Zoozve, el asteroide que acompaña a Venus sin ser su luna

A simple vista, la imagen que acompaña estas líneas no parece tener nada de extraordinario. Un diminuto punto luminoso destaca entre las largas trazas de las estrellas, producidas al seguir con el telescopio el movimiento de un objeto que se desplaza sobre el fondo del cielo. Sin embargo, ese pequeño punto esconde una historia fascinante, que nos llevará hasta Venus, a una curiosa confusión en un mapa del Sistema Solar y a uno de los comportamientos orbitales más singulares que conocemos entre los asteroides cercanos a la Tierra.

Su nombre es (524522) Zoozve, aunque durante muchos años fue conocido por su designación provisional, 2002 VE68. Fue descubierto el 11 de noviembre de 2002 por el astrónomo estadounidense Brian A. Skiff, desde el Observatorio Lowell, en Arizona, como parte del programa LONEOS, dedicado a la búsqueda de asteroides próximos a nuestro planeta. En principio, no parecía ser muy diferente de los numerosos objetos que se descubren cada año recorriendo las regiones interiores del Sistema Solar. Pero su órbita acabaría revelando una particularidad verdaderamente sorprendente.

Zoozve es un asteroide pequeño, de apenas unos cientos de metros de diámetro. Las estimaciones sitúan su tamaño aproximadamente entre los 200 y los 500 metros, aunque todavía no conocemos sus dimensiones exactas. Pertenece al tipo espectral X, una clasificación que engloba cuerpos con propiedades superficiales diversas y que, por sí sola, no permite determinar con seguridad su composición. Tampoco conocemos directamente su albedo, es decir, la proporción de luz solar que refleja, de modo que las estimaciones de su tamaño dependen en buena medida del valor que se adopte para esta propiedad.

Sabemos, sin embargo, algunas cosas interesantes sobre su forma. Las observaciones fotométricas han permitido determinar un periodo de rotación cercano a las 13,5 horas. Durante ese tiempo, su brillo experimenta variaciones considerables, lo que sugiere que no estamos ante un cuerpo aproximadamente esférico, sino probablemente bastante alargado. Incluso se ha planteado la posibilidad de que sea un objeto binario de contacto, formado por dos cuerpos unidos, aunque esto último no se ha confirmado.

Resulta curioso pensar que toda esa información puede extraerse de la luz de un objeto que, incluso con un telescopio de considerable abertura, no deja de ser un punto prácticamente indistinguible de una estrella. En nuestra imagen, obtenida la noche del 31 de octubre de 2026, Zoozve aparece como un pequeño punto luminoso mientras las estrellas dibujan trazas a su alrededor. No estamos viendo su forma ni su superficie: estamos registrando su luz y, sobre todo, su movimiento.

Y precisamente es su movimiento, mucho más que su tamaño o su composición, lo que convierte a Zoozve en un asteroide excepcional.

Su órbita nos revela inmediatamente otra de sus peculiaridades. Como podemos apreciar en el esquema, obtenido con nuestro programa de representación orbital, su trayectoria se desarrolla por completo en las regiones interiores del Sistema Solar. Es un asteroide de tipo Aten, cuyo semieje mayor, de 0,724 unidades astronómicas, es menor que el de la Tierra. Sin embargo, su órbita es bastante excéntrica, por lo que su distancia al Sol varía considerablemente a lo largo de cada revolución.

En su perihelio, se aproxima al Sol hasta unas 0,427 unidades astronómicas, unos 64 millones de kilómetros, mientras que en el afelio se aleja hasta 1,020 unidades astronómicas, ligeramente más allá de la órbita terrestre. Completa una vuelta alrededor del Sol en aproximadamente 225 días, siguiendo una trayectoria inclinada unos 9 grados respecto al plano de la eclíptica.

Esta geometría hace que, periódicamente, pueda aproximarse bastante a nuestro planeta. Precisamente, durante nuestra observación del 31 de octubre de 2026, se encontraba a unos 6,17 millones de kilómetros de la Tierra, apenas 0,0413 unidades astronómicas. Aunque pueda parecer una distancia enorme, en términos astronómicos supone un encuentro relativamente cercano.

Pero hay algo todavía más sorprendente en su trayectoria. Aunque Zoozve gira alrededor del Sol, y no alrededor de ningún planeta, mantiene desde hace miles de años una relación orbital extraordinariamente peculiar con Venus. Una relación que ha llevado a que, en ocasiones, se le describa como una especie de segunda luna del planeta, aunque, como veremos, la realidad es bastante más interesante.

La relación de Zoozve con Venus es, sin duda, el aspecto más sorprendente de su historia. Aunque ambos cuerpos giran alrededor del Sol de manera independiente, sus periodos orbitales son extraordinariamente parecidos: Venus completa una revolución en unos 224,7 días, mientras que Zoozve tarda aproximadamente 224,5 días. Esta coincidencia no es casual, sino que responde a un fenómeno dinámico conocido como resonancia orbital 1:1, en el que ambos objetos mantienen prácticamente el mismo periodo de revolución alrededor del Sol.

Pero ¿qué tiene esto de extraordinario? Si pudiéramos situarnos sobre Venus y observar durante muchos años el movimiento del asteroide, descubriríamos que, en lugar de alejarse definitivamente del planeta, Zoozve describe una compleja trayectoria que parece envolverlo. Es precisamente lo que muestra la imagen que acompaña estas líneas, una simulación de su movimiento relativo a Venus entre los años 1600 y 2500. Las numerosas líneas de color magenta representan la evolución de su posición durante esos nueve siglos, dibujando una figura tan espectacular como poco intuitiva.

La clave para comprenderla está en el punto de vista. Zoozve no gira realmente alrededor de Venus, sino alrededor del Sol. Si representamos su movimiento desde un sistema de referencia heliocéntrico, obtenemos la órbita elíptica que vimos en la imagen anterior. Sin embargo, al adoptar un sistema de referencia que gira acompañando a Venus, aparece esta curiosa trayectoria aparente. El asteroide parece dar vueltas alrededor del planeta, aunque en realidad ambos recorren sus propias órbitas solares.

Por este motivo, recibe el nombre de cuasisatélite. No es una luna auténtica, como nuestra Luna respecto a la Tierra, porque no permanece gravitacionalmente ligado a Venus. Es un pequeño compañero orbital cuyo movimiento está condicionado por la resonancia con el planeta y por las perturbaciones gravitatorias de otros cuerpos del Sistema Solar.

Y lo más sorprendente es que esta situación no es reciente. Los estudios dinámicos indican que Zoozve lleva aproximadamente 7.000 años comportándose como un cuasisatélite de Venus. Pero tampoco será una relación eterna: las simulaciones sugieren que podría abandonar esta configuración dentro de unos 500 años, continuando su viaje alrededor del Sol bajo una nueva evolución orbital.

Se trata, por tanto, de una especie de acompañante temporal de Venus, un pequeño asteroide que durante miles de años ha seguido al planeta sin convertirse nunca en una verdadera luna. De hecho, cuando se reconoció esta peculiar configuración orbital, se convirtió en el primer cuasisatélite conocido de Venus.

