NGC 7331 vuelve a estallar: SN 2026aaiv y la nueva campaña de Observadores de Supernovas

 NGC 7331 es una de esas galaxias que resultan inmediatamente reconocibles incluso en imágenes obtenidas con equipos modestos. Situada en la constelación de Pegaso, aparece fuertemente inclinada respecto a nuestra línea de visión, mostrando un brillante núcleo rodeado por un disco en el que destacan numerosas condensaciones y bandas de polvo. En la imagen que acompaña estas líneas, obtenida desde nuestro observatorio, su aspecto puede recordar en cierto modo al que tendría la Vía Láctea contemplada desde el exterior, una comparación que aparece con frecuencia en la literatura. No es una equivalencia exacta, pero ambas son grandes galaxias espirales con una formación estelar moderada y una compleja distribución de gas y polvo. Estudios recientes sitúan la tasa de formación estelar de NGC 7331 en unos pocos soles por año.

Su distancia ha recibido estimaciones algo diferentes dependiendo del método utilizado. Para este artículo adoptaremos 14,7 Mpc, unos 48 millones de años luz, valor obtenido a partir de estrellas Cefeidas y empleado en numerosos trabajos modernos. A esa distancia, un segundo de arco corresponde aproximadamente a 71 pársecs, y el diámetro óptico de la galaxia ronda los 40 kpc, unos 130.000 años luz. Su gran inclinación —en la literatura aparecen valores aproximadamente entre 70° y 76°, dependiendo del análisis— explica buena parte de su espectacular aspecto visual y permite estudiar algunas de sus estructuras desde una perspectiva especialmente interesante.

Pero detrás de la apariencia relativamente ordenada de esta espiral se esconde una estructura central bastante más complicada. Los estudios espectroscópicos de Sil'chenko mostraron que no podemos considerar el núcleo, bulbo y disco como componentes sencillos y uniformes. En los 200 pc centrales aparece una estructura estelar y gaseosa muy rica en metales y relativamente joven, con una edad estimada en torno a 2.000 millones de años, que puede interpretarse como la parte central del disco o como un disco circunnuclear diferenciado. El propio núcleo presenta una población de unos 5.000 millones de años, mientras que el bulbo circundante es considerablemente más antiguo, del orden de 9.000–14.000 millones de años. Incluso se han encontrado componentes estelares con movimientos cinemáticamente desacoplados. NGC 7331, por tanto, posee en su centro la huella de una historia evolutiva bastante menos tranquila de lo que su aspecto exterior podría sugerir.

Una de sus estructuras más interesantes es el gran anillo de gas molecular, polvo y formación estelar que rodea la región central. Su presencia se hace especialmente evidente cuando NGC 7331 se observa fuera del dominio visible: aparece en CO, infrarrojo, radio y Hα y constituye uno de los principales reservorios de material a partir del cual se están formando nuevas estrellas. Precisamente el polvo hace que la apariencia de la galaxia cambie extraordinariamente con la longitud de onda. El anillo, espectacularmente brillante a 24 μm, resulta mucho menos evidente en el ultravioleta de GALEX debido a la fuerte extinción. Los estudios multi-longitud de onda han estimado una atenuación global en el ultravioleta lejano de aproximadamente 2,5 magnitudes, que aumenta hasta unas 3,3 magnitudes en el anillo.

Y ese anillo no parece constituir simplemente una estructura estática. Los estudios cinemáticos del gas ionizado han encontrado movimientos no circulares en su límite interior compatibles con una componente de movimiento radial hacia el centro. Se han propuesto velocidades del orden de 40–55 km/s y una tasa de flujo de gas de aproximadamente una masa solar por año. Conviene ser prudentes: interpretar esos movimientos como una entrada axisimétrica de material no es la única posibilidad, y otros patrones de movimiento pueden producir efectos semejantes. Pero el resultado abre una posibilidad especialmente interesante: parte del gas almacenado en las regiones interiores podría estar desplazándose hacia el centro y participar en la evolución de la región nuclear.

El núcleo, por su parte, tampoco es completamente inactivo. Su espectro presenta características de tipo LINER, y las observaciones en el infrarrojo medio han detectado una débil emisión de [O IV] que favorece la presencia de un AGN de baja luminosidad, aunque no permite excluir completamente otras fuentes de excitación, como estrellas masivas o choques. Los trabajos históricos llegaron incluso a discutir la posible presencia de un agujero negro supermasivo, pero las estimaciones realizadas entonces dependían fuertemente de cómo se modelaba el bulbo y no constituyen una medida dinámica fiable de su masa. Es preferible, por tanto, describir NGC 7331 como una galaxia con indicios de actividad nuclear débil sin convertir esa cuestión en algo más establecido de lo que realmente está.

Los estudios modernos han ido completando esta imagen en otras longitudes de onda. Las observaciones de SOFIA de la línea [C II] a 158 μm permitieron separar la contribución del gas neutro y del ionizado y mostraron que la fracción de [C II] procedente del medio neutro aumenta hacia el exterior. La elevada inclinación de NGC 7331 permite incluso distinguir los efectos de observar las caras interior y exterior del anillo: una geometría privilegiada para estudiar cómo la radiación ultravioleta de las estrellas jóvenes calienta y transforma el medio interestelar.

Y la historia llega prácticamente hasta nuestros días. Un estudio publicado en 2026, utilizando espectroscopia de campo integral en Hα, identificó y caracterizó 136 regiones H II distribuidas por el disco. Aproximadamente un tercio de la formación estelar actual de NGC 7331 tiene lugar en el anillo central, y las regiones más luminosas de este muestran en general mayores dispersiones de velocidad. La relación encontrada entre formación estelar y turbulencia favorece que la energía aportada por las estrellas jóvenes contribuya de manera importante a agitar el gas, aunque procesos gravitatorios y transporte de material pueden participar también. El mismo trabajo encuentra además una peculiaridad en la distribución Hα–H I hacia el noroeste que podría relacionarse con entrada de gas o con la conocida deformación del disco, sin que los autores puedan todavía decidir entre ambas posibilidades.

NGC 7331 resulta así bastante más compleja de lo que su elegante apariencia podría hacer pensar: un viejo sistema estelar que conserva señales de episodios evolutivos pasados, una región central cinemáticamente peculiar, enormes reservas de gas y polvo frío, un activo anillo de formación estelar y quizá un lento transporte de material hacia un núcleo débilmente activo. Y precisamente en una galaxia donde la formación y muerte de estrellas continúan desempeñando un papel tan visible encontramos otra característica especialmente apropiada para nuestra historia: durante las últimas décadas, cinco supernovas han sido descubiertas en NGC 7331.

SN 1959D: una explosión que todavía dejaba huella cuarenta años después

La primera supernova conocida en NGC 7331 fue SN 1959D, descubierta por el astrónomo estadounidense Milton L. Humason el 28 de junio de 1959. En el momento del descubrimiento presentaba una magnitud fotográfica de aproximadamente 13,4 y se encontraba a unos 32 segundos de arco al oeste y 13 al norte del núcleo de la galaxia, en la posición AR 22h 37m 01,82s, Dec +34° 25′ 08,4″. En nuestra imagen actual de NGC 7331 hemos señalado esa posición con un pequeño círculo.

SN 1959D fue clasificada posteriormente como una supernova de tipo IIL, perteneciente por tanto a la familia de las supernovas de colapso del núcleo de estrellas masivas que conservan hidrógeno en el momento de la explosión. La denominación «L» hacía referencia históricamente a una disminución aproximadamente lineal de su brillo después del máximo, frente a la fase de meseta característica de las tipo IIP. La información conservada de SN 1959D es, sin embargo, muy limitada comparada con la que proporcionan las campañas modernas: su explosión tuvo lugar varias décadas antes de que la astronomía de rayos X y radio permitiera seguir sistemáticamente la evolución tardía de estos objetos.

Precisamente por eso resulta especialmente interesante que SN 1959D volviera a llamar la atención 42 años después de su explosión. Soria y Perna estudiaron una observación de NGC 7331 realizada por el observatorio espacial Chandra el 27 de enero de 2001 y encontraron en la posición de la antigua supernova un pequeño exceso de emisión en rayos X. La señal era extremadamente débil: se registraron solamente siete fotones, frente a aproximadamente 1,9 esperados del fondo. Los propios autores fueron muy prudentes y consideraron la detección únicamente provisional, con una significación cercana al 90 %. Dependiendo del modelo espectral utilizado, la luminosidad X resultante se encontraba aproximadamente en el intervalo de 10³⁷–10³⁸ erg/s, con un valor representativo de unos 3,5 × 10³⁷ erg/s.

