Supernova 2026sqf

Datos técnicos

Datos técnicos

• Fecha de observación: 2026-10-26
• Lugar: UTAH
• Telescopio: 43cm
• Filtro: V

SN 2026sqf: seguimiento en V bajo la Luna llena, 26 de octubre de 2026

SN 2026sqf fue observada el 26 de octubre de 2026 desde Utah Desert Remote Observatory con el telescopio T21 de iTelescope, un reflector de 0,43 m equipado con cámara FLI PL6303. La imagen reúne tres exposiciones de 120 s a través del filtro V, con 360 s de exposición total. La observación y la fotometría corresponden a Pepe Manteca. La medida incorporada a la curva es V = 12,998 ± 0,042, obtenida de la integración de las tres tomas y calibrada con estrellas APASS DR10 Johnson V. El filtro de captura y el catálogo de calibración se registran por separado. Se mantiene la configuración de apertura de 5 píxeles y anillo de fondo de 10 a 17 píxeles utilizada en el seguimiento reciente.

Las cabeceras sitúan la secuencia entre las 11:14:59 y las 11:21:35 UTC. El promedio temporal de los centros de las tres exposiciones de igual duración es 11:18:17 UTC del 26 de octubre; este es el instante de referencia adoptado para el nuevo punto. Corresponde al día 110,220 desde el origen temporal de la curva, fijado en el descubrimiento del 8 de julio de 2026 a las 06:01:09 UTC. Los nombres de los FITS contienen el día 25, pero las cabeceras individuales y de integración coinciden en el 26 de octubre. El tiempo utilizado procede de DATE-OBS, declarado UTC, y no se ha convertido por segunda vez.

La observación se realizó con la Luna prácticamente llena. La efeméride calculada para el instante de referencia indica una iluminación aproximada del 99,7 %, altura lunar de 36° y separación de unos 96° respecto a la supernova. Esta geometría no elimina el aumento del fondo del cielo, pero permite una separación angular amplia respecto a la Luna. La utilidad fotométrica se valoró mediante las tres tomas y las pruebas de apertura y fondo; la fase lunar, por sí sola, no determina si la medida es aprovechable.

Respecto al 15 de octubre, cuando se midió V = 12,786 ± 0,040, la nueva observación es nominalmente 0,212 mag más débil tras 11,053 días. La razón de flujo aparente en V es 0,8226, equivalente a un 17,7 % menos de flujo, con una tasa media entre los extremos de +0,0192 mag/día. El dato anterior se obtuvo de la primera exposición individual de 120 s, mientras que el actual procede de la integración de tres. Si los errores comunicados fueran independientes y completos, su combinación cuadrática sería de 0,058 mag; esa hipótesis no demuestra que incluyan todos los efectos del fondo galáctico, del catálogo o de la reducción. Se trata, por tanto, de una continuación nominal del debilitamiento, sin asumir una precisión total superior a la documentada ni reconstruir como medida una evolución continua durante el intervalo sin observación.

La perspectiva de varias semanas refuerza el interés de mantener una serie homogénea. Desde el 1 de octubre, V = 12,537, la diferencia alcanza +0,461 mag en aproximadamente 25,0 días: el flujo aparente actual representa el 65,4 % del de aquella observación, con una tasa media de +0,0185 mag/día. Frente al 14 de septiembre, V = 12,171, la diferencia es de +0,827 mag tras 42,0 días, equivalente a un 53,3 % menos de flujo y una tasa media entre extremos de +0,0197 mag/día. Las incertidumbres de esas medidas antiguas no constan en el registro utilizado; las tasas describen los extremos observados y no una pendiente constante demostrada para cada noche.

El conjunto conserva también las fases anteriores. El 9 de julio se registró V = 13,388 y el 28 de julio V = 11,257, una diferencia de −2,131 mag en 19 días de calendario, equivalente a un aumento del flujo aparente en V de aproximadamente 7,12 veces. El 26 de julio ya se había medido V = 11,277; la diferencia de apenas 0,020 mag respecto al día 28 no permite afinar el máximo sin errores completos y mayor cobertura. Por ello, 11,257 V del 28 de julio se identifica como la medida más brillante muestreada de esta serie, no como una determinación del máximo físico ni de su fecha exacta.

