La galaxia anfitriona está catalogada como WISEA J001815.59+014748.5 y también figura en el catálogo infrarrojo 2MASS como 2MASX J00181562+0147490. Cerca del centro de la imagen presenta una región central luminosa rodeada por una envoltura suave y bastante redondeada. En las imágenes de Pan-STARRS tampoco se aprecian brazos espirales definidos. Su aspecto es compatible con una galaxia elíptica, aunque NED no recoge una clasificación morfológica específica. Su color rojizo también es compatible con una población de estrellas maduras.
La información espectroscópica de LAMOST, recogida en SIMBAD, proporciona un corrimiento al rojo de z = 0,086587. Con los parámetros cosmológicos empleados en las capturas de NED, este valor corresponde a un tiempo de viaje de la luz de aproximadamente 1.200 millones de años. La pequeña mancha que vemos en la fotografía nos muestra, por tanto, cómo era esta galaxia en un pasado muy remoto.
Su tamaño aparente tampoco debe engañarnos. El diámetro asociado a la fotometría total de 2MASS en la banda infrarroja Kₛ ronda los 27 segundos de arco. A la escala correspondiente a ese corrimiento al rojo, representa una extensión de unos 45 kilopársecs, aproximadamente 150.000 años luz. Esta cifra se refiere al tamaño registrado mediante esa medida infrarroja, no a una frontera física bien delimitada de la galaxia.
SN 2026abbm fue comunicada al Transient Name Server el 9 de septiembre de 2026 por el equipo ALeRCE, a partir de observaciones de ZTF. En aquella detección, registrada también con la denominación ZTF26absrfju, presentaba una magnitud r = 19,68. Los informes incorporados posteriormente recogen observaciones anteriores, entre ellas una detección de WFST del 3 de septiembre, cuando apenas alcanzaba la magnitud r = 21,31.
La colaboración ZTF LIONS la clasificó como una supernova de tipo Ia a partir de un espectro obtenido el 20 de septiembre con el instrumento NGPS del telescopio Hale de 5,1 metros, en el Observatorio de Palomar. La clasificación se comunicó el 3 de octubre. Este tipo de supernovas está asociado a explosiones termonucleares de enanas blancas, por lo que su aparición es compatible con una galaxia que albergue poblaciones estelares maduras.
La curva de luz de ZTF permite seguir su ascenso durante septiembre. Los registros más brillantes rondaron la magnitud 18,9 en r el día 18 y en g el día 19. Después comenzó a perder brillo y, a comienzos de octubre, las detecciones en g ya la situaban alrededor de la magnitud 20,2. Mi observación del 14 de septiembre corresponde, por tanto, a una etapa en la que todavía estaba aumentando su luminosidad.
En la comparativa con Pan-STARRS, su presencia se aprecia como una pequeña contribución de luz junto a la región central de la galaxia. La posición del transitorio se encuentra a unos 4,4 segundos de arco al suroeste del centro catalogado de la anfitriona. Esa cercanía, unida al escaso contraste de la supernova sobre el fondo galáctico, hizo especialmente difícil situar su centroide y obtener una medida fotométrica.
El resultado de la observación fue una magnitud aproximada G = 18,46, calibrada con magnitudes de Gaia. El programa proporciona una incertidumbre de ±0,07 magnitudes, pero esta cifra no cuantifica los posibles efectos del centrado ni la contaminación residual por la luz de la galaxia. Parte del flujo medido podría proceder de la anfitriona y aumentar el brillo atribuido a la supernova.
Como referencia, ZTF obtuvo esa misma mañana, unas horas después, magnitudes g = 19,02 y r = 19,18. Estas bandas son diferentes de G, de modo que la diferencia no permite calcular directamente cuánto flujo galáctico pudo entrar en mi medida. Por ello, presento el valor obtenido como una estimación aproximada, acompañada de esa limitación fotométrica.
El campo guarda también un objeto que, a primera vista, podría pasar por una estrella débil: el cuásar SDSS J001759.57+015419.0, cuya magnitud catalogada en la banda G de Gaia ronda 19,6. Su apariencia puntual corresponde al núcleo activo de una galaxia muy distante. Allí, el gas que cae hacia un agujero negro supermasivo se calienta y libera enormes cantidades de energía.
