Datos técnicos
Datos técnicos
- Fecha de observación: 2026-08-29
SN 2026sqf: evolución de la subida y formación de una prolongada meseta
Después de más de seis semanas de observaciones, doy por finalizado provisionalmente el seguimiento fotométrico de SN 2026sqf. La supernova fue descubierta el 8 de julio de 2026 en la galaxia NGC 3310 y posteriormente reclasificada como una peculiar supernova de tipo Ia-CSM.
Mis mediciones en V Johnson abarcan desde el 9 de julio hasta el 20 de agosto. Aunque contienen las imprecisiones normales de este tipo de observaciones y fueron obtenidas con distintos telescopios, permiten estudiar razonablemente bien las diferentes etapas de su evolución.
Una subida de brillo rápida, pero no uniforme
La primera medición fue V 13,332 el 9 de julio, un día después del descubrimiento. El máximo observado se alcanzó el 28 de julio, veinte días después del descubrimiento, con V 11,257.
Por tanto, durante los primeros 19 días cubiertos por mi fotometría la supernova aumentó 2,075 magnitudes. Esto equivale a multiplicar su flujo luminoso aproximadamente por 6,8. La velocidad media de subida fue de 0,109 magnitudes por día, lo que representa un incremento medio cercano al 10,6 por ciento de flujo cada día.
Sin embargo, la subida no se produjo a una velocidad constante.
Entre los días 1 y 4, del 9 al 12 de julio, pasó de V 13,332 a V 12,712. Aumentó 0,620 magnitudes en tres días, con una velocidad media de 0,207 magnitudes diarias. En términos de flujo, su brillo creció aproximadamente un 21 por ciento cada día.
Entre los días 4 y 10, del 12 al 18 de julio, pasó de V 12,712 a V 12,021. La velocidad de subida disminuyó hasta 0,115 magnitudes por día, equivalente a un aumento aproximado del 11 por ciento de flujo diario.
Entre los días 10 y 16, del 18 al 24 de julio, pasó de V 12,021 a V 11,701. La subida se hizo todavía más lenta, con una pendiente media de 0,053 magnitudes por día, alrededor de un 5 por ciento de aumento de flujo diario.
Entre los días 16 y 18 aparece una nueva aceleración, desde V 11,701 hasta V 11,277. La diferencia equivale a 0,212 magnitudes por día. Esta aceleración debe interpretarse con prudencia porque coincide con un cambio de telescopio, del T24 al T11, y una parte de la diferencia podría proceder de pequeños desplazamientos sistemáticos entre equipos.
Llegada al máximo
Entre los días 18 y 20 la magnitud solamente cambió de V 11,277 a V 11,257. La velocidad de subida cayó hasta apenas 0,010 magnitudes por día, menos de un 1 por ciento de incremento diario de flujo.
Este aplanamiento indica que la supernova había llegado prácticamente a su máximo en V. El punto más brillante de mi serie fue V 11,257, obtenido el 28 de julio.
Después del máximo, la supernova descendió hasta V 11,510 el 31 de julio. Fueron 0,253 magnitudes en tres días, equivalentes a una pérdida media de 0,084 magnitudes por día. No obstante, este tramo también coincide con otro cambio de telescopio, del T11 al T21, por lo que la pendiente exacta debe considerarse aproximada.
Formación y mantenimiento de la meseta
A partir del 31 de julio, SN 2026sqf entró en una fase extraordinariamente estable. Entre el 31 de julio y el 16 de agosto obtuve seis mediciones con el T21 comprendidas entre V 11,459 y V 11,510.
La magnitud media de esta fase fue V 11,477. Todo el intervalo tuvo una amplitud de solamente 0,051 magnitudes y una dispersión de 0,019 magnitudes. El ajuste lineal proporciona una pendiente de aproximadamente 0,002 magnitudes por día hacia un brillo mayor, una variación tan pequeña que, teniendo en cuenta las incertidumbres, puede considerarse una meseta prácticamente horizontal.
