1. Introducción.  

    La búsqueda de supernovas en los últimos años con la aparición entre los aficionados de las cámaras CCD a retomado un papel muy importante. Antes, el aficionado solo podía buscar supernovas en galaxias muy brillantes, y la magnitud límite de búsqueda solo llegaba a la 15 para los que tuvieran un buen telescopio mayor de 25cm y mejor cielo.

  Hoy en día, las CCD nos abren de par en par este apasionante campo de estudio, en el que el aficionado puede realizar una de sus principales contribuciones a la ciencia, un descubrimiento. La magnitud límite de búsqueda con tan solo 1 minuto de exposición y un simple telescopio de 20cm puede llegar a la 18 en un buen cielo y a la 15-16 para las galaxias y si no tenemos ese buen cielo sólo es necesario aumentar los tiempos de exposición, tratar bien las imágenes, etc.

El número de supernovas que se descubren todos los años, muy al contrario de lo que muchos aficionados puedan pensar es bastante grande entorno a 200 el mejor año, y en los últimos años unas 150 en promedio, tal y como muestra la siguiente gráfica:

    La búsqueda de supernovas puede compararse con una lotería sin ningún rubor, la cuestión está en saber usar la estadística en nuestro poder y saber cual es el método de trabajo más adecuado, para aumentar nuestras posibilidades de premio.

    Trataremos en este artículo sobre los pasos para realizar la búsqueda de supernovas, desde la organización en casa de la observación, la toma de imágenes, la comparación hasta la alerta de una posible supernova.

2. Organización de la observación.

    El éxito o no en la búsqueda de supernovas depende de dos parámetros principales, el primero y más determinante la periodicidad con que observemos y por tanto el número total de galaxias cubiertas a la semana, al mes, o al año, y el segundo la organización de un buen programa de búsqueda de supernovas.

Por mi experiencia, he comprobado que es casi inútil realizar búsqueda de supernovas con una periodicidad menor de una vez por semana. Encontrar una supernova observando una o dos veces al mes es casi una lotería, o peor, encontrarse el billete premiado tirado en el suelo. Observar cuatro veces al mes y en cada noche cubrir diferentes galaxias es también una lotería, pero al menos tenemos el billete comprado y cuanto más observemos con más números jugaremos. Se trata siempre de observar el mayor número de galaxias posible, ya sea en la noche, semana, mes o año.

    Por otro lado, la organización del programa de búsqueda es fundamental, veremos a continuación algunas estadísticas que nos indican como mejorar nuestro programa de búsqueda, son simples cuestiones lógicas, pero que aumentarán las posibilidades hasta hacerlas más asequibles, ya que no se trata de observar solo el mayor número de galaxias posible, sino saber cuales son las mejores y dedicar nuestros esfuerzos sólo a ellas.

Empezaremos por la estadística que nos reduce en gran cantidad el número de galaxias en las que debemos buscar supernovas. El hecho es que dependiendo del tipo de la galaxia que se trate hay mayores o menores posibilidades de descubrimiento, la siguiente tabla nos muestra los tipos de galaxia a la izquierda frente al número de supernovas descubiertas y su tipo, el dato que nos interesa sobre todo será el total de cada tipo de galaxia:

    Siguiendo con las estadísticas, otra interesante es la referente a la velocidad de alejamiento de las galaxias, según la siguiente gráfica se aprecia cuales son más comunes.

Por encima de 10000 Km/s suele tratarse de galaxias muy lejanas, pequeñas y débiles fuera del alcance de los aficionados, por lo que nos quedaremos con las que tengan una velocidad menor a 10000 Km/s, con esto reducimos aún más el número de galaxias a patrullar.

            Otra estadística general es la distribución de supernovas según su magnitud, vemos que también hay un rango de mayor interés que el resto, en este caso trataremos que nuestras imágenes alcancen a ser posible la magnitud 19. Sería deseable alcanzar cuanta magnitud más débil posible, sin embargo para lograrlo necesitamos tiempos de exposición demasiado largos que reducirían el número de galaxias a observar. El 99% de las supernovas descubiertas por debajo de la magnitud 19 se trata de descubrimientos realizados desde telescopios profesionales.

