UN IMPRESIONANTE BÓLIDO SOBRE ALMERÍA

 

3 COMETAS DESDE MEXICO

 Compartimos 3 imágenes de los cometas más importantes del momento, realizadas (junto con sus fotometrías) por uno de los observadores latinoamericanos más importantes, el mexicano Dr. Salvador Aguirre. También reproducimos sus notas, todo el material se encuentra en su blog:

https://drsaguirremexico.blogspot.com/

La noche del 19 de Marzo 2026 UT., realize toma de imágenes y fotometrias de los siguientes Cometas. 24P/Schaumasse, C/2024 E1 (Wierzchos), 29P/Schwassmann-Wachmann.

Los resultados fueron los siguientes:

24P/Schaumasse, magnitud de 12.5,  tamaño de la coma: 2.1 minutos de arco, Condensación : 6/, , error de magnitud: 0.04, catalogo de estrellas de referencia  Atlas2, Banda: V, Método C.

 

C/2024 E1 (Wierzchos), magnitud de 12.3,  tamaño de la coma: 2.1, Condensación : 5/,,,error de magnitud: 0.06, catalogo de estrellas de referencia  Atlas2, Banda: V, Método C.

29P/Schwassmann-Wachmann , magnitud de 12.9,  tamaño de la coma: 1.4 minutos de arco, Condensación : 2/,, color blanco, error de magnitud: 0.12, catalogo de estrellas de referencia  Atlas2, Banda: V, Método C.

 

Los resultados fueron enviados a COBS, ALPO y Cometas en Alemania donde estan publicados y disponibles para ser consultados.

¿Está relacionado el recién descubierto cometa rasante C/2026 A1 (MAPS) con 3I/ATLAS? POR AVI LOEB

 

Un cometa rasante, observado por SOHO. (Crédito de la imagen: ESA/NASA/SOHO)

Los dos últimos enigmas sobre 3I/ATLAS se derivan de su gran tamaño y masa inferidos. Primero, su población progenitora no puede provenir del reservorio de masa de los sistemas planetarios alrededor de estrellas antiguas pobres en metales. Segundo, su masa de mil millones de toneladas métricas es cinco órdenes de magnitud mayor que la masa final de 1I/`Oumuamua, lo que implica que deberíamos haber descubierto cien mil objetos interestelares de la escala de masa de 1I/`Oumuamua antes de observar un objeto gigante como 3I/ATLAS.

En conjunto, la lista completa de 22 anomalías para 3I/ATLAS resulta especialmente oportuna, ya que este misterioso objeto se encuentra hoy en su punto más cercano a Júpiter en su camino fuera del Sistema Solar. Si el paso cerca de Júpiter no revela ninguna información nueva sobre 3I/ATLAS, nos quedarán muchas preguntas sobre su naturaleza y origen.

 

¿Podemos esperar aprender más sobre futuros visitantes interestelares?

La mejor manera de examinar a los visitantes de nuestro entorno cósmico es analizarlos bajo calor extremo. Esta oportunidad se presenta en las trayectorias que rozan el Sol. En 2019, fui coautor de un artículo con mi entonces investigador postdoctoral, John Forbes, que exploraba las estadísticas de encuentros cercanos entre objetos interestelares y el Sol. Objetos similares a 1I/`Oumuamua colisionan con el Sol una vez cada 30 años. Un paso rasante por el Sol vaporizaría cualquier superficie sólida, revelando la composición y estructura del interior del objeto mediante observaciones detalladas realizadas por el Telescopio Solar Inouye (DKIST) en Hawái o el Observatorio Solar y Heliosférico (SOHO) en el espacio.

El 4 de abril de 2026, tendremos una oportunidad única de presenciar un raro encuentro rasante con el Sol del gran objeto C/2026 A1 (MAPS), descubierto el 13 de enero de 2026 por el Observatorio AMACS1 en Chile. El objeto pasará a 161 000 kilómetros (el 23,1 % del radio solar) de la superficie del Sol. Desde la Tierra, el objeto entrará en conjunción solar detrás del Sol el 4 de abril de 2026 a las 13:19 UTC y aparecerá frente al Sol a las 15:34 UTC, en ambos casos a tan solo 0,04 grados del centro del Sol.

La trayectoria inusual de C/2026 A1 (MAPS) sugiere que pertenece a un grupo aún desconocido de cometas ligados gravitacionalmente al Sol. ¿Podría ser un fragmento que se desprendió de 3I/ATLAS y fue lanzado a una órbita ligada alrededor del Sol? Probablemente no, ya que su diámetro estimado, ligeramente inferior a 2,4 kilómetros, es comparable al de 3I/ATLAS, y la inclinación orbital de C/2026 A1 (MAPS) es de 144,5 grados, aproximadamente 30,6 grados diferente de la inclinación de 175,1 grados de 3I/ATLAS.

C/2026 A1 (MAPS) atravesará la corona solar y alcanzará el perihelio con una velocidad máxima de 557 kilómetros por segundo (0,2 % de la velocidad de la luz) el 4 de abril de 2026 a las 14:21 UTC. En ese momento, estará separado del centro del Sol por un 0,57 % de la distancia Tierra-Sol. Su máximo acercamiento a la Tierra tendrá lugar el 5 de abril de 2026 a las 23:56 UTC, cuando se encuentre a una distancia de 143,8 millones de kilómetros (el 96,1 % de la distancia al Sol).

Observar los fuegos artificiales que se producirán cuando este objeto se queme y se desintegre cerca del Sol revelará nuevos detalles sobre su composición y resistencia.

THEATRUM COMETICUM (PARTE 8): EL COMETA HALLEY EN 684

 

Proseguimos con la traducción del latín de algunas partes que nos parecen muy interesantes del Tratado “Theatrum Cometicum” del polaco Stanislaw Lubieniecki (1665).

“Capítulo CXLIX: “Un cometa horrible apareció durante tres meses completos, causando fuertes vientos, lluvias, truenos y relámpagos, hasta el punto que se temió sucediese una mortandad generalizada”

Este cometa espantoso de 684 es ni más ni menos que el cometa más famoso de todos, el Halley. El sabio ingles calculó su órbita, la primera órbita cometaria en ser calculada, a partir de las crónicas históricas, como “Theatrum Cometicum”, precisamente. Parece ser que la aparición del siglo VII fue especialmente impresionante, ya que más adelante en “Theatrum Cometicum” se lo denomina como “único en la memoria de los hombres” y en la “Crónica de Nuremberg”, publicada en latín en 1493 por Hartmann Schedel, se lo describe así: “Una estrella con cabellera, lo que los griegos llaman “cometa”, presagió una gran y completa calamidad, ya que apareció por 3 meses enteros”. La traducción de ésta última cita la hicimos a partir del texto en inglés incluido en el interesante artículo “Is Comet P/Halley of AD684 recorded in the “Nuremberg Chronicle”?” de R. Olson y J. Pasachoff. Es una investigación sobre el grabado que ilustra esta entrada y que representaría al cometa Halley en 684 y, por ende, sería su primera representación gráfica. En realidad, el artículo demuestra que la ilustración del cometa de 684 usada en la Crónica de Nuremberg es una representación “estándar” de un cometa, que se usa repetidamente para distintos cometas.

Discrepancia radio-masa de 3I/ATLAS POR AVI LOEB

 

Imagen de 3I/ATLAS tomada por el Telescopio Espacial Hubble (Créditos de la imagen: NASA, ESA, STScI, D. Jewitt (UCLA), M.-T. Hui (Observatorio Astronómico de Shanghái)).

En un nuevo artículo, demuestro que el radio y la densidad numérica interestelar de objetos similares a 3I/ATLAS, inferidos recientemente, implican una densidad de masa local varios órdenes de magnitud mayor que la reserva disponible de elementos pesados ​​atrapados en estrellas de baja metalicidad. Esta asociación fue sugerida por mediciones recientes de abundancia isotópica. O bien el radio o la densidad numérica inferidos están sobreestimados, o bien la asociación con estrellas pobres en metales es incorrecta.