La historia de este pequeño asteroide todavía nos reserva una última sorpresa, y quizá una de las más entrañables. Porque su curioso nombre, Zoozve, no procede de la mitología, de un personaje histórico ni de algún término astronómico. Nació, sencillamente, de una equivocación.

Todo comenzó cuando Latif Nasser, uno de los presentadores del conocido programa estadounidense de divulgación científica Radiolab, se fijó en un póster del Sistema Solar que había comprado para la habitación de su hijo. Allí estaban los planetas, acompañados por algunos de sus satélites, pero junto a Venus aparecía algo desconcertante: una pequeña luna llamada «Zoozve».

Intrigado, Nasser comenzó a investigar. ¿Se trataba de un descubrimiento reciente? ¿Había pasado por alto alguna noticia astronómica? La explicación resultó ser mucho más sorprendente. El autor del póster, el ilustrador británico Alex Foster, había encontrado una referencia al asteroide 2002 VE68, cuya peculiar relación orbital con Venus había llevado a describirlo como un cuasisatélite. Al preparar sus anotaciones, escribió parte de aquella designación, «2002 VE», pero posteriormente interpretó su propia caligrafía como «ZOOZ VE». El número 2 parecía una Z, los ceros se transformaron en letras O y el resto terminó convirtiéndose en una palabra completamente inventada.

Así fue como un asteroide acabó convertido, por accidente, en una supuesta luna de Venus.

Lo verdaderamente extraordinario es lo que sucedió después. Lejos de conformarse con haber resuelto el misterio, Nasser consiguió localizar a Brian Skiff, el astrónomo que había descubierto el objeto en noviembre de 2002. Le contó la historia y le propuso algo insólito: ¿por qué no bautizar oficialmente el asteroide con aquel nombre nacido de una confusión?

Skiff acogió favorablemente la propuesta. Finalmente, el 5 de febrero de 2024, la Unión Astronómica Internacional aprobó oficialmente el nombre (524522) Zoozve.

Habían transcurrido más de veintiún años desde su descubrimiento. Un pequeño cuerpo que llevaba milenios acompañando a Venus, sin ser realmente una luna, acababa recibiendo su nombre gracias a un póster infantil y a la curiosidad de alguien que se había detenido a comprobar un detalle aparentemente insignificante.

Es difícil imaginar una historia más apropiada para un objeto tan peculiar. Y también una bonita lección sobre el valor de la curiosidad: a veces, las preguntas más interesantes comienzan precisamente cuando descubrimos algo que no encaja con lo que creíamos saber..

Y, sin embargo, después de toda esta historia —resonancias orbitales, cuasisatélites, simulaciones dinámicas y hasta un nombre nacido de un error en un póster infantil—, lo que finalmente llega al telescopio es algo mucho más sencillo y, quizá por ello, también más emocionante: un pequeño punto de luz moviéndose entre las estrellas.

Eso es precisamente lo que muestra la animación obtenida desde nuestro observatorio la noche del 31 de octubre de 2026. La secuencia, registrada con el Celestron 14 mediante exposiciones de 5 segundos, abarca desde las 23:32:50 UT hasta las 23:39:34 UT, apenas 6 minutos y 44 segundos durante los cuales Zoozve se desplaza de forma perceptible sobre el fondo estelar. Mientras las estrellas permanecen aparentemente inmóviles, el asteroide delata su naturaleza errante avanzando suavemente por el campo, como una modesta estrellita que ha decidido ponerse en marcha.

En ese momento, brillaba con una magnitud aproximada de 15,5 y se encontraba a unos 6,17 millones de kilómetros de la Tierra, es decir, unas 0,041 unidades astronómicas. Su movimiento aparente alcanzaba los 17,03 segundos de arco por minuto, una velocidad suficiente para que, en el breve intervalo cubierto por la animación, recorriese casi dos minutos de arco sobre el cielo. Visto en directo, ese desplazamiento produce una impresión difícil de describir: de pronto, aquello que parecía un simple punto de luz revela que es un mundo diminuto, real, cercano en términos astronómicos, y en continuo viaje alrededor del Sol.

Hay algo profundamente sugestivo en contemplar así un asteroide desde casa. No se trata solo de registrar un objeto débil, ni de confirmar una efeméride, ni siquiera de ilustrar un artículo. Se trata de experimentar, casi de forma íntima, la realidad dinámica del Sistema Solar. Ese pequeño punto en movimiento no es una abstracción de los libros ni una curva en un diagrama orbital: es un cuerpo auténtico, de apenas unos cientos de metros, que en ese instante está cruzando nuestro campo visual tras haber acompañado a Venus durante milenios.

Tal vez ahí resida buena parte de la belleza de la astronomía observacional. El cielo recompensa al observador paciente mostrándole, a veces, no grandes fuegos artificiales, sino detalles sutiles que encierran historias inmensas. Ver moverse a Zoozve en tiempo real, aunque sea como una simple “estrellita” errante, es una de esas experiencias que recuerdan por qué seguimos mirando hacia arriba. Porque incluso desde un observatorio amateur, en la tranquilidad de la noche, todavía es posible asomarse al pulso vivo del Sistema Solar.

(3200) Phaethon: el misterioso asteroide que da origen a las Gemínidas

A primera vista, el pequeño punto luminoso que destaca en el centro de la imagen podría confundirse con una estrella más. Sin embargo, se trata de un visitante mucho más cercano: el asteroide (3200) Phaethon, uno de los objetos más singulares que recorren las regiones interiores del Sistema Solar.

La fotografía fue obtenida desde nuestro observatorio de Posadas (Córdoba), mediante la combinación de 40 exposiciones de 20 segundos, que suman un tiempo total de integración de 13 minutos y 20 segundos. Las imágenes fueron alineadas siguiendo el desplazamiento del asteroide, de manera que Phaethon aparece como un punto luminoso, mientras que las estrellas del fondo, inmensamente más lejanas, se transforman en trazos alargados y difusos. Es una forma muy gráfica de poner de manifiesto el movimiento de estos pequeños cuerpos sobre el fondo aparentemente inmóvil de las estrellas.

Phaethon fue descubierto el 11 de octubre de 1983 por los astrónomos Simon F. Green y John K. Davies, a partir de imágenes obtenidas por el satélite infrarrojo IRAS (Infrared Astronomical Satellite). Su descubrimiento tuvo una particularidad histórica: fue el primer asteroide identificado mediante observaciones realizadas desde un satélite artificial. Recibió inicialmente la designación provisional 1983 TB, antes de ser numerado y bautizado con su nombre actual.

Su denominación procede de la mitología griega. Faetón, hijo de Helios, el dios del Sol, quiso conducir el carro solar de su padre, pero perdió el control de los caballos y estuvo a punto de incendiar la Tierra. Una historia que, como veremos más adelante, resulta especialmente apropiada para este pequeño mundo.

Se estima que Phaethon tiene un diámetro de aproximadamente 5 kilómetros, una superficie relativamente oscura y un periodo de rotación cercano a las 3,6 horas. Su magnitud absoluta, H ≈ 14,4, refleja el brillo que tendría bajo unas condiciones geométricas normalizadas, mientras que sus características espectrales lo sitúan entre los asteroides de tipo B, una clase poco común de cuerpos primitivos.