Una estadística interesante es saber cuales son las galaxias más prolíficas a la hora de generar supernovas. Al contrario que las anteriores estadísticas ésta lo que nos dice es que algunas galaxias no deben faltar en nuestro programa de búsqueda pues generan supernovas en algunos casos periódicamente, mostramos las que han generado hasta tres supernovas en el siglo XX:

            Muy parecida a la anterior, pero todo lo contrario es la estadística que nos dice que eliminemos de nuestro listado todas las galaxias que hayan tenido una supernova reciente. Las posibilidades de que genere otra supernova en poco tiempo es bastante baja. Esta estadística la tomaremos del listado de supernovas recientes del CBAT, ver apartado de enlaces de interés.

            Las estadísticas mostradas hasta ahora son generales y se pueden aplicar para reducir el número total de galaxias a observar desde cualquier lugar de observación. Las siguientes estadísticas son más específicas y el poder aplicarlas, dependerá de otros parámetros como el lugar de observación o la época del año.

            La distribución de supernovas según la A.R y declinación nos ayudará a elegir mejor las zonas de búsqueda, pues existen claramente zonas de mayor probabilidad, por el simple hecho de que las galaxias se agrupan en cúmulos de galaxias, y existen varios de esos cúmulos más importantes que otros, además de que la franja de luz de nuestra propia galaxia nos impide ver la mayoría de las galaxias que hay detrás. Así tenemos, las dos gráficas siguientes:

       Al igual que la gráfica de A.R., la de Declinación puede parecer que tiene poco interés por lo mismo. Sin embargo en esta gráfica hay un dato “escondido” muy importante y es que la forma de la gráfica no se corresponde a ningún hecho físico o lógico de la astrofísica, sino más bien al factor humano. Es de destacar el descenso brusco en el número de supernovas descubiertas por debajo de los –10º Dec, provocado únicamente por el descenso en el número de observadores y observatorios profesionales que realizan patrullas en esas zonas. Galaxias siguen existiendo por miles, así que debe ser prioridad número uno buscar por debajo de ésta declinación, si nuestro lugar de observación nos lo permite.

            Una estadística general no disponible es la distribución de supernovas según el ángulo de inclinación de la visual de la galaxia, por pura lógica será de esperar que cuanto más de canto se vea la galaxia menos posibilidades tendremos de descubrir una supernova, pues las zonas de polvo nos taparán su luz.

            Con esto terminamos las estadísticas de supernovas que nos reducen y acotan la búsqueda, ahora nos queda saber como aplicar estas estadísticas en la realidad, pues llevarla a la práctica haciendo una selección manual de las galaxias es algo más que imposible, una locura.

Para eso podemos apoyarnos de las bases de datos de programas como el Megastar, The Sky, Guide..., o Internet, éstas bases de datos disponen de galaxias suficientes para quedarnos con un buen número de ellas para todo el año. Aunque son programas muy buenos, sus bases de datos no nos permiten hacer consultas en las que seleccionar todos los parámetros que aquí se han explicado, la solución puede ser, pasar esa base de datos a algún otro programa más específico como el Access, donde podemos hacer todos los filtros de selección que deseemos. Para ahorrar trabajo, pongo esa base de datos en formato Access a disposición de quien me la pida, en ella podemos hacer consultas filtrando por coordenadas A.R. y Dec, magnitud de la galaxia, tipo de la galaxia, velocidad de alejamiento, ángulo de visión.