El objeto interestelar 3I/ATLAS ofrece nuevas perspectivas sobre la reserva de masa de los sistemas planetarios en la Vía Láctea. Los datos más recientes del Telescopio Espacial Hubble se utilizaron para calcular un radio nuclear de R_n = 1,3 ± 0,2 km y una densidad numérica interestelar de n ∼ 7 × 10⁻³ ua⁻³, donde ua es la distancia Tierra-Sol.

 

Para una densidad nuclear típica de ρ_n ≈ 0,5 g/cm³, el radio inferido implica una masa nuclear de m_n ≈ (4π[R_n]³ρ_n/3) = 4,6 × 10¹⁵ gramos. Por lo tanto, la densidad de masa interestelar local de la población de objetos similares a 3I/ATLAS es:

ρ_{3I} ≈n×m_n =10^{−26} g/cm^3

Dos artículos recientes informaron sobre abundancias isotópicas anómalas en el material que compone 3I/ATLAS. Basándose en observaciones del telescopio Webb, Cordiner et al. (2026) encontraron una composición isotópica sin precedentes en ningún cuerpo del Sistema Solar. El agua en 3I/ATLAS está enriquecida en deuterio a un nivel de D/H = (0,95 ± 0,06) por ciento, un orden de magnitud superior al de los cometas conocidos, lo que sugiere un origen pobre en metales. Además, las proporciones isotópicas de 12C/13C (141–191 para CO2 y 123–172 para CO) superan los valores típicos del Sistema Solar, así como los de discos protoplanetarios cercanos. Los modelos de evolución química sugieren que la composición isotópica del carbono se originó hace entre 10 y 12 mil millones de años. Opitom et al. (2026) llegaron a una conclusión similar al informar sobre mediciones de las proporciones isotópicas de carbono y nitrógeno en 3I/ATLAS a partir de observaciones de la molécula de cianuro (CN) realizadas por el Very Large Telecope. Estos datos sugieren una proporción de 12C/13C de 147 (+87/−40) y una proporción de 14N/15N de 343 (+454/-124), más del doble del valor de ∼ 150 que se suele medir en los cometas del Sistema Solar. A continuación, demuestro que un origen de baja metalicidad para 3I/ATLAS genera una tensión insostenible con el presupuesto de masa inferido de la población de objetos interestelares de 3I/ATLAS.

La órbita galáctica de 3I/ATLAS sugiere un probable origen en el disco de la Vía Láctea. La composición de la coma de 3I/ATLAS, en términos de moléculas basadas en carbono, oxígeno y nitrógeno, implica que la mayor parte de su masa está asociada a elementos pesados.

Como referencia, la densidad de masa galáctica de las estrellas en las proximidades del Sol es:

ρ_⋆ ≈ 0,04 M_⊙ pc^{−3} = 2,7 × 10^{−24} g/cm^3

Solo una décima parte de todas las estrellas en el disco de la Vía Láctea tienen metalicidades inferiores a una décima parte del valor solar. Considerando estas estrellas pobres en metales como la población fuente sugerida para 3I/ATLAS y adoptando una fracción de masa metálica de aproximadamente 2 × 10⁻³, encontramos que la densidad de masa local correspondiente de elementos pesados ​​en ellas es:

ρ_z ≈ 2 × 10⁻³ × 0,1 × ρ_⋆ = 5,4 × 10⁻²⁸ g/cm³

Dado que ρ_z ≈ 0,05ρ₃I, concluimos que la densidad de masa total de elementos pesados ​​atrapados en estrellas de baja metalicidad es más de un orden de magnitud inferior a la densidad de masa requerida en objetos interestelares como 3I/ATLAS.

Los sistemas planetarios —que sirven como lugares de nacimiento naturales de objetos interestelares— se originan a partir de discos de escombros que contienen al menos diez veces menos masa que la estrella anfitriona. Además, se espera que el espectro de masas de los objetos interestelares eyectados contenga al menos diez veces más masa en objetos con masas que difieren en varios órdenes de magnitud de la de 3I/ATLAS. Al incluir estos factores adicionales, encontramos que las estrellas de baja metalicidad no alcanzan el presupuesto de masa requerido por al menos tres órdenes de magnitud. No pueden explicar la población interestelar de objetos similares a 3I/ATLAS a menos que sean capaces de eyectar al espacio interestelar más de mil veces el contenido de elementos pesados ​​de sus discos planetarios.

En conclusión, o bien el radio o la densidad numérica inferidos de la población de objetos similares a 3I/ATLAS están sobreestimados, o bien su asociación con estrellas pobres en metales es incorrecta.

Jets antisolares en la imagen JANUS de 3I/ATLAS de la ESA, tomada el 6 de noviembre de 2025 POR AVI LOEB

 

Imagen del objeto interestelar 3I/ATLAS, tomada a 66 millones de kilómetros el 6 de noviembre de 2025 por la cámara JANUS, a bordo de la misión Juice de la ESA a Júpiter. La dirección del Sol se indica en la esquina superior izquierda mediante una flecha amarilla que apunta hacia abajo. La flecha azul marca la dirección del movimiento de 3I/ATLAS, en la dirección de las 7 en punto. El recuadro muestra contornos de brillo concéntricos alrededor del núcleo. (Crédito de la imagen: ESA/Juice/JANUS)

La Agencia Espacial Europea (ESA) acaba de publicar una nueva imagen del objeto interestelar 3I/ATLAS, obtenida por la cámara JANUS, a bordo de la sonda Jupiter Icy Moons Explorer (Juice). JANUS es una cámara óptica multicolor diseñada para tomar fotografías de alta resolución de Júpiter y sus lunas heladas. La imagen se tomó el 6 de noviembre de 2025, una semana después del máximo acercamiento de 3I/ATLAS al Sol. Muestra jets que salen del núcleo de 3I/ATLAS en dirección opuesta a la del Sol. Esto es sorprendente, ya que se supone que las bolsas de hielo en la superficie de una roca se calientan con la luz solar en la cara que mira al Sol, creando chorros que inicialmente se dirigen al Sol. La imagen de JANUS se asemeja a imágenes tomadas por astrónomos aficionados desde la Tierra aproximadamente al mismo tiempo.

La cámara JANUS tomó esta imagen desde una distancia de 66 millones de kilómetros, aproximadamente 172 veces la separación Tierra-Luna. A lo largo de noviembre de 2025, la sonda Juice utilizó cinco de sus instrumentos científicos para observar 3I/ATLAS: JANUS, MAJIS, SWI, PEP y UVS.

Durante los meses posteriores a estas observaciones, la sonda Juice se encontraba en el lado opuesto del Sol con respecto a la Tierra. Como resultado, utilizaba su antena principal de alta ganancia como escudo térmico y su antena más pequeña de ganancia media para enviar datos a la Tierra a menor velocidad. Los equipos de análisis tuvieron que esperar hasta la semana pasada para recibir la totalidad de los datos recopilados.

En total, JANUS tomó más de 120 imágenes de 3I/ATLAS, mientras que MAJIS, UVS y SWI obtuvieron datos espectroscópicos sobre la composición de la columna de gas alrededor de 3I/ATLAS, y PEP proporcionó datos de recolección de partículas. La cámara de navegación de Juice también fotografió 3I/ATLAS, y se espera que el análisis de esos datos se publique dentro de un mes.

Imágenes recientes del Telescopio Espacial Hubble indicaron que el diámetro del núcleo de 3I/ATLAS es de 2,6 kilómetros, mucho mayor que el de los objetos interestelares 1I/`Oumuamua y 2I/Borisov. Se espera que la sonda Juice llegue a Júpiter en julio de 2031, donde estudiará sus lunas heladas: Ganímedes, Calisto y Europa. Sin embargo, 3I/ATLAS llegará a 53,6 millones de kilómetros de Júpiter el 16 de marzo de 2026, gracias a su mayor velocidad.

