La misma explosión ha llegado a la Tierra cinco veces, por cinco caminos distintos. Entre dos de esas copias pasaron 65,7 días, medidos con un margen de 3,5 días, y ese retraso sirve para calcular a qué ritmo se expande el universo sin apoyarse en la escalera de distancias de toda la vida.
La supernova se llama SN 2025wny, está tan lejos que su luz lleva entre 9.800 y 10.800 millones de años viajando hasta aquí, según el ritmo de expansión que se suponga. No hay nada que mirar con un telescopio de aficionado: para separar las cinco copias han hecho falta el Hubble y el Webb.
El 28 de agosto de 2026 se publicaron a la vez cinco trabajos sobre ella en el repositorio arXiv, firmados por equipos de la Universidad de Estocolmo, Caltech y la Universidad de Birmingham. Aquí van sus medidas y también lo que sus autores dicen que todavía no zanjan.
¿Qué es SN 2025wny y por qué es la primera de su clase?
Es una supernova superluminosa de tipo I (sin hidrógeno) situada a un desplazamiento al rojo de 2,0151. Delante de ella, mucho más cerca, hay dos galaxias a 0,3755 y 0,3766 de desplazamiento al rojo que actúan de lente y parten su luz en cinco imágenes separadas, bautizadas de la A a la E.
La detectó el sondeo Zwicky Transient Facility: la primera detección en la banda r es del 23 de agosto de 2025, y se comunicó al Transient Name Server el 3 de septiembre de 2025. Las imágenes múltiples se resolvieron por primera vez desde el Telescopio Liverpool, en La Palma, y la clasificación espectroscópica la hizo el grupo de Joel Johansson.
Lo que la hace única lo enumera el primero de los cinco trabajos, el de Ariel Goobar y colaboradores: es la primera supernova superluminosa con lente gravitatoria fuerte que se descubre, la supernova con imágenes múltiples más lejana identificada hasta la fecha en una lente de escala galáctica, y la primera lente galáctica con una supernova apta para cosmografía de precisión con retrasos temporales. Traducido: es la primera vez que se puede cronometrar bien un sistema así.
Una lente gravitatoria, contada por el retraso y no por la sábana curvada
La imagen habitual para explicar una lente gravitatoria es una tela estirada que se hunde bajo un peso. Sirve para el dibujo, pero esconde lo que de verdad se mide aquí, que no es una curva: es un reloj.
Las dos galaxias de delante están tan juntas que se comportan como una sola masa: su separación proyectada es menor que el radio de Einstein del sistema. Alrededor de ella, la luz de la supernova encuentra cinco rutas posibles hasta nosotros, y esas rutas ni miden lo mismo ni pasan igual de cerca de la masa. Como la luz va siempre a la misma velocidad, cada camino cuesta un tiempo distinto.
La consecuencia es la que hace especial a este objeto: no vemos cinco supernovas, sino una sola en cinco momentos distintos de su propia vida, todos a la vez. La copia que llegó antes enseña la explosión más joven; la que llegó después, la misma explosión ya avanzada. La idea de aprovechar eso para medir el universo la propuso S. Refsdal en 1964, y lo nuevo es tener por fin un caso con el que hacerlo bien.
Los retrasos, medidos dos veces y por caminos independientes
Dos equipos distintos midieron esos retrasos con dos técnicas que no comparten casi nada.
El equipo de Joel Johansson lo hizo por espectroscopia: en vez del brillo, siguió durante meses cómo se desplazan hacia el rojo siete rasgos anchos del espectro, y buscó qué desfase hace que las cinco imágenes cuenten la misma historia. El de Alice Townsend lo hizo por fotometría: separó las curvas de luz en las bandas g, r, i, z y J y comparó sus formas.
El convenio de signos es el del propio trabajo: un valor negativo significa que esa imagen llegó antes que la imagen A. Estos son los números:
| Par de imágenes | Por espectroscopia (Johansson et al.) | Por fotometría (Townsend et al.) |
|---|---|---|
| A y B | −10,3 ± 2,3 días | −10,6 (+2,2 / −2,5) días |
| A y C | 0,1 ± 3,6 días | 1,2 (+2,7 / −2,6) días |
| A y D | −65,7 ± 3,5 días | · |
| A y E | 3,7 ± 8,8 días | · |
La fotometría solo consiguió separar cuatro de las cinco imágenes (de la A a la D), y del par A y D no publica valor de retraso. De la E solo se pudo extraer espectro por debajo de 5.500 angstroms, que es donde la supernova aún brillaba más que la galaxia lente roja que la tapa. Por eso su retraso es el que sale con más margen, 8,8 días.
Lo importante de la tabla no es ninguna fila: es que las dos columnas coinciden. Los valores de A y B se llevan tres décimas de día entre técnicas radicalmente distintas. El trabajo de Townsend lo resume así: “esta fuerte concordancia entre dos métodos observacionales distintos aporta una validación cruzada importante de los retrasos inferidos” (This strong agreement between two distinct observational methods provides an important cross-validation of the inferred time delays).