De ser realmente emisión asociada a SN 1959D, estaríamos observando la persistencia de la interacción entre los restos de la explosión y el material circundante más de cuatro décadas después. De hecho, Soria y Perna la incluyeron entre las supernovas más antiguas detectadas —o candidatas a ser detectadas— en rayos X, objetos especialmente interesantes porque se encuentran en esa frontera difusa en la que dejamos de hablar de una supernova tardía y comenzamos a hablar de un remanente de supernova. Intentos anteriores de detectar SN 1959D en radio, cuando habían transcurrido unos 26–27 años desde la explosión, no habían tenido éxito.

Así, aunque SN 1959D sea con diferencia la menos documentada de las cinco supernovas conocidas en NGC 7331, su historia no terminó completamente en 1959. Más de cuarenta años después, Chandra todavía encontró una posible huella de aquella explosión, una débil señal procedente del mismo lugar que hemos marcado en nuestra imagen.

SN 2013bu: una supernova II poco luminosa

Hubo que esperar más de medio siglo para que NGC 7331 volviera a ofrecer una supernova conocida. SN 2013bu fue descubierta por el prolífico observador japonés Koichi Itagaki el 21 de abril de 2013, situada en una de las regiones meridionales del disco de la galaxia. En el anuncio inicial tenía una magnitud próxima a 16,6, aunque las observaciones de los días siguientes la situaron alrededor de 15,5–16. El 24 de abril fue clasificada espectroscópicamente como una supernova joven de tipo II, es decir, el resultado del colapso del núcleo de una estrella masiva que todavía conservaba una importante envoltura de hidrógeno. Una imagen de Itagaki obtenida el 12 de abril no mostraba todavía la supernova, lo que permitió acotar bastante bien el momento de la explosión.

A diferencia de SN 1959D, SN 2013bu pudo ser seguida fotométricamente durante meses. Un amplio estudio de supernovas de tipo II realizado por Valenti y colaboradores obtuvo observaciones desde el 23 de abril hasta el 1 de septiembre de 2013, con una cadencia de pocos días y fotometría multibanda. Su comportamiento permitió identificarla como una supernova II con fase de meseta, lo que actualmente solemos denominar una tipo IIP. La transición desde esa meseta hacia la fase dominada por el decaimiento radiactivo se produjo aproximadamente 103 días después de la explosión.

Pero SN 2013bu no fue una IIP especialmente brillante. El estudio la incluye expresamente entre las supernovas II de baja luminosidad y encontró una caída particularmente acusada al finalizar la meseta. De hecho, dentro de una muestra de 45 objetos, SN 2013bu, SN 2005cs y ASASSN-14ha eran los tres casos de baja luminosidad que mostraban una caída excepcionalmente grande hacia la cola radiactiva, de aproximadamente 3–4 magnitudes. Esto resulta físicamente interesante porque la luminosidad de esa fase tardía depende de la cantidad de níquel-56 sintetizado durante la explosión.

Y SN 2013bu parece haber producido muy poco. A partir de su curva pseudobolométrica, Valenti et al. estimaron una masa de ^56Ni de solamente 0,0021 ± 0,0007 masas solares. Es una cantidad extraordinariamente pequeña comparada con muchas supernovas II normales y encaja con su carácter poco luminoso. Yo sí pondría este dato: nos proporciona una característica física propia de SN 2013bu y evita que su apartado sea simplemente una ficha de descubrimiento.

La imagen que mostramos fue obtenida por nuestro amigo Juan-Luis González Carballo desde el Observatorio Cerro del Viento, en Badajoz, el 20 de julio de 2013, casi tres meses después del descubrimiento. Es especialmente bonita para nuestro relato porque estamos viendo realmente la supernova, señalada por la flecha, cuando todavía se encontraba alrededor de magnitud 16,2 CR. Y esto último lo he comprobado directamente en Bishop: su página registra precisamente la observación de Juan-Luis del 20,036 de julio de 2013 con 16,2 CR.

La secuencia de Latest Supernovae, la página mantenida por Bishop, muestra además muy bien el posterior debilitamiento: alrededor de comienzos de agosto ya aparecen medidas de 17,8 CR, 19,0 V el 5 de agosto y posteriormente valores cercanos o inferiores a magnitud 18–19. La imagen de Juan-Luis, por tanto, fue obtenida muy cerca del final de la larga meseta, antes de esa fuerte caída que precisamente convirtió a SN 2013bu en un objeto interesante para los estudios de supernovas II de baja luminosidad.

SN 2014C: la supernova que cambió de identidad

Apenas ocho meses después de la aparición de SN 2013bu, NGC 7331 volvió a ser escenario de una explosión estelar. SN 2014C fue descubierta por el programa Lick Observatory Supernova Search (LOSS) el 5 de enero de 2014, en la posición AR 22h 37m 05,60s, Dec +34° 24′ 31,9″. La imagen que acompaña estas líneas fue obtenida ese mismo día por nuestro amigo Gianpiero Locatelli, desde el Maritime Alps Observatory, en Cuneo (Italia), apenas unas horas después del anuncio. La supernova se encontraba todavía en las primeras etapas de su evolución y continuaría aumentando de brillo durante los días siguientes, hasta alcanzar aproximadamente la magnitud 15. Página de SN 2014C de David Bishop

Nada hacía pensar inicialmente que aquella supernova fuese a convertirse en uno de los objetos más interesantes de su clase. Los primeros espectros correspondían a una supernova de tipo Ib bastante normal. Las estrellas que originan estas explosiones han perdido prácticamente toda su envoltura exterior de hidrógeno antes del colapso de su núcleo, aunque conservan suficiente helio para que este elemento aparezca prominentemente en el espectro. En SN 2014C se midieron velocidades de expansión cercanas a 13.000 km/s, mientras que los modelos posteriores estimaron una energía de explosión de aproximadamente 1,8 × 10⁵¹ erg y una masa eyectada de solo 1,7 masas solares, valores que no parecían especialmente extraordinarios para una supernova Ib.

Sin embargo, durante los meses siguientes comenzó una transformación espectacular. Aproximadamente entre los 100 y 200 días después de la explosión apareció una intensa emisión de hidrógeno que no estaba presente en los primeros espectros. Hα desarrolló un componente de anchura intermedia, de alrededor de 1.000–1.500 km/s, mientras que las observaciones en radio mostraban también el comienzo de una nueva fase de fuerte interacción. Una supernova que había nacido espectroscópicamente como una tipo Ib, prácticamente desprovista de hidrógeno, estaba adquiriendo las características propias de una supernova interactuante rica en hidrógeno, semejante a las de tipo IIn. Precisamente por esta razón uno de los primeros grandes estudios dedicados al objeto utilizó una palabra especialmente apropiada en su título: metamorfosis.

La aparente contradicción encerraba la clave de todo el fenómeno. La estrella que explotó había perdido su envoltura de hidrógeno, pero ese material no había desaparecido: una cantidad considerable había sido expulsada antes de la explosión y permanecía alrededor del sistema. La supernova se expandió inicialmente por una cavidad de densidad relativamente baja y solo después alcanzó una densa envoltura circunestelar rica en hidrógeno. Al producirse la colisión, parte de la enorme energía cinética de los restos en expansión comenzó a transformarse en radiación, provocando el espectacular aumento de la emisión en radio y rayos X y la aparición de las líneas de hidrógeno.

Las distintas observaciones permitieron poco a poco reconstruir la estructura de ese medio circunestelar o CSM. Los primeros estudios situaron la envoltura densa a varias veces 10¹⁶ cm de la estrella. Posteriormente, el seguimiento en rayos X y los modelos hidrodinámicos mostraron que el entorno era mucho más extenso y complejo. Una reconstrucción publicada en 2022 encontró material circunestelar desde aproximadamente 2 × 10¹⁶ hasta casi 2 × 10¹⁷ cm, con fuertes variaciones de densidad y una masa total estimada en torno a 2,6 masas solares. No debe interpretarse esa cifra como una medida directa: procede de modelos unidimensionales de un medio que probablemente era muy irregular y grumoso, pero deja clara la extraordinaria cantidad de materia que rodeaba a la estrella cuando explotó.

Una de las pruebas más impresionantes llegó gracias a la interferometría de muy larga base (VLBI), capaz de resolver espacialmente la fuente de radio. A los 384 días de la explosión se midió un radio de 6,40 × 10¹⁶ cm, correspondiente a una velocidad media desde la explosión de unos 19.300 km/s. Entre los días 384 y 1057 la expansión continuó aproximadamente a 13.600 km/s, hasta alcanzar cerca de 1,5 × 10¹⁷ cm. La diferencia indica que la onda de choque debió experimentar una desaceleración importante antes de comenzar aquellas observaciones, precisamente cuando atravesó las regiones más densas del material circunestelar. Las imágenes de radio revelaron además una fuente aproximadamente circular pero no perfectamente uniforme, con una región especialmente brillante hacia uno de sus lados, otra pista de que el entorno de SN 2014C distaba mucho de ser una envoltura perfectamente homogénea.

