Supernova SN2026fvx: espectroscopía amateur de una explosión estelar
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El 3 de abril de 2026 realicé la adquisición espectroscópica de la supernova SN 2026fvx utilizando un espectrógrafo basado en una red de difracción Star Analyzer SA100 adaptada para trabajar con rendija de 35 micras. La observación se llevó a cabo mediante una secuencia de 15 exposiciones de 300 segundos, acumulando un total de 1 hora y 15 minutos de integración.
Aunque el Star Analyzer suele utilizarse habitualmente en configuraciones sin rendija, en este caso se adaptó a una configuración slit-spectrograph, permitiendo mejorar notablemente la resolución espectral y estabilizar la calibración en longitud de onda. La imagen siguiente muestra el aspecto del espectro apilado obtenido tras el procesado.
Es interesante hacer notar la fuerte contaminación del cielo por la iluminación en la zona urbana (Majadahonda) donde se llevó a cabo al observación. La utlización de una rendija permite identificar esta contribución que se resta del espectro del objeto.
La calibración espectral se realizó utilizando una lámpara Relco, mientras que la estrella Alioth se utilizó como referencia para corregir la respuesta instrumental y la extinción atmosférica. Este paso es esencial para reconstruir de forma aproximada la distribución espectral real del objeto observado y poder analizar tanto el continuo como las líneas espectrales de absorción. La siguiente figura muestra los espectros de la SN, la estrella de referencia y la lámpara de calibración.
La supernova se encontraba en la galaxia NGC 4205, situada aproximadamente a 57 millones de años luz en la constelación de Draco. El espectro obtenido reveló inmediatamente que se trataba de una supernova extremadamente rica en líneas de absorción metálicas, característica típica de una supernova de tipo Ia.
Uno de los rasgos más importantes identificados fue la profunda línea de absorción del silicio ionizado Si II alrededor de 635 nm. Esta línea constituye prácticamente la “firma espectral” de las supernovas Ia y aparece desplazada debido a la enorme velocidad de expansión del material expulsado en la explosión. En el espectro obtenido, la absorción aparecía desplazada hacia aproximadamente 614 nm, indicando velocidades radiales del orden de 9700 km/s.
Además del silicio, el espectro mostraba múltiples absorciones asociadas a hierro ionizado Fe II, magnesio Mg II y azufre ionizado S II. Estas últimas formaban la conocida “doble depresión” o “W del azufre”, otro rasgo característico de este tipo de explosiones termonucleares.
El análisis espectroscópico también mostraba la ausencia de líneas Balmer de hidrógeno, lo que constituye otro indicador fundamental para clasificar el objeto como supernova de tipo Ia y distinguirla de las supernovas de colapso gravitatorio.
El continuo espectral podía aproximarse razonablemente mediante una curva de Planck correspondiente a una temperatura cercana a 12000 K, coherente con una supernova relativamente temprana tras la explosión. A estas temperaturas, el espectro está dominado por un intenso continuo térmico sobre el que se superponen las amplias absorciones generadas por las capas externas en rápida expansión.
La anchura de las líneas proporcionaba además información sobre la dispersión de velocidades en la eyección. A partir de la anchura a media altura (FWHM) de la línea principal de silicio se estimó una dispersión de velocidades cercana a 2900 km/s, lo que indica una estructura explosiva altamente dinámica y tridimensional.
Desde el punto de vista astrofísico, todos estos resultados son compatibles con el escenario clásico de una supernova Ia: la explosión termonuclear de una enana blanca rica en carbono y oxígeno tras aproximarse al límite de Chandrasekhar. En estas explosiones, la fusión nuclear progresa rápidamente desde elementos ligeros hacia elementos intermedios y finalmente hacia el grupo del hierro, liberando una enorme cantidad de energía que destruye completamente la estrella.
Uno de los aspectos más interesantes del espectro es precisamente cómo permite “leer” las capas de nucleosíntesis de la explosión. Las líneas de silicio y azufre indican regiones donde la combustión nuclear fue incompleta, mientras que la abundancia de hierro apunta a zonas donde la nucleosíntesis alcanzó elementos del pico del hierro. El espectro constituye, en cierto modo, una fotografía química de las diferentes capas expulsadas durante la explosión.
Resulta especialmente llamativo que un espectro de este nivel de detalle pueda obtenerse utilizando instrumentación amateur basada en un Star Analyzer SA100. Este tipo de observaciones demuestra cómo la espectroscopía astronómica amateur puede aportar resultados científicamente muy relevantes cuando se cuidan cuidadosamente aspectos como la calibración, la estabilidad instrumental y la relación señal/ruido.
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