SN 2026abfe: dos galaxias en un mar de estrellas

Entre las numerosas estrellas que pueblan esta imagen aparece la galaxia LEDA 2217243, huésped de SN 2026abfe. Su silueta alargada contrasta con los puntos de luz de nuestra propia galaxia, que ocupan el primer plano. Esta abundancia estelar resulta comprensible: observamos en una dirección situada a unos 14 grados del plano de la Vía Láctea. Tras ese poblado escenario se abre una perspectiva hacia un universo mucho más lejano.

LEDA 2217243, registrada también como WISEA J191745.01+431717.9, presenta el aspecto de una galaxia de disco observada con fuerte inclinación. En la imagen se distingue una concentración central luminosa rodeada por una estructura alargada y difusa. Sin embargo, la información recopilada en NED no incluye una clasificación morfológica detallada, por lo que su apariencia permite describirla, pero no asignarle con seguridad un tipo concreto de galaxia espiral.

Los datos disponibles proceden principalmente de grandes cartografiados del cielo. Entre ellos figura un corrimiento al rojo de aproximadamente z = 0,063, obtenido en el catálogo de redshifts fotométricos de Bilicki y colaboradores. Se trata de una estimación basada en los colores de la galaxia, con una incertidumbre mayor que la de una medida espectroscópica. Si adoptamos ese valor, LEDA 2217243 se encontraría a una distancia del orden de 900 millones de años luz, y la luz que recibimos habría viajado durante unos 860 millones de años. Estas cifras nos sitúan en su escala de distancia, aunque no deben interpretarse como valores precisos.

El catálogo infrarrojo 2MASS recoge unas dimensiones de 31 × 12 segundos de arco, medidas sobre un determinado contorno de brillo superficial. También proporciona una extensión mayor, de unos 57 × 22 segundos de arco, asociada a la estimación de su luz total mediante la extrapolación del perfil luminoso. Son dos maneras diferentes de delimitar una galaxia cuyos bordes se desvanecen gradualmente. A la distancia estimada, el primero de estos contornos abarcaría unos 130.000 años luz sobre su eje mayor, una dimensión considerable pese a su pequeño tamaño aparente.

La fotometría de WISE aporta otra pista sobre su naturaleza. Sus colores infrarrojos son compatibles con los de galaxias que contienen polvo y mantienen formación estelar. Es una interpretación sugerida por sus medidas, sin que estos datos permitan determinar por sí solos la intensidad de esa actividad. Asimismo, aparece una detección en radio a 1,4 GHz, recogida por el sondeo NVSS, que amplía su presencia en los catálogos más allá de la luz visible y del infrarrojo.

La supernova SN 2026abfe fue descubierta por el programa ATLAS el 9 de septiembre de 2026, con una magnitud de 19,23 en su banda cyan. La detección se realizó desde Haleakala, en Hawái, y recibió la denominación interna ATLAS26lgq. En una observación del día anterior, obtenida desde el Teide, el objeto todavía no era detectable hasta una magnitud límite de 19,47, aunque aquella imagen correspondía a una banda diferente.

Su naturaleza quedó establecida el 19 de septiembre, mediante un espectro obtenido con el instrumento SEDM, instalado en el telescopio de 1,5 metros de Palomar. C. Fremling y J. Purdum comunicaron, en nombre de los equipos de SEDM y ZTF, su clasificación como supernova de tipo Ia, basada en el análisis de SNIascore. Esta clase de explosiones tiene su origen en una enana blanca dentro de un sistema binario, donde puede desencadenarse una reacción termonuclear que destruye la estrella.

El análisis espectroscópico aporta además un corrimiento al rojo de z ≈ 0,061, próximo a la estimación fotométrica disponible para LEDA 2217243. La aparición de la supernova permite así reforzar nuestra idea de la distancia de una galaxia sobre la que apenas existe información detallada. Adoptando este valor, nos encontramos ante un sistema situado a una distancia del orden de 900 millones de años luz, cuya luz habría viajado durante unos 840 millones de años antes de alcanzar nuestros telescopios.

Las observaciones de ZTF en su banda g muestran que la supernova aumentó de brillo entre el 13 y el 18 de septiembre: pasó aproximadamente de la magnitud 18,55 a la 18,23. Estos registros documentan parte de su ascenso, aunque la escasez de puntos publicados no permite fijar con precisión cuándo alcanzó el máximo.