Todo ello planteaba una segunda pregunta: ¿qué le había sucedido a la estrella antes de explotar? Una breve fase como estrella Wolf-Rayet podría, en principio, haber vaciado una cavidad alrededor del progenitor, pero resulta difícil explicar simultáneamente la pequeña masa eyectada por SN 2014C, la enorme cantidad de hidrógeno situada a cierta distancia y el corto intervalo de tiempo necesario para crear aquella estructura. Por ello, los trabajos posteriores han favorecido progresivamente un escenario en el que el progenitor formaba parte de un sistema binario. La transferencia de materia hacia una estrella compañera y quizá una fase de envoltura común podrían haber arrancado la envoltura de hidrógeno y expulsado grandes cantidades de gas al espacio poco antes del colapso. Es una explicación especialmente atractiva, aunque conviene subrayar que no se ha detectado directamente una estrella compañera y que la geometría exacta del sistema sigue siendo objeto de estudio.

Y la historia de SN 2014C no terminó cuando comenzó a apagarse en el visible. El seguimiento infrarrojo mostró que la interacción continuaba durante años y permitió estudiar otro producto de aquel violento encuentro: el polvo. Las observaciones reunidas por Tinyanont y colaboradores hasta unos cinco años después de la explosión revelaron una componente de polvo cálido, alrededor de 500 K, con una masa de varios milésimos de masa solar. Una observación a 9,7 μm proporcionó además indicios de emisión producida por silicatos, algo especialmente interesante porque la coexistencia de polvo carbonáceo y silicatos sugería un medio circunestelar químicamente heterogéneo. En aquel momento, sin embargo, la escasa cobertura espectral aconsejaba considerar la identificación de los silicatos como una evidencia prometedora, no como una demostración definitiva.

El infrarrojo permitió también seguir la interacción cuando la supernova llevaba ya años fuera del alcance de muchas observaciones convencionales. La evolución de la luminosidad era compatible con un medio exterior cuya densidad disminuía aproximadamente como r⁻², el comportamiento esperado para material producido por un viento estelar. Bajo las hipótesis adoptadas, la pérdida de masa necesaria era del orden de 10⁻³ masas solares por año para un viento de 100 km/s. La imagen que emergía era así mucho más complicada que la de una única envoltura: una cavidad interior, una región particularmente densa responsable de la metamorfosis y un medio circunestelar más extenso por el que el choque continuó propagándose durante años.

Pero todavía quedaba una sorpresa. Más de diez años después de la explosión, el telescopio espacial James Webb volvió a observar SN 2014C con espectroscopia infrarroja. La supernova seguía mostrando signos inequívocos de interacción. Las nuevas observaciones revelaron una cantidad de polvo frío muy superior a la encontrada durante los primeros años: aproximadamente 0,078 masas solares, repartidas entre unos 0,0355 M☉ de polvo carbonáceo y 0,0425 M☉ de silicatos, además de una pequeña componente de polvo más caliente. La temperatura característica de las componentes frías había descendido hasta unos 200–300 K.

Esta vez, además, la naturaleza del polvo quedó mucho mejor establecida. El espectro obtenido con JWST mostraba amplias estructuras de emisión asociadas a los silicatos alrededor de 11 y 18 μm, confirmando con mucha mayor solidez aquello que las observaciones de 2019 solo habían podido sugerir. La masa de polvo inferida había aumentado más de un orden de magnitud desde las primeras observaciones infrarrojas. Aunque parte del polvo frío pudo pasar inadvertido anteriormente, la interpretación favorecida es que una cantidad importante se haya formado después de la explosión, probablemente en la capa densa y fría creada entre los choques delantero y reverso.

JWST encontró además una luminosidad bolométrica de aproximadamente 6,5 × 10⁴⁰ erg/s casi una década después del estallido. Sorprendentemente, esa luminosidad continuaba siguiendo bastante bien la evolución prevista años antes por el modelo de interacción con un medio cuya densidad disminuye aproximadamente como r⁻². No parecía necesario invocar que la onda de choque hubiese encontrado repentinamente una nueva y enorme envoltura exterior para explicar la persistencia del objeto: la interacción con el extenso material expulsado por el progenitor continuaba proporcionando energía.

Los espectros más recientes han añadido todavía otra pieza al rompecabezas. Las líneas de oxígeno y neón presentan componentes desplazadas hacia el azul y perfiles asimétricos. Resulta especialmente revelador que algunas líneas ópticas de oxígeno y la línea infrarroja de [Ne II] a 12,8 μm muestren formas semejantes a pesar de que el polvo absorbe de manera radicalmente diferente en ambas longitudes de onda. Esto favorece que la asimetría observada sea realmente geométrica, propia de la distribución del gas y de los restos de la explosión, y no simplemente el resultado de que el polvo oculte uno de sus lados. El medio circunestelar podría haber estado desplazado respecto al centro de la explosión o presentar una geometría considerablemente más complicada que una simple envoltura esférica.

SN 2014C se ha convertido así en un laboratorio excepcional de la muerte de las estrellas masivas. Lo que comenzó como una aparentemente corriente supernova Ib terminó revelando una enorme cantidad de hidrógeno expulsado antes de la explosión, una prolongada interacción visible en radio, rayos X e infrarrojo, una onda de choque cuya expansión pudo medirse directamente y una creciente reserva de polvo formada o procesada durante el encuentro. Más de una década después, la explosión continúa literalmente desarrollándose ante nuestros telescopios. Y quizá su lección más importante sea precisamente que la clasificación obtenida durante los primeros días de una supernova no siempre cuenta toda la historia: en ocasiones hay que esperar meses, años e incluso décadas para descubrir realmente cómo murió una estrella.

SN 2025rbs: una supernova Ia, seguida desde Observadores de Supernovas

Tuvieron que pasar más de once años desde SN 2014C para que NGC 7331 volviera a albergar una nueva supernova. SN 2025rbs fue descubierta por GOTO-North el 14 de julio de 2025 a las 03:22:35 UT, cuando presentaba una magnitud de 17,07 en el amplio filtro empleado por GOTO. Su posición, AR 22h 37m 03,64s y Dec +34° 25′ 07,98″, la situaba proyectada muy cerca de la brillante región central de NGC 7331. La última imagen de GOTO sin detección databa del 4 de julio, con un límite de magnitud 20,2, de modo que el descubrimiento se produjo en una fase muy temprana de su evolución. Los primeros espectros confirmaron rápidamente que se trataba de una supernova de tipo Ia.

A diferencia de las tres explosiones anteriores conocidas en esta galaxia —1959D, 2013bu y 2014C—, todas ellas relacionadas con el colapso de estrellas masivas, SN 2025rbs pertenecía a una familia completamente diferente. Las supernovas Ia son explosiones termonucleares de enanas blancas que alcanzan condiciones capaces de desencadenar una combustión explosiva de carbono y oxígeno. El sistema progenitor concreto puede adoptar diferentes configuraciones y no puede deducirse simplemente de la clasificación Ia, pero el mecanismo físico y la población estelar de origen son radicalmente distintos de los de las supernovas de colapso de núcleo que NGC 7331 nos había mostrado anteriormente.

El descubrimiento temprano permitió asistir a un ascenso extraordinariamente rápido. En nuestra imagen, obtenida desde el Observatorio Posadas (MPC J53) la noche del 16 de julio, apenas dos días después del descubrimiento, medimos 15,09 ± 0,01 en Clear referido a V. La recopilación de David Bishop registra esa misma observación como 15,1 CV el 16,057 UT. Solo unas horas después ya aparecen medidas cercanas a magnitud 14, y durante los días siguientes la supernova continuó aumentando rápidamente de brillo: hacia el 22 de julio rondaba V = 12,8 y a finales de mes se encontraba aproximadamente en magnitud 12.

La proximidad aparente de SN 2025rbs al brillante núcleo de NGC 7331 hacía temer inicialmente que su fotometría resultase especialmente complicada. Sin embargo, su rápido aumento de brillo y las técnicas de fotometría diferencial permitieron realizar un seguimiento de gran calidad. Desde el grupo Observadores de Supernovas (ObSN) se organizó una campaña en la que participaron más de treinta observadores, empleando tanto filtros Johnson-Cousins BVRI como Sloan g′r′i′. En pocas semanas se reunieron cerca de un millar de medidas, procesadas con FotoDifSN, que permitieron reconstruir con gran detalle la evolución de la explosión. Los primeros resultados fueron además puestos a disposición de la comunidad a través del AstroNote 2025-262 del Transient Name Server.