¿Cuál de los cuatro retrasos es el mejor medido?
Depende de si se cuenta en días o en porcentaje, y la respuesta cambia. En días, el mejor medido es el de A y B, con unos 2 días de incertidumbre. En porcentaje, el mejor es el largo, el de A y D: 3,5 días sobre 65,7 son alrededor de un 5%, mientras que el de A y B se queda en un 20%.
Y para la cosmología manda el porcentaje, no los días: la incertidumbre sobre el ritmo de expansión la fija la precisión relativa, así que el retraso más largo es el que más restringe aunque en días no sea el mejor medido. El trabajo fotométrico lo reconoce, y dice que su resultado combinado está dominado por ese retraso de A y D. Esa es la razón de que 66 días entre dos copias sea la cifra del titular: no por larga, sino porque es la que más pesa.
Para qué sirve todo esto: medir la expansión sin escalera
La constante de Hubble es el ritmo al que se expande el universo, y la forma clásica de medirla es una escalera de distancias: se calibran objetos cercanos, con ellos otros más lejanos, y cada peldaño arrastra los errores del anterior. Un retraso de lente se salta la escalera entera, porque depende de la geometría del sistema y de la escala absoluta de distancias: con un modelo de la masa que hace de lente se pasa de días a constante de Hubble sin pisar ningún peldaño intermedio.
El quinto trabajo, el de Edvard Mörtsell y colaboradores, es el que construye ese modelo de lente a partir de las imágenes del Hubble y del Webb, con dos distribuciones de masa de ley de potencias y una cizalla externa. Le salen radios de Einstein de unos 1,6 y 0,7–0,8 segundos de arco, y una amplificación total de la supernova que, una vez tenida en cuenta la microlente de las estrellas de las galaxias, queda en un rango amplio de entre 5 y 50 veces.
Con ese modelo y esos retrasos, estos son los valores de la constante de Hubble que salen, en kilómetros por segundo y megapársec:
| Con qué datos | Constante de Hubble |
|---|---|
| Solo el retraso largo A-D, por espectroscopia (pendiente libre) | 69,3 (+8,1 / −6,0) |
| Los cuatro retrasos espectroscópicos | 70,2 (+8,2 / −6,1) |
| Solo los retrasos fotométricos (pendiente libre) | 80,5 (+26,4 / −16,7) |
| Espectroscopia y fotometría juntas, pendiente libre | 70,8 (+8,2 / −6,1) |
| Espectroscopia y fotometría juntas, modelo isotermo de referencia | 66,7 (+7,6 / −6,3) |
Hay un detalle en esa tabla que vale más que cualquiera de sus números: las barras de error no vienen de los retrasos. Los propios autores señalan que la incertidumbre la domina el modelado de la lente. Ya sabemos cronometrar el sistema mejor de lo que sabemos pesarlo.
¿Zanja esto la tensión de Hubble?
No, y conviene decirlo antes de que lo diga otro por nosotros. La llamada tensión de Hubble es el desacuerdo entre lo que mide el universo temprano y lo que mide el universo local. El propio trabajo de Mörtsell cita los dos extremos: el valor de Planck de 2018, 67,5 con un margen de 0,5, y el de la escalera de distancias local de Riess y colaboradores de 2022, 73,0 con un margen de 1,0. La distancia entre esos dos números, restando, es de 5,5.
Ahora compárese ese 5,5 con el vaivén del propio método. Los mismos datos, analizados en cinco filtros distintos, dan constantes de Hubble que se dispersan con una desviación de 4,6, que el trabajo trata como incertidumbre sistemática de modelado. Y cambiar la hipótesis sobre el perfil de densidad de las galaxias lente, de isotermo a pendiente libre, mueve el resultado de 66,7 a 70,8, otros 4,1.
Filtro a filtro, la horquilla completa que publican va de 60,1 (en el filtro F814W del Hubble, con perfiles isotermos) a 71,6 (en el F115W del Webb, con la pendiente libre). Es decir: el desacuerdo que este método aspira a arbitrar es más pequeño que el margen de maniobra que todavía tiene el método.
Los autores no lo esconden, lo escriben en su propio resumen: estos valores “son condicionales a la parametrización adoptada de la distribución de masa de la lente” (These values are conditional on the adopted parameterization of the lens mass distribution), a las hipótesis previas sobre las pendientes de densidad y a las posibles contribuciones del entorno a gran escala.
Ese entorno no es una preocupación teórica: el sistema fue identificado por separado como candidato a cúmulo de galaxias, con 16 miembros candidatos, y un cúmulo delante añade masa que el modelo actual no contabiliza. Y en el 1,3% de las realizaciones del modelo llegan a aparecer siete imágenes en vez de cinco, con un par extra escondido a lo largo del arco de la galaxia anfitriona.
