espectros cerca del máximo se caracterizan, entre otros rasgos, por la ausencia de líneas de hidrógeno y por una marcada absorción del silicio ionizado (Si II) alrededor de 6150 Å en el espectro observado en reposo, uno de los indicadores clásicos empleados para reconocer este tipo de explosiones. En el espectro de SN 2026wue se aprecia precisamente una profunda estructura de absorción en esta región, coherente con su clasificación como tipo Ia.

El valor z = 0,062 también proporciona una idea inmediata de la enorme distancia a la que estamos observando el fenómeno. Para ese desplazamiento al rojo, la luz de la supernova ha necesitado del orden de 800 millones de años para alcanzarnos, dependiendo ligeramente del modelo cosmológico adoptado. De esta forma, ese diminuto punto registrado en la imagen corresponde a una explosión estelar ocurrida cuando en la Tierra todavía faltaban cientos de millones de años para la aparición de nuestra especie. La extraordinaria luminosidad intrínseca de las supernovas Ia es precisamente lo que permite detectarlas a distancias tan grandes y ha convertido a estos objetos en herramientas fundamentales para medir distancias cosmológicas y estudiar la expansión del Universo.

El amplio campo registrado alrededor de SN 2026wue resulta especialmente rico. La baja latitud galáctica de esta región hace que la imagen aparezca densamente poblada por estrellas de nuestra propia Vía Láctea, pero entre ellas se distinguen también numerosas pequeñas manchas difusas correspondientes a galaxias mucho más lejanas. Algunas apenas son perceptibles, mientras que en la zona derecha de la imagen destacan varios sistemas suficientemente brillantes como para mostrar ya su estructura. Es un bonito contraste entre las estrellas de primer plano, pertenecientes a nuestra galaxia, y esos remotos universos-isla cuya luz consigue atravesar el poblado campo estelar.

Una de las más evidentes es 2MASX J18172148+1942551, también catalogada como WISEA J181721.46+194255.4. NED proporciona para ella un desplazamiento al rojo de z = 0,0571, correspondiente a una velocidad heliocéntrica de unos 17.100 km/s. Adoptando las correcciones cosmológicas utilizadas por la propia base de datos, su distancia de luminosidad ronda los 262 Mpc, de modo que la luz que observamos partió de ella hace aproximadamente 785 millones de años. En la imagen aparece como una pequeña galaxia alargada, aunque su extensión real es considerable: las medidas infrarrojas de 2MASS alcanzan unos 83 segundos de arco para su diámetro total, equivalentes a alrededor de un centenar de kilopársecs según la escala correspondiente a esa distancia.

Algo más a la derecha encontramos LEDA 1602858, identificada también como WISEA J181713.79+194256.2. Aunque ambas parecen formar parte del mismo pequeño conjunto en la fotografía, las medidas de desplazamiento al rojo demuestran que se trata únicamente de una proximidad aparente. LEDA 1602858 presenta z = 0,0432, con una velocidad heliocéntrica próxima a 12.960 km/s, y se encuentra a una distancia cosmológica del orden de 190–200 Mpc. Su luz ha viajado aproximadamente 600 millones de años hasta nosotros. Es, por tanto, sensiblemente más cercana que 2MASX J18172148+1942551, pese a que sobre el cielo las separa apenas una pequeña distancia angular.

Y el campo guarda todavía objetos más discretos. Casi pegada a la primera de estas galaxias aparece una diminuta mancha identificada en 2MASS como 2MASS J18172073+1942586. En este caso las bases de datos apenas ofrecen información: existen algunas medidas fotométricas infrarrojas —con H ≈ 13,96—, pero no disponemos de un desplazamiento al rojo ni de una distancia fiable. Su aspecto en los levantamientos DSS y en nuestra propia imagen sugiere claramente una fuente galáctica, pero no podemos establecer si guarda alguna relación física con la brillante galaxia que aparece prácticamente superpuesta a ella. Es precisamente uno de esos pequeños detalles que muestran hasta qué punto un campo aparentemente dominado por estrellas puede esconder numerosos objetos extragalácticos.