Cuando 3I/ATLAS llegue a su punto más cercano a Júpiter, la sonda Juno de la NASA podrá observarlo con todos sus instrumentos, incluyendo su antena de radio de baja frecuencia. Hace medio año, presenté un artículo que demostraba que Juno podría haber interceptado la trayectoria de 3I/ATLAS si aún conservaba la mayor parte del combustible con el que comenzó. La congresista Anna Paulina Luna se hizo eco de esta oportunidad en una carta oficial publicada en línea, como se informa aquí. Un impacto de Juno sobre 3I/ATLAS podría habernos proporcionado una vista clara y cercana de este visitante interestelar unos segundos antes del impacto.

Como le comenté hoy a un periodista, no tiene sentido perseguir a 3I/ATLAS con una nueva y costosa misión en este momento. La situación es similar a visitar un bar y ver a una persona interesante. Sin embargo, al levantarse, esa persona ya salió del bar y uno se da cuenta de que perseguirla por la calle requeriría un gran esfuerzo. En estas circunstancias, lo más sensato es buscar a otras personas interesantes en lugar de obsesionarse con la oportunidad perdida.

Por la misma razón, nuestra mejor estrategia tras nuestro reciente encuentro con las anomalías de 3I/ATLAS sería esperar pacientemente una futura oportunidad de una misión de intercepción con otro visitante interestelar interesante. Probablemente descubriremos cientos de objetos interestelares este siglo con el observatorio Rubin monitoreando el cielo austral y el conjunto Argus monitoreando el cielo septentrional. Si uno de los futuros objetos interestelares maniobra hacia la Tierra sin que tengamos que hacer ningún esfuerzo para alcanzarlo, este visitante en particular tendrá la máxima prioridad de alerta de 10 en la Escala de Clasificación de Loeb. La pregunta alarmante, como en cualquier cita a ciegas, sería si esta persona es proactiva por su amabilidad o por su hostilidad. El tiempo lo dirá.

UNA EMPRESA JAPONESA LANZARÁ LLUVIAS DE ESTRELLAS ARTIFICIALES

 

La empresa japonesa ALE (Astro Live Experiences), fundada por la japonesa Lena Okajima en 2011, ha anunciado el lanzamiento de la misión satelital «Starlight Challenge», el primer proyecto para general una lluvia artificial de meteoros. Sí, una lluvia de estrellas fugaces para diversión. La idea es que desde órbita terrestre, a unos 400 kilómetros de altura, un satélite lance enjambres de esferas metálicas que, al reingresar a la atmósfera terrestre, se comporten como meteoros. Estas lluvias artificiales de meteoros se provocan con precisión, en las coordenadas establecidas para que sean vistas desde un lugar preciso de la superficie, un área de unos 200 kilómetros. Además, para disfrute de los espectadores (que verán fuegos artificiales y pensarán que están haciendo astronomía), estas esferas metálicas se quemarán más lentamente que los meteoros, dando un espectáculo más duradero. Y además… serán de colores: litio para el rosa, el cobre para el verde o el bario para el azul.

Esta verdadera idiotez se prepara para 2028, esperemos que tenga el mismo fin que los anteriores intentos (en 2019), en los que las esferas no salieron del satélite.

 

THEATRUM COMETICUM (PARTE 7): UN COMETA DIURNO Y ¿RAYOS EN BOLA SOBRE BARI?

 

Proseguimos con la traducción del latín de algunas partes que nos parecen muy interesantes del Tratado “Theatrum Cometicum” del polaco Stanislaw Lubieniecki (1665).

Capítulo CL: “Año del Señor de 1106. Año del Emperador Enrique IV. El 5 de febrero se vio todo el día un cometa en el cielo, desde la hora tercera del día hasta la novena, a una distancia de un codo del Sol. Poco después, el 13 de febrero, se vieron en pleno día sobre Bari (Italia) varias estrellas que a veces parecían volar en grupo y a veces parecían descender a la superficie”.

Febrero de 1106 parece haber sido un mes muy cometario. La observación del 5 de febrero seguramente fue un cometa rasante: muy brillante, cerca del Sol, diurno, y se lo vio solamente un día (probablemente no sobrevivió al perihelio. Las luces o estrellas de Bari son más complicadas, sería muy interesante ver en las crónicas de la ciudad de esa época. Lo más probable es que se trate de centellas o rayos en bola, que tienen ese comportamiento errático, aunque es difícil que aparezca más de uno, evidentemente, nos falta información

El núcleo masivo de 3I/ATLAS y su desconcertante desgasificación de metano, basado en nuevos datos de los telescopios Hubble y Webb POR AVI LOEB

 

Nuevos datos del Telescopio Espacial Hubble. Detección del núcleo de 3I/ATLAS (tercer panel desde la izquierda) mediante la sustracción del modelo de coma de mejor ajuste (segundo panel) de las imágenes observadas del Hubble (primer panel) para cada visita de observación (indicadas a la derecha). En cada fila, las flechas roja y magenta indican el norte y el este locales, respectivamente, con la dirección antisolar proyectada y la velocidad heliocéntrica negativa de 3I/ATLAS representadas por las flechas amarilla y cian, respectivamente. La barra blanca horizontal cerca de la parte inferior marca una escala de un segundo de arco en longitud aparente, correspondiente al rango de 1300 a 1700 kilómetros de arriba a abajo durante este período. (Crédito de la imagen: Man-To Hui et al. 2026)

¡Qué día tan glorioso! Hoy se publicaron nuevos datos sobre el objeto interestelar 3I/ATLAS, obtenidos por los telescopios espaciales Hubble y Webb, en dos prepublicaciones.

El informe del Telescopio Espacial Hubble incluye la detección exitosa del núcleo de 3I/ATLAS, basada en datos post-perihelio de diciembre de 2025 a enero de 2026. Cabe destacar que se infiere que el núcleo tiene un diámetro efectivo de 2,6 (±0,4) kilómetros, con un valor de albedo típico estimado de 0,04.

Dado que la masa se calcula como el diámetro al cubo, esta medición implica que 3I/ATLAS es aproximadamente 40 veces más masivo que 2I/Borisov, cuyo diámetro se infirió en 0,7 (±0,3) kilómetros, y al menos 20 000 veces más masivo que 1I/`Oumuamua, cuya longitud se estimó en <0,2 kilómetros y su grosor es al menos ~10 veces menor. El diámetro del núcleo derivado es consistente con una estimación independiente derivada de las tasas de aceleración no gravitacional y pérdida de masa de 3I/ATLAS, basadas en el efecto cohete de la desgasificación observada.

En comparación con la tendencia de brillo preperihelio, 3I/ATLAS se desvaneció más rápidamente tras su aproximación más cercana al Sol el 29 de octubre de 2025. Esta asimetría de actividad se corrobora además por un perfil de brillo superficial postperihelio significativamente más superficial que su contraparte preperihelio.

La curva de luz del núcleo muestra evidencia de variaciones temporales, atribuibles a la modulación de la rotación, como se infiere en mi artículo con Toni Scarmato (aquí).

Cuando el Sol, la Tierra y 3I/ATLAS se alinearon el 22 de enero de 2026, la luz dispersada por los granos de polvo mostró un aumento de oposición estadísticamente significativo de aproximadamente el 20%, caracterizado por una anchura de plegamiento e de 3 grados, como se predijo en un artículo reciente que coescribió con Mauro Barbieri.