Pese a su modesto tamaño y a su apariencia completamente estelar en nuestras imágenes,  esconde una historia astronómica extraordinaria. Para descubrirla, debemos abandonar por un momento el campo del telescopio y contemplar su recorrido alrededor del Sol.

La órbita de Phaethon, representada en la imagen para el 31 de octubre de 2026, día de nuestra observación, explica buena parte de su extraordinaria naturaleza. A diferencia de las trayectorias casi circulares de los planetas, el asteroide describe una elipse extremadamente alargada, con una excentricidad de 0,89 y una inclinación de unos 22,3° respecto al plano de la eclíptica. Completa una revolución alrededor del Sol cada 524 días, aproximadamente un año y cinco meses.

Su recorrido lo lleva desde las proximidades del Sol hasta más allá de la órbita de Marte. En el perihelio se aproxima a tan solo 0,14 unidades astronómicas, unos 21 millones de kilómetros, mucho más cerca que Mercurio. Allí, sometida a una radiación solar intensísima, su superficie puede alcanzar temperaturas cercanas a los 750 °C. Por el contrario, en el afelio se aleja hasta unas 2,4 unidades astronómicas. Durante su recorrido atraviesa las regiones orbitales de Mercurio, Venus, la Tierra y Marte, una circunstancia que, junto con su elevada excentricidad, explica su clasificación entre los asteroides Apolo y los objetos potencialmente peligrosos (PHA). Esta última denominación responde a criterios orbitales y de tamaño, y no significa que exista una amenaza de impacto conocida.

Pero lo más sorprendente de Phaethon no es solamente su órbita, sino su desconcertante naturaleza. Aunque está clasificado como asteroide, presenta algunas características que recuerdan a los cometas. Durante décadas, los astrónomos se preguntaron si podía tratarse de un antiguo núcleo cometario que, tras perder buena parte de sus materiales volátiles, hubiera quedado reducido a un cuerpo aparentemente inactivo.

La cuestión adquirió un interés especial cuando se descubrió que es el progenitor de las Gemínidas, una de las lluvias de meteoros más intensas y regulares del año. En 1983, poco después del descubrimiento del asteroide, el astrónomo Fred Whipple advirtió que su órbita coincidía extraordinariamente bien con la de los meteoros de esta corriente. Cada mes de diciembre, cuando la Tierra atraviesa la nube de partículas distribuidas a lo largo de aquella trayectoria, numerosos fragmentos penetran en nuestra atmósfera y producen las conocidas estrellas fugaces que parecen irradiar desde la constelación de Géminis.

La asociación resultaba desconcertante. Las lluvias de meteoros suelen estar relacionadas con cometas que, al aproximarse al Sol, liberan polvo y pequeños fragmentos de su superficie. Sin embargo, Phaethon se comportaba aparentemente como un asteroide rocoso, sin la coma ni la característica cola que cabría esperar de un cometa activo.

El misterio se hizo todavía más interesante cuando el observatorio espacial STEREO detectó, en 2009, un aumento inesperado de su brillo y la aparición de una pequeña cola durante su paso por el perihelio. Inicialmente se interpretó como la expulsión de polvo provocada por las elevadísimas temperaturas, capaces de fracturar las rocas superficiales. De ahí que Phaethon comenzara a ser conocido en ocasiones como un cometa rocoso.

Sin embargo, las observaciones realizadas por el observatorio solar SOHO en 2022, estudiadas y publicadas en 2023, revelaron algo sorprendente: la cola observada no estaba formada principalmente por partículas de polvo, sino por átomos de sodio liberados de su superficie, que brillan al recibir la radiación solar. Este descubrimiento planteó una nueva dificultad. Si la actividad que observamos actualmente no produce cantidades significativas de polvo, ¿de dónde proceden los innumerables fragmentos que originan las Gemínidas?

Una posibilidad es que, hace varios miles de años, Phaethon experimentara un episodio mucho más violento de pérdida de material, quizá relacionado con una fragmentación parcial de su superficie. Aquel acontecimiento habría dispersado los restos que hoy forman la corriente meteórica. No obstante, el mecanismo exacto sigue siendo objeto de investigación.

Así, el pequeño punto luminoso que registramos con nuestro telescopio no es simplemente otro asteroide cercano a la Tierra. Es también el responsable de uno de los espectáculos astronómicos más conocidos del cielo de diciembre y un cuerpo cuya verdadera naturaleza continúa planteando preguntas a los investigadores.

Para terminar, la animación muestra el desplazamiento real de (3200) Phaethon entre las estrellas, tal como lo registramos desde nuestro observatorio de Posadas (Córdoba) durante la noche del 31 de octubre de 2026. La secuencia se obtuvo entre las 21:49 y las 22:05, hora local, mediante exposiciones individuales de 20 segundos. En la parte superior de la imagen puede distinguirse el pequeño punto luminoso que cambia de posición mientras las estrellas permanecen inmóviles. Su magnitud medida fue de aproximadamente 15,3 G.

En aquel momento, Phaethon se encontraba a unos 0,6 unidades astronómicas de la Tierra, aproximadamente 90 millones de kilómetros, y presentaba un movimiento aparente de 3,47 segundos de arco por minuto. Una velocidad suficiente para apreciar claramente su desplazamiento en apenas unos minutos de observación. Resulta curioso pensar que ese diminuto punto, aparentemente perdido entre centenares de estrellas, es un pequeño mundo de varios kilómetros de diámetro que recorre el Sistema Solar siguiendo una de sus órbitas más singulares. Y que, cada diciembre, los restos que dejó dispersos a lo largo de su trayectoria nos regalan el hermoso espectáculo de las Gemínidas.

SN 2026abfe: dos galaxias en un mar de estrellas

Entre las numerosas estrellas que pueblan esta imagen aparece la galaxia LEDA 2217243, huésped de SN 2026abfe. Su silueta alargada contrasta con los puntos de luz de nuestra propia galaxia, que ocupan el primer plano. Esta abundancia estelar resulta comprensible: observamos en una dirección situada a unos 14 grados del plano de la Vía Láctea. Tras ese poblado escenario se abre una perspectiva hacia un universo mucho más lejano.

LEDA 2217243, registrada también como WISEA J191745.01+431717.9, presenta el aspecto de una galaxia de disco observada con fuerte inclinación. En la imagen se distingue una concentración central luminosa rodeada por una estructura alargada y difusa. Sin embargo, la información recopilada en NED no incluye una clasificación morfológica detallada, por lo que su apariencia permite describirla, pero no asignarle con seguridad un tipo concreto de galaxia espiral.

Los datos disponibles proceden principalmente de grandes cartografiados del cielo. Entre ellos figura un corrimiento al rojo de aproximadamente z = 0,063, obtenido en el catálogo de redshifts fotométricos de Bilicki y colaboradores. Se trata de una estimación basada en los colores de la galaxia, con una incertidumbre mayor que la de una medida espectroscópica. Si adoptamos ese valor, LEDA 2217243 se encontraría a una distancia del orden de 900 millones de años luz, y la luz que recibimos habría viajado durante unos 860 millones de años. Estas cifras nos sitúan en su escala de distancia, aunque no deben interpretarse como valores precisos.