Su corrimiento al rojo espectroscópico, z = 1,31043, nos sitúa mucho más atrás en la historia del universo. Con la cosmología empleada para la galaxia anfitriona de la supernova, su luz ha viajado durante unos 9.000 millones de años antes de alcanzar nuestros telescopios. Mientras que la anfitriona de SN 2026abbm nos muestra un pasado de unos 1.200 millones de años, este pequeño punto pertenece a una época considerablemente más remota.
El catálogo de propiedades espectrales de cuásares de Rakshit y colaboradores, publicado en 2020 a partir de los espectros de SDSS, estima para este objeto una luminosidad bolométrica —su potencia radiada total— equivalente a unos 3,3 billones de veces la luminosidad del Sol. Esa cifra ayuda a comprender la extraordinaria actividad que encierra un objeto tan discreto en la fotografía. El catálogo de Huang y colaboradores de 2023, aporta una estimación de la masa del agujero negro a partir de la línea de emisión de magnesio ionizado Mg II. El resultado se traduce en los 700 millones de masas solares.
Otro cuásar presente en la imagen es SDSS J001810.64+014247.8, señalado con la flecha blanca. Su magnitud catalogada en la banda G de Gaia ronda 19,1 y, por su apariencia puntual, podría pasar por otra estrella débil. Sin embargo, los catálogos sitúan su corrimiento al rojo alrededor de z = 2,2. Con la cosmología que estamos empleando, su luz ha viajado unos 10.800 millones de años antes de alcanzar nuestro telescopio, todavía más que la del cuásar anterior.
El análisis de sus espectros recogido por Rakshit y colaboradores estima una luminosidad bolométrica equivalente a unos 8,7 billones de veces la del Sol. Esa enorme potencia procede del núcleo activo de una galaxia muy distante, alimentado por el gas que cae hacia su agujero negro central.
La línea de emisión de magnesio ionizado Mg II presenta una anchura equivalente a unos 5.250 kilómetros por segundo, que refleja el rápido movimiento del gas próximo al núcleo. Combinando la anchura de esa línea con una estimación de la luminosidad del continuo, el catálogo de Kozłowski de 2017 sitúa la masa del agujero negro en torno a 3.000 millones de masas solares. Son estimaciones que permiten conocer algo de la naturaleza física de ese punto de luz tan discreto en la fotografía.
La estrella marcada con el círculo amarillo es Gaia DR3 2547954168275409536, un objeto de nuestra propia Vía Láctea. Su magnitud catalogada en la banda G ronda 15,88 y su paralaje permite situarla aproximadamente a 280 pársecs, unos 910 años luz de nosotros.
Su color, medido por Gaia, es rojizo. Las estimaciones de temperatura de los catálogos consultados se sitúan entre unos 3.800 y 4.200 kelvin, mientras que SHBoost estima una masa cercana a la mitad de la del Sol. Estos datos son compatibles con una estrella enana fría y de poca masa.
SIMBAD la recoge como una estrella con líneas de emisión. El catálogo de Delfini y colaboradores de 2025 la incluye entre sus candidatos a emisores de Hα, una línea del hidrógeno situada en la zona roja del espectro. En una estrella fría de poca masa, esta emisión puede deberse a la actividad magnética, que calienta el gas de la cromosfera, una capa de su atmósfera. Esa explicación es plausible, pero los datos disponibles todavía no permiten establecer el origen concreto de la señal ni confirmar que se trate de un objeto joven que esté incorporando material.
En este pequeño campo de Piscis se superponen escenas de épocas muy distintas: una estrella de nuestra Vía Láctea cuya luz ha viajado unos nueve siglos, la galaxia de SN 2026abbm tal como era hace unos 1.200 millones de años y dos cuásares que nos muestran un universo mucho más joven. El más remoto nos lleva casi 11.000 millones de años atrás. Todas esas luces coinciden en la fotografía, convertidas en puntos y pequeñas manchas. Seguir su rastro en los catálogos permite descubrir la profundidad que encierra una imagen obtenida con nuestro telescopio.
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