AT 2026xct en LEDA 2272238: una posible supernova y dos cuásares en el mismo campo

La protagonista de esta imagen es, al menos en apariencia, una galaxia bastante modesta. LEDA 2272238, también catalogada como 2MASS J15352790+4554203 y SDSS J153527.89+455420.8, se encuentra en la constelación de Boötes y apenas ocupa una veintena de segundos de arco en el cielo. No posee la espectacular estructura de las grandes galaxias espirales que solemos fotografiar y ni siquiera las principales bases de datos le asignan una clasificación morfológica precisa. SIMBAD se limita a identificarla como galaxia y NED tampoco ofrece un subtipo fiable, por lo que es preferible no intentar deducirlo únicamente a partir de su pequeña imagen.

Su aspecto diminuto se explica, sobre todo, por la enorme distancia a la que se encuentra. El espectro obtenido por el Sloan Digital Sky Survey proporciona un desplazamiento al rojo de z = 0,063286, correspondiente a una velocidad heliocéntrica de 18.973 km/s. Aplicando un modelo cosmológico, NED obtiene una distancia de luminosidad próxima a 294 Mpc, equivalente a unos 960 millones de años luz. Hay que distinguir esta cifra del tiempo de viaje de la luz: debido a la expansión del Universo, los fotones que hoy recibimos de LEDA 2272238 llevan viajando aproximadamente 875 millones de años. Por tanto, la estamos contemplando tal como era hace casi novecientos millones de años.

Y pequeña, en realidad, no lo es. NED recoge para la galaxia un diámetro aparente en la banda r del SDSS de unos 20,4 segundos de arco, que corresponde a un diámetro físico del orden de 28 kilopársecs, aproximadamente 92.000 años luz. Es una dimensión comparable a la de la propia Vía Láctea si consideramos su disco estelar. Lo que en nuestra fotografía apenas aparece como una débil mancha alargada es, en realidad, todo un sistema galáctico formado por miles de millones de estrellas.

También sabemos algo de las poblaciones estelares que contiene. LEDA 2272238 ha sido registrada desde el ultravioleta por GALEX hasta el infrarrojo cercano por 2MASS, pasando por las cinco bandas fotométricas del SDSS. Su detección ultravioleta, con magnitudes aproximadas de 19,8 en NUV y entre 20,5 y 21 en FUV, indica que no estamos ante una galaxia completamente pasiva: existe emisión asociada a poblaciones estelares relativamente jóvenes y probablemente cierto grado de formación estelar. No obstante, sin entrar en un análisis espectral más detallado, conviene no ir mucho más allá de lo que realmente permiten afirmar estos datos.

Y precisamente en uno de los puntos de esa pequeña galaxia ha aparecido ahora algo nuevo. A apenas unos 4 segundos de arco de su centro, una distancia proyectada del orden de 5 kilopársecs —unos 16.000 años luz—, se encuentra AT 2026xct. La posible explosión estelar es la que ha hecho que una galaxia tan discreta como LEDA 2272238 haya terminado convertida en el objetivo de nuestra observación.

AT 2026xct fue descubierto por el programa ATLAS el 4 de agosto de 2026, mediante el telescopio ATLAS de Haleakala, cuando presentaba una magnitud de 18,958 en el filtro cyan. El objeto recibió inicialmente la denominación interna ATLAS26jne y fue comunicado al Transient Name Server ese mismo día, quedando registrado oficialmente como AT 2026xct. Resulta especialmente interesante que apenas dos días antes, el 2 de agosto, ATLAS no lo hubiera detectado hasta una magnitud límite de 19,21, lo que indica que en aquellos momentos el transitorio se encontraba en una fase de rápida evolución.

Existen además observaciones anteriores posteriormente asociadas al objeto. El Wide Field Survey Telescope (WFST) había registrado una fuente en esa posición el 25 de junio, extremadamente débil, alrededor de la magnitud 22,5 en g, y volvió a detectarla el 31 de julio con r = 19,63. Estas medidas previas permiten extender hacia atrás la historia fotométrica de AT 2026xct, aunque deben manejarse con cautela al proceder de instrumentos y filtros diferentes. El descubrimiento oficial corresponde, en cualquier caso, a ATLAS el 4 de agosto.