El catálogo infrarrojo 2MASS recoge unas dimensiones de 31 × 12 segundos de arco, medidas sobre un determinado contorno de brillo superficial. También proporciona una extensión mayor, de unos 57 × 22 segundos de arco, asociada a la estimación de su luz total mediante la extrapolación del perfil luminoso. Son dos maneras diferentes de delimitar una galaxia cuyos bordes se desvanecen gradualmente. A la distancia estimada, el primero de estos contornos abarcaría unos 130.000 años luz sobre su eje mayor, una dimensión considerable pese a su pequeño tamaño aparente.

La fotometría de WISE aporta otra pista sobre su naturaleza. Sus colores infrarrojos son compatibles con los de galaxias que contienen polvo y mantienen formación estelar. Es una interpretación sugerida por sus medidas, sin que estos datos permitan determinar por sí solos la intensidad de esa actividad. Asimismo, aparece una detección en radio a 1,4 GHz, recogida por el sondeo NVSS, que amplía su presencia en los catálogos más allá de la luz visible y del infrarrojo.

La supernova SN 2026abfe fue descubierta por el programa ATLAS el 9 de septiembre de 2026, con una magnitud de 19,23 en su banda cyan. La detección se realizó desde Haleakala, en Hawái, y recibió la denominación interna ATLAS26lgq. En una observación del día anterior, obtenida desde el Teide, el objeto todavía no era detectable hasta una magnitud límite de 19,47, aunque aquella imagen correspondía a una banda diferente.

Su naturaleza quedó establecida el 19 de septiembre, mediante un espectro obtenido con el instrumento SEDM, instalado en el telescopio de 1,5 metros de Palomar. C. Fremling y J. Purdum comunicaron, en nombre de los equipos de SEDM y ZTF, su clasificación como supernova de tipo Ia, basada en el análisis de SNIascore. Esta clase de explosiones tiene su origen en una enana blanca dentro de un sistema binario, donde puede desencadenarse una reacción termonuclear que destruye la estrella.

El análisis espectroscópico aporta además un corrimiento al rojo de z ≈ 0,061, próximo a la estimación fotométrica disponible para LEDA 2217243. La aparición de la supernova permite así reforzar nuestra idea de la distancia de una galaxia sobre la que apenas existe información detallada. Adoptando este valor, nos encontramos ante un sistema situado a una distancia del orden de 900 millones de años luz, cuya luz habría viajado durante unos 840 millones de años antes de alcanzar nuestros telescopios.

Las observaciones de ZTF en su banda g muestran que la supernova aumentó de brillo entre el 13 y el 18 de septiembre: pasó aproximadamente de la magnitud 18,55 a la 18,23. Estos registros documentan parte de su ascenso, aunque la escasez de puntos publicados no permite fijar con precisión cuándo alcanzó el máximo.

Mi observación corresponde al 15 de septiembre de 2026, a las 22:19 UT, y proporciona una magnitud de 17,87 ± 0,04, obtenida sin filtro y referida a las magnitudes G de Gaia. Las calibraciones realizadas con distintas estrellas de referencia ofrecen resultados próximos entre sí. Esta medida pertenece a una referencia fotométrica diferente de las bandas cyan de ATLAS y g de ZTF, por lo que sus valores no deben compararse directamente como si formasen una única curva de luz.

En la comparativa, la imagen de archivo de Pan-STARRS-1, situada a la izquierda, permite reconocer el aspecto habitual de la galaxia. En mi imagen, a la derecha, la flecha señala el nuevo punto luminoso, proyectado sobre la región próxima a su concentración central. Entre las numerosas estrellas del campo, ese pequeño cambio revela una explosión ocurrida en una galaxia extraordinariamente lejana.

A poco más de tres minutos de arco de LEDA 2217243, a la izquierda de la imagen, aparece otra atractiva galaxia, LEDA 2216693. Su disco alargado y muy inclinado, orientado casi de norte a sur, forma una bonita composición con la galaxia que alberga SN 2026abfe, entre las numerosas estrellas de este campo.

Aunque la información disponible sobre ella es escasa, el catálogo REGALADE aporta una primera estimación de distancia: unos 118 megapársecs, equivalentes a 385 millones de años luz. Este valor procede de un corrimiento al rojo fotométrico de aproximadamente 0,027 y presenta una incertidumbre considerable, cercana a 74 megapársecs.

La estimación la situaría bastante por delante de la galaxia huésped de la supernova. Los datos disponibles favorecen así una pareja aparente, debida a la perspectiva, aunque todavía no permiten establecer con seguridad si existe alguna relación física entre ambas. Para resolver esa cuestión sería especialmente valioso disponer de un corrimiento al rojo espectroscópico de esta última galaxia.

SN 2026abbm: una supernova y dos cuásares en Piscis

El campo de SN 2026abbm, en la constelación de Piscis, ofrece una imagen poblada de pequeñas galaxias. Entre las estrellas de nuestra Vía Láctea aparecen numerosas manchas difusas, algunas redondeadas y otras alargadas, que revelan la presencia de sistemas estelares mucho más distantes. Basta recorrer la fotografía con cierta atención para encontrar bastantes más de las que llaman la atención a primera vista.

La galaxia anfitriona está catalogada como WISEA J001815.59+014748.5 y también figura en el catálogo infrarrojo 2MASS como 2MASX J00181562+0147490. Cerca del centro de la imagen presenta una región central luminosa rodeada por una envoltura suave y bastante redondeada. En las imágenes de Pan-STARRS tampoco se aprecian brazos espirales definidos. Su aspecto es compatible con una galaxia elíptica, aunque NED no recoge una clasificación morfológica específica. Su color rojizo también es compatible con una población de estrellas maduras.

La información espectroscópica de LAMOST, recogida en SIMBAD, proporciona un corrimiento al rojo de z = 0,086587. Con los parámetros cosmológicos empleados en las capturas de NED, este valor corresponde a un tiempo de viaje de la luz de aproximadamente 1.200 millones de años. La pequeña mancha que vemos en la fotografía nos muestra, por tanto, cómo era esta galaxia en un pasado muy remoto.

Su tamaño aparente tampoco debe engañarnos. El diámetro asociado a la fotometría total de 2MASS en la banda infrarroja Kₛ ronda los 27 segundos de arco. A la escala correspondiente a ese corrimiento al rojo, representa una extensión de unos 45 kilopársecs, aproximadamente 150.000 años luz. Esta cifra se refiere al tamaño registrado mediante esa medida infrarroja, no a una frontera física bien delimitada de la galaxia.

SN 2026abbm fue comunicada al Transient Name Server el 9 de septiembre de 2026 por el equipo ALeRCE, a partir de observaciones de ZTF. En aquella detección, registrada también con la denominación ZTF26absrfju, presentaba una magnitud r = 19,68. Los informes incorporados posteriormente recogen observaciones anteriores, entre ellas una detección de WFST del 3 de septiembre, cuando apenas alcanzaba la magnitud r = 21,31.

La colaboración ZTF LIONS la clasificó como una supernova de tipo Ia a partir de un espectro obtenido el 20 de septiembre con el instrumento NGPS del telescopio Hale de 5,1 metros, en el Observatorio de Palomar. La clasificación se comunicó el 3 de octubre. Este tipo de supernovas está asociado a explosiones termonucleares de enanas blancas, por lo que su aparición es compatible con una galaxia que albergue poblaciones estelares maduras.

