SN 2026wjd: tres historias estelares en una misma imagen

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

SN 2026oxc: una supernova en la espiral barrada UGC 12394

UGC 12394 es una galaxia espiral barrada que, pese a su discreta apariencia, deja entrever algunos detalles interesantes en la imagen. Su clasificación morfológica, SBab, la sitúa en un tipo intermedio entre las espirales barradas SBa y SBb. En nuestra fotografía destaca una región central brillante, rodeada por una luminosidad más tenue que se extiende por el disco. La versión en negativo permite apreciar mejor esta envoltura e insinúa algunos trazos curvos compatibles con sus brazos espirales, aunque no llegan a resolverse con claridad.

Según los datos recopilados en NED, su desplazamiento al rojo es de 0,021832, correspondiente a una velocidad heliocéntrica de unos 6545 km/seg. Adoptando la distancia estimada con las correcciones por los movimientos de las galaxias respecto al flujo general de expansión, UGC 12394 se encuentra a unos 310 millones de años luz. Se trata de una estimación basada en su desplazamiento al rojo, ya que la base de datos no recoge medidas de distancia independientes.

Su diámetro aparente ronda un minuto de arco, aproximadamente una treintava parte del diámetro de la Luna llena. A la distancia considerada, esta pequeña extensión corresponde a un diámetro óptico de unos 90 000 años luz. Su magnitud en la banda azul es de aproximadamente 14,6, aunque la luz se reparte por una superficie extensa y las regiones exteriores resultan bastante más difíciles de registrar que su brillante zona central.

Entre las observaciones disponibles figura un espectro obtenido con el radiotelescopio de Arecibo, de 305 metros de diámetro. En este caso, la señal registrada procede del hidrógeno neutro, que emite en la línea de radio de 21 centímetros. Así, además de la luz de sus estrellas que recogemos en la fotografía, disponemos de observaciones del gas atómico de la galaxia. La referencia que recoge este espectro es también la que NED utiliza para su velocidad de referencia.

Por último, SIMBAD la identifica como candidata a galaxia con núcleo activo. Es un detalle que conviene mencionar con prudencia: esa condición no equivale a una actividad nuclear confirmada, y el aspecto luminoso del centro en nuestra imagen tampoco permite demostrarla. En cualquier caso, UGC 12394 ofrece algo más que una tenue mancha de fondo: una espiral distante cuya estructura comienza a insinuarse en la fotografía.

El motivo de dirigir el telescopio hacia UGC 12394 fue la supernova SN 2026oxc, descubierta el 11 de junio de 2026 por el programa ATLAS desde su instalación del Teide, en Tenerife. En aquel momento presentaba una magnitud de 18,85 en la banda ancha utilizada por el instrumento y recibió la denominación interna ATLAS26hbm. Aunque el descubrimiento se anunció con esas imágenes, los registros incorporados posteriormente al TNS incluyen una detección de ZTF del 9 de junio, con magnitud 19,61 en la banda r.

Las primeras observaciones suscitaron cierto interés. En la AstroNote 2026-191, el equipo de ATLAS comunicó que la fotometría realizada sobre imágenes anteriores revelaba señal los días 8 y 9 de junio. Estos datos sugerían un breve exceso de brillo durante el ascenso inicial, que los autores interpretaron provisionalmente como un posible episodio de enfriamiento posterior a un choque. Era una propuesta temprana, formulada cuando todavía se solicitaban espectros para determinar la naturaleza del transitorio, y no una explicación confirmada.

La clasificación llegó el 15 de junio. El equipo de ZTF obtuvo un espectro con el instrumento SEDM del telescopio de 1,5 metros de Palomar, identificándola como una supernova de tipo Ia. Ese mismo día, otra observación con ALFOSC en el Nordic Optical Telescope, comunicada por la colaboración GOTO, respaldó la clasificación: el espectro mostraba semejanzas con los de supernovas Ia normales próximas al máximo. Este tipo de explosiones se asocia a la destrucción termonuclear de una enana blanca en un sistema binario.

Durante aquellos días la supernova aumentó notablemente de brillo. Una medida de GOTO del 19 de junio la situaba en magnitud 16,38 en su banda L. Los puntos disponibles en las capturas no permiten fijar con precisión el máximo, pero sí muestran que llegó a ser bastante más luminosa que en el momento de su descubrimiento.

Mi observación corresponde al 12 de septiembre de 2026, unos tres meses después del anuncio inicial. La imagen se obtuvo desde el observatorio de Posadas, MPC J53, con el Celestron 14 y la cámara QHY268M, sumando veinte exposiciones de 120 segundos: cuarenta minutos de integración, con una escala de 0,83 segundos de arco por píxel. La medida fotométrica fue de 18,97, referida a la banda G de Gaia. Aunque las diferentes bandas impiden comparar directamente todas las magnitudes, el registro es coherente con una supernova ya bastante debilitada respecto a las observaciones de junio.