Esta estabilidad es muy diferente de lo esperado en una supernova Ia normal. Una Ia ordinaria, normalizada al mismo máximo, habría disminuido alrededor de una magnitud durante las semanas siguientes. Hacia el día 43 tendría aproximadamente V 12,3, mientras que SN 2026sqf todavía presentaba V 11,568.
La supernova se mantenía, por tanto, alrededor de 0,7 magnitudes más brillante que la referencia teórica de una Ia normal. Esto equivale aproximadamente al doble de flujo luminoso.
La explicación se encuentra en su clasificación Ia-CSM. Además de la energía liberada por el decaimiento radiactivo del níquel y el cobalto, los restos de la explosión chocan contra una envoltura de material circunestelar. Parte de la energía cinética de la expansión se transforma en radiación y añade una fuente suplementaria de luz. Esta interacción frena el descenso habitual y mantiene la supernova durante más tiempo en una fase de gran luminosidad.
¿Comienza finalmente el descenso?
La última observación fue obtenida el 20 de agosto y dio V 11,568 ± 0,020. Respecto a la medición del 16 de agosto, V 11,468, representa una pérdida de 0,100 magnitudes en cuatro días, con una velocidad aproximada de descenso de 0,025 magnitudes por día.
Este punto podría señalar el comienzo del descenso definitivo, pero una sola medida no es suficiente para confirmarlo. Habrían sido necesarias nuevas observaciones para comprobar si se trataba de una tendencia real o de una pequeña fluctuación dentro de la meseta.
Final provisional del seguimiento
Por el momento no puedo continuar la campaña porque NGC 3310 se encuentra demasiado cerca del Sol y, durante la noche, la supernova queda por debajo de los 15 grados de altura. Por debajo de este límite la absorción atmosférica, la turbulencia y los gradientes del cielo dificultan la obtención de una fotometría suficientemente fiable.
No se trata del final definitivo del seguimiento. Durante noviembre NGC 3310 volverá a aparecer antes del amanecer. Si SN 2026sqf continúa al alcance de los telescopios, intentaré reanudar las mediciones.
Será especialmente interesante comprobar cuánto habrá disminuido durante este periodo sin observaciones y si la interacción con el material circunestelar continúa manteniéndola más brillante que una supernova Ia normal.
Observador: Pepe Manteca Observatori de Begues Actualización: 29 de agosto de 2026
Si SN 2026sqf fuese una Ia normal, el 29 de noviembre tendría aproximadamente magnitud V 15,3, con un margen razonable de ±0,3 magnitudes.
El cálculo sería:
- Máximo observado: 28 de julio, V = 11,257.
- El 29 de agosto estaría 32 días después del máximo. Una Ia normal tendría entonces aproximadamente V 12,6–12,8.
- Del 29 de agosto al 29 de noviembre transcurren 92 días.
- Entre aproximadamente 50 y 120 días después del máximo, una Ia normal disminuye en V alrededor de 0,028 magnitudes diarias. [Resumen de curvas Ia de Leibundgut](https://ned.ipac.caltech.edu/level5/Sept05/Leibundgut/Leibundgut2.html)
- Descenso durante esos 92 días:
\[ 92 \times 0,028 = 2,58\ \text{magnitudes} \]
Por tanto:
\[ V_{\rm 29\,noviembre}\approx12,7+2,58=15,28 \]
Resultado práctico:
\[ \boxed{V\approx15,3\pm0,3} \]
Hay otra forma de calcularlo: si partiéramos directamente del brillo extraordinario que conservaba SN 2026sqf a finales de agosto, aproximadamente V 11,7–11,8, y desde ahí aplicáramos la pendiente tardía de una Ia normal, obtendríamos V 14,3–14,4. Pero ese cálculo conservaría el exceso de luz producido anteriormente por la interacción con el CSM.
Por eso, para una comparación con una Ia completamente normal, la estimación científicamente más coherente es V 15,3. Si en noviembre encontramos SN 2026sqf claramente por encima de ese valor —por ejemplo, alrededor de magnitud 13,5 o 14— sería una prueba muy visible de que la interacción circunestelar continúa aportando luminosidad.