La curva de luz de ZTF permite seguir su ascenso durante septiembre. Los registros más brillantes rondaron la magnitud 18,9 en r el día 18 y en g el día 19. Después comenzó a perder brillo y, a comienzos de octubre, las detecciones en g ya la situaban alrededor de la magnitud 20,2. Mi observación del 14 de septiembre corresponde, por tanto, a una etapa en la que todavía estaba aumentando su luminosidad.

En la comparativa con Pan-STARRS, su presencia se aprecia como una pequeña contribución de luz junto a la región central de la galaxia. La posición del transitorio se encuentra a unos 4,4 segundos de arco al suroeste del centro catalogado de la anfitriona. Esa cercanía, unida al escaso contraste de la supernova sobre el fondo galáctico, hizo especialmente difícil situar su centroide y obtener una medida fotométrica.

El resultado de la observación fue una magnitud aproximada G = 18,46, calibrada con magnitudes de Gaia. El programa proporciona una incertidumbre de ±0,07 magnitudes, pero esta cifra no cuantifica los posibles efectos del centrado ni la contaminación residual por la luz de la galaxia. Parte del flujo medido podría proceder de la anfitriona y aumentar el brillo atribuido a la supernova.

Como referencia, ZTF obtuvo esa misma mañana, unas horas después, magnitudes g = 19,02 y r = 19,18. Estas bandas son diferentes de G, de modo que la diferencia no permite calcular directamente cuánto flujo galáctico pudo entrar en mi medida. Por ello, presento el valor obtenido como una estimación aproximada, acompañada de esa limitación fotométrica.

El campo guarda también un objeto que, a primera vista, podría pasar por una estrella débil: el cuásar SDSS J001759.57+015419.0, cuya magnitud catalogada en la banda G de Gaia ronda 19,6. Su apariencia puntual corresponde al núcleo activo de una galaxia muy distante. Allí, el gas que cae hacia un agujero negro supermasivo se calienta y libera enormes cantidades de energía.

Su corrimiento al rojo espectroscópico, z = 1,31043, nos sitúa mucho más atrás en la historia del universo. Con la cosmología empleada para la galaxia anfitriona de la supernova, su luz ha viajado durante unos 9.000 millones de años antes de alcanzar nuestros telescopios. Mientras que la anfitriona de SN 2026abbm nos muestra un pasado de unos 1.200 millones de años, este pequeño punto pertenece a una época considerablemente más remota.

El catálogo de propiedades espectrales de cuásares de Rakshit y colaboradores, publicado en 2020 a partir de los espectros de SDSS, estima para este objeto una luminosidad bolométrica —su potencia radiada total— equivalente a unos 3,3 billones de veces la luminosidad del Sol. Esa cifra ayuda a comprender la extraordinaria actividad que encierra un objeto tan discreto en la fotografía. El catálogo de Huang y colaboradores de 2023, aporta una estimación de la masa del agujero negro a partir de la línea de emisión de magnesio ionizado Mg II. El resultado se traduce en los 700 millones de masas solares.

Otro cuásar presente en la imagen es SDSS J001810.64+014247.8, señalado con la flecha blanca. Su magnitud catalogada en la banda G de Gaia ronda 19,1 y, por su apariencia puntual, podría pasar por otra estrella débil. Sin embargo, los catálogos sitúan su corrimiento al rojo alrededor de z = 2,2. Con la cosmología que estamos empleando, su luz ha viajado unos 10.800 millones de años antes de alcanzar nuestro telescopio, todavía más que la del cuásar anterior.

El análisis de sus espectros recogido por Rakshit y colaboradores estima una luminosidad bolométrica equivalente a unos 8,7 billones de veces la del Sol. Esa enorme potencia procede del núcleo activo de una galaxia muy distante, alimentado por el gas que cae hacia su agujero negro central.

La línea de emisión de magnesio ionizado Mg II presenta una anchura equivalente a unos 5.250 kilómetros por segundo, que refleja el rápido movimiento del gas próximo al núcleo. Combinando la anchura de esa línea con una estimación de la luminosidad del continuo, el catálogo de Kozłowski de 2017 sitúa la masa del agujero negro en torno a 3.000 millones de masas solares. Son estimaciones que permiten conocer algo de la naturaleza física de ese punto de luz tan discreto en la fotografía.

La estrella marcada con el círculo amarillo es Gaia DR3 2547954168275409536, un objeto de nuestra propia Vía Láctea. Su magnitud catalogada en la banda G ronda 15,88 y su paralaje permite situarla aproximadamente a 280 pársecs, unos 910 años luz de nosotros.

Su color, medido por Gaia, es rojizo. Las estimaciones de temperatura de los catálogos consultados se sitúan entre unos 3.800 y 4.200 kelvin, mientras que SHBoost estima una masa cercana a la mitad de la del Sol. Estos datos son compatibles con una estrella enana fría y de poca masa.

SIMBAD la recoge como una estrella con líneas de emisión. El catálogo de Delfini y colaboradores de 2025 la incluye entre sus candidatos a emisores de Hα, una línea del hidrógeno situada en la zona roja del espectro. En una estrella fría de poca masa, esta emisión puede deberse a la actividad magnética, que calienta el gas de la cromosfera, una capa de su atmósfera. Esa explicación es plausible, pero los datos disponibles todavía no permiten establecer el origen concreto de la señal ni confirmar que se trate de un objeto joven que esté incorporando material.

En este pequeño campo de Piscis se superponen escenas de épocas muy distintas: una estrella de nuestra Vía Láctea cuya luz ha viajado unos nueve siglos, la galaxia de SN 2026abbm tal como era hace unos 1.200 millones de años y dos cuásares que nos muestran un universo mucho más joven. El más remoto nos lleva casi 11.000 millones de años atrás. Todas esas luces coinciden en la fotografía, convertidas en puntos y pequeñas manchas. Seguir su rastro en los catálogos permite descubrir la profundidad que encierra una imagen obtenida con nuestro telescopio.

SN 2026yum en UGC 242: una espiral, una supernova y un cuásar

UGC 242 destaca en el centro de la imagen por su núcleo luminoso y por los brazos espirales que se distinguen alrededor de él. La vemos con una inclinación moderada, de unos 40 grados respecto a una visión de frente: el disco adquiere una forma ovalada, pero conserva una perspectiva que permite apreciar bien su estructura. Es una galaxia relativamente brillante en la que merece la pena detenerse para seguir el trazado de los brazos y las diferencias de luminosidad dentro del disco.

También catalogada como CGCG 457-014, UGC 242 aparece en NED con la clasificación morfológica SABd. Estas letras describen una espiral de tipo tardío, con una barra débil o intermedia y un bulbo poco prominente. La palabra «tardío» pertenece a la clasificación de las formas galácticas y no indica que sea una galaxia joven. En este caso, el disco y los brazos tienen un protagonismo mucho mayor que la región central, aunque su centro brillante destaque en la fotografía.