SN 2026oxc se encuentra a unos 11,7 segundos de arco al norte del centro de UGC 12394, proyectada sobre la luminosidad de su disco. En la imagen aparece como un pequeño punto próximo a la región central, señalado con una flecha. El recorte en negativo facilita su identificación y permite distinguirla del núcleo: dos concentraciones de luz cercanas en apariencia, una perteneciente al centro de la galaxia y otra a una explosión estelar que todavía podemos registrar meses después de su descubrimiento.

SN 2026zji: una supernova que eclipsa a su propia galaxia

 La SN 2026zji apareció en una galaxia bastante anónima de la constelación de Cefeo, catalogada como LEDA 2640544, WISEA J200434.41+623836.6 y 2MASX J20043443+6238361. No consta para ella una clasificación morfológica fiable y, en las imágenes de archivo, apenas se distingue como una pequeña mancha difusa ligeramente alargada.

Su corrimiento al rojo, z = 0,023866, corresponde a una velocidad heliocéntrica de 7155 km/s. NED estima una distancia de unos 105–109 megapársecs, aproximadamente 340–355 millones de años luz. La galaxia presenta unas dimensiones aparentes totales de 27,2 × 18,5 segundos de arco en el infrarrojo de 2MASS, equivalentes a un diámetro máximo cercano a 14 kilopársecs. Por tanto, no parece especialmente pequeña en términos físicos: es su considerable distancia y su reducido brillo superficial lo que hace que resulte tan poco llamativa.

En ella fue descubierta el 21 de agosto de 2026 la supernova SN 2026zji, posteriormente clasificada como una supernova de tipo Ia. 

Mi imagen fue obtenida el 11 de septiembre de 2026. En ella, la supernova aparece como una fuente estelar brillante y la galaxia anfitriona apenas puede reconocerse como una débil nebulosidad a su alrededor. La explosión se produjo muy cerca de la zona central de la galaxia y, en la práctica, la supernova se la ha comido por completo: resulta mucho más evidente la luz de una sola estrella destruida que el resplandor conjunto de los miles de millones de estrellas que forman la galaxia situada detrás.

SN 2026zyg: una joven supernova de tipo II en LEDA 166684

 La galaxia que alberga a SN 2026zyg no es precisamente uno de esos objetos sobre los que resulte fácil encontrar abundante información. Se trata de LEDA 166684, también catalogada como WISEA J203528.86+513527.4, una galaxia situada en la constelación de Cygnus cuya presencia en la literatura procede fundamentalmente de grandes catálogos y cartografiados del cielo. En la imagen en negativo obtenida durante nuestra observación puede distinguirse su débil estructura, dominada por una región central relativamente brillante rodeada por una envoltura mucho más difusa. Ha sido catalogada como una galaxia espiral de tipo Sc, aunque las bases de datos apenas aportan información morfológica más detallada.

Las medidas espectroscópicas proporcionan un desplazamiento al rojo de z = 0,010764, equivalente a una velocidad heliocéntrica de unos 3227 km/s. A estas distancias las velocidades peculiares de las galaxias todavía tienen una influencia apreciable, por lo que la distancia estimada depende del sistema de referencia y de las correcciones adoptadas. NED obtiene alrededor de 51,7 Mpc al corregir el flujo de Hubble por los efectos de Virgo, el Gran Atractor y Shapley, lo que equivale aproximadamente a 168 millones de años luz. No se dispone, en cambio, de una determinación de distancia independiente del desplazamiento al rojo.

LEDA 166684 tampoco es una galaxia diminuta. Las medidas de 2MASS en el infrarrojo cercano proporcionan un diámetro aparente de unos 91 segundos de arco, que a la distancia adoptada por NED corresponde a aproximadamente 23 kpc, unos 74.000 años luz. La galaxia ha sido detectada además en un amplio intervalo de longitudes de onda, desde el infrarrojo hasta las ondas de radio, y SIMBAD la recoge como fuente de radio. Sin embargo, la escasa información disponible no permite atribuirle a partir de estos datos una actividad nuclear concreta. Hasta la aparición de SN 2026zyg, LEDA 166684 era, en definitiva, una de las innumerables galaxias discretamente registradas por los grandes estudios modernos del cielo

.El tranquilo anonimato de LEDA 166684 se rompió a finales de agosto de 2026. El sistema automático ATLAS detectó el 28 de agosto una nueva fuente, denominada inicialmente ATLAS26koz (AT 2026zyg), con una magnitud de 18,05 en su filtro naranja. La detección resultó especialmente interesante porque el transitorio acababa de aparecer: apenas un día antes ATLAS no registraba ningún objeto en aquella posición hasta aproximadamente magnitud 19,3, mientras que la fotometría forzada encontraba débiles indicios previos y mostraba una fuente en rápido ascenso.

