Datos técnicos
Datos técnicos
- Fecha de observación: 2026-10-23
- Lugar: Begues
- Telescopio: SEESTAR S50 PRO
- Filtro: IRCUT
SN 2026aeiv en NGC 1184: seguimiento con Seestar durante las noches del 21 y 23 de octubre de 2026
SN 2026aeiv fue observada desde Begues las noches del 21 y 23 de octubre de 2026 con un Seestar S50 Pro de 50 mm de abertura y filtro IRCUT. Las observaciones y su fotometría son de Pepe Manteca. La presentación reúne una vista de campo amplio y otra de detalle de la misma combinación de las dos noches. La flecha de la imagen ampliada identifica la posición de la supernova sobre la galaxia NGC
- Esta combinación tiene una finalidad visual: las magnitudes se midieron sobre los archivos FITS de cada noche por separado, sin asignar una magnitud única a la imagen combinada.
El descubrimiento oficial se atribuye a ATLAS, con fecha del 5 de octubre de 2026 a las 02:44 UTC y denominación interna ATLAS26mci. La clasificación actualmente recogida en el registro de transitorios es Ia-91bg-like, con desplazamiento al rojo z = 0,0078. La distancia de referencia de la galaxia anfitriona es de unos 34 megapársecs, equivalentes a aproximadamente 111 millones de años luz. Estos datos proceden de los registros de descubrimiento y clasificación, no de la fotometría presentada aquí. Las supernovas de esta subclase suelen ser menos luminosas y evolucionar más deprisa que las Ia normales, aunque esa descripción general no determina por sí sola la fase o el ritmo de evolución de este objeto.
Las dos observaciones propias se sitúan aproximadamente 17 y 19 días después del descubrimiento oficial. Aplicando el mismo procedimiento a los apilados completos, Photutils proporciona TG = 15,95 el 21 de octubre y TG = 15,91 el
- En el canal rojo se obtienen TR_r = 15,53 y TR_r = 15,46, respectivamente. Las extracciones con seestar-photometry coinciden con esos valores al redondear a dos decimales. Los resultados de ambos programas se conservan por separado y no se promedian: representan dos extracciones de cada observación, no fechas independientes.
La comparación entre los apilados completos muestra, por tanto, valores próximos en ambas noches. Utilizando los resultados anteriores al redondeo, el cambio nominal en TG es de −0,037 mag en unos dos días. Su equivalencia en flujo observado es de aproximadamente un 3,5 % más de señal calibrada. En TR_r, la diferencia nominal de −0,070 mag equivale aproximadamente a un 6,6 % más de flujo observado. Estas equivalencias se calculan mediante la relación F₂/F₁ = 10^(−0,4·(m₂−m₁)). Describen diferencias entre estimaciones del mismo canal, sin demostrar una variación de la luminosidad intrínseca de la supernova.
La menor magnitud muestreada en los apilados completos corresponde nominalmente al 23 de octubre en ambos canales. Sin embargo, las diferencias son demasiado pequeñas frente a las limitaciones de la medición para afirmar un aumento real. Tampoco puede establecerse una meseta: dos noches con estimaciones cercanas no prueban que el brillo permaneciera constante durante todo el intervalo. No se ha determinado un máximo físico ni su fecha, y no resulta justificado atribuir una tasa de subida o descenso a estos datos.
TG designa el canal verde natural del Seestar, calibrado con estrellas APASS DR10 en Johnson V. TR_r designa el canal rojo natural, calibrado con APASS DR10 Sloan r, y mantiene su carácter experimental. El filtro físico de captura es IRCUT en ambas noches. Las medidas no son magnitudes Johnson V transformadas ni Cousins R estándar, y tampoco proceden de exposiciones realizadas a través de un filtro Sloan r. Cada canal se compara únicamente consigo mismo, sin interpretar su diferencia como un índice de color estándar.
Se ejecutaron Photutils 3.0.0 y seestar-photometry 0.4.0 manteniendo las mismas referencias y un procedimiento comparable. Ambos motores comparten la corrección local de la luz de NGC
- Su acuerdo comprueba la consistencia de la extracción con esa receta, pero no valida de manera independiente la separación entre supernova y galaxia. La incertidumbre total no está establecida y no debe confundirse con la dispersión de las estrellas calibradoras. La gráfica utiliza días desde el descubrimiento, conserva las magnitudes menores en la parte superior y presenta los puntos sin interpolar una trayectoria entre ellos.
El apilado del 21 contiene 329 exposiciones de 10 segundos, con 54 minutos y 50 segundos de integración. El del 23 contiene 472 exposiciones de 10 segundos, equivalentes a 78 minutos y 40 segundos. Los apilados fuente suman 2 horas, 13 minutos y 30 segundos de exposición. La sesión del 21 abarcó aproximadamente las 19:23–21:03 UTC. Para la del 23, las cabeceras de las tomas individuales indican aproximadamente las 18:52–21:19 UTC; su interpretación como UTC se infiere de la correspondencia con los nombres de archivo en hora local.
La abundante luz lunar y la transparencia variable documentada durante la segunda sesión dificultan la medición de una fuente débil superpuesta a una galaxia. Mantener el telescopio, el catálogo y el procedimiento favorece la comparación, aunque no elimina los efectos del cielo, el enfoque o la forma de las estrellas. La accesibilidad del objeto a primera hora de la noche facilita repetir las capturas sin prolongar la observación hasta la madrugada. La próxima sesión permitirá ampliar esta serie homogénea y valorar su consistencia. Hasta entonces, las dos noches se presentan como estimaciones próximas y provisionales, sin afirmar una subida o un descenso significativo.
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