El estudio publicado el 7 de octubre de 2026 informa de la primera detección con HST/STIS de luz visible e infrarroja cercana dispersada por la cola de Beta Pictoris. La señal llega hasta unos 230 unidades astronómicas (AU) de distancia proyectada; un modelo anterior de JWST/MIRI sitúa la punta del rasgo observado en infrarrojo a más de 1.000 AU. El estudio, publicado en The Astrophysical Journal Letters, también analiza propiedades del polvo y posibles explicaciones para la estructura.
Los 230 AU marcan el alcance proyectado de la señal de Hubble; los más de 1.000 AU corresponden al extremo de un modelo basado en observaciones de MIRI.
Qué detectó Hubble
HST/STIS captó luz estelar dispersada por el polvo: en este tipo de observación, los granos reflejan parte de la luz de la estrella. El análisis combina seis épocas observadas entre 2012 y 2025. La señal tiene una relación señal/ruido de aproximadamente 5–10, una medida de cuánto destaca frente al ruido de la observación.
La luminosidad superficial, medida por encima del fondo del halo de polvo, es de unos 0,03 mJy por segundo de arco cuadrado en la base y 0,01 en la punta. La señal se pierde en el fondo más allá de unos 55 AU por encima del plano medio del disco, y el rasgo detectado alcanza una separación proyectada máxima de unos 230 AU.
Por qué MIRI sitúa la cola más lejos
Hubble y Webb observan la estructura de maneras distintas. STIS detecta luz visible e infrarroja cercana dispersada por el polvo; MIRI observa su emisión térmica en el infrarrojo medio. El modelo MIRI citado en el estudio sitúa la punta de la estructura a más de 1.000 AU, mientras que la señal dispersada detectada por Hubble se desvanece mucho antes.
Los autores calculan que el flujo de luz dispersada de STIS equivale al 0,1–0,4 % del flujo medido en la banda F1550C de MIRI, bajo un modelo que supone una morfología coincidente. La cifra da contexto a lo tenue de la señal de Hubble, pero se refiere a esa comparación modelada.
El descubrimiento previo con JWST/MIRI se produjo en 2024. El vídeo de NASASpaceNews repasa aquella observación y las hipótesis sobre el origen de la cola.
Qué sugieren los modelos sobre el polvo y su origen
El modelo de los autores favorece granos muy porosos, compuestos en un 85–99 % por material orgánico refractario y en un 1–15 % por silicatos astronómicos. La porosidad, es decir, la proporción de espacios vacíos en los granos, se estima entre 0,55 y 0,93. Son resultados del modelo, no análisis de muestras recogidas en el sistema.
Los autores plantean que una colisión entre cuerpos grandes podría haber originado la cola. Bajo sus supuestos sobre composición, colisión, fragmentos y densidad, estiman un límite inferior del orden de 1–3 × 10²¹ kg para cada progenitor hipotético. Con una densidad supuesta de 1,5 g/cm³, esa masa correspondería a un radio de entre 600 y 800 km.
La geometría también se infiere mediante modelos: estos sitúan con mayor probabilidad la cola detrás de la estrella respecto al observador, aunque admiten una posición en el plano del cielo o cerca de él.
La asimetría del halo exterior
Hubble también revela una asimetría convexa y cóncava en el halo exterior de polvo, que comienza a separaciones proyectadas de alrededor de 130 AU. Las interacciones planetarias son una posible explicación de esa forma. Los autores señalan que hacen falta nuevos modelos dinámicos que tengan en cuenta el sistema planetario completo y la presión de radiación.
