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.

SN 2026tmt: un viaje de 2.300 millones de años luz

Una de las cosas más fascinantes de seguir la pista de las supernovas es que cada una de ellas nos invita a visitar un rincón diferente del Universo. Algunas aparecen en galaxias bien conocidas y estudiadas desde hace décadas; otras lo hacen en sistemas remotos de los que apenas sabemos nada. Cada nueva explosión estelar se convierte así en la excusa perfecta para emprender un nuevo viaje por el cosmos.

En esta ocasión nuestro destino parece estar claro desde el primer vistazo. La imagen está dominada por IC 1196, una elegante galaxia espiral descubierta por el astrónomo estadounidense Lewis Swift el 7 de abril de 1888 e incorporada posteriormente al Index Catalogue. Situada a unos 73 millones de años luz de la Tierra, presenta una morfología Sa, con un bulbo prominente y unos brazos espirales relativamente cerrados.

Aunque no se trata de una galaxia especialmente conocida, sí ha formado parte de diversos estudios fotométricos realizados en el infrarrojo cercano. Estas investigaciones muestran una galaxia con un bulbo bien desarrollado, un ligero enrojecimiento en su región central —probablemente relacionado con la presencia de polvo interestelar— y una estructura espiral algo asimétrica, sin evidencias de una barra prominente. Es, en definitiva, una hermosa espiral relativamente cercana que constituye un objetivo muy atractivo para la observación astronómica.

A primera vista, todo parece indicar que nuestro viaje termina aquí. Sin embargo, las supernovas tienen la curiosa capacidad de sorprendernos. Y en esta ocasión, la verdadera protagonista de la historia no se encuentra en la brillante IC 1196, sino en un objeto mucho más discreto, situado apenas unos minutos de arco más al noroeste y prácticamente perdido entre el fondo estelar.

Si la primera imagen nos llevaba hasta la brillante IC 1196, la ampliación del campo revela ahora a la auténtica protagonista de esta historia. La flecha señala a SN 2026tmt, mientras que el pequeño objeto situado inmediatamente debajo, con apariencia casi estelar en nuestra imagen, corresponde a WISEA J160802.02+104718.3. La comparación con la imagen del SDSS permite apreciar que se trata de una diminuta galaxia de tonalidad anaranjada, prácticamente perdida entre las numerosas estrellas del campo.

La supernova fue descubierta el 10 de julio de 2026 por Michele Mazzucato, en nombre del programa SNHunt. En el momento del descubrimiento presentaba una magnitud 19,9 en banda V, mientras que una imagen obtenida apenas tres semanas antes no mostraba ningún objeto hasta una magnitud límite de 21,2, acotando así el momento de la explosión.

Tan solo un día después se obtuvo un espectro con el instrumento SNIFS, instalado en el telescopio de 88 pulgadas de la Universidad de Hawái. El espectro obtenido apenas un día después del descubrimiento permitió clasificar el objeto como una supernova de tipo Ia-91T-like, una peculiar subclase de supernovas termonucleares especialmente luminosas. Estas explosiones reciben su nombre de la célebre SN 1991T y se caracterizan por producir una gran cantidad de níquel radiactivo, responsable de alimentar el extraordinario brillo que alcanzan durante sus primeras semanas de evolución. El  corrimiento al rojo medido fue de z = 0,147.

Y es aquí donde la historia da un giro inesperado. Mientras que la cercana IC 1196 dispone de estudios fotométricos, medidas precisas de distancia y una clasificación morfológica bien establecida, la verdadera galaxia anfitriona era, hasta la aparición de la supernova, poco más que una débil fuente extendida registrada por los cartografiados digitales del cielo. No existían medidas publicadas de distancia, velocidad radial o clasificación detallada. Paradójicamente, ha sido la explosión de una única estrella la que ha permitido situar a este remoto sistema en el Universo.

El valor obtenido para el corrimiento al rojo sitúa a la galaxia anfitriona a una distancia aproximada de 2.300 millones de años luz. Resulta emocionante que con un equipo amateur seamos capaces de detectar estar lejanas explosiones.

AT 2026ree: un nuevo transitorio en la fascinante galaxia Arp 302

Un nuevo punto de luz ha aparecido en el sistema galáctico Arp 302 (UGC 9618), una espectacular pareja de galaxias en interacción situada a unos 450 millones de años luz de distancia. Aunque el objetivo de esta observación era registrar la presunta supernova AT 2026ree, la imagen ofrece también una magnífica ventana al universo profundo.

