Pero en esta ocasión no pretendía obtener una imagen de conjunto de M31. Mi interés estaba en tres diminutos puntos de luz escondidos entre la enorme cantidad de estrellas y el resplandor de la propia galaxia. Los tres corresponden a novas aparecidas recientemente en Andrómeda.
Una nova es el resultado de un fenómeno bastante más complejo de lo que podría sugerir ese aparentemente insignificante punto de luz. Se produce en un sistema binario que contiene una enana blanca y una estrella compañera. La enana blanca recibe material procedente de esta última —habitualmente a través de un disco de acreción— y este se va acumulando sobre su superficie. Al aumentar progresivamente la temperatura y la densidad en la base de la capa acumulada, llega un momento en que se inicia la fusión del hidrógeno en condiciones que provocan una fuga termonuclear. Parte o la totalidad del material acumulado es entonces expulsado y el sistema experimenta un espectacular aumento de luminosidad.
Conviene no confundir este fenómeno con una supernova. En una nova, la explosión no supone necesariamente la destrucción de la enana blanca. Pasada la erupción, la transferencia de materia puede reanudarse y comenzar de nuevo el proceso. En realidad, las erupciones de nova son fenómenos recurrentes; lo que cambia enormemente es el intervalo necesario para que vuelva a producirse una nueva explosión. Cuando se han observado varias erupciones de un mismo sistema separadas por intervalos relativamente cortos, hablamos específicamente de novas recurrentes. En los casos más extremos conocidos en M31, esos intervalos pueden llegar a ser de apenas unos años.
Las novas tampoco constituyen una población uniforme. Algunas alcanzan el máximo y se desvanecen con extraordinaria rapidez, mientras que otras evolucionan mucho más lentamente. Una de las magnitudes utilizadas para describir este comportamiento es t₂, el tiempo que tarda una nova en disminuir dos magnitudes desde su máximo. Su luminosidad, velocidad de evolución, velocidad del material expulsado y tiempo de recurrencia dependen de las propiedades del sistema progenitor, y particularmente de dos parámetros fundamentales: la masa de la enana blanca y la tasa a la que esta recibe materia. Una enana blanca masiva con una elevada tasa de acreción necesita acumular una cantidad relativamente pequeña de material antes de alcanzar nuevamente las condiciones necesarias para desencadenar una erupción.
La espectroscopia revela igualmente importantes diferencias entre unas novas y otras. Tradicionalmente se han distinguido, entre otras, las clases Fe II y He/N, atendiendo a las características de sus espectros. Esta división, sin embargo, parece ser menos rígida de lo que se pensaba: observaciones recientes muestran que algunas novas pueden presentar líneas correspondientes a ambas clases en diferentes momentos de su evolución, por lo que la propia clasificación espectroscópica continúa siendo objeto de revisión.
Y es precisamente aquí donde Andrómeda adquiere una importancia especial. M31 es una galaxia suficientemente próxima como para detectar y estudiar individualmente un gran número de sus novas, pero al mismo tiempo nos ofrece la posibilidad de analizar toda una población de estos sistemas situada, a efectos prácticos, a una distancia común y perteneciente a una misma galaxia. Por este motivo ha desempeñado un papel fundamental en el estudio de las poblaciones de novas. Un trabajo reciente de Shafter y Hornoch analiza una muestra homogénea de 177 novas de M31, 143 de ellas incorporadas después de 2009, estudiando sus curvas de luz y algunas de las propiedades físicas de sus sistemas progenitores.
M31 ofrece además la oportunidad de preguntarnos si las novas pertenecientes a distintas poblaciones estelares se comportan de manera diferente. Su prominente bulbo está dominado por una población estelar antigua, mientras que el disco contiene poblaciones con historias evolutivas diferentes. En principio, la historia de formación estelar puede influir en las características de una población de novas: poblaciones formadas más recientemente pueden conservar sistemas activos con enanas blancas más masivas, capaces de producir, en promedio, erupciones más rápidas, luminosas y con menores tiempos de recurrencia.
La realidad observacional, sin embargo, resulta más complicada. La fuerte inclinación de M31 dificulta separar inequívocamente los objetos pertenecientes al bulbo y al disco y, además, las regiones centrales han sido observadas con mucha mayor frecuencia. Por ello, la distribución de las novas conocidas no reproduce necesariamente su distribución real. Con la amplia muestra estudiada recientemente no se encuentra una diferencia estadísticamente significativa entre la distribución espacial de las novas rápidas y lentas, ni tampoco entre las clasificadas espectroscópicamente como Fe II y He/N.
