220P/McNaught: dos estallidos en una misma aparición

 220P/McNaught es un cometa periódico de la familia de Júpiter, uno de esos pequeños cuerpos helados que regresan una y otra vez al interior del Sistema Solar siguiendo una órbita fuertemente condicionada por la influencia gravitatoria del planeta gigante. Su periodo orbital es de unos 5,5 años y describe una órbita moderadamente excéntrica (e ≈ 0,50) y poco inclinada respecto al plano de la eclíptica, apenas unos 8°. En el perihelio se aproxima hasta unas 1,56 unidades astronómicas del Sol, mientras que en el afelio se aleja hasta unas 4,7 UA, permaneciendo siempre dentro de la órbita de Júpiter. Su parámetro de Tisserand respecto a este planeta, muy próximo a 3, confirma precisamente su pertenencia dinámica a la familia de cometas jovianos.

Su historia observacional comenzó el 20 de mayo de 2004, cuando el astrónomo escocés-australiano Robert H. McNaught lo descubrió en imágenes obtenidas con el telescopio Schmidt Uppsala de 0,5 metros del Observatorio de Siding Spring, en Australia. El nuevo objeto, denominado provisionalmente P/2004 K2 (McNaught), era entonces extremadamente discreto, con una magnitud cercana a 18. Observaciones realizadas cinco días más tarde por J. Young permitieron reconocer con mayor claridad su naturaleza cometaria: presentaba una pequeña coma de apenas 8–10 segundos de arco y una estrecha cola de unos 20–30 segundos de arco. Durante aquella primera aparición nunca llegó a convertirse en un objeto brillante y permaneció aproximadamente en magnitud 17 durante buena parte de junio y julio.

Determinar su órbita tampoco fue inmediato. Con un arco observacional todavía muy corto, Brian G. Marsden calculó inicialmente un periodo de unos 9,46 años, pero la incorporación de nuevas posiciones permitió corregir rápidamente aquella primera estimación. Apenas unas semanas después, el periodo calculado había descendido hasta unos 5,46 años, extraordinariamente próximo al valor que conocemos actualmente. Aquello significaba también que el cometa debía regresar al entorno del Sol en 2009, proporcionando la oportunidad de confirmar definitivamente su naturaleza periódica.

Y regresó. Spacewatch recuperó el cometa el 28 de abril de 2009, mientras que pocos días después, el 1 de mayo, fue localizado independientemente desde el Observatorio Nazaret de Lanzarote por Gustavo Muler, Juan María Ruiz y Ramón Naves, cuando brillaba apenas alrededor de la magnitud 20. La recuperación permitió relacionar inequívocamente el objeto con el observado cinco años antes y afinar considerablemente su órbita. P/2004 K2 dejó entonces de ser simplemente un cometa periódico provisional y recibió su numeración definitiva: 220P/McNaught.

La aparición de 2026 parecía inicialmente destinada a ser una más en la discreta historia de 220P/McNaught. El cometa se aproximaba lentamente a su perihelio, previsto para el 14 de junio, a unas 1,56 UA del Sol, manteniéndose como un objeto débil al alcance principalmente de la fotografía. Todavía el 26 de mayo, las observaciones del Zwicky Transient Facility (ZTF) lo situaban en magnitud r = 17,39. Nada hacía sospechar lo que estaba a punto de suceder.

En algún momento comprendido entre las 14:05 UT del 30 de mayo y las 03:37 UT del día 31, 220P experimentó un violentísimo estallido de actividad —un outburst—. Las imágenes obtenidas por ATLAS y ZTF permitieron seguir el rápido incremento de luminosidad: a las 03:37 UT del día 31 había alcanzado r = 12,90 y, apenas ocho horas después, ZTF lo encontraba ya en r = 11,05. Comparado con las observaciones anteriores al estallido, el aumento era de al menos 6,3 magnitudes, aunque la fotometría integrada de toda la nube de material expulsado proporcionaba una magnitud todavía más brillante, alrededor de r = 9,1.

El cambio no afectó solamente al brillo. Las primeras imágenes mostraban material expulsado de forma aproximadamente simétrica alrededor del núcleo, extendiéndose hasta unos 35 segundos de arco. En los días siguientes aquella nube comenzó a transformarse rápidamente. El 2 de junio se distinguía ya una estructura que los investigadores describieron como una «envolvente parabólica», junto con otra estructura lineal orientada aproximadamente en dirección antisolar. La espectroscopia reveló además fuertes emisiones de especies gaseosas como CN, C₂ y C₃, mostrando que el espectacular aumento de luminosidad correspondía a una liberación real y extraordinariamente intensa de material desde el núcleo.

Las observaciones efectuadas con TRAPPIST-North los días 5 y 6 de junio permitieron comprobar cómo aquella actividad comenzaba ya a disminuir. La producción de OH descendió de 8,40×1027 a 6,52×1027 moléculas por segundo en apenas veinticuatro horas, mientras disminuían igualmente las tasas correspondientes a CN y C₂ y el indicador de producción de polvo Afρ. Los datos mostraron además una abundancia relativamente elevada de C₂ respecto al CN, una peculiaridad composicional que también podía estar relacionada con la intensa estructura observada en la coma.

Pero había otro detalle especialmente interesante. TRAPPIST detectó una estrecha y brillante cola de polvo, visible en los distintos filtros y particularmente marcada en los filtros de continuo. Los autores señalaron que aquella estructura podría ser indicativa de un episodio de fragmentación. No puede afirmarse, por tanto, que el núcleo de 220P llegara necesariamente a romperse, pero la posibilidad de que el enorme estallido estuviese acompañado por la separación de algún fragmento quedó planteada a partir de la propia morfología del cometa.

El 14 de junio, aproximadamente dos semanas después del comienzo del estallido, 220P alcanzó finalmente el perihelio. Para entonces su actividad comenzaba a remitir y, durante las semanas siguientes, el cometa fue perdiendo progresivamente el extraordinario brillo adquirido a finales de mayo. Junio dio paso a julio y 220P volvió poco a poco a convertirse en un objeto débil. Todo parecía indicar que aquel espectacular episodio había quedado atrás.

La sorpresa llegó a comienzos de agosto. Cuando 220P/McNaught se había debilitado ya hasta aproximadamente la magnitud 14, el 5 de agosto de 2026 experimentó un segundo y espectacular outburst. En muy poco tiempo su brillo aumentó unas siete magnitudes, hasta situarse alrededor de la magnitud 7. Un incremento semejante supone que el cometa se hizo del orden de 600 veces más brillante, devolviendo repentinamente a la actualidad a un objeto que parecía estar regresando ya a su habitual discreción.