Basta recorrer el campo con la vista para descubrir decenas de galaxias lejanas, desde pequeñas espirales vistas de canto hasta débiles sistemas elípticos apenas perceptibles entre el fondo estelar. La mayor parte de ellas permanecen anónimas para el observador casual, pero cada una representa un inmenso conjunto de miles de millones de estrellas situado a distancias muy superiores a la de nuestra propia galaxia. Es un recordatorio de que, incluso cuando dirigimos el telescopio hacia un único objeto, el universo siempre nos regala mucho más de lo que buscábamos.

En el centro del campo se encuentra Arp 302, un sistema formado por dos galaxias espirales que se encuentran inmersas en una lenta interacción gravitatoria. Durante más de tres décadas ha sido objeto de numerosos estudios que han revelado una enorme reserva de gas molecular, una intensa actividad de formación estelar y, más recientemente, la presencia de un núcleo activo fuertemente oculto en una de sus componentes. En este escenario ha aparecido ahora un nuevo candidato a supernova, señalado en la imagen con una flecha, cuyo análisis será el protagonista de las siguientes líneas.

La imagen del Sloan Digital Sky Survey (SDSS) muestra con gran detalle el sistema Arp 302, también catalogado como UGC 9618 o VV 340, formado por dos galaxias espirales que se encuentran inmersas en una lenta interacción gravitatoria. La componente septentrional, vista prácticamente de frente, es la galaxia donde ha aparecido la presunta supernova AT 2026ree, mientras que la componente meridional se presenta casi de canto, destacando una llamativa banda de polvo que atraviesa su disco.

A primera vista podría parecer una pareja de galaxias más, pero durante las últimas décadas Arp 302 se ha convertido en uno de los sistemas mejor estudiados entre las galaxias luminosas en el infrarrojo (LIRGs). Los primeros trabajos ya revelaron que se trataba de un sistema extraordinariamente brillante en el infrarrojo y con una enorme cantidad de polvo interestelar. Poco después, las observaciones en radio descubrieron que ambas galaxias albergan una de las mayores reservas de gas molecular conocidas en el universo cercano, el combustible a partir del cual nacen nuevas generaciones de estrellas.

Sin embargo, el verdadero interés científico del sistema surgió cuando los astrónomos comprobaron que esa inmensa cantidad de gas no se traducía en una explosión de formación estelar como cabría esperar. Observaciones interferométricas posteriores demostraron que el gas molecular no se encontraba concentrado en el núcleo, sino distribuido a lo largo de un extenso disco de varios kilopársecs. Su densidad relativamente baja explicaba por qué Arp 302 constituye una excepción entre las galaxias infrarrojas: dispone de un enorme reservorio de materia prima, pero la está transformando en estrellas con una eficiencia mucho menor que la observada en las grandes galaxias starburst.

Las imágenes obtenidas posteriormente con el Telescopio Espacial Hubble confirmaron esta interpretación al mostrar decenas de cúmulos estelares jóvenes repartidos por los brazos espirales de la galaxia vista de frente, evidencia de que la formación estelar se encuentra ampliamente distribuida y no concentrada exclusivamente en la región central. Todo ello indica que Arp 302 representa una fase temprana de una fusión galáctica, un momento en el que la interacción ya ha comenzado a alterar profundamente ambos discos, pero antes de que el gas termine acumulándose en los núcleos y desencadene el intenso brote de formación estelar que caracteriza a las fusiones más avanzadas.

El capítulo más reciente de esta historia llegó con las observaciones en rayos X realizadas mediante Chandra y XMM-Newton, que revelaron que la galaxia norte alberga además un núcleo activo (AGN) fuertemente oculto tras densas nubes de gas y polvo. De este modo, Arp 302 ha pasado de ser considerada simplemente una brillante galaxia infrarroja a convertirse en un auténtico laboratorio para comprender cómo evolucionan las fusiones galácticas, cómo se transforma el gas molecular en nuevas estrellas y cómo un agujero negro supermasivo puede permanecer oculto mientras continúa creciendo en el corazón del sistema.

La siguiente comparativa muestra la región donde apareció AT 2026ree. A la izquierda se presenta un recorte ampliado de mi imagen obtenida el 10 de julio de 2026, mientras que a la derecha se muestra la misma zona del cielo registrada años antes por PanSTARRS-1. En esta imagen de archivo no existe ninguna fuente visible en la posición señalada por la flecha, lo que confirma el carácter transitorio del objeto.

Aunque la resolución y la profundidad de la imagen de PanSTARRS son superiores, el aumento aplicado a la observación realizada con el Celestron 14 permite identificar sin dificultad el nuevo punto de luz sobre el fondo de la galaxia. La supernova se localiza en uno de los brazos espirales de la componente norte de Arp 302 (UGC 9618N), suficientemente alejada del núcleo como para poder separarla visualmente de la emisión difusa de la galaxia.