La nueva estrella se encontraba desplazada unos 13,5 segundos de arco hacia el este y 3,5 hacia el sur del centro de LEDA 166684. ATLAS estimó inicialmente una magnitud absoluta cercana a −16,5, teniendo en cuenta tanto la distancia de la galaxia como la importante absorción interestelar existente en esta dirección, muy próxima al plano de nuestra propia Galaxia. Todo apuntaba, por tanto, a una supernova descubierta en una fase particularmente temprana de su evolución.

La confirmación llegó rápidamente. El 29 de agosto se obtuvo un espectro mediante el Hobby-Eberly Telescope, cuyo rasgo más destacado era una intensa emisión de hidrógeno Hα superpuesta sobre un continuo enrojecido y todavía pobre en características espectrales. El aspecto era consistente con el de una supernova de tipo II joven, clasificación que recibió definitivamente el objeto como SN 2026zyg. Además, el desplazamiento al rojo deducido de Hα, z = 0,01054, coincide con el de LEDA 166684, dejando bien establecida su pertenencia a esta galaxia.

Las supernovas de tipo II corresponden al colapso del núcleo de estrellas masivas que todavía conservan hidrógeno en sus capas externas en el momento de la explosión. En el caso de SN 2026zyg, por ahora no se ha establecido en el TNS un subtipo más preciso, por lo que resulta preferible mantener simplemente su clasificación como SN II.

Nuestra imagen fue obtenida el 10 de septiembre de 2026, unos trece días después del descubrimiento, utilizando el Celestron 14 y la QHY268MM. La supernova aparece perfectamente individualizada en la periferia de la galaxia, a pesar del extraordinariamente poblado campo estelar que la rodea. La magnitud que hemos medido alcanzaba magnitud 17,88 G, todavía fácilmente detectable en las imágenes. El recuadro en negativo permite apreciar con mayor claridad tanto la débil estructura de LEDA 166684 como la posición de la supernova sobre una de sus regiones externas.

Novas en M31: pequeñas explosiones en la galaxia de Andrómeda

Messier 31 no necesita demasiadas presentaciones. La gran galaxia de Andrómeda es uno de los objetos más conocidos del cielo y, con una distancia cercana a los 2,5 millones de años luz, constituye además nuestro gran vecino galáctico. En la imagen que acompaña estas líneas, la focal utilizada no permite abarcarla por completo y nos muestra únicamente su región central: el brillante bulbo domina el campo mientras, a su alrededor, comienzan a distinguirse las estructuras más oscuras producidas por el polvo de su disco.

Pero en esta ocasión no pretendía obtener una imagen de conjunto de M31. Mi interés estaba en tres diminutos puntos de luz escondidos entre la enorme cantidad de estrellas y el resplandor de la propia galaxia. Los tres corresponden a novas aparecidas recientemente en Andrómeda.

Una nova es el resultado de un fenómeno bastante más complejo de lo que podría sugerir ese aparentemente insignificante punto de luz. Se produce en un sistema binario que contiene una enana blanca y una estrella compañera. La enana blanca recibe material procedente de esta última —habitualmente a través de un disco de acreción— y este se va acumulando sobre su superficie. Al aumentar progresivamente la temperatura y la densidad en la base de la capa acumulada, llega un momento en que se inicia la fusión del hidrógeno en condiciones que provocan una fuga termonuclear. Parte o la totalidad del material acumulado es entonces expulsado y el sistema experimenta un espectacular aumento de luminosidad.

Conviene no confundir este fenómeno con una supernova. En una nova, la explosión no supone necesariamente la destrucción de la enana blanca. Pasada la erupción, la transferencia de materia puede reanudarse y comenzar de nuevo el proceso. En realidad, las erupciones de nova son fenómenos recurrentes; lo que cambia enormemente es el intervalo necesario para que vuelva a producirse una nueva explosión. Cuando se han observado varias erupciones de un mismo sistema separadas por intervalos relativamente cortos, hablamos específicamente de novas recurrentes. En los casos más extremos conocidos en M31, esos intervalos pueden llegar a ser de apenas unos años.

Las novas tampoco constituyen una población uniforme. Algunas alcanzan el máximo y se desvanecen con extraordinaria rapidez, mientras que otras evolucionan mucho más lentamente. Una de las magnitudes utilizadas para describir este comportamiento es t₂, el tiempo que tarda una nova en disminuir dos magnitudes desde su máximo. Su luminosidad, velocidad de evolución, velocidad del material expulsado y tiempo de recurrencia dependen de las propiedades del sistema progenitor, y particularmente de dos parámetros fundamentales: la masa de la enana blanca y la tasa a la que esta recibe materia. Una enana blanca masiva con una elevada tasa de acreción necesita acumular una cantidad relativamente pequeña de material antes de alcanzar nuevamente las condiciones necesarias para desencadenar una erupción.