Los autores estiman un límite inferior de más de un objeto interestelar del tamaño de 3I/ATLAS dentro de una distancia heliocéntrica de 4,5 veces la separación Tierra-Sol (UA) en cualquier instante. Este es probablemente un límite inferior conservador, ya que los objetos interestelares inactivos de este tamaño serían significativamente más difíciles de detectar. Es probable que objetos interestelares comparablemente brillantes hayan atravesado el sistema solar interior durante la era de los estudios CCD de campo amplio. Esto implica que múltiples objetos interestelares similares a 3I/ATLAS probablemente pasaron desapercibidos incluso antes del descubrimiento de 1I/‘Oumuamua.

Nuevos datos del Telescopio Espacial James Webb. Paneles superiores: imágenes apiladas derivadas de seis observaciones exitosas de 3I/ATLAS realizadas por el sistema MIRI. Se indican las direcciones hacia el Sol y la velocidad. Los paneles están etiquetados con la fecha correspondiente y la configuración de la rejilla espectral. Panel inferior: espectros de 3I/ATLAS desde una distancia heliocéntrica de 2,20 a 2,54 UA. Se marcan las principales características espectrales de H₂O, CO₂, CH₄ y Ni. El panel insertado ofrece una vista ampliada de las bandas de CO₂. (Crédito de la imagen: Matthew Belyakov et al., 2026)

El nuevo artículo del telescopio Webb presenta la primera caracterización espectroscópica de 3I/ATLAS después del perihelio, utilizando el espectrómetro MIRI los días 15, 16 y 27 de diciembre de 2025, cuando el objeto se encontraba a distancias heliocéntricas de 2,20 y 2,54 UA, respectivamente. Los espectros muestran agua (H₂O) en el rango de longitud de onda de 5,8 a 7,0 micrómetros, dióxido de carbono (CO₂) alrededor de 15 micrómetros, níquel (Ni) a 7,507 micrómetros y metano (CH₂) a 7,6 micrómetros. La comparación de las tasas de producción de volátiles medidas durante las dos épocas indica una reducción significativa en la desgasificación general a lo largo de 12 días, con un descenso más pronunciado del nivel de actividad de H₂O medido en comparación con otras especies. 3I/ATLAS continúa mostrando una fuente extensa de producción de agua a partir de granos de hielo.

 Imágenes del Webb de H₂O, CO₂ y CH₂ en la columna de gas alrededor de 3I/ATLAS. Las direcciones de velocidad hacia el Sol y hacia el objetivo se indican con flechas blancas. Para H₂O y CO₂, los contornos blancos corresponden a niveles de emisión del 75 %, 50 % y 25 % con respecto al valor máximo. (Crédito de la imagen: Matthew Belyakov et al., 2026)

Las observaciones del Webb preperihelio de agosto de 2025 (como se informa aquí) revelaron que 3I/ATLAS es inusualmente rico en dióxido de carbono (CO₂) en relación con el agua (H₂O), transportando el 87 %, frente al 4 % de la tasa total de pérdida de masa en fase gaseosa.

Respectivamente, la mayor parte del 9% restante es monóxido de carbono (CO). Los nuevos datos post-perihelio implican una relación CO₂/H₂O que es la mitad o similar para las dos épocas de la espectroscopia JWST/MIRI, respectivamente.

El hallazgo más notable de los nuevos datos es la robusta detección de la producción de metano (CH₄). Las tasas de producción de moléculas de metano en las dos épocas de observación son el 13,7% y el 27% de la tasa de producción molecular de agua, respectivamente.

El inicio tardío de la producción de CH₄ plantea preguntas interesantes sobre la historia de 3I/ATLAS. El metano en fase sólida es hipervolátil, con una temperatura de sublimación significativamente menor que la del dióxido de carbono (CO₂). Esto implica que el hielo de metano cerca de la superficie de 3I/ATLAS habría estado sublimando vigorosamente en el momento de los primeros informes de desgasificación de 3I/ATLAS antes del perihelio. Sin embargo, ni las observaciones del Webb ni la espectrofotometría de SPHEREx de agosto de 2025 detectaron metano. Esto sugiere que el metano se agota en las capas más externas de 3I/ATLAS y que solo estuvo expuesto al calentamiento de la luz solar cerca del Sol. En este escenario, la detección temprana de la desgasificación de monóxido de carbono (CO) en 3I/ATLAS presenta un aparente dilema, ya que el CO es más volátil que el CH₄ y, por lo tanto, debería agotarse en la superficie; sin embargo, se detectó antes que el CH₄.

En resumen, los nuevos datos del Hubble y el Webb plantean interrogantes sobre la masa y la composición química sin precedentes de 3I/ATLAS. Cuanto más aprendemos sobre 3I/ATLAS, más anómalo parece. Quizás esto sea natural para los primeros encuentros con objetos interestelares, como si fuéramos compañeros tempranos en citas a ciegas de otros mundos. Pero quizás también estemos pasando por alto algo importante.

COMETAS FUGACES. PARTE 4: LA EXPLICACIÓN DE LOS COMETAS FUGACES DE 1882, 1915 Y 1921

 

En las partes anteriores de la serie sobre lo que hemos denominado “cometas fugaces”, un término de fantasía para agrupar reportes de cometas que solamente se observaron uno o dos noches y por un breve espacio de tiempo, comentamos tres de estos cometas, siguiendo el muy buen libro “Weird Astronomy” de David Seargent. Ahora traducimos de dicho texto la explicación probable de estas observaciones:

“¿Por qué no se observaron en el cielo nocturno los supuestos cometas brillantes de 1915 y 1921?

Imaginemos un cometa relativamente pequeño acercándose al Sol desde la región del Sistema Solar opuesta a la Tierra. Desde nuestra perspectiva, permanecería cerca del Sol en el cielo (es decir, en pleno crepúsculo) y más allá. Si el cometa no fuera especialmente brillante intrínsecamente, sería difícil encontrarlo contra el cielo brillante.

Supongamos, además, que el cometa se moviera en una órbita que lo acercara mucho al Sol (¿dentro de la órbita de Mercurio?) y que, en su aproximación más cercana, girara más o menos frente al Sol, aunque no directamente, como se ve desde la Tierra.

Ahora bien, sabemos que los cometas normalmente brillan mucho a medida que se acercan al Sol, pero otro efecto muy interesante podría haber entrado en juego. ¿Has observado alguna vez fragmentos de pelusa de cardo y trozos de telaraña (y, por cierto, las propias arañitas) brillantemente iluminados al pasar frente al Sol en un día despejado y ventoso? A pocos grados del Sol, brillan con un brillo plateado, pero se vuelven invisibles al alejarse poco.

Este es un ejemplo de un fenómeno conocido como dispersión frontal de la luz solar, y se aplica tanto a las partículas de polvo que rodean el núcleo de un cometa como a las pelusas de cardo y las telarañas que flotan en nuestra atmósfera. De hecho, si un cometa polvoriento pasa muy cerca de la línea de visión Tierra/Sol, es posible que su brillo, visto desde la Tierra, aumente en varios miles de veces. Pero solo mientras el ángulo Tierra/cometa/Sol sea amplio.

Aunque el efecto alcanza su punto máximo cerca de los 180°, ya se hace detectable en ángulos de unos 110°. Ahora, volvamos a los objetos de 1915 y 1921.

Supongamos que estos objetos fueran, efectivamente, cometas, y además, supongamos que cada uno permaneció poco tiempo en la cara del Sol dirigida a la Tierra. Esta geometría habría ocurrido aproximadamente en el momento en que el cometa pasaba más cerca del Sol, y el efecto combinado de esta proximidad y la dispersión frontal bien pudo haber provocado que su brillo aparente aumentara al menos varios cientos de veces, aunque solo por un corto período de tiempo (la duración real depende en gran medida de cuánto se acercó el cometa al Sol). Desde la oscuridad, brilló repentinamente con todo su esplendor, solo para volver a ocultarse detrás del Sol y salir de la geometría de dispersión frontal. Con el brillo disminuyendo tan rápido como aumentó y el cometa alejándose del Sol, se desvaneció rápidamente en la oscuridad durante el crepúsculo. Esta puede ser la explicación más probable para los objetos de 1915 y 1921, y tal vez también para el de 1882”.

