Ochenta y cuatro. Es el número de puntos luminosos que un equipo estadounidense sacó de la penumbra en seis galaxias cercanas, entre ellas la galaxia del Molinete (M101) y la galaxia de Andrómeda (M31). Estos objetos emiten rayos X de energía tan baja que los telescopios los habían dejado de lado durante casi treinta años. El resultado, obtenido con el telescopio espacial Chandra de la NASA, se publicó el 9 de septiembre de 2026 en la revista Nature Astronomy.
Los investigadores les han dado un nombre: fuentes X « hypersoft ». Detrás de esa etiqueta puede estar la respuesta a dos preguntas que la astrofísica arrastra desde hace décadas. Y una pista sobre cómo mueren ciertas estrellas.
84 puntos luminosos que se borran al subir la energía
La historia empieza con un trabajo de clasificación de imágenes. Los investigadores recuperaron fotografías de seis galaxias ya observadas por Chandra, elegidas por su cercanía y por la duración de las exposiciones, de hasta un millón de segundos. Después compararon dos versiones de cada imagen: una tomada en la banda de rayos X más blanda, otra en una banda algo más energética.
El resultado salta a la vista. Unos puntos luminosos aparecen en la primera versión y desaparecen en la segunda, como manchas que se borran de una tela bajo otra luz. Un objeto que brilla a baja energía y nada por encima de ella emite sus rayos X hacia la parte baja del espectro. Es exactamente lo que buscaban.
El recuento fue claro: 84 fuentes, entre 7 y 21 por galaxia según la distancia y el tiempo de observación. Siete en M101, dieciocho en el núcleo de M31. Aparecen tanto en regiones donde nacen estrellas, a lo largo de los brazos espirales, como entre las poblaciones de estrellas viejas de las galaxias elípticas.
Un detalle da peso al hallazgo. Una concentración inusual de estas fuentes se sitúa cerca del centro de la galaxia elíptica NGC 3379, donde representan al menos el 20 % de todas las fuentes X detectadas. Otra pista: son mucho más escasas de lo previsto en los cúmulos estelares, esas agrupaciones densas donde los pares de estrellas se forman con facilidad. Estos objetos no se parecen a nada de lo que los astrónomos clasificaban hasta ahora.
Por qué nadie las había visto
El primer motivo es la debilidad de la señal. Chandra se diseñó para captar rayos X mucho más energéticos, los que delatan el gas incandescente que cae en los agujeros negros. Por debajo de 300 electronvoltios sus detectores se vuelven miopes, y hacen falta exposiciones muy largas para distinguir algo.
El segundo motivo es una costumbre de trabajo. Para no confundir un objeto real con ruido de fondo, la mayoría de los equipos descarta sistemáticamente los datos menos energéticos antes incluso de analizarlos. Es una precaución habitual en el tratamiento de señales, parecida a ignorar las voces más débiles de una conversación para oír mejor las demás. Solo que en este caso la precaución borraba justamente los objetos que se buscaban.
El tercer obstáculo es el más terco. Entre las estrellas, y más aún entre las galaxias, flota un gas de hidrógeno y helio. Ese gas absorbe el ultravioleta extremo con una eficacia temible, hasta convertirse en un muro casi infranqueable para los telescopios. Una fuente puede brillar como mil soles en ese dominio y su luz no llegará jamás hasta nosotros.
De ahí el truco de los investigadores. Un objeto que emite mucho en el ultravioleta deja escapar algo de luz hacia el dominio vecino, ligeramente más energético: la cola de los rayos X blandos. No vemos la fuente, vemos su sombra proyectada sobre la franja de energía que hay justo por encima. Esa huella es la que Chandra consiguió captar.
Queda un último escollo, y es revelador. Chandra envejece mal en este dominio. Unas moléculas procedentes de sus propios materiales se depositan poco a poco sobre los filtros de su cámara principal, la cámara ACIS, y absorben los rayos X más blandos. Comparando observaciones del cúmulo de galaxias Abell 1795, los autores mostraron que en 2017 la sensibilidad de Chandra en esa banda había caído por debajo del 20 % de su capacidad de 1999. Por eso detuvieron la recogida de datos en esa fecha. Sin decirlo, el artículo también demuestra lo que aún puede dar un telescopio de más de 26 años.