Tras ese valor, el 31 de julio se midió V = 11,510. Entre el 2 y el 16 de agosto aparecen valores de 11,472, 11,486, 11,465, 11,459 y 11,468 V, respectivamente. Ese tramo muestra una meseta aproximada en el muestreo disponible después de la primera reversión; sus pequeñas diferencias no se presentan como fluctuaciones físicas significativas, porque faltan incertidumbres completas y existen huecos de cobertura. El 25 de agosto se obtuvo V = 11,698. La separación hasta la siguiente observación del 14 de septiembre, V = 12,171, impide describir cada etapa intermedia como observada. La secuencia posterior de septiembre y octubre conserva una tendencia general hacia magnitudes mayores, con ligeras diferencias entre noches que deben interpretarse a la escala real de los errores.

La nueva medida es 1,741 mag más débil que el valor más brillante muestreado del 28 de julio, unos 90,2 días después en el eje temporal conservado. En V mantiene aproximadamente el 20,1 % de aquel flujo, una disminución cercana al 79,9 %. Todas las conversiones utilizan F₂/F₁ = 10^(−0,4·(m₂−m₁)). Se refieren al flujo aparente observado en esta banda; no constituyen una medida de la luminosidad intrínseca total ni de la energía bolométrica de la explosión.

La comprobación con Photutils sobre la misma integración dio V = 12,988 utilizando siete referencias APASS DR10 Johnson V y los mismos radios 5–10–17. La diferencia respecto a la medida de Pepe Manteca es de solo 0,010 mag. Las individuales proporcionaron aproximadamente 13,026, 12,964 y 13,064 V, con dispersión de 0,051 mag. Las pruebas del fondo, la apertura y el conjunto de referencias aconsejan conservar una cautela empírica del orden de 0,08 mag para la reducción automática; esa escala no sustituye ni redefine el ±0,042 comunicado por el observador. Ambos resultados comparten imágenes y catálogo: no se promedian ni se incorporan como dos observaciones distintas. La curva añade únicamente la medida autorizada de Pepe, 12,998 ± 0,042 V, como punto número 35.

SN 2026sqf se encuentra en NGC 3310, en la constelación de la Osa Mayor, y fue descubierta por Patrick Wiggins el 8 de julio de

1. Se mantiene la interpretación Ia-CSM adoptada en el proyecto: una explosión de carácter termonuclear cuya evolución está influida por la interacción con material circunestelar rico en hidrógeno. El estudio de Szalai y colaboradores, arXiv:2608.13321, respalda esta interpretación y adopta para la galaxia una distancia aproximada de 19 Mpc, equivalente a unos 62 millones de años luz, con corrimiento al rojo cercano a z ≈ 0,0033. El valor de catálogo conservado para la infografía es z = 0,003312. La identificación del sistema progenitor propuesta en ese trabajo sigue siendo candidata; estas imágenes ópticas de seguimiento no la confirman por sí solas ni determinan la geometría del material circunestelar.

El esquema aprobado de eyección, choque y emisión de rayos X es una ilustración explicativa original creada con asistencia de IA, rotulada SCHEMATIC; no representa una imagen resuelta ni una medida de rayos X de esta sesión. La curva detallada muestra únicamente las 35 medidas autorizadas de Pepe Manteca en V, con magnitudes menores hacia arriba y tiempo expresado en días desde el descubrimiento. No contiene puntos fotométricos de terceros ni observaciones Seestar TG mezcladas con la serie V, y no interpola mediciones en los huecos de seguimiento.

Referencia científica para el contexto: Szalai et al., JWST Detects a Dusty AGB-like Source Before the Type Ia-CSM Supernova 2026sqf, arXiv:2608.13321: https://arxiv.org/abs/2608.13321 .