COMETAS FUGACES. PARTE 3: EL COMETA DE 1921

 

Al anochecer del 7 de agosto de 1921, un grupo de distinguidos astrónomos, nada menos que H. Norris Russell, Major Chambers, el Capitán Rickenbacher, el Director del Lick Observatory Profesor W. W. Campbell y la Sra. Campbell, estaban sentados en el porch de la residencia de los Campbells en Mt. Hamilton mirando la puesta del Sol, cuando Campbell observó un objeto similar a una estrella a la izquierda del Sol. El Capitán Rickenbacher admitió que lo estaba viendo desde hacía varios minutos, pero no se animaba a quedar mal, ya que pensó que era algo conocido. Campbell fue a buscar sus binoculares, pero cuando salió de la casa solamente alcanzó a observar el objeto brillante unos pocos segundos antes descendiera por el horizonte junto con el Sol. Las observaciones de las noches siguientes del Lick Observatory fueron infructuosas, por lo se emitió una circular en el Harvard Observatory Bulletin (la circular astronómica de más prestigio), en la que se indicaba que podía ser un cometa o una nova. La mayoría de los reportes eran erróneos (Júpiter o Venus) aunque varios reportes ingleses coincidían con lo que habían visto los astrónomos en el porch, reportando un objeto similar pero más elongado.

Parece ser que solamente un puñado alcanzó a ver por unos pocos minutos en el anochecer de esa tarde del verano boreal de 1921.

¿Hay vida en 3I/ATLAS? POR AVI LOEB

 

Imágenes de 3I/ATLAS, tomadas en el rango de longitud de onda de 0,75 a 5,0 micras entre el 8 y el 15 de diciembre de 2025. Cada imagen abarca 300.000 kilómetros de lado, comparable a la separación Tierra-Luna. Los contornos de brillo representan 5, 20 y 50 veces el ruido de fondo; las barras de color están en mega-Jansky por stereoradian. El Sol está a la izquierda y la velocidad del objeto a la derecha. En las escalas grandes mostradas, el mapa de brillo del polvo y la materia orgánica tiene forma de pera, con una elongación anticola en dirección al Sol. Las otras seis columnas de gas son casi redondas. (Crédito de la imagen: C.M. Lisse et al. 2026)

Imaginemos que nuestra civilización fuera lo suficientemente ambiciosa como para propagar la vida tal como la conocemos entre las estrellas. Sembrar vida en territorios fértiles no es un concepto novedoso, sino un requisito previo para la supervivencia a largo plazo de cualquier especie en el planeta Tierra. A lo largo de la historia, los humanos sobrevivieron mediante la procreación, pero también aspiraron a construir monumentos como las pirámides para cimentar su huella en la historia.

El intercambio de rocas entre el Marte primitivo y la Tierra podría haber propiciado la transferencia de vida entre estos planetas vecinos. Marte es un cuerpo más pequeño y, por lo tanto, se enfrió antes que la Tierra, debido a que su relación superficie-volumen es mayor. Como resultado, las rocas marcianas que se desprendieron de la superficie marciana por impactos de asteroides hace 4.200 millones de años podrían haber traído microbios a la Tierra y sembrado la vida tal como la conocemos. La viabilidad de esta transferencia quedó demostrada por la roca marciana ALH84001, que no superó los 40 grados Celsius durante su viaje (como se explica aquí). De hecho, el origen de la vida en nuestro último ancestro común universal (LUCA) se remonta a 4.200 millones de años, según la comparación de los genomas de una diversa gama de 700 microbios modernos. Esto ocurre tan solo unos cientos de millones de años después de la formación de la Tierra. Por lo que sabemos, podríamos ser todos marcianos.

La transferencia natural de vida mediante el transporte de rocas de un planeta a otro, llamada panspermia, es un proceso ineficiente, ya que solo una pequeña fracción de las rocas espaciales alcanza suelo fértil sin quemarse en la atmósfera. En principio, un jardinero interestelar con la ambición de propagar la vida tecnológicamente podría hacerlo con mucha mayor eficacia. La posibilidad de una «panspermia dirigida» plantea una pregunta fundamental en astrobiología:

¿Se sembró la mayor parte de la vida en el universo de forma natural o artificial?

Por supuesto, las ambiciones de los humanos no deberían estar condicionadas por las prácticas naturales de nuestro entorno cósmico. Podemos aspirar a enviar vida en viajes interestelares con la esperanza de que aterrice en terreno fértil, tal como la flor del diente de león esparce sus semillas en el viento (un concepto contemplado por Chris McKay, Paul Davies y Pete Worden). Al propagar la vida para que florezca en múltiples lugares de la Vía Láctea, habríamos construido los monumentos más longevos de nuestra existencia, con una duración superior a los 7.600 millones de años que le quedan al Sol.

¿Cuál sería la técnica más económica y tecnológicamente viable para lograr la jardinería interestelar?

De hecho, la oportunidad está pasando ante nuestros ojos, en la forma del objeto interestelar 3I/ATLAS. Los últimos datos del telescopio Webb indican que la columna de gas y polvo que rodea a 3I/ATLAS contiene agua (H₂O), dióxido de carbono (CO₂), monóxido de carbono (CO) y metano (CH₂), todos ellos consumibles por las formas de vida terrestres. Considere el siguiente escenario hipotético. Tan pronto como se descubrió 3I/ATLAS el 1 de julio de 2025, nuestras agencias espaciales lanzaron una nave interceptora en una trayectoria diseñada para cruzar la trayectoria prevista del objeto interestelar en su aproximación más cercana a la Tierra el 19 de diciembre de 2025. La nave impactó contra 3I/ATLAS según lo previsto y depositó una cápsula con las semillas de la vida terrestre en su interior. La cápsula contiene material radiactivo que mantiene su entorno cálido y permite que las formas de vida terrestres evolucionen, se multipliquen y establezcan una colonia estable de formas de vida interestelares dentro de 3I/ATLAS. Una vez que 3I/ATLAS llega a las proximidades de un exoplaneta habitable, tras viajar durante miles de millones de años a 60 kilómetros por segundo (más del doble de rápido que todas nuestras naves espaciales hasta la fecha), el hielo de su superficie se sublima y libera las formas de vida en partículas de polvo, como semillas de diente de león.

Una misión de siembra interestelar de este tipo sería menos costosa que los aproximadamente 4 mil millones de dólares que costaría un monumento terrestre como la Torre de la Libertad (One World Trade Center) en la ciudad de Nueva York. Es factible con las tecnologías y los presupuestos espaciales actuales, y su realización es simplemente una cuestión de prioridad.

Por supuesto, si podemos imaginarlo, otras civilizaciones podrían ya haberlo hecho. Después de todo, somos recién llegados a la etapa cósmica y otros emprendedores espaciales podrían haber tenido un comienzo anterior para sus ambiciones de siembra. Esto me lleva a mi tercera pregunta:

¿Existen formas de vida en el polvo desprendido por 3I/ATLAS?

Los datos más recientes del observatorio espacial SPHEREx incluyen la detección de moléculas orgánicas como CH₃OH, H₂CO, CH₃ y C₂H₃ con una tasa de producción equivalente al 14 % de las moléculas de agua.