Las estimaciones de distancia recopiladas en NED mediante la relación de Tully y Fisher la sitúan en torno a 57 megapársecs, aproximadamente 186 millones de años luz. Este método relaciona la velocidad de rotación de una galaxia espiral con su luminosidad y permite estimar su distancia al compararla con el brillo que recibimos. NED adopta además un desplazamiento al rojo de z = 0,014657, correspondiente a una velocidad radial heliocéntrica cercana a 4.400 kilómetros por segundo.

Su diámetro aparente ronda los dos minutos de arco, con diferencias entre catálogos según el límite de brillo utilizado para medir sus regiones exteriores. A la distancia adoptada, esto corresponde a un diámetro del orden de 100.000 años luz. Su pequeño tamaño en la fotografía encierra, por tanto, una galaxia de dimensiones considerables. Las mediciones en la banda visual recopiladas en NED se sitúan alrededor de la magnitud 13,5, aunque el brillo se reparte por toda esa superficie y disminuye hacia la periferia.

UGC 242 aparece en varios estudios sobre la estructura de las galaxias espirales. En los trabajos de Alister W. Graham de 2001 y 2002 se analiza la distribución de su luz para separar la contribución del disco y la del bulbo. Los ajustes describen una componente central pequeña frente a un disco mucho más extenso. 

Hay un detalle especialmente interesante en el artículo de 2001: Graham incluye expresamente a UGC 242 entre las galaxias cuyas desviaciones respecto a un perfil de disco exponencial podrían ser reales. Un perfil exponencial es una descripción sencilla de cómo suele decaer la luminosidad de un disco con la distancia al centro. En UGC 242, el reparto de la luz podría ser algo más complejo que ese modelo ideal. Es una observación sobre esta galaxia que aporta información más allá de su clasificación en los catálogos, aunque el artículo no permite establecer por sí solo el origen de esa diferencia.

El trabajo de Zavala y colaboradores, publicado en 2003, añade una perspectiva sobre su contenido de materia. En sus estimaciones, el gas representa aproximadamente una quinta parte de la masa conjunta de estrellas y gas. La masa de esas dos componentes resulta del mismo orden que la calculada para la Vía Láctea en ese mismo estudio. A partir de la anchura de la emisión del hidrógeno neutro a 21 centímetros, corregida por la inclinación, los autores estiman una velocidad máxima de rotación cercana a 200 kilómetros por segundo.

Ese movimiento permite investigar también la materia que no vemos. Bajo las hipótesis del estudio, la masa dinámica dentro de un radio equivalente a cinco longitudes de escala del disco resulta unas tres veces la masa aportada por las estrellas y el gas. La diferencia apunta a una contribución importante de materia oscura a la gravedad de la galaxia. Son estimaciones dependientes del modelo: aquel trabajo adoptaba una distancia de 64,6 megapársecs, algo mayor que los aproximadamente 57 utilizados aquí. Con esa precaución, el estudio nos permite contemplar UGC 242 como un sistema en el que los brazos y el centro luminoso forman parte de una estructura más amplia de estrellas, gas y materia oscura.

En la comparación con la imagen de archivo de Pan-STARRS aparece un nuevo punto luminoso en el sector suroeste del disco de UGC 242. Es SN 2026yum, señalada con una flecha en mi imagen del 14 de septiembre de 2026. Su posición queda a unos 25 segundos de arco del centro de la galaxia, lo que corresponde a una separación proyectada de aproximadamente 7 kilopársecs, unos 23.000 años luz, si adoptamos la distancia de 57 megapársecs utilizada anteriormente.

Según el certificado de descubrimiento del Transient Name Server, la colaboración GOTO la detectó el 13 de agosto de 2026 a las 02:11 UTC, con una magnitud de 18,04 en su filtro L. En una imagen obtenida poco más de un día antes, el 12 de agosto a las 02:03 UTC, no se detectaba hasta una magnitud límite de 20,2 en ese mismo filtro. Entre ambas tomas, su flujo luminoso aumentó al menos unas siete veces. Estos datos, junto con el espectro posterior, indican que fue descubierta en una fase muy temprana.

La clasificación llegó al día siguiente. Un equipo encabezado por M. Pursiainen, en nombre de GOTO, obtuvo un espectro el 14 de agosto a las 03:49 UTC con el instrumento ALFOSC del Telescopio Óptico Nórdico. El informe la identifica como una supernova joven de tipo II a partir de la emisión ancha de las líneas Hα y Hβ del hidrógeno. El desplazamiento al rojo adoptado, z = 0,014657, coincide con el utilizado para UGC 242.

Las supernovas de tipo II se relacionan con el colapso del núcleo de estrellas masivas que conservan hidrógeno en sus capas exteriores. La explosión expulsa material a gran velocidad, y la presencia de hidrógeno en ese material permite reconocer esta familia en el espectro. En SN 2026yum, las líneas anchas descritas en el informe aportan la identificación espectroscópica del fenómeno que vemos como un punto luminoso en la imagen.

El seguimiento de ZTF, donde figura como ZTF26abnuyoi, permite ver cómo evolucionó después de los primeros días. Tras el ascenso inicial, el brillo en la banda r se mantuvo alrededor de la magnitud 17,4 desde la segunda mitad de agosto hasta el 3 de octubre, última fecha incluida en los datos consultados. Durante casi mes y medio dibuja una meseta bastante estable. La banda g sigue otra evolución: alcanza aproximadamente la magnitud 17,4 en agosto y después se debilita hasta rondar la 18,0 a comienzos de octubre. Mientras tanto, la banda i gana brillo de forma más gradual.

Esta evolución hace que la supernova se vuelva progresivamente más roja y es compatible con el enfriamiento del material expulsado. Las mesetas son frecuentes en las supernovas de tipo II que conservan una envoltura extensa de hidrógeno. Al enfriarse, el hidrógeno ionizado vuelve a capturar electrones y las capas exteriores se hacen más transparentes, permitiendo que escape la energía almacenada en regiones más profundas. La recombinación y el transporte de esa energía intervienen en la prolongada fase de brillo relativamente estable. La curva de SN 2026yum resulta compatible con ese comportamiento, aunque el informe publicado la clasifica simplemente como tipo II, sin confirmar un subtipo II-P.

Mi observación del 14 de septiembre se realizó unos 32 días después del descubrimiento, cuando la banda r ya se encontraba en esa meseta. La fotometría sin filtro, calibrada con las magnitudes G de las estrellas de Gaia, proporciona un valor de 17,47, con un error interno de 0,03 magnitudes comunicado por el programa. Se trata de una medida referida a G; las bandas g, r e i de ZTF tienen respuestas diferentes y sirven aquí para mostrar la evolución del objeto. Adoptando los 57 megapársecs de distancia de la galaxia, ese brillo corresponde aproximadamente a una magnitud absoluta de −16,3, sin aplicar correcciones por absorción interestelar.

En la parte superior de la imagen aparece otra galaxia, LEDA 212516, también identificada como WISEA J002528.85+201631.2. Se encuentra a unos 2,26 minutos de arco al norte de UGC 242 y presenta una condensación central luminosa rodeada por una envoltura de aspecto más liso. La proximidad de ambas en el campo invita a preguntarse si podrían formar una pareja física.