Los primeros indicios del transitorio fueron registrados por el telescopio WFST el 30 de junio de 2026, cuando alcanzaba aproximadamente la magnitud 20.5. Apenas un día después, el proyecto robótico GOTO anunció oficialmente su descubrimiento con una magnitud de 19.47, siendo confirmado posteriormente por los programas ATLAS y ZTF. Todas las medidas disponibles muestran una evolución coherente con un objeto que se encontraba todavía aumentando de brillo durante los primeros días de julio.

Mi observación, realizada el 10 de julio, proporcionó una magnitud de 18.85 en banda G, en excelente concordancia con la tendencia fotométrica observada por los distintos programas automáticos. Sin embargo, a pesar del seguimiento realizado por varios surveys, hasta el momento no se ha publicado ningún espectro que permita confirmar definitivamente su naturaleza, por lo que el objeto continúa catalogado provisionalmente como AT 2026ree.

SN 2026ojk: una supernova entre las estrellas de Ofiuco

A primera vista, la imagen parece mostrar únicamente un denso campo estelar. No es de extrañar: SN 2026ojk se localiza en la constelación de Ofiuco, muy próxima al plano de nuestra galaxia, donde la enorme cantidad de estrellas de la Vía Láctea dificulta distinguir los objetos situados mucho más allá.

En el centro de la imagen se encuentra CGCG 056-001, una tenue galaxia espiral situada a unos 400 millones de años luz de distancia (z ≈ 0.027). Sobre uno de sus brazos espirales puede apreciarse la supernova SN 2026ojk, cuya posición aparece marcada en el recuadro ampliado.

La imagen fue obtenida desde el observatorio Posadas (MPC J53) mediante un telescopio Celestron 14 EdgeHD y una cámara QHY268M, integrando 22 exposiciones de 120 segundos, con una resolución final de 0,83 segundos de arco por píxel. La fotometría realizada sobre la imagen proporcionó un brillo de magnitud G = 19,02, cuando la supernova llevaba algo más de un mes desde su descubrimiento.

La imagen en color obtenida por el Sloan Digital Sky Survey (SDSS) permite apreciar con mayor detalle la galaxia CGCG 056-001, anfitriona de SN 2026ojk. Se trata de una tenue galaxia espiral observada casi de frente, cuya estructura deja entrever un núcleo brillante y varios brazos espirales bien definidos, donde se concentran las regiones de formación estelar.

Aunque no es un objeto especialmente estudiado, las medidas espectroscópicas disponibles sitúan la galaxia a un desplazamiento al rojo de z ≈ 0,027, lo que corresponde a una distancia aproximada de 400 millones de años luz. Su diámetro real ronda los 30 kilopársecs, equivalente a unos 100.000 años luz, una dimensión muy similar a la de nuestra propia Vía Láctea.

La imagen también pone de manifiesto la gran cantidad de estrellas de primer plano pertenecientes a la Vía Láctea, ya que la galaxia se encuentra proyectada sobre un campo muy cercano al plano galáctico. Este rico fondo estelar dificulta su observación y explica que pase fácilmente desapercibida entre miles de estrellas de nuestra propia galaxia.

La comparación entre la imagen obtenida el 11 de julio de 2026 y la correspondiente al 23 de agosto de 2013, procedente del archivo de Pan-STARRS1, permite comprobar con claridad la naturaleza transitoria del fenómeno. Mientras que en la imagen de archivo no existe ninguna fuente en la posición señalada, en la imagen obtenida desde el observatorio Posadas aparece un nuevo punto luminoso correspondiente a SN 2026ojk.

La supernova fue descubierta el 5 de junio de 2026 por el proyecto XOSS (Xingming Observatory Sky Survey) con una magnitud de descubrimiento de 18,68 en filtro Clear, apareció desplazada del núcleo galáctico, sobre uno de sus brazos espirales. Posteriormente, un espectro obtenido el 19 de junio con el telescopio Hale de 5,1 metros del Observatorio Palomar permitió clasificarla como una supernova de tipo II, originada por el colapso gravitatorio de una estrella masiva. Estas estrellas nacen y evolucionan en las regiones donde aún existe abundante gas y continúa la formación estelar, precisamente las zonas que caracterizan los brazos de las galaxias espirales.

La fotometría realizada sobre la imagen obtenida el 11 de julio proporcionó un brillo de magnitud G = 19,02, compatible con la evolución esperada de este tipo de supernovas varias semanas después de la explosión. Aunque ambas imágenes proceden de instrumentos y procesados diferentes, la comparación resulta suficiente para poner de manifiesto la aparición del nuevo objeto en uno de los brazos espirales de CGCG 056-001.