El hallazgo más notable de los últimos datos de SPHEREx y Webb es la robusta detección espectroscópica de la producción de metano (CH₃). El metano solo se detectó tras el paso de 3I/ATLAS cerca del Sol. Su producción retardada plantea preguntas interesantes, ya que el hielo de metano es hipervolátil, con una temperatura de sublimación significativamente menor que la del dióxido de carbono (CO₂). Esto implica que el hielo de metano cerca de la superficie de 3I/ATLAS habría estado sublimándose vigorosamente en el momento de los primeros informes de desgasificación de 3I/ATLAS antes del perihelio. Sin embargo, ni la espectroscopia Webb ni la espectrofotometría SPHEREx de agosto de 2025 detectaron metano. Esto sugiere que el metano se agota en las capas más externas de 3I/ATLAS y que solo estuvo expuesto al calentamiento por la luz solar cerca del Sol. En este escenario, la detección temprana de la desgasificación de monóxido de carbono (CO) en 3I/ATLAS es sorprendente, ya que el monóxido de carbono es más volátil que el metano y, por lo tanto, debería agotarse en la superficie; sin embargo, se detectó antes que el metano. ¿Podría ser que el metano detectado sea producido por formas de vida?

Estos hechos me llevan a reiterar mi pregunta:

¿Contiene 3I/ATLAS alguna forma de vida?

Una red integral para el descubrimiento y la caracterización de objetos interestelares como 3I/ATLAS POR AVI LOEB

 

Ilustración artística de una base lunar con posibles beneficios científicos. Un interferómetro óptico en la Luna, sin atmósfera, con una línea base de 100 metros, puede resolver el núcleo de objetos interestelares como 3I/ATLAS a una distancia comparable a la separación Tierra-Sol. (Crédito de la imagen: ESA — P. Carril)

Inspirado por las anomalías no resueltas mostradas por el último visitante interestelar, 3I/ATLAS, coescribí un nuevo artículo con el brillante estudiante de posgrado Oem Trivedi. El artículo se titula: "Una red integral para el descubrimiento y la caracterización de objetos interestelares".

La última década marcó el comienzo del descubrimiento de objetos interestelares (de ahora en más ISO, por “InterStellar Objects), lo que marcó el surgimiento de una ventana de observación genuinamente nueva hacia nuestro entorno cósmico más allá del Sistema Solar, similar a encontrar objetos de la calle en nuestro patio trasero. Los descubrimientos de 1I/‘Oumuamua, IM1, 2I/Borisov y, más recientemente, 3I/ATLAS, han demostrado inequívocamente que el Sistema Solar no está aislado, sino que está permeado por un flujo sustancial de objetos provenientes de nuestra vía cósmica. Estas detecciones proporcionaron la primera evidencia empírica directa de las propiedades físicas de objetos nacidos en entornos muy alejados del nuestro. De este modo, la astronomía de ISO ha comenzado a ofrecer información de una manera que antes solo era accesible mediante la observación remota y la inferencia indirecta.

Al mismo tiempo, el rápido progreso del campo ha puesto de relieve lo jóvenes y estructuralmente incompletos que son los estudios de ISO. Los descubrimientos actuales son escasos, están limitados por la observación y a menudo se caracterizan por degeneraciones sustanciales en la interpretación física. La detección de nuevos ISO se ve limitada por las cortas ventanas de visibilidad y la frecuencia de observación de los sondeos (cadencia). Las observaciones de seguimiento suelen ser reactivas, fragmentadas y limitadas por limitaciones atmosféricas o de programación. Como resultado, muchas de las preguntas más fundamentales sobre el tamaño, la forma, la composición, la estructura interna y la historia dinámica de los ISO siguen sin estar suficientemente definidas. Estos desafíos implican que la era actual representa una fase exploratoria temprana en la que la capacidad de observación ha superado el desarrollo de una estrategia integral coherente.

Esta situación nos motivó a mí y a Oem a imaginar una futura arquitectura de observación para los estudios de ISO que pueda escalar con el aumento de las tasas de descubrimiento y la creciente relevancia científica y social. Además de la oportunidad de aprender sobre asteroides o cometas en otros sistemas planetarios, la posibilidad de que algunos ISO puedan portar tecnología extraterrestre destaca su potencial importancia para el futuro de la humanidad. En el contexto de la defensa planetaria, es imperativo desarrollar un esquema integral de detección y caracterización que alerte a los terrícolas sobre un "evento de cisne negro", en el que una sonda tecnológica interestelar representaría una amenaza potencial para la humanidad. La probabilidad de este riesgo puede expresarse en el contexto de la Escala de Clasificación de Loeb. A pesar del rápido crecimiento de los estudios del cielo en el dominio del tiempo, las búsquedas actuales de ISOs siguen limitadas por un pequeño número de limitaciones estructurales que, en conjunto, restringen tanto la tasa de descubrimiento como la profundidad de la inferencia física que se puede extraer de cualquier detección individual. Estas limitaciones no surgen de la falta de esfuerzo observacional, sino del desajuste intrínseco entre la naturaleza transitoria y rápida de los ISOs y las capacidades de la infraestructura existente de descubrimiento y seguimiento. En particular, existen cuatro problemas dominantes que actualmente definen los límites de lo que las búsquedas de ISOs pueden lograr.

Una primera y principal limitación es que el descubrimiento de ISOs es inherentemente un problema de cadencia limitada, ya que la ventana de visibilidad de un ISO es intrínsecamente corta. Una segunda limitación importante surge después de la detección, con la grave degeneración en las inferencias fotométricas (brillo) y astrométricas (coordenadas del cielo), causada por arcos de observación cortos y una geometría de observación desfavorable. Un tercer factor limitante es la ambigüedad en la interpretación de las aceleraciones no gravitacionales en términos de desgasificación cometaria, presión de radiación solar o propulsores tecnológicos. La cuarta limitación, y posiblemente la más fundamental, es la falta de resolución espacial directa de los ISO.

En conjunto, estos cuatro problemas delinean el panorama de propiedades físicas desconocidas en los estudios existentes sobre ISO. El descubrimiento de ISO está limitado por las ventanas de cadencia y visibilidad, la inferencia física está dominada por degeneraciones fotométricas y dinámicas, los efectos no gravitacionales siguen siendo fundamentalmente ambiguos y la ausencia de una caracterización rápida y de alta resolución impide la resolución de estas degeneraciones. Estas limitaciones no son independientes, sino que se refuerzan mutuamente. Subrayan la necesidad de una arquitectura observacional que separe y optimice explícitamente el descubrimiento y la caracterización, a la vez que preserva el contenido de la información mediante una respuesta rápida y el acceso a modos de medición fundamentalmente nuevos.

Las limitaciones mencionadas apuntan a una arquitectura observacional en la que ninguna instalación, clase de misión o modo de observación puede satisfacer simultáneamente los requisitos de descubrimiento ISO, caracterización física y evaluación de riesgos. En cambio, se requiere una arquitectura observacional coordinada, en la que los diferentes componentes se optimizan explícitamente para funciones distintas y se acoplan mediante un flujo de información rápido y una lógica de decisión.

A nivel de descubrimiento, el requisito principal es la máxima cobertura del cielo con alta cadencia y suficiente profundidad para detectar objetos tenues y de rápido movimiento en ventanas de visibilidad cortas. La construcción de una segunda configuración del Observatorio Rubin NSF-DOE para cubrir el hemisferio norte es una configuración que satisface naturalmente este requisito para todo el cielo con dos telescopios de rastreo de última generación.