La imagen fue obtenida durante la madrugada del 8 de agosto, alrededor de la 01 UT, apenas tres días después del comienzo de este segundo estallido. 220P se encontraba entonces en Cetus, a poca altura sobre el horizonte, unas condiciones poco favorables que explican buena parte de los gradientes que aparecen en el fondo de la imagen. A pesar de ello, la extraordinaria actividad del cometa resulta perfectamente visible.

Lo más llamativo es la compleja estructura que rodea al núcleo. Una intensa condensación central aparece inmersa en una amplia coma, mientras que hacia uno de sus lados se desarrolla una estructura en forma de abanico que acaba prolongándose en la cola. Pero quizá el detalle más interesante sea la tenue envolvente exterior, cuyo borde puede seguirse alrededor de buena parte de la región central. Su aspecto es el que cabría esperar de material expulsado durante el estallido y que, pocos días después, continúa expandiéndose y alejándose del núcleo.

Resulta especialmente sugerente que durante el primer outburst, el de finales de mayo, las observaciones profesionales hubieran registrado una evolución morfológica parecida. Apenas dos días después de aquel episodio apareció alrededor del núcleo una estructura descrita expresamente como una «envolvente parabólica», acompañada por material extendido en dirección antisolar. No podemos asegurar que la estructura registrada en esta imagen corresponda exactamente al mismo fenómeno, pero la semejanza permite apreciar que un outburst cometario no consiste simplemente en que el cometa «se haga más brillante»: estamos contemplando las consecuencias físicas de una liberación repentina de enormes cantidades de gas y polvo desde un núcleo de apenas unos kilómetros.

La apariencia de 220P/McNaught después de su segundo estallido me recordó inmediatamente a otro cometa que pude observar casi veinte años atrás. La imagen superior corresponde a 17P/Holmes, obtenida el 28 de octubre de 2007, pocos días después del extraordinario outburst que transformó en cuestión de horas un débil cometa de magnitud 17 en un objeto de aproximadamente magnitud 2,5, fácilmente visible a simple vista.

El estallido de Holmes fue muchísimo más potente que el experimentado por 220P/McNaught, pero existe una cierta semejanza morfológica entre ambas imágenes. En Holmes resulta espectacular la enorme envolvente de material expulsado, casi circular y con un borde exterior bastante bien definido, que se expandía rápidamente alrededor de la región central. En la imagen de 220P obtenida en agosto de 2026 puede reconocerse, a una escala mucho más modesta y con una geometría diferente, una estructura que recuerda a aquella: una intensa condensación central rodeada por una envolvente producida por el material recientemente eyectado.

La comparación resulta especialmente curiosa porque ambas fotografías están separadas por casi diecinueve años y pertenecen también a dos épocas muy diferentes de mi propio equipo de observación. La imagen de Holmes fue obtenida en 2007 con una videocámara Mintron, antes incluso de disponer de mi primera cámara CCD, una Atik 16HR. La de 220P/McNaught pertenece ya a una generación completamente diferente de detectores, pero ambas registran, cada una a su manera, uno de los fenómenos más espectaculares que puede ofrecernos un cometa: contemplar prácticamente en directo las consecuencias de un estallido en su núcleo.

UGC 11368, UGC 11370 y UGC 11371: Un pequeño laboratorio de evolución galáctica en Hércules

No todas las noches de observación tienen un objetivo concreto. A veces basta con recorrer el cielo en Cartes du Ciel hasta encontrar un campo que despierte la curiosidad. Eso fue precisamente lo que ocurrió con este pequeño grupo de galaxias en la constelación de Hércules.

Mientras preparaba la sesión, tres galaxias relativamente brillantes llamaron mi atención sobre el mapa del programa. No había supernovas conocidas, ni variables destacadas, ni ningún objeto especialmente famoso. Simplemente formaban un conjunto atractivo, acompañado además por un par de galaxias mucho más débiles que parecían completar la escena.

Fue suficiente para decidir apuntar el telescopio hacia esa región y comprobar hasta dónde podía llegar la cámara desde mi observatorio.

Lo que comenzó como una fotografía tomada por puro interés estético terminó convirtiéndose en una pequeña investigación. Tras identificar cada una de las galaxias y consultar la bibliografía disponible, apareció un escenario mucho más interesante de lo que sugería una primera mirada: un conjunto de galaxias situadas a unos doscientos millones de años luz, con morfologías muy diferentes, distintas cantidades de hidrógeno neutro y pertenecientes a un mismo entorno galáctico.

A continuación recorreremos este discreto rincón del cielo y conoceremos un poco mejor a sus protagonistas.

Lo más interesante es que estas galaxias no constituyen una simple alineación casual. La consulta de SIMBAD, NED y HyperLEDA revela que las tres principales forman parte del mismo entorno galáctico, situado a unos 200 millones de años luz de distancia. Sin embargo, cada una presenta características muy diferentes: desde una galaxia lenticular relativamente pobre en gas hasta espirales tardías ricas en hidrógeno neutro y con ritmos de formación estelar muy distintos.

Durante mucho tiempo las galaxias se clasificaron únicamente por su morfología: elípticas, lenticulares o espirales. Hoy sabemos que esa clasificación también refleja, en buena medida, su historia evolutiva. La cantidad de gas disponible, el ritmo de formación estelar, las interacciones gravitatorias con otras galaxias y la propia evolución interna determinan el aspecto que presentan miles de millones de años después de su formación.

Precisamente este pequeño grupo constituye un buen ejemplo de ello. En apenas unos minutos de arco conviven una galaxia lenticular relativamente pobre en gas junto a dos espirales de distintos tipos, todavía ricas en hidrógeno neutro y con propiedades muy diferentes. Analizar cada una de ellas por separado nos permitirá comprender cómo, incluso compartiendo un mismo entorno, las galaxias pueden seguir caminos evolutivos muy distintos.

La galaxia situada más al norte del grupo es UGC 11370, una espiral tardía clasificada como Sd (Sdm en algunos catálogos), situada a una distancia aproximada de 210 millones de años luz. Con un diámetro cercano a los 115 000 años luz, es también la más extensa de las tres galaxias principales.

En la imagen obtenida se distingue con claridad un pequeño bulbo central rodeado por un disco bien desarrollado, en el que comienzan a apreciarse los brazos espirales. A diferencia de las galaxias dominadas por un gran núcleo central, en UGC 11370 el bulbo apenas concentra una pequeña fracción de la luz total, una característica propia de las espirales tardías.