Las medidas espectroscópicas permiten resolver esa impresión. El estudio de Huchra y colaboradores de 2012, dedicado al 2MASS Redshift Survey, incluye esta galaxia con un desplazamiento al rojo de aproximadamente 0,05893, muy superior al de UGC 242, de 0,014657. Esto sitúa a LEDA 212516 mucho más lejos: su luz ha empleado del orden de 800 millones de años en llegar hasta nosotros, frente a los aproximadamente 186 millones de años de UGC 242.

La fotografía reúne, por tanto, dos galaxias situadas a profundidades muy diferentes. LEDA 212516 es una galaxia de fondo y su cercanía aparente a UGC 242 se debe a la perspectiva. No constituye una compañera física con la que podamos relacionar una interacción de la espiral.

El campo guarda todavía otro objeto de interés: el cuásar SDSS J002602.12+201625.5, señalado con una flecha en la imagen. Con una magnitud catalogada G de aproximadamente 19,59, aparece como un tenue punto de aspecto estelar. Se trata del núcleo activo de una galaxia muy distante, cuya emisión está alimentada por el gas que cae hacia un agujero negro supermasivo.

El análisis de su espectro realizado por Rakshit y colaboradores en 2020 permite estimar una masa de unos 1.700 millones de veces la del Sol para ese agujero negro. Una de las líneas de emisión del magnesio, Mg II, presenta una anchura equivalente a unos 6.430 kilómetros por segundo, relacionada con los rápidos movimientos del gas que lo rodea. El material que se acumula en el disco de acreción se calienta y libera una enorme cantidad de energía: la luminosidad total estimada del cuásar equivale a unos 4,5 billones de veces la luminosidad solar.

Su desplazamiento al rojo espectroscópico, z ≈ 1,556, nos lleva mucho más atrás en el tiempo. Según un modelo cosmológico estándar, su luz ha empleado unos 9.650 millones de años en llegar hasta nosotros. Lo observamos, por tanto, tal como era cuando el universo tenía aproximadamente 4.150 millones de años.

La misma imagen reúne así la luz de UGC 242 y la supernova, llegada tras un viaje de unos 186 millones de años; la de LEDA 212516, de alrededor de 800 millones; y la de este cuásar, que ha recorrido casi diez mil millones de años de historia cósmica.

SN 2026wjd: tres historias estelares en una misma imagen

 Retomo algunas de las imágenes que habían quedado pendientes de procesar. Entre ellas se encuentra este campo, fotografiado el pasado 13 de septiembre con motivo de la observación de SN 2026wjd. La búsqueda de la supernova nos llevó hasta su galaxia anfitriona y, como sucede a menudo, terminó invitándonos a explorar también otros objetos que aparecen en la misma imagen.

La fotografía se obtuvo desde el Observatorio de Posadas, con el Celestron 14 y la cámara QHY268MM, mediante la integración de 22 exposiciones de 120 segundos: un total de 44 minutos. Entre las numerosas estrellas del campo, la galaxia aparece cerca del centro como una pequeña mancha difusa, con una concentración central destacada y una envoltura ligeramente ovalada.

Se trata de LEDA 3087544, también recogida en los catálogos como 2MASX J23363938+4717251 y WISEA J233639.35+471724.9. La información disponible sobre ella es limitada. NED, la base de datos extragaláctica de NASA/IPAC, reúne posiciones, medidas de brillo y determinaciones de su corrimiento al rojo, pero no ofrece una clasificación morfológica. Su aspecto en estas imágenes permite reconocer la concentración de luz hacia el centro, aunque no resolver con claridad estructuras que permitan precisar su tipo.

Su corrimiento al rojo espectroscópico, z = 0,0423, permite estimar una distancia de unos 186 megapársecs, aproximadamente 600 millones de años luz, a partir de la expansión del universo y de las correcciones que aplica NED. Según el modelo cosmológico utilizado por esta base de datos, la luz que ahora registramos ha viajado durante unos 580 millones de años. La imagen nos muestra, por tanto, cómo era aquella galaxia en un pasado muy remoto.

A pesar de su discreta apariencia, sus dimensiones son considerables. Las medidas del cartografiado infrarrojo 2MASS le asignan una extensión aproximada de 45 × 35 segundos de arco, y NED estima para su eje mayor unos 40 kilopársecs, equivalentes a cerca de 130.000 años luz. Estas cifras corresponden a una medida concreta de su emisión infrarroja y deben entenderse como una referencia aproximada de su tamaño.

El interés del campo tampoco termina en la galaxia. Entre las estrellas de nuestra propia Vía Láctea aparecen una enana blanca y una estrella de baja masa, dos objetos que merecen una mirada más detenida. La observación de una supernova lejana nos ha proporcionado así una oportunidad para recorrer historias estelares muy distintas dentro de una misma imagen.

La comparación con la imagen de archivo de Pan-STARRS-1 permite reconocer la presencia de SN 2026wjd. En la fotografía del 13 de septiembre aparece una fuente puntual, señalada con una flecha, muy próxima a la concentración central de la galaxia. En la imagen anterior no se aprecia ese objeto, cuya luz se superpone ahora al resplandor de su anfitriona.

A partir de las coordenadas publicadas de la galaxia y de la supernova, su separación angular es de aproximadamente 6,7 segundos de arco. A la distancia estimada de LEDA 3087544, esto representa unos 6 kilopársecs en proyección. Su proximidad aparente al núcleo corresponde, por tanto, a una separación de miles de años luz; la imagen únicamente nos muestra la posición proyectada sobre el cielo.

El descubrimiento oficial recogido por el Transient Name Server (TNS) se atribuye al programa ATLAS, mediante una observación realizada el 27 de julio de 2026 desde Mauna Loa, en Hawái. En aquella detección, el objeto presentaba una magnitud de 18,91 en la banda naranja de ATLAS y recibió la denominación interna ATLAS26jhr. El informe se remitió al TNS el 29 de julio. La base de datos también recoge una observación anterior de ZTF, correspondiente al 25 de julio, con una magnitud de 19,84 en la banda g. Conviene distinguir, por tanto, la fecha del descubrimiento oficialmente atribuido de la detección más temprana que aparece entre los informes disponibles.

Su naturaleza quedó establecida mediante espectroscopía. El 3 de agosto, C. Fremling y J. Purdum, en nombre de los equipos SEDM y ZTF, comunicaron su clasificación como supernova de tipo Ia, basada en un espectro obtenido ese mismo día con el instrumento SEDM, instalado en el telescopio de 1,5 metros de Palomar. TNS conserva también un espectro anterior, del 30 de julio. El informe de clasificación consigna un corrimiento al rojo de z = 0,04231, coincidente con el valor catalogado para la galaxia anfitriona.

Las supernovas de tipo Ia son explosiones termonucleares de enanas blancas en sistemas binarios. Entre los mecanismos que pueden desencadenarlas se encuentran la transferencia de materia desde una estrella compañera y la interacción o fusión de dos enanas blancas. La clasificación identifica la familia del fenómeno, aunque no determina cuál de esos caminos siguió este objeto concreto.