Aún nos falta un paso para poder empezar las observaciones, y es ordenar adecuadamente las galaxias seleccionadas. Si no lo hacemos, provocaremos que el telescopio se pase la noche saltando de un lugar para otro sin ningún orden, con la consiguiente pérdida de tiempo y errores de apuntado. La base de datos del Access, nos permite ordenar las galaxias de forma ascendente en A.R. con lo que ya conseguimos que el telescopio observe en un sentido durante toda la noche, y también permite ordenarlas por declinación de forma ascendente, con lo que se consigue lo mismo pero en declinación. Esto teniendo en cuenta que es preferible siempre hacer las imágenes cuando la galaxia se encuentra en su culminación superior (máxima altura sobre el horizonte), lo que nos permitirá una mayor calidad en la imagen y mayor magnitud límite.

3. Modalidades de búsqueda de Sn con CCD.

Podemos decir que existen dos formas principales de hacer búsqueda de supernovas con CCD, cada una de las cuales tiene sus ventajas e inconvenientes, la elección de la forma de trabajo será una cuestión personal, del instrumental y hasta de los gustos del observador. La cuestión del tipo de CCD a utilizar es importante pues no todas las CCD son válidas para este trabajo, nos interesan sobre todo las que tengan el chip lo más grande posible para captar un mayor campo.

3.1.Patrulla de galaxias individuales.

Es la forma más común de búsqueda entre los aficionados, se trata de hacer imágenes de galaxias individuales, por lo que cada imagen contendrá una sola galaxia, en ocasiones dos o hasta tres, pero estas son excepciones. En este caso, las imágenes muestran una galaxia bastante grande, en la que buscar una posible supernova es relativamente sencillo, por comparación con otra imagen realizada en una noche anterior, imágenes como la siguiente M100:

La configuración óptica adecuada para trabajar de esta forma, dependerá del modelo de CCD (el tamaño del chip) y de la focal del telescopio usando o no reductores de focal. Lo ideal es centrar la imagen única y exclusivamente en la galaxia a patrullar, utilizando focales lo mayor posible. De esta forma obtenemos una imagen lo más grande posible de la galaxia. Esto depende también del tamaño del chip, pues de él depende el campo de la imagen. Para este tipo de búsqueda un chip menor de 512x512, necesita imperiosamente el uso de focales cortas, pues de lo contrario muchas veces nos quedaremos en el centro de la galaxia y poco más. Por encima de 512x512 la focal puede aumentar. Como los modelos existentes de CCDs y las combinaciones posibles de focales, y reductores de focal es muy grande se hace casi imposible hacer una recomendación exacta de cual es la configuración óptica adecuada, deberá ser el observador el que realice algunas pruebas hasta encontrar el campo adecuado según su instrumental, como indicación podemos decir que el campo no debe ser mayor de 10x10 minutos de arco, suficiente para la mayoría de galaxias, salvo para las inmensas galaxias como M31 o M33.

  Una vez determinada la configuración óptica, debemos escoger el tiempo de exposición adecuado. Para ello, hay que tener en cuenta parámetros contrapuestos como, la magnitud límite a la que queremos llegar (19 a ser posible), el no saturar el núcleo de la galaxia o el seguimiento exacto del telescopio. Aquí entra en juego otra vez el observador y debe ser él quien realice las pruebas de tiempos de exposición para conseguir la magnitud límite deseada, sin que se sature el centro de la galaxia, no existan fallos de seguimiento y por último lo más importante que no sea un tiempo demasiado excesivo, puesto que a mayor tiempo de exposición menor número de galaxias observaremos.

  El asunto es tan complejo, o mejor dicho es tan difícil de recomendar la configuración óptica y los tiempos de exposición, que hasta entre estos dos parámetros tenemos que uno influye en el otro, a mayor focal mayor debe ser el tiempo de exposición y viceversa.

  Otro aspecto que también influye y mucho es la configuración de la resolución de la CCD, es preferible perder algo de resolución trabajando en modo binning 2x2, para ganar sensibilidad y de esta forma reducir el tiempo de exposición.

  Como vemos es bastante complicado realizar una recomendación pero basta dedicar una noche a hacer una serie de imágenes con diferentes ópticas, tiempos de exposición, binning, hasta encontrar la que realmente se adapta mejor.