Precisamente esa morfología explica buena parte de su interés astrofísico. Las galaxias de tipo Sd conservan todavía abundantes reservas de hidrógeno neutro, el combustible necesario para la formación de nuevas generaciones de estrellas. No es casualidad que UGC 11370 haya sido objeto de diversas observaciones radioastronómicas en la línea de 21 cm del hidrógeno, que han permitido medir con precisión tanto su contenido gaseoso como la velocidad de rotación de su disco. Los perfiles de HI publicados muestran una anchura de unos 300 km/s, compatible con una velocidad de rotación próxima a 140 km/s.

En comparación con las otras galaxias del grupo, UGC 11370 representa el sistema más rico en gas y, probablemente, el que mantiene una actividad de formación estelar más significativa. Este hecho ilustra una de las ideas fundamentales de la evolución galáctica: la morfología visible de una galaxia está estrechamente ligada a la cantidad de gas que aún conserva y, por tanto, a su capacidad para seguir formando estrellas.

Otro aspecto llamativo es que algunos catálogos la incluyen como candidata a núcleo galáctico activo (AGN). Aunque esta clasificación requiere confirmación mediante observaciones adicionales, constituye un indicio de que en su región central podrían estar produciéndose fenómenos energéticos asociados al agujero negro supermasivo que, como ocurre en la mayoría de las galaxias masivas, se espera que resida en su núcleo.

En la parte inferior derecha de la imagen aparece también la pequeña galaxia PGC 1779414 (2MASX J18513185+2631245). Apenas se conocen datos sobre ella más allá de su identificación en los catálogos infrarrojos de 2MASS y algunos parámetros fotométricos básicos. La ausencia de medidas espectroscópicas impide determinar si pertenece realmente al mismo grupo o si se trata simplemente de una galaxia situada a otra distancia, aunque añade un interesante telón de fondo a este rico campo galáctico.

La galaxia UGC 11371 constituye, probablemente, el objeto más llamativo del grupo. Clasificada como una espiral Sbc, presenta un brillante bulbo central del que parten unos brazos espirales bien desarrollados que todavía pueden apreciarse en la imagen obtenida. A diferencia de UGC 11370, cuyo pequeño núcleo apenas domina el disco, aquí el bulbo adquiere un protagonismo mucho mayor, una característica típica de las espirales de tipo intermedio.

La fotografía muestra además un curioso efecto de perspectiva. Varias estrellas de nuestra propia Vía Láctea aparecen proyectadas sobre el disco de la galaxia, dando la impresión de formar parte de ella cuando, en realidad, se encuentran a distancias de apenas unos cientos o miles de años luz, frente a los más de 170 millones de años luz que nos separan de UGC 11371.

Paradójicamente, y pese a su espectacular aspecto, UGC 11371 ha recibido menos atención que UGC 11370 en la literatura especializada. No existen tantas observaciones dedicadas a su estructura o actividad nuclear, aunque sí ha sido detectada en la línea de 21 cm del hidrógeno neutro, permitiendo medir su velocidad de rotación y confirmar que conserva importantes reservas de gas interestelar.

Desde el punto de vista evolutivo, representa un estadio diferente al de UGC 11370. Su bulbo más desarrollado sugiere una galaxia estructuralmente más evolucionada, pero que todavía mantiene un disco rico en gas y capaz de sostener la formación de nuevas estrellas. Constituye, por tanto, un excelente ejemplo de cómo las galaxias espirales pueden seguir activas durante miles de millones de años mientras dispongan del combustible necesario para alimentar ese proceso.

La tercera protagonista del grupo es UGC 11368, clasificada como una galaxia S0/a, un tipo morfológico de transición entre las galaxias lenticulares y las primeras espirales. Es también la más brillante del conjunto en la imagen obtenida, dominada por un intenso bulbo central que concentra buena parte de su luminosidad. Esa elevada brillantez del núcleo hace que los detalles del disco y de los posibles brazos espirales aparezcan mucho menos evidentes que en las otras dos galaxias del grupo.

Su aspecto encaja bien con lo que hoy conocemos sobre la evolución galáctica. Mientras que las espirales tardías conservan grandes cantidades de gas y continúan formando estrellas, las galaxias lenticulares suelen haber agotado o perdido buena parte de ese combustible. En el caso de UGC 11368 no existen detecciones publicadas de hidrógeno neutro (HI), a diferencia de UGC 11370 y UGC 11371, lo que refuerza la idea de que se trata de un sistema mucho más pobre en gas.

Esto no significa necesariamente que sea una galaxia "más vieja", sino que ha seguido una historia evolutiva distinta. La ausencia de reservas importantes de gas implica que su ritmo de formación estelar debe de ser actualmente muy reducido, quedando dominada por poblaciones estelares más antiguas. Su aspecto, con un bulbo prominente y un disco relativamente liso, constituye un buen ejemplo de esa evolución.

Resulta especialmente interesante que estas tres galaxias compartan un mismo entorno galáctico y, sin embargo, presenten aspectos tan diferentes. UGC 11368 representa el extremo más evolucionado del grupo, mientras que las otras dos espirales todavía conservan importantes depósitos de hidrógeno y muestran una estructura espiral mucho más evidente. En conjunto forman una pequeña muestra de cómo la evolución de las galaxias depende tanto de su contenido en gas como de su historia particular de interacciones y evolución interna.

En la parte superior derecha de la imagen aparece además la pequeña galaxia LEDA 214705 (2MASX J18512116+2629501). Aunque su tamaño angular es muy inferior al de las tres galaxias principales, no pasa desapercibida en la fotografía gracias a su brillo relativamente elevado. Su velocidad radial, cercana a 3600 km/s, es muy similar a la de UGC 11368 y UGC 11371, por lo que probablemente constituye otro miembro del mismo entorno galáctico, aunque por el momento apenas ha sido estudiada.

Un inesperado cúmulo de galaxias

Buscando una zona en Cartes du Ciel, de pronto la pantalla se llenó de pequeñas elipses rojas identificadas como galaxias PGC. Allí donde normalmente aparecen unas pocas galaxias dispersas, esta vez el programa mostraba decenas de ellas repartidas por todo el campo.

La primera impresión fue de sorpresa. Evidentemente, desconocía qué estaba observando. ¿Se trataba simplemente de una región del cielo especialmente rica en galaxias? ¿Era un cúmulo? ¿O solo una alineación fortuita de objetos situados a distancias muy diferentes?