La espectroscopia revela igualmente importantes diferencias entre unas novas y otras. Tradicionalmente se han distinguido, entre otras, las clases Fe II y He/N, atendiendo a las características de sus espectros. Esta división, sin embargo, parece ser menos rígida de lo que se pensaba: observaciones recientes muestran que algunas novas pueden presentar líneas correspondientes a ambas clases en diferentes momentos de su evolución, por lo que la propia clasificación espectroscópica continúa siendo objeto de revisión.

Y es precisamente aquí donde Andrómeda adquiere una importancia especial. M31 es una galaxia suficientemente próxima como para detectar y estudiar individualmente un gran número de sus novas, pero al mismo tiempo nos ofrece la posibilidad de analizar toda una población de estos sistemas situada, a efectos prácticos, a una distancia común y perteneciente a una misma galaxia. Por este motivo ha desempeñado un papel fundamental en el estudio de las poblaciones de novas. Un trabajo reciente de Shafter y Hornoch analiza una muestra homogénea de 177 novas de M31, 143 de ellas incorporadas después de 2009, estudiando sus curvas de luz y algunas de las propiedades físicas de sus sistemas progenitores.

M31 ofrece además la oportunidad de preguntarnos si las novas pertenecientes a distintas poblaciones estelares se comportan de manera diferente. Su prominente bulbo está dominado por una población estelar antigua, mientras que el disco contiene poblaciones con historias evolutivas diferentes. En principio, la historia de formación estelar puede influir en las características de una población de novas: poblaciones formadas más recientemente pueden conservar sistemas activos con enanas blancas más masivas, capaces de producir, en promedio, erupciones más rápidas, luminosas y con menores tiempos de recurrencia.

La realidad observacional, sin embargo, resulta más complicada. La fuerte inclinación de M31 dificulta separar inequívocamente los objetos pertenecientes al bulbo y al disco y, además, las regiones centrales han sido observadas con mucha mayor frecuencia. Por ello, la distribución de las novas conocidas no reproduce necesariamente su distribución real. Con la amplia muestra estudiada recientemente no se encuentra una diferencia estadísticamente significativa entre la distribución espacial de las novas rápidas y lentas, ni tampoco entre las clasificadas espectroscópicamente como Fe II y He/N.

Todo esto permanece completamente oculto en una fotografía como la que encabeza esta entrada. A nuestra escala, una nova de M31 no es más que un minúsculo punto de apariencia estelar perdido sobre el fondo de Andrómeda. Sin embargo, su luz ha recorrido cerca de dos millones y medio de años antes de alcanzar nuestro telescopio y procede de un sistema binario en el que, durante unos días o semanas, se está desarrollando uno de los fenómenos más energéticos de la evolución de las estrellas binarias.

Durante estas últimas noches he podido registrar tres de estas novas en M31. Vamos a acercarnos ahora a cada una de ellas por separado, porque detrás de esos tres pequeños puntos de luz hay tres historias diferentes.

La primera de las tres novas es AT 2026aabo (ZTF26abramlb), situada en una región del disco de M31, en las coordenadas AR 00h 44m 54,26s y Dec +41° 33′ 10,5″ (J2000). El objeto fue descubierto por el Zwicky Transient Facility (ZTF) el 29 de agosto de 2026 a las 09:28:58 UT, cuando presentaba una magnitud g = 18,58. Cuatro días antes, el 25 de agosto, no había sido detectado hasta un límite de aproximadamente magnitud 20,83, por lo que el inicio de la erupción pudo quedar bastante bien acotado.

Lo que siguió fue un ascenso extraordinariamente rápido. La fotometría forzada de ATLAS mostró un fuerte incremento de brillo y, en la noche del 31 de agosto, observaciones realizadas con el GROWTH-India Telescope situaron ya a la nova en g = 15,30 ± 0,01. En menos de tres días había aumentado su brillo en más de 3,3 magnitudes.

La espectroscopia permitió pronto confirmar que no estábamos simplemente ante un nuevo punto luminoso aparecido sobre el disco de Andrómeda. Dos espectros obtenidos los días 1 y 2 de septiembre con el Himalayan Chandra Telescope mostraron prominentes multipletes de Fe II, junto con perfiles P-Cygni en las líneas de Balmer, características que llevaron a clasificar el transitorio como una nova de tipo Fe II.

