¿UN CHOQUE DE ESTRELLAS DE NEUTRONES EN NUESTRA PROPIA GALAXIA?

Cuando dos estrellas de neutrones se fusionan, el choque expulsa materia rica en neutrones que forma elementos más pesados que el hierro mediante captura rápida de neutrones, el proceso r. El destello que sigue se llama kilonova. En nuestra Galaxia, esas fusiones son raras: los autores citan una tasa de 10⁻⁵ a 10⁻⁴ al año, de modo que solo debería existir un puñado de restos de kilonova, frente a cientos de restos de supernova. Hasta ahora no se ha identificado ninguno.

Una huérfana en el cielo de rayos gamma

Los telescopios H.E.S.S., en Namibia, encontraron 78 fuentes de rayos gamma de muy alta energía en su sondeo del plano galáctico de 2004-2013; 30 siguen sin explicación. Una de ellas, HESS J1507−622, destaca. Se sitúa unos 3,5 grados por debajo del plano galáctico, mucho más lejos que la mayoría de estas fuentes. Es compacta (unos 0,3 grados de diámetro), estable y brillante desde el rango de los GeV que observa el satélite Fermi hasta el de los TeV que observa H.E.S.S.

Sin embargo, a energías más bajas casi no hay nada: ningún brillo en rayos X que coincida, ninguna capa en radio, ningún púlsar. Los dos sospechosos habituales tienen dificultades. Una nebulosa de viento de púlsar necesita un púlsar que nadie ha encontrado, y su balance energético se vuelve imposible más allá de unos 10 kiloparsecs. Un resto de supernova debería mostrar una capa y suele permanecer cerca del plano donde nació su estrella.

Las 30 fuentes de H.E.S.S. no identificadas (círculos negros) y 310 restos de supernova conocidos (puntos grises); HESS J1507−622 es la estrella roja, muy por debajo del plano. — Figura 1, Sarmah et al. (2026), arXiv:2609.38341.

Electrones, no protones

Prantik Sarmah, Xilu Wang y sus colegas del Instituto de Física de Altas Energías de Pekín, junto con el grupo de Rebecca Surman en la Universidad de Notre Dame, retoman una idea que el equipo de H.E.S.S. había planteado en 2011 y luego abandonado. La objeción entonces era energética: producir los rayos gamma con protones exigiría una explosión absurdamente potente.

El nuevo modelo usa electrones en su lugar. Acelerados por la onda de choque de los restos en expansión, impulsan fotones del fondo cósmico de microondas hasta energías de rayos gamma. De todos modos, los protones no sirven aquí: el gas alrededor de la fuente es tan tenue, alrededor de una partícula por cada mil centímetros cúbicos, que un protón recorrería unos 11 gigaparsecs antes de chocar con algo.

La posición fuera del plano también encaja. Una pareja de estrellas de neutrones recibe un impulso al nacer; si sale del bulbo galáctico a 10-100 km/s, tardaría entre 100 y 1000 millones de años en llegar a ese punto, en línea con los plazos típicos antes de que tales parejas se fusionen.

Joven, y lo bastante cerca como para haber sido vista

Al ajustar el tamaño y el brillo de la fuente, el modelo la sitúa a entre 3,8 y 14,3 kiloparsecs y le atribuye una edad de 200 a 3000 años, con preferencia por menos de 1000 años. El brillo en radio y en rayos X que predice queda por debajo de todos los límites superiores actuales.

Emisión modelizada para edades de 0,2, 0,5, 1 y 3 mil años: los electrones que dispersan fotones de microondas (azul) se ajustan a los datos de Fermi y H.E.S.S.; la joroba naranja es la señal en MeV de los núcleos del proceso r que se desintegran. — Figura 3, Sarmah et al. (2026), arXiv:2609.38341.

Extrapolada a partir de la fusión GW170817, una kilonova así habría alcanzado en su máximo una magnitud aparente de entre −0,8 y −3,2, comparable a la de los planetas más brillantes. ¿Por qué no hay ningún registro histórico? Los autores dan tres razones: las kilonovas se debilitan aproximadamente 1,1 magnitudes al día, así que el espectáculo duró menos de nueve días; la fuente está a una declinación de −62°, fuera del alcance de los observadores del cielo bien documentados de China, Japón, Egipto y Europa; y el polvo pudo atenuarla.

Tres maneras de atraparla

• Rayos gamma de MeV procedentes de la desintegración radiactiva de núcleos pesados recién formados: demasiado débiles para NuSTAR o para el futuro COSI, pero al alcance de un instrumento de nueva generación como MeVGRO si el resto tiene menos de unos 1000 años.
• Un eco de luz: el destello original reflejado por el polvo interestelar, a 27-33 magnitudes por segundo de arco cuadrado, al alcance de los grandes telescopios y del Observatorio Rubin. Podría incluso revelar el espectro de la propia explosión.
• Un brillo en el infrarrojo medio procedente de polvo templado y, posiblemente, neutrinos si hay una nube densa en la línea de visión.

El artículo sigue siendo una hipótesis construida a partir de datos existentes, y los autores subrayan que los espectros de rayos gamma por sí solos no permiten distinguir un resto de kilonova de sus rivales. Si aparece una de estas firmas, la Galaxia ofrecería un resto de kilonova que estudiar a las puertas de casa, una oportunidad que los autores califican de sin precedentes.