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.