Lo que cambia: dos enigmas en uno
El primer enigma es el de mayor peso. Las supernovas de tipo Ia son explosiones estelares cuyo brillo es tan regular que se usan como regla para medir distancias en el universo. Gracias a ellas los astrónomos descubrieron, a finales de los años noventa, que la expansión del universo se acelera. El problema es que seguimos sin saber qué estrellas explotan.
El escenario más probable incluye una enana blanca, el cadáver compacto de una estrella parecida al Sol. Si absorbe la materia de una estrella compañera, su masa crece hasta cruzar un umbral en el que la reacción nuclear se desboca y la destruye. La dificultad es que el censo de supernovas observadas y el de las candidatas posibles nunca cuadraban: faltaban estrellas, un factor de 10 a 100 según los estudios. Las fuentes hypersoft cubren parte de ese hueco. Su número duplica la cuenta de enanas blancas que absorben materia, y nada asegura que Chandra haya visto las más débiles.
El segundo enigma es menos espectacular, pero igual de pertinaz. En algunas galaxias, el gas que llena el espacio entre las estrellas está más ionizado de lo que pueden explicar las estrellas visibles. Ionizado significa que sus átomos han perdido electrones, y esa pérdida depende de la energía que reciben. Las estrellas masivas y calientes aportan parte de la radiación necesaria, pero no la suficiente para justificar todo lo que se mide. Y resulta que el ultravioleta de las fuentes hypersoft cae justo en la franja de energía que el helio absorbe mejor. Estos objetos podrían ser la pieza que faltaba.
Un nombre, varios objetos posibles
Queda una pregunta de fondo, y los propios autores se cuidan de no zanjarla: ¿de qué están hechas estas fuentes? La palabra « hypersoft » describe un comportamiento observado, no una familia de objetos identificada. Detrás del nombre hay probablemente una mezcla.
En M31, varias fuentes coinciden con la posición de novas ya catalogadas. Una nova se produce cuando una enana blanca hace estallar la capa de hidrógeno acumulada en su superficie. Tras la deflagración, el núcleo sigue quemando un tiempo y luego se enfría, pasando por una fase muy fría, y por tanto muy poco energética. Esos objetos son enanas blancas volviendo a bajar de temperatura.
Quedan las más brillantes. Una fuente que alcanza 10³⁸ erg/s en una banda de energía tan estrecha pone en aprietos a los modelos de enanas blancas. Nunca se ha observado una enana blanca en ese nivel. Para esos casos extremos los investigadores consideran otra cosa: un agujero negro de masa estelar rodeado de un disco de materia más fría de lo habitual, lo que desplazaría su brillo hacia la parte baja del espectro.
Un detalle más vuelve el asunto todavía más intrigante. Estas fuentes no se comportan de forma regular. Algunas varían de una observación a otra, otras desaparecen por completo antes de reaparecer. En NGC 4472, dos de ellas emiten en la banda de rayos X blandos con once años de diferencia, sin señal entre medias. ¿Apagadas o enfriadas hasta volverse indetectables? Los datos actuales son demasiado escasos para decidir.
El balance del hallazgo: una población de objetos luminosos llevaba más de veinte años esperando en datos públicos, invisible porque se mantenía en el borde bajo del dominio de los rayos X. Bastaba una simple regla de clasificación para dejarla escapar.
Para ir más lejos
- La ficha de la misión Chandra, el telescopio cuyo archivo de datos hizo posible este descubrimiento.
- Las nociones para seguir el asunto: rayos X, ultravioleta y supernova.
- Para observar por su cuenta la galaxia del Molinete, que alberga siete de estas fuentes, el mapa del cielo interactivo y la guía de observación indican dónde y cuándo apuntar. La galería de astrofotografías muestra lo que consigue un aficionado bien equipado con las galaxias.
- Las fuentes oficiales: el comunicado de la NASA, la página de imagen del Chandra X-ray Center y la publicación en Nature Astronomy, completados con el manuscrito de arXiv.