En mi observación del 13 de septiembre, casi siete semanas después de la detección de ATLAS, la fotometría de la imagen integrada proporciona una magnitud de 18,99 ± 0,07, referida a las magnitudes G de Gaia utilizadas para la calibración. El margen indicado corresponde a la incertidumbre interna estimada por el programa de medida.

Al revisar las estrellas que aparecen en el campo encontramos otro objeto interesante: GALEX J233620.8+471614. En nuestra imagen se muestra como un discreto punto de luz, pero los estudios espectroscópicos permiten identificarla como una enana blanca de tipo DA, cuya atmósfera está dominada por hidrógeno.

Esta estrella pertenece a nuestra Vía Láctea. Los datos de paralaje de Gaia la sitúan aproximadamente a 950 años luz, mientras que la galaxia que alberga la supernova se encuentra a unos 600 millones de años luz. Su proximidad en la fotografía es, por tanto, una coincidencia de perspectiva: estamos contemplando objetos situados a distancias enormemente diferentes.

Su magnitud G es de aproximadamente 19,17. Pese a su débil apariencia, las estimaciones de temperatura superficial se sitúan entre 10.000 y 11.000 K, casi el doble de la temperatura superficial del Sol. Los valores de masa presentan mayor discrepancia: los ajustes basados en Gaia apuntan a alrededor de media masa solar, mientras que los estudios espectroscópicos de SDSS ofrecen aproximadamente siete décimas de masa solar.

Las enanas blancas son remanentes estelares: el núcleo compacto que queda cuando una estrella de masa baja o intermedia alcanza las últimas etapas de su evolución y pierde sus capas exteriores. Concentran una masa comparable a la de una estrella en un tamaño del orden del de la Tierra. Su luz procede principalmente del calor almacenado, que van perdiendo durante un enfriamiento muy lento. También el Sol terminará su evolución como una enana blanca.

El ajuste publicado por Vincent y colaboradores estima para este objeto una luminosidad total de alrededor del 0,2 % de la solar. Esa combinación de temperatura elevada y luminosidad reducida refleja su pequeño tamaño: una superficie caliente, pero con muy poca extensión desde la que emitir luz.

Otro de los objetos señalados en la imagen es 2MASS J23365181+4722415, una estrella de baja masa clasificada como M0 V. Pertenece, por tanto, a las primeras subclases de las enanas rojas. Su identificación procede del catálogo espectroscópico de estrellas M publicado por West y colaboradores en 2011, elaborado a partir de observaciones del Sloan Digital Sky Survey.

Su magnitud G = 18,18 la hace aproximadamente una magnitud más brillante que la enana blanca que acabamos de identificar. En esa banda recibimos unas dos veces y media más luz de ella. La fotometría de Gaia también muestra su carácter rojizo, con un índice de color BP−RP de 1,79.

La estimación fotogeométrica de Bailer-Jones y colaboradores la sitúa aproximadamente a 1.300 pársecs, unos 4.200 años luz. Este resultado incorpora información sobre su paralaje, brillo y color, y coincide aproximadamente con la distancia fotométrica del catálogo de West. Se trata de otra estrella de nuestra Vía Láctea que aparece proyectada sobre el campo de la galaxia lejana.

Gaia estima para ella una temperatura efectiva de alrededor de 4.300 K, aunque este valor depende del modelo empleado y es algo superior al habitual para el subtipo M0. En cualquier caso, hablamos de una estrella considerablemente más fría que el Sol y que la enana blanca presente en la misma imagen.

Las enanas rojas producen energía mediante la fusión de hidrógeno en sus núcleos. Su baja luminosidad permite un consumo lento del combustible y una permanencia prolongada en la secuencia principal. Estas estrellas pequeñas y discretas constituyen una parte muy abundante de la población estelar de nuestra galaxia.

La imagen reúne así objetos con historias y distancias muy diferentes: una estrella de baja masa que continúa fusionando hidrógeno, un remanente estelar que se enfría lentamente y una supernova en una galaxia situada a cientos de millones de años luz. La búsqueda de esta última nos ha llevado a conocer también algunos de los puntos de luz que la acompañan en la fotografía.

SN 2026yjv: una supernova fuera del disco visible de KUG 2342+174

KUG 2342+174, también catalogada como CGCG 455-044 y MCG +03-60-023, es una galaxia espiral de tipo Sc que observamos casi de canto. En la imagen aparece como un estrecho huso de luz, con una brillante condensación central y un disco mucho más tenue que se prolonga a ambos lados; debido a su fuerte inclinación, sus brazos espirales quedan ocultos a nuestra vista.

Con un corrimiento al rojo de 0,013756, se encuentra a unos 190 millones de años luz. Su diámetro aparente ronda el minuto de arco, lo que corresponde a un tamaño real de aproximadamente 45.000–55.000 años luz. El prefijo KUG indica que fue incluida en el catálogo de galaxias con exceso ultravioleta de Kiso, y también ha sido detectada en la línea de 21 centímetros del hidrógeno neutro mediante observaciones realizadas con el radiotelescopio de Arecibo. SIMBAD la señala además como posible candidata a albergar un núcleo activo, aunque esta clasificación no parece estar confirmada.

SN 2026yjv fue descubierta por el proyecto GOTO durante la madrugada del 9 de agosto de 2026, cuando presentaba una magnitud de 18,31 en el filtro L-GOTO. Menos de veinticinco horas antes no aparecía en una imagen que alcanzaba la magnitud 19,9, por lo que debió de ser registrada en una fase bastante temprana. Dos días después, un espectro obtenido con el instrumento SNIFS del telescopio de 2,2 metros de la Universidad de Hawái mostró la característica presencia de hidrógeno, especialmente Hα, y permitió clasificarla como una supernova de tipo II.

La observé desde Posadas el 13 de septiembre, 35 días después de su descubrimiento. La imagen es el resultado de integrar 25 exposiciones de 120 segundos, obtenidas con el Celestron 14 y la cámara QHY268MM. La supernova todavía destacaba con claridad como una fuente de aspecto estelar y medí para ella una magnitud de 17,81 G. Como comprobación utilicé la estrella situada al otro lado de la galaxia, de brillo semejante: obtuve para ella 17,29 G, frente a los 17,243 G recogidos por Gaia. La diferencia, inferior a cinco centésimas de magnitud, confirma la fiabilidad de la medida de la supernova. Lo más llamativo es su posición, visiblemente separada del estrecho disco luminoso de KUG 2342+174.

La aparición de la supernova resulta especialmente evidente al comparar nuestra observación con una imagen anterior de Pan-STARRS1, manteniendo aproximadamente la misma escala y orientación. En la imagen de archivo no se distingue ninguna fuente en esa posición, mientras que el 13 de septiembre aparece allí un punto perfectamente definido.

SN 2026yjv se encuentra a unos 35 segundos de arco del centro de KUG 2342+174, una separación que, a la distancia adoptada para la galaxia, equivale aproximadamente a 30.000 años luz en proyección. No se superpone sobre el disco visible, sino que aparece claramente apartada de él. Aunque los catálogos la asocian con KUG 2342+174, el corrimiento al rojo utilizado en su clasificación fue tomado de la propia galaxia y no medido directamente en el espectro de la supernova. La comparación confirma sin ninguna duda la aparición del transitorio, pero no permite demostrar por sí sola su relación física con la galaxia.