Nuestra imagen fue obtenida desde el Observatorio de Posadas el 7 de agosto, tan solo tres días después del descubrimiento. En ella medimos el transitorio en G = 18,22, utilizando fotometría referenciada a Gaia. La comparación directa con las medidas de ATLAS no es estricta debido a las diferentes respuestas espectrales de los filtros, pero el resultado sugiere que AT 2026xct continuaba muy brillante y probablemente todavía próximo a la fase ascendente de su evolución. Si finalmente se confirma su naturaleza de supernova, nuestra observación habrá captado la explosión en una etapa muy temprana, apenas unos días después de que fuera reconocida como nuevo transitorio.

La imagen ofrece todavía una pequeña sorpresa. En la zona superior izquierda del campo original pueden identificarse dos débiles puntos que, a primera vista, resultan completamente indistinguibles de las estrellas que los rodean. Sin embargo, no pertenecen a nuestra galaxia. Se trata de dos cuásares extraordinariamente lejanos, identificados espectroscópicamente por el Sloan Digital Sky Survey.

El primero, SDSS J153552.79+455843.6, presenta un desplazamiento al rojo espectroscópico de z = 2,1241 y una magnitud cercana a 19,7 en las bandas visibles del SDSS. A semejante desplazamiento al rojo, la luz que registramos ha necesitado aproximadamente 10.700 millones de años para alcanzarnos. Estamos contemplando este objeto tal como era cuando el Universo tenía apenas unos 3.100 millones de años. Lo que en nuestra fotografía parece una débil estrella es en realidad el núcleo extraordinariamente luminoso de una galaxia remota, cuya enorme emisión está producida por la acreción de materia alrededor de un agujero negro supermasivo.

Algo más débil aparece SDSS J153559.29+455710.2, con magnitud r cercana a 20,14 y un desplazamiento al rojo de z = 1,8410. También aquí las cifras resultan difíciles de imaginar: su luz lleva viajando aproximadamente 10.100 millones de años, por lo que lo observamos cuando el Universo tenía alrededor de 3.700 millones de años. Ambos cuásares carecen, naturalmente, de cualquier relación física entre sí o con LEDA 2272238; su proximidad es únicamente una consecuencia de la proyección sobre el cielo.

El contraste de escalas dentro de una sola fotografía es quizá lo más llamativo. LEDA 2272238 y AT 2026xct nos muestran el Universo de hace unos 875 millones de años, pero basta desplazarnos unos pocos minutos de arco dentro de la misma imagen para encontrar fotones que comenzaron su viaje hace más de diez mil millones de años. Entre ambos extremos se distribuyen las estrellas de nuestra propia Vía Láctea, situadas incomparablemente más cerca. La imagen adquiere así una profundidad que nuestros ojos no pueden percibir: objetos que parecen compartir un mismo plano pertenecen en realidad a épocas completamente diferentes de la historia del Universo.

220P/McNaught: dos estallidos en una misma aparición

 220P/McNaught es un cometa periódico de la familia de Júpiter, uno de esos pequeños cuerpos helados que regresan una y otra vez al interior del Sistema Solar siguiendo una órbita fuertemente condicionada por la influencia gravitatoria del planeta gigante. Su periodo orbital es de unos 5,5 años y describe una órbita moderadamente excéntrica (e ≈ 0,50) y poco inclinada respecto al plano de la eclíptica, apenas unos 8°. En el perihelio se aproxima hasta unas 1,56 unidades astronómicas del Sol, mientras que en el afelio se aleja hasta unas 4,7 UA, permaneciendo siempre dentro de la órbita de Júpiter. Su parámetro de Tisserand respecto a este planeta, muy próximo a 3, confirma precisamente su pertenencia dinámica a la familia de cometas jovianos.