Sin embargo, la historia se complicó poco después. Un espectro obtenido el 2 de septiembre con CAFOS, instalado en el telescopio de 2,2 metros del Observatorio de Calar Alto, mostraba líneas estrechas de absorción de Fe II, Ti II e hidrógeno desplazadas hacia el azul. La velocidad de absorción se estimó en unos −800 km/s, una vez tenida en cuenta la resolución instrumental. Estas características parecían compatibles con las esperadas durante las primeras etapas de una nova roja luminosa (luminous red nova, LRN), por lo que durante unos días AT 2026aabo pasó a ser considerada candidata a este tipo de objeto y se solicitaron nuevas observaciones espectroscópicas para aclarar su verdadera naturaleza. 

La diferencia no era precisamente menor. Pese al nombre, una nova roja luminosa constituye un fenómeno físico distinto de una nova clásica: se relaciona con la interacción extrema y posible fusión de las componentes de un sistema binario, mientras que en una nova clásica estamos observando una erupción termonuclear del material acumulado sobre una enana blanca.

Afortunadamente, la propia evolución del objeto terminó resolviendo la incógnita. Un nuevo espectro obtenido en Calar Alto el 5 de septiembre, mediante dos exposiciones de 1200 segundos, mostró líneas prominentes de Fe II y O I, además de amplias emisiones de hidrógeno. La componente de absorción de Hα alcanzaba entonces una velocidad máxima próxima a 2000 km/s. El conjunto de características espectrales resultaba compatible con el observado en las novas Fe II y proporcionó la confirmación adicional que faltaba: AT 2026aabo era realmente una nova Fe II en M31. Esta es también su clasificación actual en el TNS.

El episodio resulta además un buen ejemplo de por qué la clasificación de una nova no siempre puede reducirse a una etiqueta obtenida de un único espectro. Como vimos anteriormente, las propiedades espectrales pueden evolucionar durante la erupción, y la tradicional separación entre las clases Fe II y He/N resulta más compleja de lo que durante mucho tiempo se había supuesto. En AT 2026aabo bastaron unos pocos días de evolución y nuevos espectros para modificar sustancialmente la interpretación inicial de algunas de sus características.

Mi observación fue realizada bastante después, durante la noche del 13 de septiembre de 2026, cuando la nova se encontraba ya en pleno descenso. Utilicé el Celestron 14 y la QHY268MM, integrando 20 exposiciones de 120 segundos, y obtuve para el objeto una magnitud aproximada de 18,32 G. Para entonces habían transcurrido unos quince días desde su primera detección y AT 2026aabo había perdido ya alrededor de tres magnitudes respecto al brillo alcanzado a finales de agosto.

En la imagen general apenas constituye un diminuto punto entre la enorme densidad estelar y las estructuras del disco de M31. El recorte permite localizarla con mayor facilidad, pero sigue resultando sorprendente pensar que ese débil punto de magnitud 18 corresponde al mismo sistema que, apenas dos semanas antes, había experimentado una violenta erupción termonuclear y aumentado su luminosidad en cuestión de días.

La segunda nova observada, AT 2026aaom, se encuentra mucho más cerca del centro de la galaxia, en las coordenadas AR 00h 42m 50,38s y Dec +41° 18′ 58,8″ (J2000). Su proximidad al brillante bulbo de M31 condiciona por completo su observación: aunque llegó a alcanzar aproximadamente la magnitud 15–16, aparece proyectada sobre un fondo extraordinariamente luminoso y estructurado. De hecho, se encuentra a tan solo unos 183 segundos de arco —algo más de 3 minutos de arco— del núcleo de M31.

En este caso, además, el descubrimiento tuvo origen amateur. Fue encontrada por Róbert Fidrich y Tamás Tordai, dentro del programa HAA/VSS, utilizando el telescopio Dall-Kirkham de 0,43 metros del Alnitak Remote Observatory, en Sierra del Segura (España). Combinaron cuatro exposiciones de 90 segundos tomadas con filtro de luminancia y detectaron el nuevo objeto el 4 de septiembre de 2026 a las 03:37:44 UT, con una magnitud aproximada de 18,2. Recibió inicialmente la denominación interna Vend91, además de PNV J00425038+4118587, antes de incorporarse al TNS como AT 2026aaom.

Y su evolución fotométrica fue llamativa. El objeto aumentó rápidamente de brillo durante los días siguientes. ATLAS lo registró el 5 de septiembre en magnitud 17,28; ZTF obtuvo valores próximos a 17,3 ese mismo día y, para el 9 de septiembre, GOTO lo encontraba ya alrededor de 15,87. Las observaciones posteriores muestran que permanecía cerca de ese nivel varios días después: el Liverpool Telescope midió r = 15,83 el día 12.