Todo esto permanece completamente oculto en una fotografía como la que encabeza esta entrada. A nuestra escala, una nova de M31 no es más que un minúsculo punto de apariencia estelar perdido sobre el fondo de Andrómeda. Sin embargo, su luz ha recorrido cerca de dos millones y medio de años antes de alcanzar nuestro telescopio y procede de un sistema binario en el que, durante unos días o semanas, se está desarrollando uno de los fenómenos más energéticos de la evolución de las estrellas binarias.
Durante estas últimas noches he podido registrar tres de estas novas en M31. Vamos a acercarnos ahora a cada una de ellas por separado, porque detrás de esos tres pequeños puntos de luz hay tres historias diferentes.
La primera de las tres novas es AT 2026aabo (ZTF26abramlb), situada en una región del disco de M31, en las coordenadas AR 00h 44m 54,26s y Dec +41° 33′ 10,5″ (J2000). El objeto fue descubierto por el Zwicky Transient Facility (ZTF) el 29 de agosto de 2026 a las 09:28:58 UT, cuando presentaba una magnitud g = 18,58. Cuatro días antes, el 25 de agosto, no había sido detectado hasta un límite de aproximadamente magnitud 20,83, por lo que el inicio de la erupción pudo quedar bastante bien acotado.
Lo que siguió fue un ascenso extraordinariamente rápido. La fotometría forzada de ATLAS mostró un fuerte incremento de brillo y, en la noche del 31 de agosto, observaciones realizadas con el GROWTH-India Telescope situaron ya a la nova en g = 15,30 ± 0,01. En menos de tres días había aumentado su brillo en más de 3,3 magnitudes.
La espectroscopia permitió pronto confirmar que no estábamos simplemente ante un nuevo punto luminoso aparecido sobre el disco de Andrómeda. Dos espectros obtenidos los días 1 y 2 de septiembre con el Himalayan Chandra Telescope mostraron prominentes multipletes de Fe II, junto con perfiles P-Cygni en las líneas de Balmer, características que llevaron a clasificar el transitorio como una nova de tipo Fe II.
Sin embargo, la historia se complicó poco después. Un espectro obtenido el 2 de septiembre con CAFOS, instalado en el telescopio de 2,2 metros del Observatorio de Calar Alto, mostraba líneas estrechas de absorción de Fe II, Ti II e hidrógeno desplazadas hacia el azul. La velocidad de absorción se estimó en unos −800 km/s, una vez tenida en cuenta la resolución instrumental. Estas características parecían compatibles con las esperadas durante las primeras etapas de una nova roja luminosa (luminous red nova, LRN), por lo que durante unos días AT 2026aabo pasó a ser considerada candidata a este tipo de objeto y se solicitaron nuevas observaciones espectroscópicas para aclarar su verdadera naturaleza.
La diferencia no era precisamente menor. Pese al nombre, una nova roja luminosa constituye un fenómeno físico distinto de una nova clásica: se relaciona con la interacción extrema y posible fusión de las componentes de un sistema binario, mientras que en una nova clásica estamos observando una erupción termonuclear del material acumulado sobre una enana blanca.
Afortunadamente, la propia evolución del objeto terminó resolviendo la incógnita. Un nuevo espectro obtenido en Calar Alto el 5 de septiembre, mediante dos exposiciones de 1200 segundos, mostró líneas prominentes de Fe II y O I, además de amplias emisiones de hidrógeno. La componente de absorción de Hα alcanzaba entonces una velocidad máxima próxima a 2000 km/s. El conjunto de características espectrales resultaba compatible con el observado en las novas Fe II y proporcionó la confirmación adicional que faltaba: AT 2026aabo era realmente una nova Fe II en M31. Esta es también su clasificación actual en el TNS.
El episodio resulta además un buen ejemplo de por qué la clasificación de una nova no siempre puede reducirse a una etiqueta obtenida de un único espectro. Como vimos anteriormente, las propiedades espectrales pueden evolucionar durante la erupción, y la tradicional separación entre las clases Fe II y He/N resulta más compleja de lo que durante mucho tiempo se había supuesto. En AT 2026aabo bastaron unos pocos días de evolución y nuevos espectros para modificar sustancialmente la interpretación inicial de algunas de sus características.