Su historia observacional comenzó el 20 de mayo de 2004, cuando el astrónomo escocés-australiano Robert H. McNaught lo descubrió en imágenes obtenidas con el telescopio Schmidt Uppsala de 0,5 metros del Observatorio de Siding Spring, en Australia. El nuevo objeto, denominado provisionalmente P/2004 K2 (McNaught), era entonces extremadamente discreto, con una magnitud cercana a 18. Observaciones realizadas cinco días más tarde por J. Young permitieron reconocer con mayor claridad su naturaleza cometaria: presentaba una pequeña coma de apenas 8–10 segundos de arco y una estrecha cola de unos 20–30 segundos de arco. Durante aquella primera aparición nunca llegó a convertirse en un objeto brillante y permaneció aproximadamente en magnitud 17 durante buena parte de junio y julio.

Determinar su órbita tampoco fue inmediato. Con un arco observacional todavía muy corto, Brian G. Marsden calculó inicialmente un periodo de unos 9,46 años, pero la incorporación de nuevas posiciones permitió corregir rápidamente aquella primera estimación. Apenas unas semanas después, el periodo calculado había descendido hasta unos 5,46 años, extraordinariamente próximo al valor que conocemos actualmente. Aquello significaba también que el cometa debía regresar al entorno del Sol en 2009, proporcionando la oportunidad de confirmar definitivamente su naturaleza periódica.

Y regresó. Spacewatch recuperó el cometa el 28 de abril de 2009, mientras que pocos días después, el 1 de mayo, fue localizado independientemente desde el Observatorio Nazaret de Lanzarote por Gustavo Muler, Juan María Ruiz y Ramón Naves, cuando brillaba apenas alrededor de la magnitud 20. La recuperación permitió relacionar inequívocamente el objeto con el observado cinco años antes y afinar considerablemente su órbita. P/2004 K2 dejó entonces de ser simplemente un cometa periódico provisional y recibió su numeración definitiva: 220P/McNaught.

La aparición de 2026 parecía inicialmente destinada a ser una más en la discreta historia de 220P/McNaught. El cometa se aproximaba lentamente a su perihelio, previsto para el 14 de junio, a unas 1,56 UA del Sol, manteniéndose como un objeto débil al alcance principalmente de la fotografía. Todavía el 26 de mayo, las observaciones del Zwicky Transient Facility (ZTF) lo situaban en magnitud r = 17,39. Nada hacía sospechar lo que estaba a punto de suceder.

En algún momento comprendido entre las 14:05 UT del 30 de mayo y las 03:37 UT del día 31, 220P experimentó un violentísimo estallido de actividad —un outburst—. Las imágenes obtenidas por ATLAS y ZTF permitieron seguir el rápido incremento de luminosidad: a las 03:37 UT del día 31 había alcanzado r = 12,90 y, apenas ocho horas después, ZTF lo encontraba ya en r = 11,05. Comparado con las observaciones anteriores al estallido, el aumento era de al menos 6,3 magnitudes, aunque la fotometría integrada de toda la nube de material expulsado proporcionaba una magnitud todavía más brillante, alrededor de r = 9,1.

El cambio no afectó solamente al brillo. Las primeras imágenes mostraban material expulsado de forma aproximadamente simétrica alrededor del núcleo, extendiéndose hasta unos 35 segundos de arco. En los días siguientes aquella nube comenzó a transformarse rápidamente. El 2 de junio se distinguía ya una estructura que los investigadores describieron como una «envolvente parabólica», junto con otra estructura lineal orientada aproximadamente en dirección antisolar. La espectroscopia reveló además fuertes emisiones de especies gaseosas como CN, C₂ y C₃, mostrando que el espectacular aumento de luminosidad correspondía a una liberación real y extraordinariamente intensa de material desde el núcleo.

Las observaciones efectuadas con TRAPPIST-North los días 5 y 6 de junio permitieron comprobar cómo aquella actividad comenzaba ya a disminuir. La producción de OH descendió de 8,40×1027 a 6,52×1027 moléculas por segundo en apenas veinticuatro horas, mientras disminuían igualmente las tasas correspondientes a CN y C₂ y el indicador de producción de polvo Afρ. Los datos mostraron además una abundancia relativamente elevada de C₂ respecto al CN, una peculiaridad composicional que también podía estar relacionada con la intensa estructura observada en la coma.