La curva de luz obtenida por ObSN muestra casi didácticamente el comportamiento de una supernova Ia. Después del pronunciado ascenso inicial aparecen los máximos en los diferentes filtros, con el máximo en B adelantado respecto a las bandas más rojas. Tras ellos comienza el debilitamiento, mucho más rápido en B que en V. Mientras la emisión azul continúa descendiendo, en R e I aparece una característica muy conocida de las supernovas Ia: un máximo secundario, o rebote, visible también en las bandas Sloan más rojas. La curva obtenida colectivamente permite seguir con extraordinaria claridad tanto el máximo principal como esa posterior redistribución de la emisión hacia longitudes de onda más largas.

Ese máximo secundario no es simplemente una curiosidad de la curva. Durante la expansión y enfriamiento de los restos, la ionización de los elementos del grupo del hierro cambia y, con ella, la forma en que la radiación escapa del material eyectado. El resultado es una redistribución del flujo hacia las bandas rojas e infrarrojas que produce precisamente esa segunda elevación. En nuestra gráfica resulta especialmente evidente en I, mientras B continúa cayendo rápidamente. Es uno de esos casos en los que una campaña amateur bien coordinada permite registrar directamente un fenómeno físico característico de esta clase de explosiones.

SN 2025rbs llegó a convertirse así en una supernova extraordinariamente brillante para los estándares extragalácticos y en un magnífico objeto para observadores de todo el mundo. Desde 17,1 en el descubrimiento, pasando por nuestra medida de 15,1 solo dos días después, hasta valores próximos a magnitud 12 alrededor del máximo. Después comenzó el lento retorno hacia la oscuridad, mientras su proximidad al núcleo hacía progresivamente más difícil separar la luz de la supernova de la propia galaxia.

SN 2026aaiv: NGC 7331 vuelve a estallar

Apenas catorce meses después de SN 2025rbs, NGC 7331 volvió a sorprender a los observadores. El 1 de septiembre de 2026, el programa automatizado ATLAS detectó una nueva fuente transitoria en la galaxia, inicialmente denominada ATLAS26krw y posteriormente registrada oficialmente como SN 2026aaiv. La primera detección se produjo a las 11:23:32 UT, con una magnitud de 17,325 en el filtro naranja de ATLAS, en la posición AR 22h 37m 05,618s, Dec +34° 24′ 35,37″. El objeto se encontraba unos 19,9″ al este y 20,5″ al sur del núcleo de NGC 7331.

El descubrimiento resultaba especialmente interesante porque ATLAS disponía de una no detección apenas un día antes. La fotometría forzada correspondiente al 31 de agosto no mostraba flujo significativo por encima del límite de 5σ, mientras que al día siguiente la nueva fuente ya aparecía con claridad. Por tanto, el comienzo del fenómeno pudo acotarse a un intervalo inferior aproximadamente a 24 horas. Adoptando para NGC 7331 una distancia de unos 14 Mpc, los descubridores estimaron inicialmente una magnitud absoluta de aproximadamente −13,6, indicando que estábamos contemplando una explosión extremadamente joven.

La confirmación llegó rápidamente. Un espectro obtenido la noche del 2 de septiembre por Claudio Balcon en el observatorio de Belluno fue comparado mediante GELATO y SNID-SAGE con espectros de supernovas conocidas y permitió clasificar el objeto como una supernova de tipo Ia, con un desplazamiento al rojo z ≈ 0,003. Otros espectros obtenidos durante los días siguientes confirmaron la clasificación. Uno de ellos mostró además absorción de Na II/Na I D, interpretada por sus autores como indicio de una cantidad apreciable de enrojecimiento a lo largo de la línea de visión. Por ahora resulta prudente no intentar convertir esa indicación en una extinción concreta mientras no dispongamos de un análisis más completo.

La evolución durante los primeros días ha sido espectacular. Desde las 17,3 magnitudes del descubrimiento, SN 2026aaiv aumentó rápidamente de brillo: Pan-STARRS midió g = 14,14 el 5 de septiembre, y GOTO registró 12,94 el día 8. La recopilación de David Bishop la situaba ya alrededor de magnitud 12,5 el 11 de septiembre. En poco más de una semana el objeto había aumentado su brillo aparente en casi cinco magnitudes, es decir, decenas de veces en flujo, aunque las cifras proceden de filtros diferentes y no deben interpretarse como una curva fotométrica homogénea.

Nuestra imagen fue obtenida desde el Observatorio Posadas (MPC J53) durante la noche del 10 al 11 de septiembre con el Celestron 14 y la QHY268MM. La integración de 22 exposiciones de 120 segundos muestra perfectamente SN 2026aaiv proyectada sobre la luminosa región interior de NGC 7331. Obtuvimos V = 12,59.

Dos noches después, el 12,97263 de septiembre, una nueva observación realizada ya expresamente con filtro V proporcionó V = 12,36. La diferencia, aunque pequeña, indica que la supernova continuaba aumentando de brillo cuando realizamos nuestras observaciones.

Y, al igual que ocurrió con SN 2025rbs, desde el grupo Observadores de Supernovas (ObSN) hemos abierto una campaña específica de seguimiento de SN 2026aaiv. Este punto merece destacarse especialmente. La detección tan temprana, la rapidez del ascenso, su elevada luminosidad y la favorable situación de NGC 7331 para los observadores del hemisferio norte hacen de ella un objetivo extraordinario para obtener una curva fotométrica multibanda densamente muestreada. El propósito es seguir su evolución durante el máximo y el posterior descenso y reunir nuevamente las observaciones de numerosos telescopios en una curva colectiva.

Hay además una coincidencia realmente llamativa. SN 2026aaiv es, como SN 2025rbs, una supernova de tipo Ia, y ambas han aparecido en la misma galaxia con apenas catorce meses de diferencia. Eso no significa necesariamente que exista relación física alguna entre los dos acontecimientos: son dos sistemas progenitores independientes que casualmente han alcanzado su fase final con muy poca separación temporal desde nuestra perspectiva. Pero para los observadores resulta excepcional disponer de dos supernovas Ia brillantes en NGC 7331 en dos campañas consecutivas. Incluso la propia página de Bishop destaca la coincidencia entre ambos objetos.

Y aquí, a diferencia de las cuatro supernovas anteriores, no podemos escribir todavía el final. En el momento de preparar estas líneas, a mediados de septiembre de 2026, SN 2026aaiv continúa siendo un objeto en plena evolución. Habrá que comprobar dónde se sitúa finalmente el máximo, cómo evolucionan sus diferentes bandas fotométricas, cuál es su ritmo de descenso y si su comportamiento resulta completamente normal para una Ia o presenta alguna peculiaridad. La campaña de ObSN está precisamente destinada a documentar esa historia mientras sucede.

De alguna manera, SN 2026aaiv cierra provisionalmente el círculo de este artículo. Comenzamos en 1959, con una supernova de la que apenas conservamos información y cuyo lugar de explosión solo podemos señalar hoy sobre una imagen de NGC 7331. Sesenta y siete años después estamos siguiendo otra explosión de la misma galaxia noche a noche, con fotometría multibanda CCD/CMOS,  espectros disponibles prácticamente desde su descubrimiento y observadores repartidos por numerosos lugares contribuyendo a registrar su evolución. Entre ambas quedan SN 2013bu, la extraordinaria SN 2014C y nuestra campaña de SN 2025rbs. Cinco explosiones que convierten a NGC 7331 no solo en una de las galaxias espirales más hermosas del cielo, sino también en un magnífico escenario para contemplar algunas de las formas en que terminan su vida las estrellas.

Bajo la sombra de la Tierra: el eclipse lunar del 28 de agosto de 2026

 La madrugada del 28 de agosto de 2026 tuvo lugar un eclipse parcial de Luna especialmente profundo. La Luna atravesó la sombra proyectada por la Tierra sin llegar a quedar completamente sumergida en ella: el eclipse alcanzó una magnitud de 0,93 y, en los momentos próximos al máximo, únicamente permaneció iluminada directamente por el Sol una estrecha franja del disco lunar.

Desde la Península, la fase parcial comenzó a las 04:34, alcanzándose el máximo alrededor de las 06:12, cuando la Luna se encontraba ya descendiendo hacia el horizonte occidental. En buena parte del centro y este peninsular, de hecho, nuestro satélite se ocultó antes de que finalizara por completo la fase parcial.

La composición muestra doce momentos de mi observación, ordenados cronológicamente de izquierda a derecha y de arriba abajo. En las primeras imágenes puede apreciarse cómo la umbra terrestre va avanzando sobre el disco lunar hasta dejar reducida la zona directamente iluminada a un fino creciente. Cerca del máximo ocurre, sin embargo, algo especialmente llamativo: la parte de la Luna situada dentro de la sombra no desaparece, sino que adquiere una intensa tonalidad rojiza.

Ese color procede de la luz solar que atraviesa las capas de la atmósfera terrestre. Las longitudes de onda más cortas se dispersan con mayor facilidad, mientras que la luz rojiza consigue atravesar la atmósfera y, refractada hacia el interior del cono de sombra, alcanza la superficie lunar. En cierto modo, durante un eclipse la Luna recibe simultáneamente la luz rojiza de los amaneceres y atardeceres que rodean el limbo de nuestro planeta.