Había que intentar sacar este campo tan interesante.

La imagen obtenida con el Celestron 14 revela un campo extraordinariamente rico en galaxias. A primera vista predominan las estrellas de nuestra propia Vía Láctea, pero una observación más detenida descubre decenas de débiles manchas difusas repartidas por toda la escena. Muchas presentan formas elípticas o claramente alargadas, reflejando la enorme diversidad morfológica de estos sistemas. Lejos de tratarse de una simple acumulación aparente, la investigación posterior confirmó que buena parte de ellas se proyectan sobre el cúmulo de galaxias.

La investigación del campo reveló que la aparente acumulación de galaxias no era una simple ilusión producida por la línea de visión. Diversas consultas en SIMBAD permitieron identificar esta región como el cúmulo de galaxias RM J172605.7+271646.5, catalogado por el proyecto redMaPPer, con un corrimiento al rojo fotométrico de z ≈ 0,105. A esa distancia, la luz que registró la cámara emprendió su viaje hacia nosotros hace aproximadamente 1.400 millones de años.

La imagen obtenida permite reconocer numerosas galaxias distribuidas por todo el campo. Aunque muchas aparecen únicamente como débiles manchas difusas, varias de ellas presentan un tamaño angular suficiente para distinguir sus formas alargadas o elípticas. Entre las más destacadas se encuentra PGC 1803209 (NVSS J172605+271647), identificada como una radiogalaxia y detectada tanto en el visible como en radio y rayos X. También resulta especialmente interesante LEDA 1802078, cuya medida espectroscópica proporciona un corrimiento al rojo z = 0,1008, muy próximo al valor del propio cúmulo y compatible con su pertenencia a esta gran estructura.

SN 2026tmt: un viaje de 2.300 millones de años luz

Una de las cosas más fascinantes de seguir la pista de las supernovas es que cada una de ellas nos invita a visitar un rincón diferente del Universo. Algunas aparecen en galaxias bien conocidas y estudiadas desde hace décadas; otras lo hacen en sistemas remotos de los que apenas sabemos nada. Cada nueva explosión estelar se convierte así en la excusa perfecta para emprender un nuevo viaje por el cosmos.

En esta ocasión nuestro destino parece estar claro desde el primer vistazo. La imagen está dominada por IC 1196, una elegante galaxia espiral descubierta por el astrónomo estadounidense Lewis Swift el 7 de abril de 1888 e incorporada posteriormente al Index Catalogue. Situada a unos 73 millones de años luz de la Tierra, presenta una morfología Sa, con un bulbo prominente y unos brazos espirales relativamente cerrados.

Aunque no se trata de una galaxia especialmente conocida, sí ha formado parte de diversos estudios fotométricos realizados en el infrarrojo cercano. Estas investigaciones muestran una galaxia con un bulbo bien desarrollado, un ligero enrojecimiento en su región central —probablemente relacionado con la presencia de polvo interestelar— y una estructura espiral algo asimétrica, sin evidencias de una barra prominente. Es, en definitiva, una hermosa espiral relativamente cercana que constituye un objetivo muy atractivo para la observación astronómica.

A primera vista, todo parece indicar que nuestro viaje termina aquí. Sin embargo, las supernovas tienen la curiosa capacidad de sorprendernos. Y en esta ocasión, la verdadera protagonista de la historia no se encuentra en la brillante IC 1196, sino en un objeto mucho más discreto, situado apenas unos minutos de arco más al noroeste y prácticamente perdido entre el fondo estelar.

Si la primera imagen nos llevaba hasta la brillante IC 1196, la ampliación del campo revela ahora a la auténtica protagonista de esta historia. La flecha señala a SN 2026tmt, mientras que el pequeño objeto situado inmediatamente debajo, con apariencia casi estelar en nuestra imagen, corresponde a WISEA J160802.02+104718.3. La comparación con la imagen del SDSS permite apreciar que se trata de una diminuta galaxia de tonalidad anaranjada, prácticamente perdida entre las numerosas estrellas del campo.

La supernova fue descubierta el 10 de julio de 2026 por Michele Mazzucato, en nombre del programa SNHunt. En el momento del descubrimiento presentaba una magnitud 19,9 en banda V, mientras que una imagen obtenida apenas tres semanas antes no mostraba ningún objeto hasta una magnitud límite de 21,2, acotando así el momento de la explosión.

Tan solo un día después se obtuvo un espectro con el instrumento SNIFS, instalado en el telescopio de 88 pulgadas de la Universidad de Hawái. El espectro obtenido apenas un día después del descubrimiento permitió clasificar el objeto como una supernova de tipo Ia-91T-like, una peculiar subclase de supernovas termonucleares especialmente luminosas. Estas explosiones reciben su nombre de la célebre SN 1991T y se caracterizan por producir una gran cantidad de níquel radiactivo, responsable de alimentar el extraordinario brillo que alcanzan durante sus primeras semanas de evolución. El  corrimiento al rojo medido fue de z = 0,147.

Y es aquí donde la historia da un giro inesperado. Mientras que la cercana IC 1196 dispone de estudios fotométricos, medidas precisas de distancia y una clasificación morfológica bien establecida, la verdadera galaxia anfitriona era, hasta la aparición de la supernova, poco más que una débil fuente extendida registrada por los cartografiados digitales del cielo. No existían medidas publicadas de distancia, velocidad radial o clasificación detallada. Paradójicamente, ha sido la explosión de una única estrella la que ha permitido situar a este remoto sistema en el Universo.

El valor obtenido para el corrimiento al rojo sitúa a la galaxia anfitriona a una distancia aproximada de 2.300 millones de años luz. Resulta emocionante que con un equipo amateur seamos capaces de detectar estar lejanas explosiones.

AT 2026ree: un nuevo transitorio en la fascinante galaxia Arp 302

Un nuevo punto de luz ha aparecido en el sistema galáctico Arp 302 (UGC 9618), una espectacular pareja de galaxias en interacción situada a unos 450 millones de años luz de distancia. Aunque el objetivo de esta observación era registrar la presunta supernova AT 2026ree, la imagen ofrece también una magnífica ventana al universo profundo.

Basta recorrer el campo con la vista para descubrir decenas de galaxias lejanas, desde pequeñas espirales vistas de canto hasta débiles sistemas elípticos apenas perceptibles entre el fondo estelar. La mayor parte de ellas permanecen anónimas para el observador casual, pero cada una representa un inmenso conjunto de miles de millones de estrellas situado a distancias muy superiores a la de nuestra propia galaxia. Es un recordatorio de que, incluso cuando dirigimos el telescopio hacia un único objeto, el universo siempre nos regala mucho más de lo que buscábamos.