Pero había otro detalle especialmente interesante. TRAPPIST detectó una estrecha y brillante cola de polvo, visible en los distintos filtros y particularmente marcada en los filtros de continuo. Los autores señalaron que aquella estructura podría ser indicativa de un episodio de fragmentación. No puede afirmarse, por tanto, que el núcleo de 220P llegara necesariamente a romperse, pero la posibilidad de que el enorme estallido estuviese acompañado por la separación de algún fragmento quedó planteada a partir de la propia morfología del cometa.

El 14 de junio, aproximadamente dos semanas después del comienzo del estallido, 220P alcanzó finalmente el perihelio. Para entonces su actividad comenzaba a remitir y, durante las semanas siguientes, el cometa fue perdiendo progresivamente el extraordinario brillo adquirido a finales de mayo. Junio dio paso a julio y 220P volvió poco a poco a convertirse en un objeto débil. Todo parecía indicar que aquel espectacular episodio había quedado atrás.

La sorpresa llegó a comienzos de agosto. Cuando 220P/McNaught se había debilitado ya hasta aproximadamente la magnitud 14, el 5 de agosto de 2026 experimentó un segundo y espectacular outburst. En muy poco tiempo su brillo aumentó unas siete magnitudes, hasta situarse alrededor de la magnitud 7. Un incremento semejante supone que el cometa se hizo del orden de 600 veces más brillante, devolviendo repentinamente a la actualidad a un objeto que parecía estar regresando ya a su habitual discreción.

La imagen fue obtenida durante la madrugada del 8 de agosto, alrededor de la 01 UT, apenas tres días después del comienzo de este segundo estallido. 220P se encontraba entonces en Cetus, a poca altura sobre el horizonte, unas condiciones poco favorables que explican buena parte de los gradientes que aparecen en el fondo de la imagen. A pesar de ello, la extraordinaria actividad del cometa resulta perfectamente visible.

Lo más llamativo es la compleja estructura que rodea al núcleo. Una intensa condensación central aparece inmersa en una amplia coma, mientras que hacia uno de sus lados se desarrolla una estructura en forma de abanico que acaba prolongándose en la cola. Pero quizá el detalle más interesante sea la tenue envolvente exterior, cuyo borde puede seguirse alrededor de buena parte de la región central. Su aspecto es el que cabría esperar de material expulsado durante el estallido y que, pocos días después, continúa expandiéndose y alejándose del núcleo.

Resulta especialmente sugerente que durante el primer outburst, el de finales de mayo, las observaciones profesionales hubieran registrado una evolución morfológica parecida. Apenas dos días después de aquel episodio apareció alrededor del núcleo una estructura descrita expresamente como una «envolvente parabólica», acompañada por material extendido en dirección antisolar. No podemos asegurar que la estructura registrada en esta imagen corresponda exactamente al mismo fenómeno, pero la semejanza permite apreciar que un outburst cometario no consiste simplemente en que el cometa «se haga más brillante»: estamos contemplando las consecuencias físicas de una liberación repentina de enormes cantidades de gas y polvo desde un núcleo de apenas unos kilómetros.

La apariencia de 220P/McNaught después de su segundo estallido me recordó inmediatamente a otro cometa que pude observar casi veinte años atrás. La imagen superior corresponde a 17P/Holmes, obtenida el 28 de octubre de 2007, pocos días después del extraordinario outburst que transformó en cuestión de horas un débil cometa de magnitud 17 en un objeto de aproximadamente magnitud 2,5, fácilmente visible a simple vista.

El estallido de Holmes fue muchísimo más potente que el experimentado por 220P/McNaught, pero existe una cierta semejanza morfológica entre ambas imágenes. En Holmes resulta espectacular la enorme envolvente de material expulsado, casi circular y con un borde exterior bastante bien definido, que se expandía rápidamente alrededor de la región central. En la imagen de 220P obtenida en agosto de 2026 puede reconocerse, a una escala mucho más modesta y con una geometría diferente, una estructura que recuerda a aquella: una intensa condensación central rodeada por una envolvente producida por el material recientemente eyectado.