Tras el máximo, el proceso comienza a invertirse y la Luna va abandonando lentamente la umbra. En mi caso no fue posible completar fotográficamente toda la salida: el avance del amanecer terminó imponiéndose cuando el eclipse todavía continuaba. Las últimas imágenes del panel corresponden, por tanto, a las fases que pude registrar antes de que la creciente luminosidad del cielo pusiera fin a la observación.

El sencillo equipo utilizado durante la observación: la Canon EOS 200D para registrar las distintas fases del eclipse y, a la derecha, unos prismáticos para disfrutar del espectáculo visual. En el centro, la protagonista de la noche.

Reconozco que durante los días anteriores había seguido este eclipse con bastante menos expectación que el eclipse total de Sol que habíamos podido contemplar apenas dos semanas antes. Sin embargo, bastó subir a la azotea y encontrarme la Luna en este estado para que aquella indiferencia desapareciera de golpe.

Cuando comencé a fotografiarla, el eclipse ya había comenzado. La umbra terrestre había penetrado claramente en el disco lunar, dibujando sobre él el característico borde curvo de la sombra de nuestro planeta. Buena parte de la superficie permanecía todavía iluminada y permitía reconocer sin dificultad numerosos accidentes lunares. Destacaba especialmente Tycho, en la región meridional, rodeado por su espectacular sistema de rayos, que todavía se extendía por buena parte del hemisferio visible. Más al norte podía distinguirse también Plato.

A medida que avanzaba el eclipse, la superficie lunar directamente iluminada por el Sol fue reduciéndose hasta convertirse en una estrecha franja. Para conservar detalle en ella mantuve unos parámetros de exposición que evitaran quemar las zonas más brillantes; como consecuencia, la parte de la Luna sumergida en la umbra prácticamente desaparecía en la fotografía y el disco parecía haberse transformado en un fino creciente.

Las condiciones tampoco ayudaban ya demasiado. La Luna se encontraba cada vez más baja sobre el horizonte y conseguir un enfoque preciso empezaba a resultar difícil. Sin embargo, a esas alturas la calidad técnica de cada fotografía había pasado casi a un segundo plano. Seguir en directo el avance de la sombra terrestre, viendo cómo imagen tras imagen iba desapareciendo una porción mayor de la Luna, estaba resultando mucho más espectacular y emocionante de lo que había imaginado antes de comenzar la observación.

Y todavía faltaba lo mejor. La zona oscura que en estas exposiciones parecía haberse desvanecido no había desaparecido realmente. Bastaría aumentar la exposición para descubrir que dentro de la umbra seguía estando allí toda la Luna, débilmente iluminada y adquiriendo el característico tono rojizo de los eclipses lunares.

Visualmente, este fue sin duda el momento más espectacular de la observación. A través de los prismáticos, la Luna aparecía débil y profundamente rojiza, rodeada por las estrellas de fondo. Aunque técnicamente se trataba de un eclipse parcial, con una magnitud de 0,93, su aspecto recordaba muchísimo al de un eclipse total: solamente una estrecha franja del disco permanecía fuera de la umbra terrestre.

Fotografiar aquella apariencia requería cambiar por completo los parámetros utilizados hasta entonces. Si exponía correctamente la pequeña región todavía iluminada directamente por el Sol, la mayor parte del disco lunar desaparecía prácticamente en la oscuridad. Al aumentar considerablemente la exposición y la sensibilidad ISO sucedía lo contrario: aquella estrecha franja quedaba inevitablemente sobreexpuesta, pero emergía toda la superficie de la Luna sumergida en la sombra.

Y aparecía roja.

La umbra de la Tierra no es completamente oscura. Parte de la luz solar atraviesa nuestra atmósfera y es desviada hacia el interior de la sombra terrestre. Durante ese recorrido, las longitudes de onda más cortas —azules y violetas— son dispersadas con mucha mayor eficacia, mientras que las rojizas atraviesan mejor la atmósfera y terminan alcanzando la superficie lunar. Es, esencialmente, el mismo fenómeno que enrojece nuestros amaneceres y atardeceres.

Por eso el color de un eclipse lunar está, en cierto modo, producido por nuestro propio planeta. Vista desde la Luna en esos momentos, la Tierra ocultaría al Sol y estaría rodeada por un fino anillo rojizo formado por todos los amaneceres y atardeceres que en ese instante se producen alrededor de su limbo. Esa luz filtrada por la atmósfera terrestre es la que permite que podamos seguir contemplando la superficie lunar incluso cuando se encuentra profundamente introducida en la umbra.

En la fotografía también aparece, como un pequeño punto a la izquierda de la Luna, HD 212396, una gigante de tipo espectral K3 III y magnitud visual 7,15. Su presencia ayuda a transmitir algo que en la fotografía resulta difícil reproducir por completo: la impresión que ofrecía el eclipse observado con prismáticos, con aquella enorme Luna rojiza y apagada suspendida entre las estrellas.

Después del máximo, la situación comenzó lentamente a invertirse. La Luna fue abandonando la umbra terrestre y la luz directa del Sol reapareció por el lado opuesto del disco. Al comparar esta última imagen con las primeras de la noche se aprecia muy bien el cambio: la sombra que inicialmente parecía avanzar sobre la Luna ahora retrocedía, dejando nuevamente al descubierto una superficie cada vez mayor.

El eclipse aún estaba lejos de haber terminado, pero para nosotros la observación llegaba a su fin. Hacia el horizonte oriental comenzaban a percibirse ya las primeras luces del día. El Sol todavía no había salido, pero su proximidad empezaba a anunciarse en el cielo y la Luna, cada vez más baja, se acercaba también al horizonte. Era el momento de recoger.

Resultaba curioso pensar que apenas dieciséis días antes, el 12 de agosto, habíamos contemplado la alineación contraria. Entonces fue la Luna la que se interpuso entre nosotros y el Sol, proyectando su sombra sobre la Tierra y regalándonos un eclipse total de Sol. Ahora era nuestro propio planeta el que ocupaba la posición central: la Tierra se había interpuesto entre el Sol y la Luna y su enorme sombra había recorrido lentamente la superficie de nuestro satélite.

Dos eclipses separados por poco más de dos semanas y dos formas completamente diferentes de contemplar prácticamente el mismo juego de luces, sombras y movimientos entre tres mundos.

Había comenzado la noche sin demasiadas expectativas y terminaba recogiendo el equipo con una sensación completamente distinta. Ver avanzar la sombra sobre la Luna, contemplarla convertida en un débil disco rojizo entre las estrellas y verla después comenzar a recuperar su luz había resultado realmente emocionante. Uno de esos espectáculos de la naturaleza que, cuando se tiene la oportunidad, nadie debería perderse.

Aquella noche mereció la pena dormir un poco menos.

AT 2026yos y NGC 6379: la kilonova que no fue

 En la constelación de Hércules, a unos 280 millones de años luz, se encuentra NGC 6379, una galaxia espiral descubierta por el astrónomo alemán Albert Marth en 1864. Las distintas fuentes no coinciden por completo en su clasificación morfológica: aparece descrita como Sc o Scd, es decir, una espiral tardía, con un bulbo relativamente pequeño y una estructura dominada por el disco y los brazos. Su desplazamiento al rojo es z = 0,019927, correspondiente a una velocidad heliocéntrica de 5974 km/s; corregida respecto al fondo cósmico de microondas, la velocidad es de 5933 km/s y proporciona una distancia de Hubble de 87,5 ± 6,1 Mpc. Existe también una estimación independiente del redshift de 83,9 Mpc, de modo que podemos situarla razonablemente entre unos 270 y 290 millones de años luz de nosotros.

Su tamaño aparente apenas supera el minuto de arco, pero la distancia transforma esa pequeña mancha en una galaxia de dimensiones considerables. NED recoge diámetros ópticos próximos a 70–72 segundos de arco y, a la distancia de NGC 6379, cada segundo de arco corresponde aproximadamente a 0,41 kpc. Su diámetro se aproxima así a los 30 kpc, unos 95.000 años luz, comparable al de una gran galaxia espiral. Los estudios realizados en el infrarrojo cercano por Seigar y James a finales de la década de 1990 permitieron estudiar una estructura que la fotografía visible no revela con tanta claridad. Encontraron una galaxia fuertemente dominada por el disco, con una relación bulbo/disco de apenas 0,16; otro de sus análisis atribuye alrededor del 86 % de la luminosidad en banda K al disco.

