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.
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