Observatori de Begues – Pepe Manteca

Supernova 2026sqf 16 Agosto 2026

Supernova 2026sqf 16 Agosto 2026 — foto 1

Datos técnicos

Datos técnicos

# SN 2026sqf — actualización del 16 de agosto de 2026

Después de varios días de nubes, por fin hemos podido volver a observar SN 2026sqf, situada en la galaxia starburst NGC 3310, a unos 48 millones de años luz, en la constelación de la Osa Mayor.

La observación del 16 de agosto de 2026 fue realizada por Pepe Manteca con el telescopio remoto T21, un reflector de 43 cm situado en el Utah Desert Remote Observatory, código MPC U94. Se obtuvieron 3 exposiciones de 120 segundos con filtro V, con una integración total de 360 segundos.

La fotometría realizada con MaxIm DL y estrellas de referencia APASS DR10 proporciona una magnitud de:

V = 11.468

Este resultado es prácticamente idéntico al obtenido el 6 de agosto, V = 11.459. La diferencia entre ambas observaciones es de solo +0.009 magnitudes en diez días, equivalente a una disminución nominal de aproximadamente el 0.8 % del flujo observado en banda V. Sin incertidumbres fotométricas formales, una diferencia tan pequeña no puede considerarse significativa.

Una fase sorprendentemente plana

Las seis observaciones obtenidas con el mismo sistema T21 entre el 31 de julio y el 16 de agosto son:

La media de estas medidas es V = 11.477, con un rango total de solamente 0.051 magnitudes y una desviación estándar muestral de 0.019 magnitudes. El ajuste lineal ofrece una pendiente de aproximadamente −0.0017 magnitudes por día, compatible con una evolución prácticamente horizontal a la precisión disponible.

Por tanto, podemos hablar de una fase plana observada en banda V durante al menos 16 días. Empleamos deliberadamente esta descripción fotométrica y no la expresión «meseta II-P», porque la clasificación de SN 2026sqf ha cambiado de manera fundamental.

Cambio de clasificación: de Type II a Type Ia-CSM

SN 2026sqf fue clasificada inicialmente como una supernova de tipo II, una identificación comprensible cuando el espectro muestra hidrógeno intenso. Sin embargo, la clasificación actual es Type Ia-CSM.

Una Ia-CSM es un fenómeno poco frecuente: la explosión subyacente presenta características de una supernova termonuclear de tipo Ia, asociada a la destrucción de una enana blanca, pero sus eyecta están chocando contra una cantidad importante de material circunestelar, abreviado CSM por circumstellar material.

Este material rodeaba al sistema antes de la explosión. Puede proceder de episodios de pérdida de masa anteriores o estar relacionado con la evolución y la interacción de las estrellas del sistema progenitor. Su origen y geometría exactos no pueden determinarse únicamente con nuestra fotometría.

¿Por qué aparece hidrógeno en una supernova Ia?

Las supernovas Ia normales no presentan hidrógeno prominente en sus espectros. En una Ia-CSM, sin embargo, el hidrógeno observado puede encontrarse principalmente en el material circunestelar exterior, y no en los eyecta termonucleares originales de la enana blanca.

Cuando los eyecta, que se expanden a gran velocidad, alcanzan ese material más lento y denso, se forman ondas de choque. Parte de la energía cinética de la expansión se transforma en radiación. El gas rico en hidrógeno se excita y produce líneas de emisión, especialmente H-alfa, que pueden ser intensas y relativamente estrechas. Esta firma puede hacer que el objeto se parezca inicialmente a una supernova de tipo IIn, aunque la explosión subyacente sea de tipo Ia.

Por eso la presencia de hidrógeno no significa necesariamente que la estrella que explotó conservara una envoltura de hidrógeno como una progenitora de tipo II. En este caso, el hidrógeno actúa como una especie de «pantalla» circunestelar iluminada y calentada por el choque.

¿Puede la interacción explicar la fase plana?

Sí, es una interpretación físicamente plausible. Una supernova Ia normal debería evolucionar y debilitarse de una forma más marcada después del máximo. En una Ia-CSM, la interacción continuada puede aportar luminosidad adicional y compensar parcialmente ese descenso. Mientras el frente de choque siga atravesando regiones densas, el brillo óptico puede evolucionar lentamente, mantenerse casi estable o incluso presentar irregularidades.

La fase plana que estamos midiendo alrededor de V = 11.48 podría ser, por tanto, una manifestación de esa interacción. No obstante, la curva V por sí sola no permite demostrar cuánto brillo procede de la supernova termonuclear y cuánto de la interacción con el CSM. Para resolverlo serían necesarios espectros sucesivos y fotometría multibanda.

¿Cuánto puede durar?

No existe para las Ia-CSM un reloj fijo equivalente a la conocida meseta de aproximadamente 100 días de las supernovas II-P. La duración depende de la densidad, extensión, distribución y geometría del material circunestelar, así como de la velocidad y energía de los eyecta.

Los objetos Ia-CSM suelen mostrar curvas de luz más lentas que las supernovas Ia normales y la interacción puede continuar durante meses, en algunos casos incluso más tiempo. Con los datos actuales no es posible asignar una fecha fiable al final de esta fase plana. La señal decisiva será una ruptura clara y persistente de la tendencia, idealmente acompañada por cambios espectroscópicos.

Evolución acumulada

Respecto a nuestra primera medida calibrada del 9 de julio, V = 13.388, SN 2026sqf es ahora 1.920 magnitudes más brillante. Su flujo observado en banda V es aproximadamente 5.86 veces el registrado al inicio de nuestra serie. La medida más brillante continúa siendo la del 28 de julio, V = 11.257.

La gráfica utiliza exclusivamente las mediciones principales calibradas con MaxIm DL y APASS DR10. Los intervalos sin observación, incluidos los días de nubes entre el 6 y el 16 de agosto, se representan mediante líneas discontinuas y no contienen datos interpolados.

AT 2026wpf y comparación de procesado

La imagen del 16 de agosto permite apreciar también AT 2026wpf, otro transitorio proyectado dentro de NGC

  1. No se ha incorporado ninguna nueva medida fotométrica de este objeto y sus datos permanecen completamente separados de la curva de SN 2026sqf.

La imagen incluye además un recuadro con el fotograma original sin BlurXTerminator ni reducción de ruido, junto a la vista procesada. La comparación se presenta de forma estrictamente visual y neutral, sin valorar ninguno de los dos resultados.

SN 2026sqf — clasificación actual: Type Ia-CSM. Medida del 16 de agosto: V = 11.468. Telescopio: T21, reflector de 0.43 m, MPC U94. Exposición: 3 × 120 s con filtro V. Calibración: MaxIm DL / APASS DR10. Evolución reciente: fase plana observada cerca de V = 11.48. Interpretación: posible luminosidad sostenida por interacción entre los eyecta y material circunestelar rico en hidrógeno.

Referencias científicas