  Quizá como guía pueda servir mi forma de trabajo, telescopio 3000mm focal, con reductor a 6.3 (focal efectiva 1890mm), modo binning 2x2, 1 minuto de exposición y CCD 768x512. Así obtengo una magnitud límite de18 y entran en la imagen todas las galaxias salvo las muy grandes, que son pocas. Esto desde un cielo oscuro, lo cual es otro parámetro a tener en cuenta.

  Averiguada la configuración óptica, y el tiempo de exposición por pruebas o incluso con la ayuda de algún programa como The Sky, Megastar, Guide..., nos queda ahora orientar el chip de la CCD. En este caso la orientación debe ser la lógica norte arriba y este a la derecha. De esta forma podremos medir la posición de una posible supernova, con respecto al centro de la galaxia y muy importante es mantener siempre esa misma orientación en todas nuestras patrullas, para que la comparación no se haga un trabajo tedioso por existir rotación de campo de un día a otro.

  Ya solo nos queda comenzar a hacer las imágenes. Lo ideal es tener un telescopio totalmente automatizado que nos permita introducirle el listado de objetos a observar, junto con los tiempos de exposición de cada imagen, de forma que sea él quien lo haga todo, hay quienes han logrado automatizar el proceso hasta el punto de que la comparación también es automática y solo debemos mirar la pantalla del ordenador por si existe algún aviso de supernova. Llegar a este nivel es mas bien un problema económico mas que técnico, ya hay programas que hacen todo ese trabajo pero son bastante caros. Si no podemos llegar a ese nivel, deberemos ser nosotros quienes le demos las órdenes al telescopio para saltar de galaxia en galaxia y a la CCD para tomar la imágenes, lo que nos obligará a estar a pie de telescopio o más bien a pie de pantalla.

  Un dilema que tendremos es si realizar una o dos imágenes de cada galaxia, ya que en ocasiones se producen fallos en la imagen, rayos cósmicos, píxeles calientes..., que nos pueden confundir con una posible supernova, cosa que una segunda imagen podría confirmar. La ventaja de esto es que no necesitamos una segunda noche de observación para confirmar un descubrimiento, y nos llevaremos muchos menos sustos, pero la gran desventaja es que dos imágenes por galaxia significa observar nada menos que la mitad de las galaxias posibles en una noche. Habrá que ponerlo en una balanza, y ver si es más factible obtener una segunda imagen al segundo día, una vez tenemos la alerta.

  Una de las ventajas de esta forma de búsqueda de supernovas al margen de las razones científicas, es que obtenemos imágenes bonitas de galaxias, que además de servirnos para la búsqueda de supernovas nos pueden servir para hacernos un bonito catálogo.

3.2. Patrulla de cúmulos y agrupaciones de galaxias.

  La patrulla de cúmulos y agrupaciones de galaxias, sin ser la forma más común de búsqueda, si es la que estadísticamente puede que tanga mayores probabilidades, pues el número de galaxias patrulladas en una noche puede ser de hasta 1500 o más en el caso de cúmulos de galaxias Abell o de 1000 en el caso de agrupaciones de galaxias. Podemos diferenciar búsqueda en cúmulos de galaxias del tipo Abell, y búsqueda en agrupaciones más o menos aleatorias de galaxias. El objetivo de ambas es obtener el mayor número de galaxias posibles en una sola imagen.

  Sin embargo, tiene el gran problema de que las galaxias en los cúmulos no suelen estar catalogadas en su totalidad y se desconocen datos importantes como el tipo de la galaxia, con lo que las estadísticas de filtrado no nos servirán. Las imágenes que se obtienen son parecidas a la siguiente, Cúmulo Abell 2151, en la que se pueden apreciar más de 30 galaxias.