En el centro del campo se encuentra Arp 302, un sistema formado por dos galaxias espirales que se encuentran inmersas en una lenta interacción gravitatoria. Durante más de tres décadas ha sido objeto de numerosos estudios que han revelado una enorme reserva de gas molecular, una intensa actividad de formación estelar y, más recientemente, la presencia de un núcleo activo fuertemente oculto en una de sus componentes. En este escenario ha aparecido ahora un nuevo candidato a supernova, señalado en la imagen con una flecha, cuyo análisis será el protagonista de las siguientes líneas.

La imagen del Sloan Digital Sky Survey (SDSS) muestra con gran detalle el sistema Arp 302, también catalogado como UGC 9618 o VV 340, formado por dos galaxias espirales que se encuentran inmersas en una lenta interacción gravitatoria. La componente septentrional, vista prácticamente de frente, es la galaxia donde ha aparecido la presunta supernova AT 2026ree, mientras que la componente meridional se presenta casi de canto, destacando una llamativa banda de polvo que atraviesa su disco.

A primera vista podría parecer una pareja de galaxias más, pero durante las últimas décadas Arp 302 se ha convertido en uno de los sistemas mejor estudiados entre las galaxias luminosas en el infrarrojo (LIRGs). Los primeros trabajos ya revelaron que se trataba de un sistema extraordinariamente brillante en el infrarrojo y con una enorme cantidad de polvo interestelar. Poco después, las observaciones en radio descubrieron que ambas galaxias albergan una de las mayores reservas de gas molecular conocidas en el universo cercano, el combustible a partir del cual nacen nuevas generaciones de estrellas.

Sin embargo, el verdadero interés científico del sistema surgió cuando los astrónomos comprobaron que esa inmensa cantidad de gas no se traducía en una explosión de formación estelar como cabría esperar. Observaciones interferométricas posteriores demostraron que el gas molecular no se encontraba concentrado en el núcleo, sino distribuido a lo largo de un extenso disco de varios kilopársecs. Su densidad relativamente baja explicaba por qué Arp 302 constituye una excepción entre las galaxias infrarrojas: dispone de un enorme reservorio de materia prima, pero la está transformando en estrellas con una eficiencia mucho menor que la observada en las grandes galaxias starburst.

Las imágenes obtenidas posteriormente con el Telescopio Espacial Hubble confirmaron esta interpretación al mostrar decenas de cúmulos estelares jóvenes repartidos por los brazos espirales de la galaxia vista de frente, evidencia de que la formación estelar se encuentra ampliamente distribuida y no concentrada exclusivamente en la región central. Todo ello indica que Arp 302 representa una fase temprana de una fusión galáctica, un momento en el que la interacción ya ha comenzado a alterar profundamente ambos discos, pero antes de que el gas termine acumulándose en los núcleos y desencadene el intenso brote de formación estelar que caracteriza a las fusiones más avanzadas.

El capítulo más reciente de esta historia llegó con las observaciones en rayos X realizadas mediante Chandra y XMM-Newton, que revelaron que la galaxia norte alberga además un núcleo activo (AGN) fuertemente oculto tras densas nubes de gas y polvo. De este modo, Arp 302 ha pasado de ser considerada simplemente una brillante galaxia infrarroja a convertirse en un auténtico laboratorio para comprender cómo evolucionan las fusiones galácticas, cómo se transforma el gas molecular en nuevas estrellas y cómo un agujero negro supermasivo puede permanecer oculto mientras continúa creciendo en el corazón del sistema.

La siguiente comparativa muestra la región donde apareció AT 2026ree. A la izquierda se presenta un recorte ampliado de mi imagen obtenida el 10 de julio de 2026, mientras que a la derecha se muestra la misma zona del cielo registrada años antes por PanSTARRS-1. En esta imagen de archivo no existe ninguna fuente visible en la posición señalada por la flecha, lo que confirma el carácter transitorio del objeto.

Aunque la resolución y la profundidad de la imagen de PanSTARRS son superiores, el aumento aplicado a la observación realizada con el Celestron 14 permite identificar sin dificultad el nuevo punto de luz sobre el fondo de la galaxia. La supernova se localiza en uno de los brazos espirales de la componente norte de Arp 302 (UGC 9618N), suficientemente alejada del núcleo como para poder separarla visualmente de la emisión difusa de la galaxia.

Los primeros indicios del transitorio fueron registrados por el telescopio WFST el 30 de junio de 2026, cuando alcanzaba aproximadamente la magnitud 20.5. Apenas un día después, el proyecto robótico GOTO anunció oficialmente su descubrimiento con una magnitud de 19.47, siendo confirmado posteriormente por los programas ATLAS y ZTF. Todas las medidas disponibles muestran una evolución coherente con un objeto que se encontraba todavía aumentando de brillo durante los primeros días de julio.

Mi observación, realizada el 10 de julio, proporcionó una magnitud de 18.85 en banda G, en excelente concordancia con la tendencia fotométrica observada por los distintos programas automáticos. Sin embargo, a pesar del seguimiento realizado por varios surveys, hasta el momento no se ha publicado ningún espectro que permita confirmar definitivamente su naturaleza, por lo que el objeto continúa catalogado provisionalmente como AT 2026ree.

SN 2026ojk: una supernova entre las estrellas de Ofiuco

A primera vista, la imagen parece mostrar únicamente un denso campo estelar. No es de extrañar: SN 2026ojk se localiza en la constelación de Ofiuco, muy próxima al plano de nuestra galaxia, donde la enorme cantidad de estrellas de la Vía Láctea dificulta distinguir los objetos situados mucho más allá.

En el centro de la imagen se encuentra CGCG 056-001, una tenue galaxia espiral situada a unos 400 millones de años luz de distancia (z ≈ 0.027). Sobre uno de sus brazos espirales puede apreciarse la supernova SN 2026ojk, cuya posición aparece marcada en el recuadro ampliado.

La imagen fue obtenida desde el observatorio Posadas (MPC J53) mediante un telescopio Celestron 14 EdgeHD y una cámara QHY268M, integrando 22 exposiciones de 120 segundos, con una resolución final de 0,83 segundos de arco por píxel. La fotometría realizada sobre la imagen proporcionó un brillo de magnitud G = 19,02, cuando la supernova llevaba algo más de un mes desde su descubrimiento.

