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.
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