Mi observación corresponde al 15 de septiembre de 2026, a las 22:19 UT, y proporciona una magnitud de 17,87 ± 0,04, obtenida sin filtro y referida a las magnitudes G de Gaia. Las calibraciones realizadas con distintas estrellas de referencia ofrecen resultados próximos entre sí. Esta medida pertenece a una referencia fotométrica diferente de las bandas cyan de ATLAS y g de ZTF, por lo que sus valores no deben compararse directamente como si formasen una única curva de luz.

En la comparativa, la imagen de archivo de Pan-STARRS-1, situada a la izquierda, permite reconocer el aspecto habitual de la galaxia. En mi imagen, a la derecha, la flecha señala el nuevo punto luminoso, proyectado sobre la región próxima a su concentración central. Entre las numerosas estrellas del campo, ese pequeño cambio revela una explosión ocurrida en una galaxia extraordinariamente lejana.

A poco más de tres minutos de arco de LEDA 2217243, a la izquierda de la imagen, aparece otra atractiva galaxia, LEDA 2216693. Su disco alargado y muy inclinado, orientado casi de norte a sur, forma una bonita composición con la galaxia que alberga SN 2026abfe, entre las numerosas estrellas de este campo.

Aunque la información disponible sobre ella es escasa, el catálogo REGALADE aporta una primera estimación de distancia: unos 118 megapársecs, equivalentes a 385 millones de años luz. Este valor procede de un corrimiento al rojo fotométrico de aproximadamente 0,027 y presenta una incertidumbre considerable, cercana a 74 megapársecs.

La estimación la situaría bastante por delante de la galaxia huésped de la supernova. Los datos disponibles favorecen así una pareja aparente, debida a la perspectiva, aunque todavía no permiten establecer con seguridad si existe alguna relación física entre ambas. Para resolver esa cuestión sería especialmente valioso disponer de un corrimiento al rojo espectroscópico de esta última galaxia.

SN 2026abbm: una supernova y dos cuásares en Piscis

El campo de SN 2026abbm, en la constelación de Piscis, ofrece una imagen poblada de pequeñas galaxias. Entre las estrellas de nuestra Vía Láctea aparecen numerosas manchas difusas, algunas redondeadas y otras alargadas, que revelan la presencia de sistemas estelares mucho más distantes. Basta recorrer la fotografía con cierta atención para encontrar bastantes más de las que llaman la atención a primera vista.

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.

SN 2026yum en UGC 242: una espiral, una supernova y un cuásar

UGC 242 destaca en el centro de la imagen por su núcleo luminoso y por los brazos espirales que se distinguen alrededor de él. La vemos con una inclinación moderada, de unos 40 grados respecto a una visión de frente: el disco adquiere una forma ovalada, pero conserva una perspectiva que permite apreciar bien su estructura. Es una galaxia relativamente brillante en la que merece la pena detenerse para seguir el trazado de los brazos y las diferencias de luminosidad dentro del disco.

También catalogada como CGCG 457-014, UGC 242 aparece en NED con la clasificación morfológica SABd. Estas letras describen una espiral de tipo tardío, con una barra débil o intermedia y un bulbo poco prominente. La palabra «tardío» pertenece a la clasificación de las formas galácticas y no indica que sea una galaxia joven. En este caso, el disco y los brazos tienen un protagonismo mucho mayor que la región central, aunque su centro brillante destaque en la fotografía.

Las estimaciones de distancia recopiladas en NED mediante la relación de Tully y Fisher la sitúan en torno a 57 megapársecs, aproximadamente 186 millones de años luz. Este método relaciona la velocidad de rotación de una galaxia espiral con su luminosidad y permite estimar su distancia al compararla con el brillo que recibimos. NED adopta además un desplazamiento al rojo de z = 0,014657, correspondiente a una velocidad radial heliocéntrica cercana a 4.400 kilómetros por segundo.

Su diámetro aparente ronda los dos minutos de arco, con diferencias entre catálogos según el límite de brillo utilizado para medir sus regiones exteriores. A la distancia adoptada, esto corresponde a un diámetro del orden de 100.000 años luz. Su pequeño tamaño en la fotografía encierra, por tanto, una galaxia de dimensiones considerables. Las mediciones en la banda visual recopiladas en NED se sitúan alrededor de la magnitud 13,5, aunque el brillo se reparte por toda esa superficie y disminuye hacia la periferia.