La comparación resulta especialmente curiosa porque ambas fotografías están separadas por casi diecinueve años y pertenecen también a dos épocas muy diferentes de mi propio equipo de observación. La imagen de Holmes fue obtenida en 2007 con una videocámara Mintron, antes incluso de disponer de mi primera cámara CCD, una Atik 16HR. La de 220P/McNaught pertenece ya a una generación completamente diferente de detectores, pero ambas registran, cada una a su manera, uno de los fenómenos más espectaculares que puede ofrecernos un cometa: contemplar prácticamente en directo las consecuencias de un estallido en su núcleo.

UGC 11368, UGC 11370 y UGC 11371: Un pequeño laboratorio de evolución galáctica en Hércules

No todas las noches de observación tienen un objetivo concreto. A veces basta con recorrer el cielo en Cartes du Ciel hasta encontrar un campo que despierte la curiosidad. Eso fue precisamente lo que ocurrió con este pequeño grupo de galaxias en la constelación de Hércules.

Mientras preparaba la sesión, tres galaxias relativamente brillantes llamaron mi atención sobre el mapa del programa. No había supernovas conocidas, ni variables destacadas, ni ningún objeto especialmente famoso. Simplemente formaban un conjunto atractivo, acompañado además por un par de galaxias mucho más débiles que parecían completar la escena.

Fue suficiente para decidir apuntar el telescopio hacia esa región y comprobar hasta dónde podía llegar la cámara desde mi observatorio.

Lo que comenzó como una fotografía tomada por puro interés estético terminó convirtiéndose en una pequeña investigación. Tras identificar cada una de las galaxias y consultar la bibliografía disponible, apareció un escenario mucho más interesante de lo que sugería una primera mirada: un conjunto de galaxias situadas a unos doscientos millones de años luz, con morfologías muy diferentes, distintas cantidades de hidrógeno neutro y pertenecientes a un mismo entorno galáctico.

A continuación recorreremos este discreto rincón del cielo y conoceremos un poco mejor a sus protagonistas.

Lo más interesante es que estas galaxias no constituyen una simple alineación casual. La consulta de SIMBAD, NED y HyperLEDA revela que las tres principales forman parte del mismo entorno galáctico, situado a unos 200 millones de años luz de distancia. Sin embargo, cada una presenta características muy diferentes: desde una galaxia lenticular relativamente pobre en gas hasta espirales tardías ricas en hidrógeno neutro y con ritmos de formación estelar muy distintos.

Durante mucho tiempo las galaxias se clasificaron únicamente por su morfología: elípticas, lenticulares o espirales. Hoy sabemos que esa clasificación también refleja, en buena medida, su historia evolutiva. La cantidad de gas disponible, el ritmo de formación estelar, las interacciones gravitatorias con otras galaxias y la propia evolución interna determinan el aspecto que presentan miles de millones de años después de su formación.

Precisamente este pequeño grupo constituye un buen ejemplo de ello. En apenas unos minutos de arco conviven una galaxia lenticular relativamente pobre en gas junto a dos espirales de distintos tipos, todavía ricas en hidrógeno neutro y con propiedades muy diferentes. Analizar cada una de ellas por separado nos permitirá comprender cómo, incluso compartiendo un mismo entorno, las galaxias pueden seguir caminos evolutivos muy distintos.

La galaxia situada más al norte del grupo es UGC 11370, una espiral tardía clasificada como Sd (Sdm en algunos catálogos), situada a una distancia aproximada de 210 millones de años luz. Con un diámetro cercano a los 115 000 años luz, es también la más extensa de las tres galaxias principales.

En la imagen obtenida se distingue con claridad un pequeño bulbo central rodeado por un disco bien desarrollado, en el que comienzan a apreciarse los brazos espirales. A diferencia de las galaxias dominadas por un gran núcleo central, en UGC 11370 el bulbo apenas concentra una pequeña fracción de la luz total, una característica propia de las espirales tardías.