Sin embargo, el descubrimiento por sí solo no soluciona las degeneraciones de inferencia dominantes. La segunda capa de la arquitectura consiste en una caracterización de respuesta rápida y alta resolución angular, activada automáticamente por alertas de descubrimiento e informada por inferencias orbitales y fotométricas en tiempo real. La magnitud fundamental que controla la potencia diagnóstica de las imágenes es la longitud de resolución alcanzable, L = λ ∆ /D, donde λ es la longitud de onda de observación, ∆ es la distancia del objeto al observatorio y D la línea base efectiva del observatorio. Para longitudes de onda ópticas λ ∼ 0,5 micrómetros y distancias ∆ < 1 UA, la resolución de ISO a escala subkilómetro requiere líneas base efectivas >100 metros. Esta resolución es mucho más compleja para las instalaciones terrestres debido a la turbulencia atmosférica. Un interferómetro óptico lunar que opera en un entorno de vacío con condiciones térmicas y mecánicas estables alcanza este régimen de forma natural, ya que la ausencia de seeing atmosférico permite un rendimiento limitado por la difracción, mientras que la superficie lunar permite líneas base a la escala requerida. La obtención de imágenes directas a esta resolución elimina múltiples degeneraciones simultáneamente al establecer restricciones en la forma, la relación de aspecto, la binariedad y la estructura superficial de los ISO, rompiendo así la degeneración tamaño-albedo-forma inherente a las imágenes sin resolución.

El tercer componente de la arquitectura propuesta es una misión interceptora, que ocupa una región diferente del espacio de información de costos. Los interceptores no son instrumentos de descubrimiento, sino sistemas de recopilación de información de alto costo capaces de realizar mediciones in situ. Su viabilidad depende sensiblemente del tiempo de alerta y la geometría orbital. La velocidad relativa entre una nave espacial coubicada y un ISO debe ser menor que el empuje de velocidad alcanzable por el sistema de propulsión de la nave espacial, lo que implica que el descubrimiento temprano y la determinación rápida de la órbita son prerrequisitos. La arquitectura propuesta garantiza que solo un pequeño subconjunto de ISO, seleccionados en función de su alto rendimiento científico o riesgo potencial, alcancen este nivel. En este sentido, los interceptores ISO representan el último peldaño en una escala de respuesta jerárquica, en lugar de una solución predeterminada.

Esta arquitectura en capas resuelve directamente las cuatro limitaciones principales identificadas anteriormente. Las restricciones de cadencia y visibilidad se mitigan mediante el descubrimiento de hemisferios duales, mientras que las degeneraciones fotométricas y astrométricas se solucionan mediante imágenes con resolución espacial. Las ambigüedades en la aceleración no gravitacional se abordan mediante imágenes de alta resolución, rotación y, posiblemente, mediante estimaciones de masa. La naturaleza fugaz de la información sobre los ISO se contrarresta con un diseño explícito de respuesta rápida que minimiza la latencia entre la detección y la caracterización. Es importante destacar que estas soluciones no se basan en tecnologías especulativas, sino en la combinación de capacidades existentes y planificadas en un sistema coherente.

Una red ISO coordinada, compuesta por Rubin-Sur y Rubin-Norte para el descubrimiento, interferometría lunar para la caracterización rápida de alta resolución e interceptores ISO para casos excepcionales, constituye una arquitectura lógicamente consistente, cuantitativamente justificada y operativamente viable. Aborda directamente las limitaciones estructurales de los estudios ISO actuales, proporcionando una priorización racional basada en las necesidades urgentes con respecto a la escala de clasificación de Loeb para evaluar las posibles amenazas a la Tierra derivadas de la tecnología extraterrestre, y proporciona una justificación científica convincente para incorporar la obtención de imágenes ISO en los objetivos más amplios de la exploración lunar a través del Programa Artemis de la NASA.

Esta arquitectura transforma los estudios ISO de una actividad oportunista, impulsada por el descubrimiento, a una disciplina observacional madura con una estrategia integral clara. Denominamos a esta arquitectura "Red Integral de Objetos Interestelares", abreviada como CISON. El estado actual de los estudios ISO está limitado no por la ausencia de instalaciones de descubrimiento, sino por la falta de una arquitectura de observación coherente de extremo a extremo que vincule el descubrimiento, el cambio

Caracterización y toma de decisiones. Al identificar los problemas estructurales dominantes en los estudios actuales de ISO y formular una respuesta coordinada, CISON ofrece un marco de trabajo con motivación física y viabilidad operativa. Separa el descubrimiento y la caracterización en capas complementarias, combinando estudios de clase Rubin en dos hemisferios con respuesta rápida, seguimiento de alta resolución y escalamiento selectivo a misiones de interceptación. CISON aborda directamente las limitaciones fundamentales de cadencia, degeneración e información fugaz que definen actualmente este campo.

La arquitectura de CISON modifica no solo la cantidad, sino también la calidad de la información disponible para los ISO recién descubiertos. Mediante la detección temprana, la obtención de imágenes con resolución espacial y la rápida discriminación física entre efectos no gravitacionales, CISON permite el colapso decisivo de las degeneraciones de parámetros que, de otro modo, persistirían hasta tiempos remotos. Al combinarse con la formulación diferencial de la Escala de Loeb, esta mejora se traduce en una clasificación más rápida, estable y genuinamente predictiva de los objetos interestelares. La puntuación de Loeb en evolución se convierte en un diagnóstico operativo en lugar de una etiqueta retrospectiva, lo que permite que la evaluación de riesgos y la priorización científica se realicen en escalas de tiempo de días a semanas en lugar de meses. El nuevo artículo cuantifica los beneficios de CISON en el contexto del descubrimiento y la caracterización del hipotético objeto interestelar número 100, denominado 100I/X.

CISON replantea la astronomía ISO como una disciplina madura y anticipatoria, en lugar de un subproducto oportunista de los estudios en el dominio temporal, como lo es actualmente. Al motivar de forma natural la inclusión de imágenes ISO en la infraestructura lunar del programa Artemis de la NASA, la arquitectura propuesta integra la ciencia interestelar en la expansión a largo plazo de las capacidades de observación más allá de la Tierra. De este modo, CISON establece un modelo para la exploración de futuras fronteras astronómicas mediante redes estrechamente integradas que combinan el descubrimiento de campo amplio, la caracterización de precisión y marcos de decisión cuantitativos. A medida que las tasas de detección de ISO aumenten en las próximas décadas desde el Observatorio Rubin de la NSF-DOE y su potencial gemelo del norte, CISON será esencial no solo para maximizar el rendimiento científico, sino también para evaluar de manera responsable objetos raros que pueden tener profundas implicaciones para la defensa planetaria, la búsqueda de firmas tecnológicas y la comprensión de nuestro entorno cósmico más amplio.

El nuevo cometa Kreutz C/2026 A1 podría deslumbrar

 Por: Bob King

Un distante cometa Kreutz que se dirige hacia nosotros podría desarrollar una gloriosa cola en abril.

 

Con un llamativo brillo turquesa debido a la emisión de carbono diatómico (C2), el cometa Kreutz C/2026 A1 (MAPS) tenía solo magnitud 17 cuando se tomó esta foto el 17 de enero. El cometa permanecerá relativamente tenue, excepto durante unos días centrados en su perihelio del 4 de abril, cuando podría alcanzar magnitudes negativas durante varias horas.

Gerald Rhemann y Michael Jaeger

¿Quiere ver cómo se iluminan los ojos de un observador de cometas? Dígales que se ha descubierto un nuevo cometa Kreutz. Algunas de las "estrellas escoba" más magníficas de la historia fueron miembros de la pandilla Kreutz. Algunos ejemplos incluyen los Grandes Cometas de 1843 y 1882, y más recientemente, Ikeya-Seki (C/1965 S1) y Lovejoy (C/2011 W3). Todos se convirtieron en objetos impresionantes con colas espectaculares alrededor del momento de su paso por el perihelio. El descubrimiento más reciente, C/2026 A1 (MAPS), está generando gran entusiasmo.

Estas son las imágenes del cometa, tomadas el 13 de enero con el proyecto MAPS. El halo difuso del objeto lo delató como un cometa. El proyecto utiliza cuatro telescopios para escanear automáticamente grandes áreas del cielo. Posteriormente, un software identifica posibles candidatos a asteroides y cometas. Copyright MAPS 2026

El recién llegado fue descubierto fotográficamente el 13 de enero en un observatorio chileno por cuatro astrónomos franceses. El grupo dirige un programa dedicado a la búsqueda de asteroides cercanos a la Tierra llamado MAPS, un acrónimo basado en sus apellidos: Alain Maury, Georges Attard, Daniel Parrott y Florian Signoret. C/2026 A1 era un punto de magnitud 18 en la constelación de Columba en ese momento. Actualmente ronda la magnitud 17 en el límite entre Eridanus y Fornax y permanece fuera del alcance visual de la mayoría de los aficionados.