UGC 242 aparece en varios estudios sobre la estructura de las galaxias espirales. En los trabajos de Alister W. Graham de 2001 y 2002 se analiza la distribución de su luz para separar la contribución del disco y la del bulbo. Los ajustes describen una componente central pequeña frente a un disco mucho más extenso. 

Hay un detalle especialmente interesante en el artículo de 2001: Graham incluye expresamente a UGC 242 entre las galaxias cuyas desviaciones respecto a un perfil de disco exponencial podrían ser reales. Un perfil exponencial es una descripción sencilla de cómo suele decaer la luminosidad de un disco con la distancia al centro. En UGC 242, el reparto de la luz podría ser algo más complejo que ese modelo ideal. Es una observación sobre esta galaxia que aporta información más allá de su clasificación en los catálogos, aunque el artículo no permite establecer por sí solo el origen de esa diferencia.

El trabajo de Zavala y colaboradores, publicado en 2003, añade una perspectiva sobre su contenido de materia. En sus estimaciones, el gas representa aproximadamente una quinta parte de la masa conjunta de estrellas y gas. La masa de esas dos componentes resulta del mismo orden que la calculada para la Vía Láctea en ese mismo estudio. A partir de la anchura de la emisión del hidrógeno neutro a 21 centímetros, corregida por la inclinación, los autores estiman una velocidad máxima de rotación cercana a 200 kilómetros por segundo.

Ese movimiento permite investigar también la materia que no vemos. Bajo las hipótesis del estudio, la masa dinámica dentro de un radio equivalente a cinco longitudes de escala del disco resulta unas tres veces la masa aportada por las estrellas y el gas. La diferencia apunta a una contribución importante de materia oscura a la gravedad de la galaxia. Son estimaciones dependientes del modelo: aquel trabajo adoptaba una distancia de 64,6 megapársecs, algo mayor que los aproximadamente 57 utilizados aquí. Con esa precaución, el estudio nos permite contemplar UGC 242 como un sistema en el que los brazos y el centro luminoso forman parte de una estructura más amplia de estrellas, gas y materia oscura.

En la comparación con la imagen de archivo de Pan-STARRS aparece un nuevo punto luminoso en el sector suroeste del disco de UGC 242. Es SN 2026yum, señalada con una flecha en mi imagen del 14 de septiembre de 2026. Su posición queda a unos 25 segundos de arco del centro de la galaxia, lo que corresponde a una separación proyectada de aproximadamente 7 kilopársecs, unos 23.000 años luz, si adoptamos la distancia de 57 megapársecs utilizada anteriormente.

Según el certificado de descubrimiento del Transient Name Server, la colaboración GOTO la detectó el 13 de agosto de 2026 a las 02:11 UTC, con una magnitud de 18,04 en su filtro L. En una imagen obtenida poco más de un día antes, el 12 de agosto a las 02:03 UTC, no se detectaba hasta una magnitud límite de 20,2 en ese mismo filtro. Entre ambas tomas, su flujo luminoso aumentó al menos unas siete veces. Estos datos, junto con el espectro posterior, indican que fue descubierta en una fase muy temprana.

La clasificación llegó al día siguiente. Un equipo encabezado por M. Pursiainen, en nombre de GOTO, obtuvo un espectro el 14 de agosto a las 03:49 UTC con el instrumento ALFOSC del Telescopio Óptico Nórdico. El informe la identifica como una supernova joven de tipo II a partir de la emisión ancha de las líneas Hα y Hβ del hidrógeno. El desplazamiento al rojo adoptado, z = 0,014657, coincide con el utilizado para UGC 242.

Las supernovas de tipo II se relacionan con el colapso del núcleo de estrellas masivas que conservan hidrógeno en sus capas exteriores. La explosión expulsa material a gran velocidad, y la presencia de hidrógeno en ese material permite reconocer esta familia en el espectro. En SN 2026yum, las líneas anchas descritas en el informe aportan la identificación espectroscópica del fenómeno que vemos como un punto luminoso en la imagen.