            La otra opción de búsqueda en agrupaciones de galaxias puede ser la ideal, puesto que las galaxias son mayores y aunque no se llegue al gran número de los cúmulos Abell, es una opción intermedia. Sin embargo, existe un problema, el pequeño campo de las CCD aún con reductores de focal, solo nos ponen a tiro un limitado número de estas agrupaciones de galaxias con un número mayor de cinco galaxias por imagen, por lo que en algunas épocas del año como el verano, nos puede llegar a sobrar tiempo de observación durante la noche, lo cual también puede ser una ventaja y dedicarlo a otro tipo de observación. Una imagen de este tipo puede ser la siguiente de una agrupación de 10 galaxias en la constelación de Antlia:

            La forma de trabajo para estos dos métodos, es aprovechando el mayor campo posible de la CCD, o sea, utilizando reductores de focal de hasta 3,3 para introducir en la imagen el mayor número de galaxias posible. Como todo, tiene un límite, pues si reducimos en demasía el campo provocaremos que las galaxias sean muy pequeñas, apareciendo el problema de la difícil identificación de posibles supernovas. De nuevo es el observador el que tendrá que hacer pruebas para obtener la configuración óptica adecuada.

              Al obtener mayor número de galaxias por imagen, quizá sea conveniente aprovechar y aumentar algo el tiempo de exposición, para llegar a la magnitud 19, aún perdiendo tiempo de observación. El modo de trabajo debiera ser el de máxima resolución sin binning, puesto que al ser las galaxias tan pequeñas, será más fácil detectar una posible supernova.

              Un aspecto diferente con respecto a la búsqueda en galaxias individuales es la rotación del campo de la CCD, curiosamente he comprobado que en muchos de los cúmulos Abell y en las agrupaciones de galaxias el grueso de las galaxias en ellos se distribuyen según una inclinación que forma unos 35º respecto al ecuador celeste (desconozco si esto tiene alguna explicación física, aunque no se trata de una regla general) como en el caso del Abell 262, si adoptamos esa inclinación siempre en nuestras patrullas, el número de galaxias captadas por imagen será mayor:

              En el caso de cúmulos de galaxias y agrupaciones de galaxias, lo que nos interesa para el centrado del telescopio no es el centro del cúmulo, pues en la mayoría de los casos el mayor número de galaxias no lo obtendremos apuntando exactamente al centro, es por tanto necesario determinar cual será el centro exacto del campo de la imagen con la rotación que habremos elegido. Hacer esto es un trabajo pesado, pues se trata de seleccionar cúmulo por cúmulo, orientar la imagen y encuadrar el campo de la CCD en el punto en el que obtengamos el mayor número de galaxias, y en la mayoría de los casos necesitamos más de una imagen por cúmulo para cubrir por completo todas sus zonas interesantes. Esto se puede hacer con los programas antes mencionados y para ahorrar trabajo a los observadores, os pongo a disposición el listado de cúmulos y agrupaciones de galaxias con mayor número de galaxias, seleccionados eso si para un equipo de CCD de 768x512, y una focal efectiva de 990mm, en formato Access.

              El resto de metodología de trabajo es igual que en el caso de galaxias individuales, ordenar en este caso los centros de los campos de las imágenes, obtener el tiempo de exposición adecuado y disparar cuantas más veces sea posible durante la noche.

  4. Archivo de imágenes y software de comparación.

              Durante la noche obtendremos gran cantidad de imágenes que debemos archivar con un cierto orden. Lo ideal es adoptar para cada imagen el nombre de la galaxia, cúmulo o agrupación de galaxias en la que se centra, de esta forma podremos identificar claramente en nuestro archivo la imagen con la que debemos comparar.

              Un inconveniente que tiene este tipo de archivo es que, los archivos de imágenes que tengamos de una noche, tendrán nombres sin un orden específico y muchos de los programas de tratamiento de imágenes trabajan con una secuencia de imágenes cuyos nombres siguen un patrón reconocible. Tal es el caso del IRIS, el cual permite hacer el tratamiento de todo un paquete de imágenes con los mismos parámetros de contraste y brillo, pero con una secuencia de imágenes que tienen un patrón de nombre (galaxia1, galaxia2...). Lo cual es muy importante a la hora de igualar todas las imágenes con las que tengamos archivadas para su posterior comparación.