La imagen en color obtenida por el Sloan Digital Sky Survey (SDSS) permite apreciar con mayor detalle la galaxia CGCG 056-001, anfitriona de SN 2026ojk. Se trata de una tenue galaxia espiral observada casi de frente, cuya estructura deja entrever un núcleo brillante y varios brazos espirales bien definidos, donde se concentran las regiones de formación estelar.

Aunque no es un objeto especialmente estudiado, las medidas espectroscópicas disponibles sitúan la galaxia a un desplazamiento al rojo de z ≈ 0,027, lo que corresponde a una distancia aproximada de 400 millones de años luz. Su diámetro real ronda los 30 kilopársecs, equivalente a unos 100.000 años luz, una dimensión muy similar a la de nuestra propia Vía Láctea.

La imagen también pone de manifiesto la gran cantidad de estrellas de primer plano pertenecientes a la Vía Láctea, ya que la galaxia se encuentra proyectada sobre un campo muy cercano al plano galáctico. Este rico fondo estelar dificulta su observación y explica que pase fácilmente desapercibida entre miles de estrellas de nuestra propia galaxia.

La comparación entre la imagen obtenida el 11 de julio de 2026 y la correspondiente al 23 de agosto de 2013, procedente del archivo de Pan-STARRS1, permite comprobar con claridad la naturaleza transitoria del fenómeno. Mientras que en la imagen de archivo no existe ninguna fuente en la posición señalada, en la imagen obtenida desde el observatorio Posadas aparece un nuevo punto luminoso correspondiente a SN 2026ojk.

La supernova fue descubierta el 5 de junio de 2026 por el proyecto XOSS (Xingming Observatory Sky Survey) con una magnitud de descubrimiento de 18,68 en filtro Clear, apareció desplazada del núcleo galáctico, sobre uno de sus brazos espirales. Posteriormente, un espectro obtenido el 19 de junio con el telescopio Hale de 5,1 metros del Observatorio Palomar permitió clasificarla como una supernova de tipo II, originada por el colapso gravitatorio de una estrella masiva. Estas estrellas nacen y evolucionan en las regiones donde aún existe abundante gas y continúa la formación estelar, precisamente las zonas que caracterizan los brazos de las galaxias espirales.

La fotometría realizada sobre la imagen obtenida el 11 de julio proporcionó un brillo de magnitud G = 19,02, compatible con la evolución esperada de este tipo de supernovas varias semanas después de la explosión. Aunque ambas imágenes proceden de instrumentos y procesados diferentes, la comparación resulta suficiente para poner de manifiesto la aparición del nuevo objeto en uno de los brazos espirales de CGCG 056-001.

AT 2026rvt: seguimiento de una posible supernova en LEDA 2756261

 La imagen muestra el campo donde se localiza AT 2026rvt, un transitorio descubierto por el programa Zwicky Transient Facility (ZTF) el 4 de julio de 2026. La flecha señala el objeto, situado en la tenue galaxia LEDA 2756261, a una distancia aproximada de 680 millones de años luz.

La imagen fue obtenida desde el observatorio Posadas (MPC J53) mediante un telescopio Celestron C14 y una cámara QHY268MM, combinando 22 exposiciones de 120 segundos, para un tiempo total de integración de 44 minutos. La fotometría realizada sobre la imagen proporciona una magnitud de 18,80, calibrada mediante estrellas del catálogo Gaia, lo que indica que el transitorio continuaba siendo accesible con instrumental amateur varios días después de su descubrimiento.

Hasta donde hemos podido comprobar, esta constituye la única observación amateur publicada de AT 2026rvt. Aunque el objeto permanece sin clasificación espectroscópica y continúa catalogado únicamente como una posible supernova (Possible Supernova), este tipo de observaciones contribuye a documentar su evolución fotométrica y amplía la escasa información disponible sobre este discreto transitorio extragaláctico.

La comparación entre nuestra imagen, obtenida el 10 de julio de 2026, y la imagen de referencia del sondeo Pan-STARRS, adquirida el 22 de septiembre de 2012, permite apreciar con claridad la aparición de un nuevo punto luminoso junto al núcleo de la galaxia LEDA 2756261. Este objeto no estaba presente en las imágenes históricas, confirmando que se trata de un fenómeno transitorio.

 Las escasas observaciones publicadas muestran un aumento gradual de brillo durante los días siguientes, alcanzando una magnitud aproximada de 18,8 en nuestra imagen obtenida el 10 de julio. Aunque las medidas proceden de distintos sistemas fotométricos y deben compararse con cautela, todas ellas son compatibles con la evolución de un transitorio todavía activo pocos días después de su descubrimiento.

Por el momento, el objeto continúa registrado en el Transient Name Server únicamente como una posible supernova (PSN). La ausencia de observaciones espectroscópicas ha impedido confirmar su naturaleza y determinar su tipo, por lo que, salvo nuevas observaciones, es posible que permanezca simplemente como un candidato sin clasificar. Aun así, constituye un buen ejemplo del enorme número de transitorios detectados cada año por los grandes programas automáticos de vigilancia del cielo, muchos de los cuales no llegan a estudiarse con el detalle suficiente para conocer su verdadera naturaleza.

La imagen pone de manifiesto otro aspecto interesante. Aunque la atención se centra en LEDA 2756261, donde se localiza AT 2026rvt, el campo contiene numerosas galaxias de fondo, muchas de ellas apenas perceptibles en esta imagen.

Entre las más próximas visualmente destacan LEDA 2756139 y LEDA 2756169, situadas a poco más de un minuto de arco de la galaxia anfitriona. A primera vista podría pensarse que forman un pequeño grupo, pero sus corrimientos al rojo cuentan una historia diferente.

Mientras que LEDA 2756261 presenta un desplazamiento al rojo de z ≈ 0,049, las otras dos galaxias muestran valores muy similares entre sí (z ≈ 0,055), situándolas a una distancia aproximada de 245 millones de parsecs (unos 800 millones de años luz). La galaxia que alberga el transitorio, por el contrario, se encuentra a unos 203 millones de parsecs (alrededor de 660 millones de años luz). Todo indica, por tanto, que la aparente cercanía entre ellas es simplemente un efecto de perspectiva, mientras que LEDA 2756139 y LEDA 2756169 sí podrían formar parte de un mismo sistema o grupo de galaxias.

Más allá de estos tres objetos identificados, la imagen revela un gran número de débiles manchas difusas repartidas por todo el campo. Muchas de ellas corresponden, con toda probabilidad, a galaxias aún más lejanas, algunas demasiado débiles para aparecer identificadas en consultas rápidas a bases de datos como SIMBAD. Este pequeño rincón del cielo nos recuerda que, incluso en un campo aparentemente anodino, cada exposición profunda permite asomarse a un universo poblado por innumerables sistemas extragalácticos distribuidos a muy distintas distancias.