Estos mismos estudios muestran que la estructura espiral de NGC 6379 tampoco es perfectamente simétrica. Sus brazos presentan un ángulo de pitch medio de 8,7 ± 0,5 grados, indicativo de una espiral relativamente cerrada, y el análisis de Fourier encuentra como componente dominante el modo m = 1. Esto revela una cierta asimetría global —una distribución lopsided— en la población estelar antigua del disco, en lugar de la estructura perfectamente equilibrada de dos brazos que podríamos imaginar en una espiral clásica. Las observaciones en banda K son especialmente útiles en este sentido, ya que están mucho menos condicionadas por el polvo y por las regiones azules de formación estelar que las imágenes ópticas.

Pero sus brazos no contienen únicamente la población estelar antigua. Un trabajo posterior de Seigar y James (2002) combinó imágenes infrarrojas en banda K con observaciones en Hα, sensibles a las regiones donde están naciendo estrellas masivas. En NGC 6379 estudiaron tres regiones de los brazos y encontraron que, en promedio, la relación entre la emisión Hα y la luz infrarroja era aproximadamente dos veces mayor en los brazos que en el conjunto del disco, e incluso superaba por un factor de tres el valor del disco en una de las regiones analizadas. Los autores interpretaron este comportamiento dentro de un escenario en el que las ondas de densidad asociadas a la estructura espiral comprimen el gas y favorecen localmente la formación de nuevas estrellas. NGC 6379 aparece así como una espiral rica en gas —también ha sido estudiada extensamente en la línea de 21 cm del hidrógeno neutro— en la que los brazos constituyen estructuras físicamente activas y no solamente un dibujo trazado por sus estrellas

El 10 de agosto de 2026, el programa ATLAS detectó una nueva fuente transitoria en las proximidades de NGC 6379. El objeto recibió la designación AT 2026yos —ATLAS26jyv en la nomenclatura interna del proyecto— y fue registrado inicialmente con una magnitud próxima a 18,5. La detección resultaba especialmente llamativa por su posición: el transitorio aparecía nada menos que 82,6 segundos de arco al norte y 39,6 segundos al oeste del centro de NGC 6379, extraordinariamente alejado de las regiones visibles de la galaxia.

Si se aceptaba inicialmente que ambos objetos estaban relacionados, la separación angular correspondía a una distancia proyectada de unos 37 kilopársecs, aproximadamente 120.000 años luz, respecto al centro de la galaxia. ATLAS adoptaba para NGC 6379 una distancia de unos 87 Mpc y, bajo esa hipótesis, AT 2026yos habría alcanzado una magnitud absoluta cercana a −16,45. Pero había otro detalle aún más interesante: ATLAS no había detectado nada en aquella posición el día anterior, hasta un límite de magnitud 21,4. El objeto había aumentado, por tanto, su brillo en unas tres magnitudes o más en menos de 24 horas y, después del descubrimiento, comenzó a desvanecerse a un ritmo aproximado de 0,33 magnitudes diarias.

Esta combinación —aparición muy rápida, rápida disminución de brillo, luminosidad considerable y enorme distancia proyectada respecto a la supuesta galaxia huésped— llevó a los descubridores a plantear una posibilidad mucho más exótica que una supernova convencional: AT 2026yos podía ser una candidata a kilonova. Estos fenómenos están asociados a la fusión de objetos compactos, especialmente estrellas de neutrones, y pueden producir transitorios ópticos rápidos alimentados por la desintegración radiactiva de elementos pesados sintetizados durante la colisión. Los propios investigadores señalaban, no obstante, otras posibilidades, entre ellas una variable cataclísmica de nuestra propia Galaxia. Precisamente la enorme separación respecto a NGC 6379 hacía poco atractiva, por ejemplo, la interpretación como una supernova IIb observada durante la fase inicial de enfriamiento del choque.

La evolución durante las jornadas siguientes empezó a proporcionar pistas. El 12 de agosto, apenas 1,64 días después del descubrimiento, observaciones realizadas con el telescopio de un metro del Observatorio Lulin midieron magnitudes g = 19,14, r = 19,39, i = 19,46 y z = 19,53. Además de confirmar el rápido debilitamiento, el objeto presentaba un color notablemente azul, con g−r = −0,26 ± 0,06, que corregido de la extinción producida por nuestra propia Galaxia se hacía todavía más azul, alrededor de −0,35. En aquel momento la kilonova todavía constituía una posibilidad suficientemente interesante como para justificar un seguimiento espectroscópico urgente, pero los autores ya señalaban que ese color azul también era compatible con una variable cataclísmica galáctica en primer plano.

Y fue finalmente la espectroscopía la que resolvió el misterio. Los primeros espectros no permitieron una identificación clara, pero observaciones posteriores mostraron líneas estrechas de emisión de Hα, Hβ y He I a 5876 Å, sin desplazamiento al rojo apreciable (z = 0). Combinadas con el color azul y la evolución fotométrica, estas características llevaron a clasificar AT 2026yos como una variable cataclísmica (CV) perteneciente a nuestra propia Galaxia. La asociación con NGC 6379 era, por tanto, únicamente una coincidencia de perspectiva: aquel punto aparentemente situado en las remotas afueras de una galaxia a decenas de millones de pársecs se encontraba en realidad muchísimo más cerca, dentro de la Vía Láctea.

Mi observación corresponde ya al 18 de agosto, cuando el estallido se encontraba en una fase mucho más avanzada de su declive. En una integración de cinco exposiciones de 120 segundos obtuve para el objeto una magnitud aproximada de G = 20,21. Debido a la limitada integración de la imagen y a que las medidas publicadas fueron realizadas en sistemas fotométricos diferentes, este valor debe considerarse orientativo y no directamente comparable con las primeras magnitudes de ATLAS o con las medidas multibanda posteriores. Sin embargo, la detección resulta inequívoca y muestra que AT 2026yos había continuado debilitándose notablemente. La comparación con una imagen anterior de Pan-STARRS permite además reconocer en la misma posición la débil fuente estelar en reposo, cerrando visualmente una historia que comenzó con una posible kilonova extragaláctica y terminó revelándose como el estallido de una estrella mucho más cercana.

SN 2026sfn: crónica de una explosión anunciada

 La protagonista de esta observación se encuentra en UGC 11749, una galaxia espiral situada en la constelación de Pegaso, en las coordenadas aproximadas AR 21h 28m 48s y Dec +20° 30′ 39″. También aparece recogida en distintos catálogos como LEDA 66826, CGCG 449-026, MCG +03-54-012 o Z 449-26, denominaciones que reflejan su presencia en numerosos estudios y grandes catálogos extragalácticos.

UGC 11749 está clasificada morfológicamente como una SBb, es decir, una galaxia espiral barrada de tipo intermedio. Las imágenes profundas de Pan-STARRS permiten apreciar bastante bien esta estructura: un núcleo brillante y alargado ocupa la región central, mientras que alrededor se desarrolla un sistema de brazos espirales relativamente abierto e irregular. La galaxia no se encuentra orientada completamente de frente, pero su inclinación es lo bastante moderada como para que podamos reconocer con facilidad su estructura espiral. Precisamente en uno de esos brazos apareció el transitorio que terminaría recibiendo la denominación 2026sfn.

Su desplazamiento al rojo, z = 0,017716, corresponde a una velocidad heliocéntrica de unos 5.311 km/s. Traducir directamente esta velocidad en una distancia no es completamente trivial, ya que depende de las correcciones aplicadas al movimiento de la galaxia y del modelo cosmológico utilizado. NED proporciona valores próximos a 80 Mpc cuando se tienen en cuenta las correcciones por los flujos locales —unos 260 millones de años luz—, mientras que empleando la velocidad respecto al fondo cósmico de microondas se obtiene una cifra algo menor, alrededor de 73,5 Mpc. Por ello, podemos considerar que observamos UGC 11749 a una distancia del orden de 250 millones de años luz.

A esa distancia se trata de una galaxia de dimensiones considerables. NED proporciona, a partir de las medidas de 2MASS en el infrarrojo cercano, un diámetro total de unos 103 segundos de arco, que corresponde aproximadamente a 40 kilopársecs, es decir, unos 130.000 años luz. Es por tanto una espiral comparable o incluso algo mayor que la Vía Láctea en extensión. Las diferentes medidas de diámetro varían bastante según la longitud de onda y el nivel de brillo superficial considerado, algo normal en las galaxias espirales, cuyas regiones exteriores se van haciendo progresivamente más tenues.

UGC 11749 también ha sido observada tanto en el óptico como en radio. Existe, por ejemplo, una medida de la línea de hidrógeno neutro de 21 cm, que permite estudiar el gas de la galaxia y proporciona información independiente sobre su velocidad de recesión y su dinámica. SIMBAD recoge además a Z 449-26, una de sus identificaciones, como candidata a albergar un núcleo galáctico activo. Conviene mantener aquí la prudencia: esta catalogación no significa necesariamente que estemos ante un AGN confirmado y prominente, pero sí indica que su región nuclear ha mostrado propiedades que han llevado a considerarla candidata a algún grado de actividad.