Precisamente esa morfología explica buena parte de su interés astrofísico. Las galaxias de tipo Sd conservan todavía abundantes reservas de hidrógeno neutro, el combustible necesario para la formación de nuevas generaciones de estrellas. No es casualidad que UGC 11370 haya sido objeto de diversas observaciones radioastronómicas en la línea de 21 cm del hidrógeno, que han permitido medir con precisión tanto su contenido gaseoso como la velocidad de rotación de su disco. Los perfiles de HI publicados muestran una anchura de unos 300 km/s, compatible con una velocidad de rotación próxima a 140 km/s.

En comparación con las otras galaxias del grupo, UGC 11370 representa el sistema más rico en gas y, probablemente, el que mantiene una actividad de formación estelar más significativa. Este hecho ilustra una de las ideas fundamentales de la evolución galáctica: la morfología visible de una galaxia está estrechamente ligada a la cantidad de gas que aún conserva y, por tanto, a su capacidad para seguir formando estrellas.

Otro aspecto llamativo es que algunos catálogos la incluyen como candidata a núcleo galáctico activo (AGN). Aunque esta clasificación requiere confirmación mediante observaciones adicionales, constituye un indicio de que en su región central podrían estar produciéndose fenómenos energéticos asociados al agujero negro supermasivo que, como ocurre en la mayoría de las galaxias masivas, se espera que resida en su núcleo.

En la parte inferior derecha de la imagen aparece también la pequeña galaxia PGC 1779414 (2MASX J18513185+2631245). Apenas se conocen datos sobre ella más allá de su identificación en los catálogos infrarrojos de 2MASS y algunos parámetros fotométricos básicos. La ausencia de medidas espectroscópicas impide determinar si pertenece realmente al mismo grupo o si se trata simplemente de una galaxia situada a otra distancia, aunque añade un interesante telón de fondo a este rico campo galáctico.

La galaxia UGC 11371 constituye, probablemente, el objeto más llamativo del grupo. Clasificada como una espiral Sbc, presenta un brillante bulbo central del que parten unos brazos espirales bien desarrollados que todavía pueden apreciarse en la imagen obtenida. A diferencia de UGC 11370, cuyo pequeño núcleo apenas domina el disco, aquí el bulbo adquiere un protagonismo mucho mayor, una característica típica de las espirales de tipo intermedio.

La fotografía muestra además un curioso efecto de perspectiva. Varias estrellas de nuestra propia Vía Láctea aparecen proyectadas sobre el disco de la galaxia, dando la impresión de formar parte de ella cuando, en realidad, se encuentran a distancias de apenas unos cientos o miles de años luz, frente a los más de 170 millones de años luz que nos separan de UGC 11371.

Paradójicamente, y pese a su espectacular aspecto, UGC 11371 ha recibido menos atención que UGC 11370 en la literatura especializada. No existen tantas observaciones dedicadas a su estructura o actividad nuclear, aunque sí ha sido detectada en la línea de 21 cm del hidrógeno neutro, permitiendo medir su velocidad de rotación y confirmar que conserva importantes reservas de gas interestelar.

Desde el punto de vista evolutivo, representa un estadio diferente al de UGC 11370. Su bulbo más desarrollado sugiere una galaxia estructuralmente más evolucionada, pero que todavía mantiene un disco rico en gas y capaz de sostener la formación de nuevas estrellas. Constituye, por tanto, un excelente ejemplo de cómo las galaxias espirales pueden seguir activas durante miles de millones de años mientras dispongan del combustible necesario para alimentar ese proceso.

La tercera protagonista del grupo es UGC 11368, clasificada como una galaxia S0/a, un tipo morfológico de transición entre las galaxias lenticulares y las primeras espirales. Es también la más brillante del conjunto en la imagen obtenida, dominada por un intenso bulbo central que concentra buena parte de su luminosidad. Esa elevada brillantez del núcleo hace que los detalles del disco y de los posibles brazos espirales aparezcan mucho menos evidentes que en las otras dos galaxias del grupo.