Mi observación fue realizada bastante después, durante la noche del 13 de septiembre de 2026, cuando la nova se encontraba ya en pleno descenso. Utilicé el Celestron 14 y la QHY268MM, integrando 20 exposiciones de 120 segundos, y obtuve para el objeto una magnitud aproximada de 18,32 G. Para entonces habían transcurrido unos quince días desde su primera detección y AT 2026aabo había perdido ya alrededor de tres magnitudes respecto al brillo alcanzado a finales de agosto.
En la imagen general apenas constituye un diminuto punto entre la enorme densidad estelar y las estructuras del disco de M31. El recorte permite localizarla con mayor facilidad, pero sigue resultando sorprendente pensar que ese débil punto de magnitud 18 corresponde al mismo sistema que, apenas dos semanas antes, había experimentado una violenta erupción termonuclear y aumentado su luminosidad en cuestión de días.
La segunda nova observada, AT 2026aaom, se encuentra mucho más cerca del centro de la galaxia, en las coordenadas AR 00h 42m 50,38s y Dec +41° 18′ 58,8″ (J2000). Su proximidad al brillante bulbo de M31 condiciona por completo su observación: aunque llegó a alcanzar aproximadamente la magnitud 15–16, aparece proyectada sobre un fondo extraordinariamente luminoso y estructurado. De hecho, se encuentra a tan solo unos 183 segundos de arco —algo más de 3 minutos de arco— del núcleo de M31.
En este caso, además, el descubrimiento tuvo origen amateur. Fue encontrada por Róbert Fidrich y Tamás Tordai, dentro del programa HAA/VSS, utilizando el telescopio Dall-Kirkham de 0,43 metros del Alnitak Remote Observatory, en Sierra del Segura (España). Combinaron cuatro exposiciones de 90 segundos tomadas con filtro de luminancia y detectaron el nuevo objeto el 4 de septiembre de 2026 a las 03:37:44 UT, con una magnitud aproximada de 18,2. Recibió inicialmente la denominación interna Vend91, además de PNV J00425038+4118587, antes de incorporarse al TNS como AT 2026aaom.
Y su evolución fotométrica fue llamativa. El objeto aumentó rápidamente de brillo durante los días siguientes. ATLAS lo registró el 5 de septiembre en magnitud 17,28; ZTF obtuvo valores próximos a 17,3 ese mismo día y, para el 9 de septiembre, GOTO lo encontraba ya alrededor de 15,87. Las observaciones posteriores muestran que permanecía cerca de ese nivel varios días después: el Liverpool Telescope midió r = 15,83 el día 12.
La confirmación de su naturaleza llegó mediante espectroscopia. Un primer espectro obtenido el 11 de septiembre por Claudio Balcon mostraba fuertes líneas de la serie de Balmer y el característico «bosque» de emisiones de Fe II, suficiente para identificar el objeto como una nova de M31. Un segundo espectro, obtenido al día siguiente con el espectrógrafo SPRAT del Liverpool Telescope de 2 metros, confirmó la presencia de Hα, Hβ, Hγ y Hδ junto a numerosas líneas de Fe II. La anchura a media altura de Hα correspondía aproximadamente a 1800 km/s, llevando a una clasificación más concreta como nova de tipo Fe II.
Tenemos por tanto otro ejemplo de la clase espectroscópica que ya encontramos en AT 2026aabo, aunque su historia observacional es bastante diferente. En AT 2026aaom no aparece la incertidumbre inicial entre una nova clásica y una nova roja luminosa que vimos en el objeto anterior: los dos espectros disponibles son compatibles entre sí y muestran las características propias de una nova Fe II.
Mi imagen fue obtenida durante la noche del 12 de septiembre, con el Celestron 14 y la QHY268MM, mediante 20 exposiciones de 120 segundos. La fotometría realizada sobre las imágenes proporcionó una magnitud aproximada de 15,68 G, convirtiéndola en la más brillante de las tres novas observadas.
Pero en este caso la magnitud cuenta solamente una parte de la historia. AT 2026aaom está proyectada sobre las regiones internas de M31 y muy próxima a su brillante núcleo. En la imagen procesada para mostrar la galaxia de forma convencional, la nova resulta sorprendentemente discreta para un objeto de magnitud 15,7. Es necesario desplazar considerablemente el histograma, sacrificando por completo las zonas centrales de la galaxia, para reducir visualmente el intenso fondo sobre el que se encuentra y hacer que la nova destaque con claridad.
El recorte muestra mucho mejor esta dificultad. La estrella señalada por la flecha es AT 2026aaom, inmersa en el resplandor del bulbo de Andrómeda. No es que la nova sea débil: es el cielo que tiene detrás el que es extraordinariamente brillante. Precisamente por ello, esta observación ilustra muy bien uno de los principales problemas de la búsqueda y la fotometría de novas en M31. Un mismo estallido puede resultar relativamente sencillo de detectar en las regiones externas de la galaxia y mucho más difícil si se produce proyectado sobre el bulbo.
