Datos técnicos
Datos técnicos
- Fecha de observación: 2026-10-05
- Lugar: UTAH
- Telescopio: 43cm
- Filtro: V
# SN 2026aaiv · seguimiento hasta el 5 de octubre de 2026
SN 2026aaiv, clasificada como supernova de tipo Ia, se encuentra en NGC 7331, en la constelación de Pegaso. El registro TNS verificado previamente sitúa su descubrimiento por ATLAS el 1 de septiembre de 2026 a las 11:23:32 UTC y recoge un corrimiento al rojo aproximado de z = 0,003. La distancia de unos 45 millones de años luz corresponde a la estimación de distancia de la galaxia anfitriona publicada por NASA.
La observación del 5 de octubre de 2026 se realizó desde el Utah Desert Remote Observatory, en Beryl Junction, mediante el telescopio T21 de iTelescope.Net. Se obtuvieron tres exposiciones de 120 segundos, con filtro físico V y binning 1 × 1, para una integración total de seis minutos. La medida es 13,26 V, calibrada con estrellas de referencia APASS DR10 Johnson V. La observación, la fotografía y la fotometría corresponden exclusivamente a Pepe Manteca. El T21 utiliza un reflector PlaneWave CDK de 431 mm con reductor a f/4,5 y una cámara FLI-PL6303E, con píxeles de 9 µm y eficiencia cuántica máxima del 68 %, según la ficha oficial del instrumento.
Los encabezados DATE-OBS de los tres FITS indican explícitamente tiempos UTC. La primera exposición comenzó el 5 de octubre a las 07:20:40 UTC y la última terminó a las 07:27:15 UTC; el punto medio ponderado de las exposiciones es 07:23:58 UTC.
La serie disponible contiene catorce medidas propias en V entre el 3 de septiembre y el 5 de octubre. Al comienzo se registraron 15,68 V el 3 de septiembre, 14,85 V el día 4, 14,43 V el día 5, 14,01 V el día 6 y 13,58 V el día
- El 10 de septiembre se obtuvo 12,21 V, el valor más brillante muestreado de esta serie. Entre los días 3 y 10 transcurrieron unos 7,03 días y la magnitud disminuyó 3,47, equivalente a un aumento de flujo observado en V de aproximadamente un factor 24,4. La tasa media entre esos extremos fue −0,49 mag/día; describe el cambio entre las medidas y no demuestra una evolución uniforme durante los intervalos sin observación. El valor de 12,21 V no establece por sí solo la fecha ni la magnitud del máximo físico.
Tras esa medida se registraron 12,55 V el 12 de septiembre, 12,46 V el día 13 y 12,35 V el día
- El 18 de septiembre se midieron 12,24 V y el día 19, 12,27 V. Los valores muestreados muestran una fase de variación limitada alrededor de magnitudes próximas a 12,2–12,6 V, con una inversión parcial respecto al valor del día
- Entre el 10 y el 12 de septiembre el cambio fue de +0,34 mag, equivalente a cerca de un 27 % menos de flujo observado; entre el 12 y el 18 el cambio de −0,31 mag equivale a aproximadamente un 33 % más de flujo. No se interpreta esa secuencia como una meseta continua, un segundo máximo ni una variación estadísticamente confirmada: faltan incertidumbres fotométricas y existen huecos de muestreo.
Las medidas posteriores son 12,87 V el 29 de septiembre, 13,02 V el 1 de octubre y 13,26 V el 5 de octubre. Entre el 19 de septiembre y el 5 de octubre, en unos 16,05 días, el debilitamiento fue de +0,99 mag: el flujo observado final representa aproximadamente el 40 % del inicial, es decir, una disminución cercana al 60 %, con una tasa media de +0,062 mag/día. Entre el 29 de septiembre y el 5 de octubre el cambio fue de +0,39 mag en unos 6,04 días, equivalente a aproximadamente un 30 % menos de flujo y una tasa media de +0,065 mag/día.
La comparación más reciente, entre el 1 y el 5 de octubre, se realiza con medidas del mismo telescopio T21 y calibración APASS DR10 V explícitamente documentada. En unos 4,03 días se produjo un cambio de +0,24 mag, que corresponde a una razón de flujo final/inicial de 0,802: aproximadamente un 20 % menos de flujo observado en V. La tasa media entre ambos puntos es +0,060 mag/día. Respecto al valor más brillante muestreado del 10 de septiembre, la medida del 5 de octubre es 1,05 mag más débil y conserva aproximadamente el 38 % de aquel flujo. Estas cifras cuantifican flujo aparente observado en V; no son porcentajes de luminosidad intrínseca ni de emisión bolométrica.
La curva conserva las observaciones de T21, T24 y T11 en V, identificadas por instrumento. Aunque comparten banda declarada, los cambios de telescopio, respuesta instrumental y calibración pueden introducir diferencias sistemáticas; la identidad de las calibraciones anteriores debe consultarse en sus respectivos registros, sin asumir retrospectivamente APASS DR10 para todos los puntos. No se han facilitado incertidumbres para la serie y no se inventan barras de error. Los segmentos solo guían la lectura entre medidas del mismo sistema V: no constituyen un ajuste físico, una interpolación entre bandas ni una observación continua. Únicamente se reproducen medidas de Pepe Manteca; los datos de terceros se limitan al contexto catalográfico.
En una supernova de tipo Ia, la emisión se asocia a una explosión termonuclear de una enana blanca, con calentamiento radiactivo de los materiales expulsados. El esquema incluido ilustra ese mecanismo genérico y se identifica como SCHEMATIC; no demuestra una vía progenitora concreta para SN 2026aaiv. La fotografía suministrada se conserva completa y a sus dimensiones originales dentro de la infografía.
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