El seguimiento de ZTF, donde figura como ZTF26abnuyoi, permite ver cómo evolucionó después de los primeros días. Tras el ascenso inicial, el brillo en la banda r se mantuvo alrededor de la magnitud 17,4 desde la segunda mitad de agosto hasta el 3 de octubre, última fecha incluida en los datos consultados. Durante casi mes y medio dibuja una meseta bastante estable. La banda g sigue otra evolución: alcanza aproximadamente la magnitud 17,4 en agosto y después se debilita hasta rondar la 18,0 a comienzos de octubre. Mientras tanto, la banda i gana brillo de forma más gradual.

Esta evolución hace que la supernova se vuelva progresivamente más roja y es compatible con el enfriamiento del material expulsado. Las mesetas son frecuentes en las supernovas de tipo II que conservan una envoltura extensa de hidrógeno. Al enfriarse, el hidrógeno ionizado vuelve a capturar electrones y las capas exteriores se hacen más transparentes, permitiendo que escape la energía almacenada en regiones más profundas. La recombinación y el transporte de esa energía intervienen en la prolongada fase de brillo relativamente estable. La curva de SN 2026yum resulta compatible con ese comportamiento, aunque el informe publicado la clasifica simplemente como tipo II, sin confirmar un subtipo II-P.

Mi observación del 14 de septiembre se realizó unos 32 días después del descubrimiento, cuando la banda r ya se encontraba en esa meseta. La fotometría sin filtro, calibrada con las magnitudes G de las estrellas de Gaia, proporciona un valor de 17,47, con un error interno de 0,03 magnitudes comunicado por el programa. Se trata de una medida referida a G; las bandas g, r e i de ZTF tienen respuestas diferentes y sirven aquí para mostrar la evolución del objeto. Adoptando los 57 megapársecs de distancia de la galaxia, ese brillo corresponde aproximadamente a una magnitud absoluta de −16,3, sin aplicar correcciones por absorción interestelar.

En la parte superior de la imagen aparece otra galaxia, LEDA 212516, también identificada como WISEA J002528.85+201631.2. Se encuentra a unos 2,26 minutos de arco al norte de UGC 242 y presenta una condensación central luminosa rodeada por una envoltura de aspecto más liso. La proximidad de ambas en el campo invita a preguntarse si podrían formar una pareja física.

Las medidas espectroscópicas permiten resolver esa impresión. El estudio de Huchra y colaboradores de 2012, dedicado al 2MASS Redshift Survey, incluye esta galaxia con un desplazamiento al rojo de aproximadamente 0,05893, muy superior al de UGC 242, de 0,014657. Esto sitúa a LEDA 212516 mucho más lejos: su luz ha empleado del orden de 800 millones de años en llegar hasta nosotros, frente a los aproximadamente 186 millones de años de UGC 242.

La fotografía reúne, por tanto, dos galaxias situadas a profundidades muy diferentes. LEDA 212516 es una galaxia de fondo y su cercanía aparente a UGC 242 se debe a la perspectiva. No constituye una compañera física con la que podamos relacionar una interacción de la espiral.

El campo guarda todavía otro objeto de interés: el cuásar SDSS J002602.12+201625.5, señalado con una flecha en la imagen. Con una magnitud catalogada G de aproximadamente 19,59, aparece como un tenue punto de aspecto estelar. Se trata del núcleo activo de una galaxia muy distante, cuya emisión está alimentada por el gas que cae hacia un agujero negro supermasivo.

El análisis de su espectro realizado por Rakshit y colaboradores en 2020 permite estimar una masa de unos 1.700 millones de veces la del Sol para ese agujero negro. Una de las líneas de emisión del magnesio, Mg II, presenta una anchura equivalente a unos 6.430 kilómetros por segundo, relacionada con los rápidos movimientos del gas que lo rodea. El material que se acumula en el disco de acreción se calienta y libera una enorme cantidad de energía: la luminosidad total estimada del cuásar equivale a unos 4,5 billones de veces la luminosidad solar.

Su desplazamiento al rojo espectroscópico, z ≈ 1,556, nos lleva mucho más atrás en el tiempo. Según un modelo cosmológico estándar, su luz ha empleado unos 9.650 millones de años en llegar hasta nosotros. Lo observamos, por tanto, tal como era cuando el universo tenía aproximadamente 4.150 millones de años.

La misma imagen reúne así la luz de UGC 242 y la supernova, llegada tras un viaje de unos 186 millones de años; la de LEDA 212516, de alrededor de 800 millones; y la de este cuásar, que ha recorrido casi diez mil millones de años de historia cósmica.

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 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.