La última de las tres novas observadas es también la más reciente. AT 2026abeq, también denominada PSP26S y PNV J00421276+4116284, fue descubierta por el programa Xingming Observatory Sky Survey (XOSS) el 10 de septiembre de 2026 a las 22:01 UT, apenas día y medio antes de mi observación. Se encuentra en las coordenadas AR 00h 42m 12,76s y Dec +41° 16′ 28,4″ (J2000), proyectada sobre el disco de M31.
En las imágenes del descubrimiento presentaba una magnitud de 18,67 en luz sin filtrar. La detección se realizó sobre varias exposiciones de 60 segundos, con una magnitud límite próxima a 19,5. Resulta especialmente interesante la imagen obtenida por el mismo equipo la noche anterior, el 9 de septiembre, en la que el objeto todavía no aparecía hasta ese límite. Para el 11 de septiembre ya había aumentado hasta 17,58 ± 0,16, mostrando por tanto un rápido crecimiento de brillo durante sus primeras horas conocidas.
Otros observadores confirmaron inmediatamente el transitorio. En particular, Michel Michaud lo midió el 12 de septiembre en magnitud 18,1 sin filtro, mientras que una imagen suya obtenida diez días antes no mostraba ningún objeto en esa posición hasta magnitud 20,1. GOTO también registró el transitorio durante las noches del 10 y 12 de septiembre.
A diferencia de AT 2026aaom, sin embargo, conviene mantener cierta cautela con su naturaleza. El descubrimiento fue comunicado como candidata a nova de M31, pero hasta el momento no aparece en el TNS una clasificación espectroscópica que permita confirmarla y, mucho menos, asignarla a una clase como Fe II o He/N. Por tanto, mientras no dispongamos de esa confirmación, lo más correcto es seguir refiriéndonos a AT 2026abeq como candidata a nova.
Mi imagen fue obtenida durante la noche del 12 de septiembre, utilizando nuevamente el Celestron 14 y la QHY268MM, mediante 20 exposiciones de 120 segundos. La fotometría realizada sobre las imágenes proporcionó 17,83 G, un valor razonablemente próximo a las observaciones disponibles durante esas fechas.
Y aquí aparece una curiosidad que resulta especialmente ilustrativa. AT 2026abeq y AT 2026aaom están presentes en exactamente la misma imagen, pero las enormes diferencias del fondo galáctico sobre el que se proyectan hacen difícil mostrarlas adecuadamente al mismo tiempo.
Para hacer visible AT 2026aaom, situada muy cerca del núcleo, fue necesario ajustar el histograma de manera que pudiéramos penetrar en el intenso resplandor del bulbo. AT 2026abeq plantea el problema contrario: es unos dos magnitudes más débil, pero se encuentra más alejada del núcleo y proyectada sobre una región del disco de menor brillo superficial. Para mostrarla con claridad he tenido que desplazar el histograma en sentido contrario, realzando las zonas más débiles de la galaxia.
El resultado es bastante curioso: cuando AT 2026abeq aparece perfectamente visible, la mucho más brillante AT 2026aaom queda completamente engullida por el núcleo de M31. Y si procesamos la misma imagen para mostrar adecuadamente aquella, perdemos buena parte de la información de las regiones más débiles donde se encuentra esta.
Una magnitud estelar, por sí sola, no nos dice lo fácil que resultará detectar una nova en M31. Importa enormemente el lugar de la galaxia sobre el que aparece proyectada. El intenso gradiente de luminosidad del bulbo, las estructuras del disco y las oscuras bandas de polvo producen fondos radicalmente distintos incluso dentro de una misma exposición.
AT 2026abeq está situada en una región donde las bandas de polvo de M31 son perfectamente reconocibles. En el recorte se aprecia la candidata señalada junto a una de estas estructuras oscuras, de modo que aquí ya no estamos viendo simplemente un punto estelar superpuesto a una mancha difusa: podemos situarlo visualmente dentro de la compleja estructura del disco de Andrómeda.
Un trabajo excelente
ResponderEliminarMuchísimas gracias, Carles!!!
EliminarMe encantaron las imágenes y sobre todo la explicación tan detallada y didáctica. Gracias
ResponderEliminarMuchas gracias, Carlos!! La verdad es que es todo un reto, pero muy chulo
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