Datos técnicos
Datos técnicos
- Fecha de observación: 2026-07-22
- Lugar: SIDING SPRING
- Telescopio: 32cm
- Filtro: sin filtro
SN 2026ukg Es una supernova de tipo Ia situada en la galaxia PGC 010437, también catalogada como MCG −05-07-019. El descubrimiento oficial fue realizado por ASAS-SN el 13 de julio de 2026 a las 02:09:36 UT y comunicado por K. Z. Stanek en nombre del equipo. En ese momento tenía magnitud 16,1 en g-Sloan y figuraba como un objeto en aumento de brillo. ATLAS había registrado una detección anterior el 5 de julio, de magnitud 17,989 en su banda naranja, aunque fue comunicada después del descubrimiento de ASAS-SN.
La clasificación espectroscópica fue realizada por Simon de Wet y el equipo BlackGEM a partir de un espectro de 600 segundos obtenido el 14 de julio con el telescopio Lesedi de 1 metro y el espectrógrafo Mookodi. La comparación con plantillas de SNID-SAGE mostró coincidencias con supernovas Ia normales antes del máximo. El redshift de la supernova es z = 0,020 y el de la galaxia anfitriona figura como z = 0,021. A partir del redshift se obtiene una distancia de luminosidad aproximada de 284 millones de años luz, unos 87 Mpc.
El seguimiento fotométrico se realizó desde Siding Spring, Australia, con un telescopio de 32 cm, imágenes sin filtro y el mismo procedimiento de medida. La calibración se efectuó con Tycho utilizando el catálogo ATLAS y estrellas de referencia Sloan R; los resultados se expresan como magnitudes CR. Para reducir la dispersión se calculó la media de todas las mediciones válidas de cada noche: 15,336 CR el 20 de julio, a partir de 10 exposiciones; 15,374 CR el día 21, también con 10 exposiciones; y 15,387 CR el día 22, a partir de 9 exposiciones. Todas las exposiciones fueron de 120 segundos.
Entre el 20 y el 22 de julio la supernova se debilitó 0,051 magnitudes en CR, lo que equivale aproximadamente a una reducción del 4,6 % en el flujo. La secuencia 15,336 → 15,374 → 15,387 CR muestra un descenso suave y progresivo. El cambio entre las dos últimas noches es pequeño, pero la evolución conjunta de los tres promedios es compatible con el comienzo de la fase descendente. La observación del 20 de julio es la más brillante de nuestra serie; por tanto, el máximo pudo producirse ese mismo día o durante los pocos días anteriores. No disponemos de medidas CR anteriores que permitan fijar con precisión el instante del máximo.
La imagen individual del 22 de julio combina 9 exposiciones de 120 segundos, con una integración total de 1.080 segundos. La segunda imagen es una suma profunda de las tres noches —20, 21 y 22 de julio— formada por 29 exposiciones de 120 segundos y una integración acumulada de 3.480 segundos. Esta suma mejora la visibilidad del campo, pero no representa un único instante fotométrico: como la supernova varió durante esos días, no se le asigna una sola magnitud. Para estudiar la evolución se utilizan las medias independientes de cada noche.
En la gráfica, las tres medias CR aparecen unidas porque fueron obtenidas con el mismo sistema y procedimiento. El punto del descubrimiento, 16,1 g-Sloan, se representa con otro color y permanece separado. Las magnitudes g-Sloan y CR corresponden a respuestas espectrales diferentes, por lo que no debe trazarse una línea entre ellas ni interpretar directamente su diferencia como una variación precisa de brillo.
Una supernova Ia es una explosión termonuclear relacionada con una enana blanca de carbono y oxígeno en un sistema binario. La fusión descontrolada puede destruir completamente la enana blanca y producir elementos del grupo del hierro. El decaimiento radiactivo del níquel-56 a cobalto-56 y posteriormente a hierro-56 aporta gran parte de la energía de la curva de luz. El canal progenitor concreto de SN 2026ukg no se conoce; el dibujo de la infografía representa solamente una de las posibles vías.
El seguimiento durante las próximas noches será especialmente interesante. Si las nuevas medias CR continúan aumentando numéricamente, quedará mejor definida la pendiente de descenso y podremos situar con mayor seguridad el máximo antes del comienzo de esta serie. Para conservar la coherencia de la curva será importante mantener, siempre que sea posible, el mismo telescopio, tiempo de exposición, ausencia de filtro, catálogo y estrellas de comparación.