Su aspecto encaja bien con lo que hoy conocemos sobre la evolución galáctica. Mientras que las espirales tardías conservan grandes cantidades de gas y continúan formando estrellas, las galaxias lenticulares suelen haber agotado o perdido buena parte de ese combustible. En el caso de UGC 11368 no existen detecciones publicadas de hidrógeno neutro (HI), a diferencia de UGC 11370 y UGC 11371, lo que refuerza la idea de que se trata de un sistema mucho más pobre en gas.

Esto no significa necesariamente que sea una galaxia "más vieja", sino que ha seguido una historia evolutiva distinta. La ausencia de reservas importantes de gas implica que su ritmo de formación estelar debe de ser actualmente muy reducido, quedando dominada por poblaciones estelares más antiguas. Su aspecto, con un bulbo prominente y un disco relativamente liso, constituye un buen ejemplo de esa evolución.

Resulta especialmente interesante que estas tres galaxias compartan un mismo entorno galáctico y, sin embargo, presenten aspectos tan diferentes. UGC 11368 representa el extremo más evolucionado del grupo, mientras que las otras dos espirales todavía conservan importantes depósitos de hidrógeno y muestran una estructura espiral mucho más evidente. En conjunto forman una pequeña muestra de cómo la evolución de las galaxias depende tanto de su contenido en gas como de su historia particular de interacciones y evolución interna.

En la parte superior derecha de la imagen aparece además la pequeña galaxia LEDA 214705 (2MASX J18512116+2629501). Aunque su tamaño angular es muy inferior al de las tres galaxias principales, no pasa desapercibida en la fotografía gracias a su brillo relativamente elevado. Su velocidad radial, cercana a 3600 km/s, es muy similar a la de UGC 11368 y UGC 11371, por lo que probablemente constituye otro miembro del mismo entorno galáctico, aunque por el momento apenas ha sido estudiada.

Un inesperado cúmulo de galaxias

Buscando una zona en Cartes du Ciel, de pronto la pantalla se llenó de pequeñas elipses rojas identificadas como galaxias PGC. Allí donde normalmente aparecen unas pocas galaxias dispersas, esta vez el programa mostraba decenas de ellas repartidas por todo el campo.

La primera impresión fue de sorpresa. Evidentemente, desconocía qué estaba observando. ¿Se trataba simplemente de una región del cielo especialmente rica en galaxias? ¿Era un cúmulo? ¿O solo una alineación fortuita de objetos situados a distancias muy diferentes?

Había que intentar sacar este campo tan interesante.

La imagen obtenida con el Celestron 14 revela un campo extraordinariamente rico en galaxias. A primera vista predominan las estrellas de nuestra propia Vía Láctea, pero una observación más detenida descubre decenas de débiles manchas difusas repartidas por toda la escena. Muchas presentan formas elípticas o claramente alargadas, reflejando la enorme diversidad morfológica de estos sistemas. Lejos de tratarse de una simple acumulación aparente, la investigación posterior confirmó que buena parte de ellas se proyectan sobre el cúmulo de galaxias.

La investigación del campo reveló que la aparente acumulación de galaxias no era una simple ilusión producida por la línea de visión. Diversas consultas en SIMBAD permitieron identificar esta región como el cúmulo de galaxias RM J172605.7+271646.5, catalogado por el proyecto redMaPPer, con un corrimiento al rojo fotométrico de z ≈ 0,105. A esa distancia, la luz que registró la cámara emprendió su viaje hacia nosotros hace aproximadamente 1.400 millones de años.

La imagen obtenida permite reconocer numerosas galaxias distribuidas por todo el campo. Aunque muchas aparecen únicamente como débiles manchas difusas, varias de ellas presentan un tamaño angular suficiente para distinguir sus formas alargadas o elípticas. Entre las más destacadas se encuentra PGC 1803209 (NVSS J172605+271647), identificada como una radiogalaxia y detectada tanto en el visible como en radio y rayos X. También resulta especialmente interesante LEDA 1802078, cuya medida espectroscópica proporciona un corrimiento al rojo z = 0,1008, muy próximo al valor del propio cúmulo y compatible con su pertenencia a esta gran estructura.