AT 2026pzt y SN 2026nyp: explorando un rincón del Universo

Hay noches en las que un mismo campo reúne varias historias. La imagen obtenida el 9 de julio de 2026 muestra dos transitorios situados a apenas cuatro minutos de arco de distancia. El primero corresponde a SN 2026nyp, una supernova confirmada en la galaxia espiral IC 1047. El segundo es AT 2026pzt, un transitorio descubierto pocos días antes en la galaxia SDSS J144218.48+190730.2, cuya naturaleza permanecía todavía sin clasificar en el momento de realizar estas observaciones.

Las medidas obtenidas en esta imagen proporcionaron una magnitud aproximada de 18,16 G para SN 2026nyp y 18,08 G para AT 2026pzt. Ambas observaciones presentaban una dificultad añadida: los dos transitorios se encontraban proyectados sobre sus respectivas galaxias anfitrionas, por lo que parte de la luz registrada procedía del propio fondo galáctico. La obtención de una fotometría fiable exigió estudiar cuidadosamente los parámetros de medida para minimizar esa contaminación.

Más allá del interés de cada uno de estos objetos, el propio campo resulta especialmente sugerente. Las dos galaxias se encuentran separadas por apenas cuatro minutos de arco y presentan un corrimiento al rojo prácticamente idéntico, lo que indica que ambas se sitúan a una distancia cercana a los 430 millones de años luz. Todo ello sugiere que forman parte de la misma estructura extragaláctica, probablemente un pequeño grupo de galaxias.

Las galaxias rara vez viven completamente aisladas. La gravedad las reúne en grupos y cúmulos donde las interacciones mutuas, las fusiones y el intercambio de gas desempeñan un papel fundamental en su evolución a lo largo de miles de millones de años. Resulta fascinante pensar que, en una región tan pequeña del cielo, estamos observando dos explosiones estelares ocurridas en galaxias que probablemente comparten el mismo entorno cósmico.

Aunque IC 1047 apenas supera los 40 segundos de arco de diámetro aparente, la imagen obtenida por el telescopio Pan-STARRS1 permite apreciar con bastante claridad su estructura interna. Se trata de una galaxia espiral barrada de tipo SBb, caracterizada por un brillante bulbo central del que emerge una barra estelar relativamente corta.

Desde los extremos de esa barra nacen dos brazos espirales principales que envuelven parcialmente la galaxia formando una estructura bastante regular. El brazo situado hacia el sector superior de la imagen aparece algo más brillante y definido, mientras que el opuesto se muestra más difuso, probablemente debido tanto a diferencias reales en la distribución de estrellas y polvo como a los efectos de la inclinación con la que observamos la galaxia.

La supernova SN 2026nyp se localiza proyectada sobre uno de estos brazos espirales, muy próxima a la región central de la galaxia. Su posición resulta especialmente interesante, ya que aparece inmersa en una zona de elevado brillo superficial. Esta circunstancia complicó notablemente la determinación fotométrica de su luminosidad, al ser necesario separar cuidadosamente la contribución de la supernova de la luz difusa procedente de la propia galaxia.

A pesar de su reducido tamaño aparente, IC 1047 constituye un buen ejemplo de cómo incluso galaxias situadas a unos 430 millones de años luz conservan detalles estructurales que hoy pueden resolverse gracias a los grandes cartografiados digitales del cielo. En nuestras imágenes obtenidas desde el observatorio, aunque con una resolución muy inferior, se aprecian precisamente esos brazos espirales, cuya presencia confirma la clasificación morfológica asignada por los catálogos profesionales. Emociona captar detalles a esas distancias extragalácicas.

La búsqueda y seguimiento de supernovas suele conducirnos a galaxias apenas conocidas, muchas de ellas identificadas únicamente mediante largas denominaciones de catálogo. En este caso, el motivo para detenernos en esta región del cielo fue AT 2026pzt, un transitorio descubierto en la galaxia SDSS J144218.48+190730.2, cuya naturaleza permanecía todavía sin clasificar cuando realizamos estas observaciones.

La imagen del cartografiado Pan-STARRS1, obtenida en banda R, revela que esta discreta galaxia forma parte de un campo extraordinariamente rico. Vista con una inclinación elevada, muestra un brillante bulbo central y un fino disco atravesado por bandas oscuras de polvo, mientras que el transitorio aparece proyectado sobre uno de sus brazos espirales. Muy cerca de ella se distinguen otras galaxias de aspecto muy diferente: una espiral casi frontal con sus brazos perfectamente desarrollados, una pequeña galaxia compacta y otra espiral brillante vista con una inclinación similar.

A primera vista podría pensarse que todas ellas forman un pequeño grupo de galaxias. Sin embargo, el estudio de sus corrimientos al rojo revela una realidad mucho más interesante. La galaxia anfitriona de AT 2026pzt comparte prácticamente la misma distancia que IC 1047, situada apenas cuatro minutos de arco al norte, ambas a unos 430 millones de años luz. Sin embargo, las otras galaxias más llamativas del campo pertenecen a un plano mucho más lejano del Universo. Tanto LEDA 1581361 como WISEA J144216.88+190704.8 presentan corrimientos al rojo muy similares (z ≈ 0,116), situándolas a unos 1.500 millones de años luz, mientras que LEDA 1581558, con z ≈ 0,104, ocupa una posición intermedia, también muy alejada del sistema donde tuvo lugar la explosión de AT 2026pzt.

Esta imagen constituye un magnífico ejemplo de cómo el cielo puede resultar engañoso. Objetos que aparentemente parecen vecinos pueden encontrarse separados por más de mil millones de años luz a lo largo de nuestra línea de visión. Las fotografías astronómicas son, en realidad, una proyección bidimensional de un Universo profundamente tridimensional, donde galaxias pertenecientes a épocas y estructuras cósmicas completamente distintas terminan compartiendo el mismo campo visual.

La verdadera protagonista de esta página era una discreta supernova de magnitud 18. Sin embargo, como ocurre tantas veces en astronomía, seguir el rastro de una estrella que acaba de morir nos ha llevado mucho más lejos. Hemos terminado descubriendo galaxias de morfologías muy distintas, comparando sus distancias y comprobando que algunas de ellas sólo parecen vecinas porque nuestra mirada las proyecta sobre el mismo rincón del cielo. Quizá esa sea una de las mayores recompensas de la observación astronómica: salir a buscar un objeto concreto y regresar habiendo comprendido un poco mejor el Universo que lo rodea.