            Lo normal es que acabemos utilizando varios programas, en este caso el LAIA puede hacer el tratamiento completo de la secuencia de imágenes tengan el nombre que tengan, sin embargo no tiene la opción del parpadeo de imágenes, por lo que lo utilizaremos para el tratamiento y el parpadeo lo podemos hacer con el IRIS por ejemplo.

              La opción de tratamiento y parpadeo suele venir incluida en el software de control de muchas CCD, pero aún no he trabajado con ninguno que cumpla con todas las funciones necesarias. Existen otros programas gratuitos o no, que tienen la opción del parpadeo de imágenes.

              Como es lógico, para nuestra primera noche de observación no tendremos imágenes con las que comparar y deberemos hacer una segunda tanda de imágenes pasados unos días, es más probablemente no tengamos un catálogo de imágenes de comparación, hasta pasado un año completo. Los programas con opción de parpadeo son muy sencillos de utilizar, basta con indicarles cuales son los archivos que contienen las dos imágenes a comparar y el tiempo que queremos que dure cada parpadeo. Sin embargo, convendrá aquel programa que disponga de correcciones interactivas durante el parpadeo en los ejes x e y para permitir corregir los errores inevitables en el centrado de las dos imágenes, en las dos noches diferentes. Otros incluyen también poder corregir además del centrado la rotación del campo, pero esto último nos lo debemos evitar colocando la CCD siempre en la misma posición exactamente.

              Una segunda opción de comparación muy atractiva es realizarla in situ, durante la propia observación. En el tiempo que se tarda en tomar la siguiente imagen, si el programa de control de la CCD lo permite, podemos abrir otro programa con el que hacer el tratamiento de la última imagen y hacer la comparación en lo que dura la toma. Así nos evitamos el tener que hacer dos tomas de cada galaxia y sobre todo en caso de una alerta, estamos a pie de telescopio para confirmarla inmediatamente. Inevitablemente perderemos más tiempo de observación, pues el proceso de grabar la última imagen, tratarla y compararla es más largo que la duración de cada toma, pero puede compensar además de por las razones expuestas, en que no tendremos que dedicar toda una tarde a realizar la comparación y la noche de observación se nos hará mucho mas amena y llevadera, eso si también mucho mas estresante porque mantener un buen ritmo de trabajo durante varias horas no todo el mundo es capaz de hacerlo.

  5. Alertas.

     Tarde o temprano, todo buscador de supernovas tiene una alerta de posible supernova. Estoy hablando de una alerta propia, que primero deberá intentar confirmar por todos los medios antes de darla a conocer a la comunidad científica.

  Lo que hay que intentar es no perder la calma y ser muy fríos y calculadores y seguir un guión de confirmación de sospechosas que nos desvelará sin duda de que se trata nuestra alerta. Yo os propongo el siguiente guión a seguir punto por punto y pensado para llevarlo a cabo durante la comparación en casa y no a pie de telescopio:

  -   Confirmar que la sospechosa no tiene el mas mínimo desplazamiento ya sea provocado por que se trate de un asteroide o por la existencia de fallo de seguimiento. En el segundo caso un mínimo fallo de seguimiento puede ser muy bueno, ya que en ese caso ya descartamos que la sospechosa pueda ser un fallo de la imagen, por ruido térmico, un rayo cósmico un meteoro puntual...Se trata de un objeto real que está ahí.

  - Apreciar bien la imagen de la sospechosa y compararla con la imagen de otras estrellas del mismo brillo cercanas, en busca de algún indicio que nos haga pensar que se trata realmente de un píxel caliente, o ruido, o un rayo cósmico...esto solo puede darlo la experiencia, teniendo varias alertas.