La confirmación de su naturaleza llegó mediante espectroscopia. Un primer espectro obtenido el 11 de septiembre por Claudio Balcon mostraba fuertes líneas de la serie de Balmer y el característico «bosque» de emisiones de Fe II, suficiente para identificar el objeto como una nova de M31. Un segundo espectro, obtenido al día siguiente con el espectrógrafo SPRAT del Liverpool Telescope de 2 metros, confirmó la presencia de Hα, Hβ, Hγ y Hδ junto a numerosas líneas de Fe II. La anchura a media altura de Hα correspondía aproximadamente a 1800 km/s, llevando a una clasificación más concreta como nova de tipo Fe II.

Tenemos por tanto otro ejemplo de la clase espectroscópica que ya encontramos en AT 2026aabo, aunque su historia observacional es bastante diferente. En AT 2026aaom no aparece la incertidumbre inicial entre una nova clásica y una nova roja luminosa que vimos en el objeto anterior: los dos espectros disponibles son compatibles entre sí y muestran las características propias de una nova Fe II.

Mi imagen fue obtenida durante la noche del 12 de septiembre, con el Celestron 14 y la QHY268MM, mediante 20 exposiciones de 120 segundos. La fotometría realizada sobre las imágenes proporcionó una magnitud aproximada de 15,68 G, convirtiéndola en la más brillante de las tres novas observadas.

Pero en este caso la magnitud cuenta solamente una parte de la historia. AT 2026aaom está proyectada sobre las regiones internas de M31 y muy próxima a su brillante núcleo. En la imagen procesada para mostrar la galaxia de forma convencional, la nova resulta sorprendentemente discreta para un objeto de magnitud 15,7. Es necesario desplazar considerablemente el histograma, sacrificando por completo las zonas centrales de la galaxia, para reducir visualmente el intenso fondo sobre el que se encuentra y hacer que la nova destaque con claridad.

El recorte muestra mucho mejor esta dificultad. La estrella señalada por la flecha es AT 2026aaom, inmersa en el resplandor del bulbo de Andrómeda. No es que la nova sea débil: es el cielo que tiene detrás el que es extraordinariamente brillante. Precisamente por ello, esta observación ilustra muy bien uno de los principales problemas de la búsqueda y la fotometría de novas en M31. Un mismo estallido puede resultar relativamente sencillo de detectar en las regiones externas de la galaxia y mucho más difícil si se produce proyectado sobre el bulbo.

La última de las tres novas observadas es también la más reciente. AT 2026abeq, también denominada PSP26S y PNV J00421276+4116284, fue descubierta por el programa Xingming Observatory Sky Survey (XOSS) el 10 de septiembre de 2026 a las 22:01 UT, apenas día y medio antes de mi observación. Se encuentra en las coordenadas AR 00h 42m 12,76s y Dec +41° 16′ 28,4″ (J2000), proyectada sobre el disco de M31.

En las imágenes del descubrimiento presentaba una magnitud de 18,67 en luz sin filtrar. La detección se realizó sobre varias exposiciones de 60 segundos, con una magnitud límite próxima a 19,5. Resulta especialmente interesante la imagen obtenida por el mismo equipo la noche anterior, el 9 de septiembre, en la que el objeto todavía no aparecía hasta ese límite. Para el 11 de septiembre ya había aumentado hasta 17,58 ± 0,16, mostrando por tanto un rápido crecimiento de brillo durante sus primeras horas conocidas.

Otros observadores confirmaron inmediatamente el transitorio. En particular, Michel Michaud lo midió el 12 de septiembre en magnitud 18,1 sin filtro, mientras que una imagen suya obtenida diez días antes no mostraba ningún objeto en esa posición hasta magnitud 20,1. GOTO también registró el transitorio durante las noches del 10 y 12 de septiembre.

A diferencia de AT 2026aaom, sin embargo, conviene mantener cierta cautela con su naturaleza. El descubrimiento fue comunicado como candidata a nova de M31, pero hasta el momento no aparece en el TNS una clasificación espectroscópica que permita confirmarla y, mucho menos, asignarla a una clase como Fe II o He/N. Por tanto, mientras no dispongamos de esa confirmación, lo más correcto es seguir refiriéndonos a AT 2026abeq como candidata a nova.

Mi imagen fue obtenida durante la noche del 12 de septiembre, utilizando nuevamente el Celestron 14 y la QHY268MM, mediante 20 exposiciones de 120 segundos. La fotometría realizada sobre las imágenes proporcionó 17,83 G, un valor razonablemente próximo a las observaciones disponibles durante esas fechas.

Y aquí aparece una curiosidad que resulta especialmente ilustrativa. AT 2026abeq y AT 2026aaom están presentes en exactamente la misma imagen, pero las enormes diferencias del fondo galáctico sobre el que se proyectan hacen difícil mostrarlas adecuadamente al mismo tiempo.