NGC 3310: una galaxia moldeada por las supernovas

La imagen obtenida por el telescopio espacial Hubble muestra a NGC 3310, una galaxia espiral situada a unos 42,7 millones de años luz de la Tierra, en la constelación de la Osa Mayor. A primera vista llama la atención su brillante núcleo y la gran cantidad de regiones azuladas distribuidas por los brazos espirales. Esas tonalidades delatan la presencia de cúmulos estelares muy jóvenes, formados hace apenas unos millones de años, y convierten a NGC 3310 en uno de los ejemplos más conocidos de galaxia starburst, donde el ritmo de formación estelar es muy superior al habitual.

Los estudios indican que esta intensa actividad probablemente fue desencadenada por la interacción o fusión con una galaxia de menor tamaño hace unos cientos de millones de años. Aquella colisión alteró profundamente su estructura, comprimiendo grandes cantidades de gas y desencadenando una auténtica oleada de nacimiento de estrellas masivas. Las numerosas condensaciones azuladas repartidas por toda la galaxia son el testimonio visible de ese episodio de formación estelar que aún continúa en la actualidad.

Precisamente esa extraordinaria producción de estrellas masivas explica otro de los rasgos más llamativos de NGC 3310: en apenas medio siglo se han descubierto cuatro supernovas en su interior. Las estrellas más masivas viven muy poco tiempo en términos astronómicos y concluyen su evolución mediante violentas explosiones. La más reciente es SN 2026sqf, protagonista de esta entrada, que constituye un nuevo episodio dentro de la intensa historia evolutiva de esta fascinante galaxia.

La intensa actividad de formación estelar de NGC 3310 ha quedado reflejada también en el número de supernovas descubiertas durante las últimas décadas. Hasta la fecha se han registrado cuatro explosiones estelares en esta galaxia: SN 1974C, SN 1991N, SN 2021gmj y la reciente SN 2026sqf, cuya posición aproximada aparece representada sobre una imagen en color del proyecto Legacy Surveys.

Todas se distribuyen a lo largo de los brazos espirales, precisamente donde se concentran las regiones de formación estelar y los cúmulos de estrellas jóvenes visibles en azul. Esta distribución es coherente con el origen de la mayoría de las supernovas observadas en galaxias starburst, donde la abundancia de estrellas masivas incrementa notablemente la frecuencia de estas explosiones.

También llama la atención que las dos explosiones más recientes, SN 2021gmj y SN 2026sqf, aparezcan en una misma región del brazo septentrional de la galaxia. Aunque no existe una relación directa entre ambos eventos, su proximidad ilustra cómo determinadas zonas de NGC 3310 mantienen una intensa actividad de formación estelar capaz de producir, con el paso de unos pocos millones de años, nuevas generaciones de estrellas masivas destinadas a finalizar su evolución como supernovas.

Antes de centrarnos en la evolución de SN 2026sqf, resulta interesante comparar las imágenes de grandes cartografiados astronómicos con una observación realizada desde nuestro propio observatorio. La composición en falso color obtenida con el telescopio Celestron 14 y la cámara QHY268MM no alcanza, lógicamente, el nivel de detalle de las imágenes profesionales, pero permite reconocer perfectamente la estructura general de NGC 3310.

A pesar del intenso brillo del núcleo, todavía es posible distinguir parte del sistema de brazos espirales y algunas de las regiones de formación estelar más luminosas que caracterizan a esta galaxia starburst. La propia supernova destaca ya como un punto muy brillante junto al núcleo galáctico, anticipando el protagonismo que tendrá en las siguientes imágenes de seguimiento.

La cuarta supernova conocida en NGC 3310 fue descubierta el 5 de julio de 2026 por el astrónomo aficionado estadounidense Patrick Wiggins, una figura muy conocida dentro de la astronomía amateur por su larga trayectoria observacional y por el descubrimiento de varios planetas menores y supernovas. Su labor divulgadora le valió incluso la NASA Distinguished Public Service Medal, la máxima distinción que la agencia concede a personas ajenas a su plantilla.

La detección se realizó desde su observatorio de Stansbury Park, cerca de Tooele (Utah), dentro de su programa sistemático de búsqueda de supernovas. El nuevo objeto fue comunicado al Transient Name Server (TNS) con una magnitud cercana a 13, recibiendo inicialmente la designación AT 2026sqf y, tras confirmarse su naturaleza, la denominación definitiva SN 2026sqf. 

Cuatro días después del anuncio pude realizar mis primeras observaciones desde el Observatorio Posadas (MPC J53). La imagen obtenida el 9 de julio de 2026 muestra la supernova con una magnitud de 13.21 V, destacando claramente sobre el fondo de la galaxia. Se trata de la supernova más brillante registrada hasta ahora en NGC 3310, muy por encima del brillo con el que fueron detectadas las tres explosiones históricas conocidas (SN 1974C, SN 1991N y SN 2021gmj).

No obstante, esta diferencia de luminosidad aparente no implica necesariamente que la explosión fuese más energética. Muy probablemente refleja que SN 2026sqf fue descubierta muy cerca de su máximo de brillo gracias a los modernos programas automáticos de búsqueda, mientras que las supernovas anteriores fueron detectadas en fases más avanzadas de su evolución.

Un día después, el 10 de julio de 2026, volví a observar SN 2026sqf. Lejos de comenzar su declive, la supernova mostraba todavía un ligero incremento de brillo, alcanzando una magnitud 13.00 V, lo que indicaba que la explosión continúa aproximándose, o se encuentra muy próxima, a su máximo de luminosidad.

Este comportamiento es característico de muchas supernovas, cuya curva de luz suele presentar una fase inicial de ascenso antes de alcanzar el máximo y comenzar posteriormente un descenso. Precisamente el seguimiento fotométrico durante estos primeros días resulta esencial para reconstruir su evolución y comprender mejor la naturaleza del fenómeno.

Más allá del extraordinario espectáculo que representan, las supernovas desempeñan un papel decisivo en la evolución de las galaxias. La enorme cantidad de energía liberada y la expulsión al medio interestelar de elementos sintetizados en el interior de las estrellas enriquecen el gas circundante y pueden favorecer la aparición de nuevas generaciones estelares. Paradójicamente, la muerte de una estrella termina convirtiéndose en uno de los motores que alimentan el nacimiento de otras nuevas.