Según una efeméride reciente, el tímido cometa no será visible con telescopios de 8 a 10 pulgadas hasta mediados de marzo, cuando alcance una magnitud cercana a la 13.ª. Se ubicará en el centro de Cetus en ese momento y se mantendrá a baja altura en el cielo suroccidental durante el crepúsculo vespertino. Los observadores del hemisferio sur lo verán ascender en un cielo más oscuro tanto en ese momento como durante toda su aparición.

Su perihelio del 4 de abril será muy breve, con MAPS elevándose a tan solo 748.000 km (465.000 millas) sobre la abrasadora superficie del Sol, ¡dentro del alcance de las prominencias solares más altas registradas! Oficialmente, se le conoce como un cometa rasante, un cometa que se acerca a 1,4 millones de kilómetros del Sol en su aproximación más cercana. Estos acercamientos tan cercanos suelen provocar la fragmentación del cometa debido a una combinación de calentamiento extremo y fuertes mareas gravitacionales. Sin embargo, si el cometa sobrevive a su roce con el Sol, podría convertirse en un objeto brillante visible a simple vista.

La órbita del cometa MAPS está inclinada 144,5° con respecto al plano de la eclíptica y su período orbital es de aproximadamente 1175 años. Copyright MAPS 2026

El C/2026 A1 pertenece a la familia de cometas Kreutz, que se cree que son descendientes de un cometa progenitor masivo que fue perturbado por su aproximación al Sol hace miles de años. Se caracterizan por órbitas muy excéntricas y perihelios extremadamente cercanos. El Gran Cometa del 371 a. C., observado por Aristóteles y del que se dice que era lo suficientemente brillante como para proyectar sombras, es el supuesto progenitor. La fragmentación sucesiva del cometa progenitor Kreutz ha dado origen a cientos de cometas más pequeños. La mayoría pasa tan cerca del Sol que se vaporiza. NASA

Más de 4500 cometas Kreutz han sido descubiertos por el Observatorio Solar y Heliofísico (SOHO) conjunto de la NASA y la ESA. La mayoría son diminutos —de apenas unos metros de diámetro— y se desintegran en la atmósfera solar como las alas de cera de abeja y plumas de pájaro del mítico Ícaro. El cometa MAPS no se dejará descartar tan fácilmente. Con un diámetro que podría alcanzar los 2,4 kilómetros, tiene el potencial de mantenerse unido y brillar con más intensidad. Fue descubierto a más de 2 unidades astronómicas (299 millones de km) del Sol, lo que lo convierte en el cometa Kreutz rasante más lejano jamás encontrado. 

La cola del Gran Cometa de 1843 vista desde Blackheath, Kent, cerca de Londres, el 17 de marzo de 1843.George Frederick Chambers

MAPS está relacionado tanto con el Gran Cometa de 1843 como con el Cometa Pereya (C/1963 R1), ambos visibles a simple vista alrededor del perihelio. El cometa rasante del Sol de 1843 alcanzó brevemente una magnitud de -6 a -8 alrededor del perihelio y fue visible a plena luz del día, no lejos del Sol. El cometa Pereya alcanzó una magnitud más modesta de 2. Ambos eran fragmentos del Gran Cometa de 1106, descendiente del cometa rasante del Sol de Aristóteles del 371 a. C. Como una familia con una larga trayectoria en el negocio, el cometa MAPS es la cara más reciente e innovadora que impulsa la línea de productos.

Perspectivas de observación para el hemisferio norte

En resumen, las perspectivas de observación son escasas antes del perihelio, especialmente para los observadores del hemisferio norte. La elongación del cometa es pequeña y su declinación baja, mientras que, al mismo tiempo, las puestas de sol más tempranas erosionan el cielo oscuro. Además, el cometa solo comienza a brillar lo suficiente para telescopios de 8 a 10 pulgadas a finales de marzo, pocos días antes del perihelio. Incluso entonces, se hunde en el crepúsculo vespertino, en el mejor de los casos, a solo unos pocos grados.

El cometa C/2026 A1 se desplaza actualmente hacia el noroeste en Eridanus. Tras dar una vuelta alrededor del Sol a principios de abril, cambia de dirección y se dirige rápidamente hacia el este. El círculo amarillo representa la ubicación del Sol en el perihelio. Gideon van Buitenen

Si bien podría alcanzar una magnitud de -4 o superior en el perihelio, se encontrará a solo minutos de arco del Sol y será peligroso observarlo desde ambos hemisferios, excepto con los mejores métodos de filtración solar y la máxima precaución. Quizás se pueda ver una cola corta y brillante bloqueando el Sol con la línea de un tejado o un poste de electricidad. Se espera que MAPS solo mantenga su brillo durante un día centrado en el perihelio y luego se apague rápidamente. Para cuando se libere del resplandor solar, podría alcanzar una magnitud de entre 13 y 14. Pocos lo verán. Antes de perder la esperanza, es muy probable que el cometa desarrolle una cola larga y llamativa, que los observadores del hemisferio norte verían durante el crepúsculo durante varios días (o más) a partir del 4 de abril. Busquen una pluma inclinada que se extiende hacia el este-sureste en el cielo occidental, que se oscurece.

Perspectivas de observación para el hemisferio sur

 

La parte superior del panel simula el cometa en el perihelio y poco después, visto desde el hemisferio norte tras la puesta del sol. El par inferior representa la escena desde el hemisferio sur. Todas las vistas miran hacia el oeste. La dirección y longitud de la cola son aproximadas. Stellarium con anotaciones de Bob King

Aunque el cometa permanece débil hasta cerca del perihelio, quienes viven en latitudes medias-sur lo verán mucho mejor que quienes viven en el norte, ya que su declinación relativamente baja lo sitúa más directamente sobre el Sol en el cielo. Esto lo mantiene observable, aunque con una elevación decreciente, incluso a medida que su elongación disminuye. El cometa MAPS debería ser visible alrededor de la magnitud 13 en telescopios de aficionados de mayor tamaño durante la tercera semana de marzo, bajo en el cielo occidental. Después, se pierde en el resplandor solar.

En la tarde del 4 de abril, estará a solo unos 2° del Sol y se pondrá poco después en un brillante crepúsculo. Aunque la cabeza del cometa podría haberse desvanecido a magnitud 4 para entonces, la cola se inclinará hacia arriba en un ángulo pronunciado desde el horizonte y podría ser llamativa. Posteriormente, su elongación aumenta rápidamente de 7° el 5 de abril a 21° el 10 de abril.

La prerrogativa de un cometa

Por supuesto, todas las predicciones anteriores están sujetas a cambios. Si C/2026 A1 se fragmenta alrededor del perihelio, podría convertirse en otra "maravilla sin cabeza" como el cometa Lovejoy (C/2011 W3). Si sobrevive, podemos esperar una cola larga, quizás similar a la del cometa Pereyra o incluso al Gran Cometa de 1843.

En resumen, el cometa MAPS será débil hasta poco antes del perihelio y luego se atenuará rápidamente justo después. Si el núcleo se desintegra durante la aproximación solar, podría resultar un fracaso. Suponiendo que MAPS sobreviva al perihelio, es probable que alcance magnitudes negativas, pero podría resultar difícil observarlo desde la Tierra, especialmente para los observadores del hemisferio norte. Las vistas desde el espacio a través de los coronógrafos a bordo del SOHO y otros satélites en órbita deberían ser espectaculares.