Tenemos así una espiral barrada bastante grande y rica en estructura, con abundante gas y brazos bien desarrollados. Y es precisamente en uno de esos brazos, lejos del brillante núcleo de la galaxia, donde durante el verano de 2026 apareció un nuevo punto de luz. Inicialmente fue considerado una posible supernova y recibió la designación AT 2026sfn. Sin embargo, como veremos, la historia resultó ser bastante más interesante de lo que parecía en un primer momento.

La historia de SN 2026sfn comenzó de una forma bastante menos espectacular de lo que muestra actualmente. El transitorio fue comunicado al Transient Name Server (TNS) por el programa SNHunt a partir de imágenes del Catalina Real-Time Transient Survey (CRTS). La primera detección registrada corresponde al 7 de julio de 2026, a las 09:43:34 UT, cuando el objeto presentaba una magnitud aproximada de 20,8. Aparecía proyectado sobre uno de los brillantes brazos espirales de UGC 11749, en la posición AR 21h 28m 47,568s y Dec +20° 31′ 02,64″.

La propia comunicación del descubrimiento refleja las dudas que despertó inicialmente el objeto. Había sido detectado durante tres noches, pero no aparecía en imágenes anteriores de varios grandes sondeos, y su situación sobre una región estructurada de la galaxia hacía necesario actuar con prudencia. Incluso se mencionó la posibilidad de contaminación por una estrella variable debido a la riqueza del campo. Pronto, sin embargo, otros programas comenzaron a detectarlo de forma independiente. ZTF lo registró el 6 de julio alrededor de magnitud 20,18; GOTO, el 11 de julio, obtuvo aproximadamente 19,94, y posteriormente Pan-STARRS, ATLAS y otros sondeos continuaron siguiendo su evolución.

El primer gran giro de la historia llegó con la espectroscopía. Un espectro obtenido el 13 de julio con el telescopio Gemini South y el instrumento GMOS-S llevó inicialmente a clasificar el transitorio como “SN Impostor”, una denominación utilizada para ciertos estallidos estelares que pueden alcanzar luminosidades considerables y parecerse observacionalmente a una supernova, pero sin implicar necesariamente la destrucción de la estrella. Sin embargo, el informe incluía una observación mucho más sugerente: 2026sfn podía ser un candidato a precursor de supernova, semejante al denominado “Event A” observado antes de SN 2023ldh.

Este tipo de comportamiento está relacionado con algunas estrellas masivas que se vuelven extremadamente inestables durante las etapas finales de su evolución. Antes del colapso definitivo pueden expulsar grandes cantidades de materia mediante episodios eruptivos, creando alrededor de la estrella un medio circunestelar denso. Durante unos días o semanas podemos estar contemplando, por tanto, no la muerte de la estrella, sino una especie de aviso previo. El interés de 2026sfn reside precisamente en que esa interpretación pudo comprobarse en un intervalo de tiempo extraordinariamente corto.

A finales de julio el objeto comenzó a aumentar rápidamente de brillo. ATLAS lo registró el 30 de julio en magnitud 18,24, claramente por encima del nivel próximo a magnitud 20 que había mantenido durante el episodio anterior. El 5 de agosto, el sistema LAST lo situaba ya alrededor de 17,69. Para entonces la transformación era evidente: el débil transitorio de julio estaba dando paso a un acontecimiento considerablemente más energético. Nuevas observaciones espectroscópicas confirmaron finalmente que se había producido la verdadera explosión, y el objeto pasó a ser clasificado como una supernova de tipo IIn.

Las supernovas IIn constituyen una clase especialmente interesante dentro de las supernovas producidas por el colapso de estrellas masivas. La letra II indica la presencia de hidrógeno en su espectro, mientras que la “n” procede de narrow, en referencia a las componentes estrechas de emisión características de este grupo. Estas líneas se producen porque la onda de choque y el material expulsado por la explosión se encuentran con el gas que la propia estrella había perdido anteriormente. Parte de la enorme energía cinética de la eyección se transforma entonces en radiación al interactuar con ese material circunestelar.

En el caso de SN 2026sfn esta interpretación resulta especialmente atractiva porque hemos observado el material circunestelar prácticamente en el momento de su formación. El episodio de julio pudo corresponder a una importante pérdida de masa del progenitor poco antes del colapso. Cuando posteriormente se produjo la explosión, las capas expulsadas a gran velocidad comenzaron a encontrarse con ese entorno previamente enriquecido por la propia estrella. De este modo, precursor y supernova no serían dos acontecimientos independientes, sino capítulos consecutivos de las últimas etapas de vida de una misma estrella masiva.

Mi imagen fue obtenida desde el Observatorio de Posadas (MPC J53) durante la madrugada del 19 de agosto de 2026, utilizando el Celestron 14 y la cámara QHY268MM. Se integraron 22 exposiciones de 120 segundos, con una resolución final de 0,83 segundos de arco por píxel. La supernova aparece perfectamente identificable sobre uno de los brazos de UGC 11749 y obtuve para ella una magnitud de 17,42 G. La ampliación incluida en la esquina superior izquierda permite distinguir mejor tanto la estructura de la galaxia como la posición del nuevo objeto.

La medida resulta además interesante al compararla con las primeras observaciones. Frente a las magnitudes próximas a 20–21 del episodio precursor de julio, SN 2026sfn se encontraba el 19 de agosto alrededor de la magnitud 17,4, es decir, varias magnitudes más brillante. No estamos viendo simplemente la evolución lenta del transitorio descubierto inicialmente, sino el resultado de un cambio físico mucho más profundo: el paso desde una fase eruptiva precursora hasta la auténtica explosión de supernova.

SN 2026sfn ofrece así una oportunidad particularmente interesante para estudiar los instantes finales de una estrella masiva. Normalmente conocemos una supernova cuando la estrella ya ha explotado y debemos reconstruir retrospectivamente lo ocurrido en los años anteriores. En este caso, en cambio, el cielo nos ha permitido contemplar parte de la secuencia casi en directo: primero la inestabilidad del progenitor, después el episodio precursor y finalmente la explosión de tipo IIn. Un pequeño punto de luz perdido en uno de los brazos de UGC 11749 se convierte así en el testimonio de las últimas semanas de existencia de una estrella situada a unos 250 millones de años luz.

Como suele ocurrir al examinar con detenimiento un campo estelar, la imagen guarda algún pequeño objeto que nada tiene que ver con la protagonista de la observación. En este caso se trata de la débil Gaia DR3 1787344352398422656, apenas perceptible en la imagen y con una magnitud G = 20,37. A diferencia de la lejanísima UGC 11749 y su supernova, este diminuto punto de luz pertenece a nuestra propia Galaxia.

La estrella presenta un movimiento propio de aproximadamente +20,07 mas/año en ascensión recta y −1,41 mas/año en declinación**, además de una paralaje medida por Gaia de 2,14 ± 0,79 mas. Esta última resulta demasiado incierta para establecer con seguridad su distancia: una inversión directa de la paralaje no sería suficientemente fiable en este caso. Su fotometría de Gaia proporciona magnitudes BP = 20,51 y RP = 20,04, correspondientes a un índice de color **BP−RP ≈ 0,47.

Lo verdaderamente curioso es que el objeto aparece incluido en el catálogo de candidatos a enanas blancas elaborado por **Gentile Fusillo et al. (2021) a partir de Gaia EDR3. Este trabajo seleccionó objetos atendiendo, entre otros criterios, a su posición en el diagrama de magnitud absoluta y color de Gaia, comparándolos con una amplia muestra de enanas blancas confirmadas espectroscópicamente. Para nuestra estrella el catálogo proporciona una probabilidad P_WD = 0,681, es decir, aproximadamente un 68 % de probabilidad de pertenecer a la población de enanas blancas.

Conviene, por tanto, no convertir una candidatura en una certeza. No existe para esta fuente una confirmación espectroscópica y el propio catálogo tampoco proporciona estimaciones de temperatura efectiva, gravedad superficial o masa. Debemos hablar simplemente de una candidata a enana blanca. Aun así, resulta llamativo que ese diminuto punto de magnitud 20,4, perdido entre centenares de estrellas de la imagen, pueda ser el remanente compacto de una estrella que terminó hace mucho tiempo su evolución. Una pequeña curiosidad de nuestra propia Galaxia capturada, casi por casualidad, mientras el objetivo principal del telescopio se encontraba a unos 250 millones de años luz.