  -  Comparar la imagen sospechosa con todas las demás que tengamos archivadas de esa misma galaxia en días anteriores, en busca del mismo objeto.

  -    Consultar las imágenes por Internet del DSS. Estas imágenes son placas digitalizadas de telescopios profesionales de hasta 5 metros, que llegan a magnitudes más débiles y contienen más detalles. Lo mismo para cualquier otro catálogo de imágenes que tengamos a mano, como el BT Atlas, Vickers...

  -    Determinar la posición A.R. y Dec de la sospechosa y determinar la posición en segundos de arco con respecto al centro de la galaxia que alberga la sospechosa al N, S, E y O.

-    Con las coordenadas calculadas consultamos la base de datos de cuerpos menores del MPC, en la que se encuentran catalogados todos los asteroides y cometas que vagabundean por el sistema solar y que se pueden haber cruzado con  nuestra galaxia, esta es la mayor causa de falsas alertas.

  -   Consultamos las coordenadas en el catálogo SIMBAD, la mayor base de datos de objetos celestes del mundo. Ahí se encuentran todas las estrellas, galaxias, estrellas variables... conocidas, si hay algo en la imagen y el hombre lo conoce, se encuentra en este catálogo.

  -    Llegados a este punto y si aún seguimos pensando que lo que tenemos puede ser una supernova ya solo nos queda obtener una segunda imagen del evento, al día siguiente, o si estamos a pie de telescopio en el mismo momento. La segunda imagen nos confirmará que no se trata de un fallo de la imagen y será imprescindible para que la alerta tenga algún peso específico ante la comunidad científica.

  -     Ahora nos queda decidirnos y hacer llegar la alerta a los medios de comunicación adecuados y no son precisamente la revista Hola o Diez Minutos. Existen principalmente dos vías, la vía aficionada en la que entran las listas de correo electrónico específicas para alertas de la ISN,  la VSNET o la AAVSO, son tres asociaciones que pueden ayudarnos a la hora de confirmar el evento antes de dar el paso y hacer el llamamiento a los profesionales. Bastará con enviar un correo electrónico a una de estas listas (ISN mejor), para que se pongan en marcha varios telescopios de “aficionados” y en muy poco tiempo obtengan una imagen del objeto.

  -    Si estamos totalmente seguros podemos saltarnos el paso anterior e ir directamente a la página web del CBAT y enviar un email con los datos de la aún posible supernova. Esta web es la que lleva la organización de las circulares de la Unión Astronómica Internacional, en la que se publican y anuncian todos los descubrimientos diarios de cometas, supernovas, novas, variables... El CBAT no admite cualquier tipo de alerta, deben tener una serie de condiciones como que piden dos imágenes en momentos diferentes del evento, para eliminar falsas alarmas. Llegados a este punto solo falta para la confirmación definitiva la obtención del espectro de la sospechosa por parte de algún observatorio profesional, pues mas de un caso se ha dado de que al final se trate de una nueva estrella variable.

  Si has llegado hasta aquí sin contratiempos, ¡Felicidades has descubierto tu primera supernova!.

  6. Enlaces de interés.

  - DSS: http://skyview.gsfc.nasa.gov/cgi-bin/skvadvanced.pl

- MPC Checker: http://cfaps8.harvard.edu/~cgi/CheckSN.COM.

- CBAT: http://cfa-www.harvard.edu/iau/cbat.html

- SIMBAD: http://simbad.u-strasbg.fr/Simbad

- IRIS: http://www.astrosurf.com/buil.

- LAIA: http://www.astrogea.org/soft/laia/laia.htm.

- ISN: http://www.supernovae.net/isn.htm.

- VSNET: http://www.kusastro.kyoto-u.ac.jp/vsnet/.

- AAVSO: http://www.aavso.org/.

  7. Agradecimientos.

  A la ISN y Michael Schwartz por permitir la utilización de las estadísticas de la página web de la ISN en este artículo.