Un solo sistema no resuelve la tensión de Hubble. Lo que hace es demostrar que el camino funciona.
¿Cuánto tiempo lleva viajando esa luz?
Ninguno de los cinco trabajos da esta cifra, así que la hemos calculado nosotros, y con ella viene una lección incómoda. Con un modelo estándar de universo plano y una densidad de materia de 0,3, convertir el desplazamiento al rojo de 2,0151 en años exige suponer un valor de la constante de Hubble, que es exactamente lo que estos trabajos están intentando medir.
O sea que la respuesta se muerde la cola, y por eso va con horquilla y no con un número solo:
| Constante de Hubble que se suponga | De dónde sale ese valor | Tiempo de viaje de la luz |
|---|---|---|
| 66,7 | modelo isotermo de este mismo trabajo | unos 10.800 millones de años |
| 70,8 | pendiente libre, mismo trabajo | unos 10.100 millones de años |
| 73,0 | escalera de distancias local (Riess et al., 2022) | unos 9.800 millones de años |
Entre los extremos de esa tabla hay casi mil millones de años de diferencia, y los tres valores están sobre la mesa ahora mismo. Cuando alguien dice “la luz de este objeto lleva 10.000 millones de años viajando”, está haciendo una suposición cosmológica, no leyendo una medida. Si te interesa cómo se traducen distancias en tiempos de viaje, lo contamos despacio en qué es exactamente un año luz.
Y una última cuenta, para poner los 65,7 días en su sitio. Comparados con ese viaje, son aproximadamente una parte entre 60.000 millones. Toda la cosmografía de este trabajo se sostiene sobre una diferencia así de minúscula, medida a lo largo de meses de observación.
Qué clase de explosión es una supernova superluminosa
El segundo trabajo, el de Maggie L. Li y colaboradores, se ocupa de la estrella y no de la lente. Las supernovas superluminosas alcanzan magnitudes absolutas máximas de menos 21 o más brillantes, y superan a una supernova normal de colapso de núcleo por factores de entre 10 y 100.
Son raras: suponen alrededor del 1,8% de todas las supernovas comunicadas al Transient Name Server, y casi todas las conocidas están cerca. Antes de esta solo había 21 catalogadas a desplazamiento al rojo mayor que 1, con poco más que fotometría cerca del máximo y una única época de espectroscopia. Ahora SN 2025wny es la supernova de colapso de núcleo lejana mejor observada hasta la fecha y tiene las observaciones en ultravioleta más detalladas de cualquier supernova superluminosa. Corregida la amplificación de la lente, su luminosidad máxima supera los 4 × 1044 ergios por segundo entre 1.500 y 4.230 angstroms en su propio sistema de referencia.
Y no saben qué la alimenta: el modelado de su curva de luz sugiere que “puede requerir una fuente de energía híbrida o no estándar” (may require a hybrid or non-standard power source). El objeto que sirve para medir el universo conserva su propio misterio.
¿Se puede ver desde España?
No. Ni con telescopio de aficionado, ni con el mejor equipo que puedas comprar, ni desde el mejor cielo del país. No es cuestión de oscuridad ni de apertura: separar cinco copias que caen dentro de unos pocos segundos de arco exige la resolución de un telescopio espacial, y la amplificación de la lente, que llega a multiplicar el brillo hasta 50 veces, no basta. Esta pieza no tiene sección de cómo verlo desde España, y no la va a tener nunca.
Lo que sí se puede mirar está en la guía del cielo de septiembre de 2026. Y si lo que te ha llamado la atención es el resto que deja una explosión así, hay uno mucho más cerca y al alcance de un telescopio modesto: la Nebulosa del Cangrejo y la cáscara que no aparece. Para el otro extremo de la escala, el de medir cosas enormes y lejanas desde el suelo, está la galaxia más grande conocida, medida desde La Palma.
Qué falta por hacer
Los propios autores dejan la lista escrita: medir la cinemática de las galaxias lente, es decir, cómo se mueven sus estrellas, porque eso restringe la masa por un camino independiente; y caracterizar en detalle el entorno, ese posible cúmulo que puede estar añadiendo masa por delante.
Mientras tanto queda un precedente. SN 2025wny aporta cinco imágenes resueltas, retrasos medidos por dos técnicas independientes que coinciden, y una barra de error que ya no la limita el cronómetro sino la báscula.
Los cinco son preprints en arXiv con fecha de borrador del 31 de agosto de 2026: las observaciones espaciales, la física de la supernova, los retrasos por espectroscopia, los retrasos por fotometría y el modelo de lente y la cosmografía (arXiv:2608.28413, arXiv:2608.28415, arXiv:2608.28416, arXiv:2608.28427 y arXiv:2608.28430).