SN 2026wue: una supernova lejana en un campo de galaxias

 LEDA 1601877 es una galaxia discreta situada en la constelación de Hércules, en un campo extraordinariamente rico en estrellas. También aparece catalogada como WISEA J181756.67+194116.0, denominación que prácticamente describe lo poco conocida que resulta: no estamos ante uno de esos objetos brillantes del catálogo NGC con una larga historia de observaciones, sino ante una pequeña galaxia que pasa casi inadvertida entre las numerosas estrellas de la Vía Láctea proyectadas en esta dirección. En mi imagen apenas se distingue como una tenue mancha difusa y, de no ser por la aparición de una supernova en su interior, probablemente sería uno más de los numerosos objetos extragalácticos débiles dispersos por el campo.

Los datos disponibles permiten, sin embargo, situarla con bastante precisión en el espacio. NED recoge para ella una velocidad heliocéntrica de 16.388 km/s, mientras que la velocidad corregida respecto al fondo cósmico de microondas es de unos 16.274 km/s, correspondiente a un desplazamiento al rojo cercano a z = 0,054. A partir de este valor se obtiene una distancia asociada al flujo de Hubble de aproximadamente 223 Mpc, aunque dependiendo de la corrección utilizada aparecen valores en torno a 227–230 Mpc. En términos más intuitivos, hablamos de una galaxia situada aproximadamente a 730–750 millones de años luz de nosotros.

La corrección cosmológica introduce aquí una distinción interesante. NED proporciona una distancia de luminosidad de unos 232 Mpc, mientras que el tiempo que la luz ha necesitado para alcanzarnos es de aproximadamente 0,70 miles de millones de años. Es decir, la estamos contemplando tal como era hace unos 700 millones de años. A estas distancias las distintas definiciones cosmológicas de «distancia» dejan de coincidir exactamente, algo que explica las cifras ligeramente diferentes que pueden encontrarse incluso dentro de una misma base de datos.

Visualmente, LEDA 1601877 tampoco ofrece demasiadas pistas sobre su estructura. Su pequeño tamaño angular y la escasa resolución con la que aparece en los grandes sondeos dificultan reconocer brazos espirales u otros detalles morfológicos. En nuestra imagen ocurre algo parecido: la galaxia queda reducida prácticamente a una diminuta condensación difusa entre las estrellas. Y precisamente en un objeto tan modesto y lejano apareció en agosto de 2026 un nuevo punto de luz, SN 2026wue, capaz de hacer que esta remota galaxia pasara, al menos durante unas semanas, de completo anonimato a convertirse en objetivo de observación.

La supernova SN 2026wue fue descubierta por el proyecto GOTO (Gravitational-wave Optical Transient Observer) el 2 de agosto de 2026, a las 21:55 UT. En aquella primera detección presentaba una magnitud de 19,16 en el filtro L empleado por GOTO y recibió inicialmente la designación interna GOTO26hpq. Resulta especialmente interesante que apenas dos días antes, el 31 de julio, el mismo programa no hubiera detectado ningún objeto en aquella posición hasta un límite de magnitud 18,3. La explosión, por tanto, fue localizada cuando el transitorio se encontraba todavía en una fase bastante temprana de su evolución. Posteriormente fue recuperado independientemente por otros grandes programas de búsqueda: ZTF lo registró como ZTF26ablgikh, Pan-STARRS como PS26gru y ATLAS como ATLAS26jli.

Durante los días siguientes el objeto aumentó progresivamente de brillo. Las observaciones reunidas por el Transient Name Server muestran medidas próximas a magnitud 19 durante los días 2 y 3 de agosto, mientras que el 6 de agosto ZTF ya lo encontraba alrededor de 18,6 en banda g. Mi observación fue realizada la noche del 7 de agosto de 2026, solamente cinco días después de su descubrimiento, obteniendo una magnitud de 18,22 G. Aunque las distintas medidas no pueden compararse directamente al proceder de filtros diferentes, el conjunto muestra claramente que la supernova se encontraba todavía ascendiendo hacia el máximo. En la imagen, obtenida con el Celestron 14 y la QHY268MM mediante 20 exposiciones de 120 segundos, el débil punto de la supernova destaca junto a su diminuta galaxia anfitriona; por ello he incluido también una ampliación y, como comparación, una imagen anterior de Pan-STARRS en la que naturalmente el nuevo objeto no aparece.

Precisamente ese mismo 7 de agosto, pocas horas antes de mi observación, se obtuvo el espectro que permitió establecer definitivamente la naturaleza del transitorio. El equipo del Zwicky Transient Facility, utilizando el espectrógrafo SEDM (Spectral Energy Distribution Machine) instalado en el telescopio robótico Palomar de 1,5 metros (P60), obtuvo una exposición de 2700 segundos a las 06:53 UT. El espectro permitió clasificar SN 2026wue como una supernova de tipo Ia, con un desplazamiento al rojo de z = 0,062.

Las supernovas de tipo Ia son el resultado de la explosión termonuclear de una enana blanca perteneciente a un sistema binario. A diferencia de las supernovas producidas por el colapso del núcleo de estrellas masivas, en estos acontecimientos la estrella sufre una combustión termonuclear descontrolada que acaba destruyéndola. Sus espectros cerca del máximo se caracterizan, entre otros rasgos, por la ausencia de líneas de hidrógeno y por una marcada absorción del silicio ionizado (Si II) alrededor de 6150 Å en el espectro observado en reposo, uno de los indicadores clásicos empleados para reconocer este tipo de explosiones. En el espectro de SN 2026wue se aprecia precisamente una profunda estructura de absorción en esta región, coherente con su clasificación como tipo Ia.

El valor z = 0,062 también proporciona una idea inmediata de la enorme distancia a la que estamos observando el fenómeno. Para ese desplazamiento al rojo, la luz de la supernova ha necesitado del orden de 800 millones de años para alcanzarnos, dependiendo ligeramente del modelo cosmológico adoptado. De esta forma, ese diminuto punto registrado en la imagen corresponde a una explosión estelar ocurrida cuando en la Tierra todavía faltaban cientos de millones de años para la aparición de nuestra especie. La extraordinaria luminosidad intrínseca de las supernovas Ia es precisamente lo que permite detectarlas a distancias tan grandes y ha convertido a estos objetos en herramientas fundamentales para medir distancias cosmológicas y estudiar la expansión del Universo.

El amplio campo registrado alrededor de SN 2026wue resulta especialmente rico. La baja latitud galáctica de esta región hace que la imagen aparezca densamente poblada por estrellas de nuestra propia Vía Láctea, pero entre ellas se distinguen también numerosas pequeñas manchas difusas correspondientes a galaxias mucho más lejanas. Algunas apenas son perceptibles, mientras que en la zona derecha de la imagen destacan varios sistemas suficientemente brillantes como para mostrar ya su estructura. Es un bonito contraste entre las estrellas de primer plano, pertenecientes a nuestra galaxia, y esos remotos universos-isla cuya luz consigue atravesar el poblado campo estelar.

Una de las más evidentes es 2MASX J18172148+1942551, también catalogada como WISEA J181721.46+194255.4. NED proporciona para ella un desplazamiento al rojo de z = 0,0571, correspondiente a una velocidad heliocéntrica de unos 17.100 km/s. Adoptando las correcciones cosmológicas utilizadas por la propia base de datos, su distancia de luminosidad ronda los 262 Mpc, de modo que la luz que observamos partió de ella hace aproximadamente 785 millones de años. En la imagen aparece como una pequeña galaxia alargada, aunque su extensión real es considerable: las medidas infrarrojas de 2MASS alcanzan unos 83 segundos de arco para su diámetro total, equivalentes a alrededor de un centenar de kilopársecs según la escala correspondiente a esa distancia.

Algo más a la derecha encontramos LEDA 1602858, identificada también como WISEA J181713.79+194256.2. Aunque ambas parecen formar parte del mismo pequeño conjunto en la fotografía, las medidas de desplazamiento al rojo demuestran que se trata únicamente de una proximidad aparente. LEDA 1602858 presenta z = 0,0432, con una velocidad heliocéntrica próxima a 12.960 km/s, y se encuentra a una distancia cosmológica del orden de 190–200 Mpc. Su luz ha viajado aproximadamente 600 millones de años hasta nosotros. Es, por tanto, sensiblemente más cercana que 2MASX J18172148+1942551, pese a que sobre el cielo las separa apenas una pequeña distancia angular.

Y el campo guarda todavía objetos más discretos. Casi pegada a la primera de estas galaxias aparece una diminuta mancha identificada en 2MASS como 2MASS J18172073+1942586. En este caso las bases de datos apenas ofrecen información: existen algunas medidas fotométricas infrarrojas —con H ≈ 13,96—, pero no disponemos de un desplazamiento al rojo ni de una distancia fiable. Su aspecto en los levantamientos DSS y en nuestra propia imagen sugiere claramente una fuente galáctica, pero no podemos establecer si guarda alguna relación física con la brillante galaxia que aparece prácticamente superpuesta a ella. Es precisamente uno de esos pequeños detalles que muestran hasta qué punto un campo aparentemente dominado por estrellas puede esconder numerosos objetos extragalácticos.