Para hacer visible AT 2026aaom, situada muy cerca del núcleo, fue necesario ajustar el histograma de manera que pudiéramos penetrar en el intenso resplandor del bulbo. AT 2026abeq plantea el problema contrario: es unos dos magnitudes más débil, pero se encuentra más alejada del núcleo y proyectada sobre una región del disco de menor brillo superficial. Para mostrarla con claridad he tenido que desplazar el histograma en sentido contrario, realzando las zonas más débiles de la galaxia.

El resultado es bastante curioso: cuando AT 2026abeq aparece perfectamente visible, la mucho más brillante AT 2026aaom queda completamente engullida por el núcleo de M31. Y si procesamos la misma imagen para mostrar adecuadamente aquella, perdemos buena parte de la información de las regiones más débiles donde se encuentra esta.

Una magnitud estelar, por sí sola, no nos dice lo fácil que resultará detectar una nova en M31. Importa enormemente el lugar de la galaxia sobre el que aparece proyectada. El intenso gradiente de luminosidad del bulbo, las estructuras del disco y las oscuras bandas de polvo producen fondos radicalmente distintos incluso dentro de una misma exposición.

AT 2026abeq está situada en una región donde las bandas de polvo de M31 son perfectamente reconocibles. En el recorte se aprecia la candidata señalada junto a una de estas estructuras oscuras, de modo que aquí ya no estamos viendo simplemente un punto estelar superpuesto a una mancha difusa: podemos situarlo visualmente dentro de la compleja estructura del disco de Andrómeda.

NGC 7292: dos supernovas en una galaxia irregular

NGC 7292 es una galaxia irregular situada en la constelación de Pegaso, catalogada también como UGC 12048, MCG +05-53-003 y CGCG 495-003. Su clasificación morfológica habitual es IBm, es decir, una irregular barrada de tipo magallánico, una familia de galaxias cuyo representante más cercano y conocido es la Gran Nube de Magallanes. Su aspecto hace justicia a esa clasificación: lejos de presentar una estructura simétrica y bien definida, NGC 7292 muestra una barra muy destacada rodeada por una distribución irregular de estrellas y numerosas regiones de formación estelar. El propio Gusev y sus colaboradores destacan que se trata de una galaxia relativamente poco estudiada a pesar de la complejidad que revela su estructura.

Se encuentra además en la periferia del grupo de NGC 7331, aunque no posee compañeros próximos conocidos. Uno de los problemas a la hora de establecer sus propiedades físicas es, curiosamente, su distancia. Su velocidad heliocéntrica está muy bien determinada, alrededor de 987 km/s, pero a una galaxia tan cercana las velocidades peculiares tienen suficiente importancia como para que convertir simplemente el desplazamiento al rojo en distancia resulte poco fiable. Los diferentes trabajos han adoptado valores sensiblemente distintos. Gusev y colaboradores utilizan 6,82 Mpc, procedentes de Tully et al. (2009), y advierten expresamente de que la distancia continúa siendo una cuestión abierta. NED, por su parte, ofrece actualmente una media de las estimaciones independientes del redshift de 11,82 ± 1,27 Mpc, mientras que la distancia obtenida a partir del movimiento respecto al fondo cósmico de microondas es de 9,62 ± 0,76 Mpc. Es, por tanto, más prudente no atribuir a NGC 7292 una distancia excesivamente precisa.

Esta incertidumbre repercute directamente en cualquier tamaño que queramos asignarle. NED recoge un diámetro óptico de aproximadamente 138 segundos de arco y, utilizando su distancia media independiente del redshift, obtiene un diámetro físico de unos 7,9 kpc. Es, en cualquier caso, una galaxia de dimensiones modestas. En cambio, su componente gaseosa se extiende considerablemente: las observaciones interferométricas en la línea de 21 cm muestran un disco de hidrógeno neutro de unos 3 minutos de arco de diámetro, que sobrepasa claramente la zona óptica y presenta una distribución aproximadamente circular, aunque con algunas asimetrías en sus regiones exteriores.

NGC 7292 es también una galaxia activamente formadora de estrellas. Numerosas regiones H II recorren su estructura y las más brillantes se concentran alrededor de la barra y especialmente en sus extremos. Una estimación publicada de su tasa de formación estelar proporciona aproximadamente 0,22 ± 0,04 masas solares por año. Puede parecer una cifra pequeña comparada con la de una gran espiral, pero resulta significativa para una galaxia de estas dimensiones. Las imágenes en Hα muestran perfectamente esa actividad en forma de condensaciones y cadenas de nebulosas ionizadas que rompen todavía más la ya de por sí irregular apariencia de la galaxia.

Su composición química también corresponde a la de una galaxia relativamente poco enriquecida. El estudio espectroscópico de nueve regiones H II realizado por Gusev y Dodin obtuvo una abundancia media de oxígeno de 12 + log(O/H) = 8,26 ± 0,03 y de nitrógeno de 12 + log(N/H) = 6,86 ± 0,07. Más interesante que los propios números es la distribución de esos elementos dentro de la galaxia: no se aprecia un gradiente radial significativo de metalicidad, algo que posteriormente resultará importante para interpretar la historia evolutiva de NGC 7292.

NGC 7292 ya había sido escenario de una explosión estelar mucho antes de la supernova que motiva estas observaciones. El 14 de junio de 1964, H. S. Gates descubrió SN 1964H, que alcanzaba entonces aproximadamente la magnitud 14,8 y fue posteriormente clasificada como una supernova de tipo II. Su posición, AR 22h 28m 24,06s, Dec. +30° 17′ 23,5″ (J2000), la sitúa en la parte occidental de la galaxia, en una zona donde se encuentran varias de sus regiones de formación estelar. En mi imagen he marcado con un círculo rojo el lugar en el que apareció hace ya más de sesenta años.

La historia de SN 1964H ha tenido además una interesante continuación décadas después de su descubrimiento. En 2023 se publicó una espectacular imagen de NGC 7292 obtenida con el telescopio espacial Hubble, pero la elección de esta pequeña galaxia no fue casual. Formaba parte de un programa destinado a estudiar los entornos de antiguas supernovas de tipo II. En el caso de SN 1964H, las imágenes de alta resolución permiten estudiar la población estelar que permanece en las inmediaciones del lugar de la explosión, con el objetivo de obtener información sobre la masa inicial de la estrella progenitora e incluso buscar posibles compañeras supervivientes de un sistema binario.

La segunda supernova conocida en NGC 7292 es SN 2026fov, descubierta por el veterano observador japonés Koichi Itagaki el 14 de marzo de 2026, a las 20:25:50 UT. En el momento del descubrimiento alcanzaba aproximadamente la magnitud 13,5 en luz no filtrada, por lo que se trataba de un objeto relativamente brillante. Su posición, AR 22h 28m 27,18s, Dec. +30° 17′ 54,4″ (J2000), la sitúa al nordeste de la región central de NGC 7292, proyectada sobre la estructura irregular de la galaxia.

Tres días después, el 17 de marzo, Claudio Balcon obtuvo desde el Observatorio de Belluno un espectro que permitió clasificarla como una supernova de tipo II. La comparación mediante GELATO indicaba un espectro semejante al de una SN II aproximadamente dos semanas después de la explosión, y el desplazamiento al rojo obtenido era compatible con el de NGC 7292 (z = 0,003292). En el espectro destaca especialmente la amplia estructura correspondiente a Hα, característica de una explosión rica en hidrógeno. De nuevo estamos, por tanto, ante el colapso del núcleo de una estrella masiva, igual que sucedió con SN 1964H.

Hay además una curiosidad especialmente interesante. Poco después del descubrimiento se señaló que en las imágenes obtenidas por el telescopio espacial Hubble en noviembre de 2022 aparece una fuente muy roja prácticamente en la posición donde, más de tres años después, explotaría SN 2026fov. Se ha sugerido que podría tratarse de una supergigante roja y, por tanto, de un posible candidato a progenitor. Sin embargo, por el momento se trata únicamente de una coincidencia posicional aparentemente muy interesante: sería necesario un estudio astrométrico y fotométrico específico de las imágenes preexplosión para establecer si aquella fuente corresponde realmente a la estrella que produjo la supernova. La circunstancia resulta especialmente afortunada porque aquellas imágenes del Hubble se obtuvieron para estudiar el entorno de SN 1964H, la anterior supernova de tipo II conocida en NGC 7292, dejando involuntariamente una imagen preexplosión de la región donde aparecería SN 2026fov en 2026.

La evolución fotométrica recopilada por David Bishop muestra además que SN 2026fov ha permanecido observable durante muchos meses. Tras mantenerse alrededor de las magnitudes 13,5–14 durante las primeras semanas, fue debilitándose progresivamente: hacia mediados de junio ya rondaba la magnitud 15–16 y durante julio y agosto se situó aproximadamente entre 16 y 17, dependiendo del filtro y del observador. Es una evolución perfectamente compatible, de manera cualitativa, con una supernova de tipo II que ha entrado hace tiempo en sus fases tardías.

 La noche del 10 de septiembre de 2026, casi seis meses después de su descubrimiento, SN 2026fov continuaba siendo perfectamente registrable con el C14. En una integración de 20 exposiciones de 120 segundos obtuve G = 16,71, todavía suficientemente brillante para destacar sobre el fondo de NGC 7292. Resulta especialmente llamativo pensar que estamos registrando una explosión descubierta en marzo.