Datos técnicos
Datos técnicos
- Fecha de observación: 2026-10-28
- Lugar: Begues
- Telescopio: Seestar s50 pro
- Filtro: IRCUT
SS Cygni: dos noches de seguimiento de una nova enana
SS Cygni es una de las estrellas variables más conocidas de la constelación del Cisne. Su variabilidad fue descubierta en 1896 por Louisa Dennison Wells en el Observatorio de Harvard. Más de un siglo después, sigue siendo un objeto especialmente interesante para el seguimiento, porque su brillo experimenta aumentos recurrentes separados por intervalos de menor actividad aparente. [Harvard Plate Stacks](https://platestacks.cfa.harvard.edu/women-at-hco/louisa-dennison-wells)
Aunque en la imagen aparece como un único punto de luz, SS Cygni es un sistema binario compacto formado por una enana blanca y una estrella compañera. Parte de la materia de esta última se acumula en un disco alrededor de la enana blanca. Los aumentos de brillo característicos de las novas enanas se explican mediante cambios en el estado y en la temperatura de ese disco de acreción. Son episodios distintos de la explosión termonuclear superficial de una nova clásica y de una supernova.
Una medida geométrica mediante interferometría de radio situó el sistema a unos 114 pársecs, aproximadamente 370 años luz. Su proximidad y la frecuencia de sus estallidos han hecho de SS Cygni un objeto de referencia para estudiar el comportamiento de los discos de acreción. [Miller-Jones y colaboradores](https://arxiv.org/abs/1305.5846)
El seguimiento presentado aquí reúne dos observaciones realizadas desde Begues con un Seestar S50 Pro y filtro IRCUT. El 27 de octubre de 2026 se integraron 48 exposiciones de 10 segundos, un total de 480 segundos. La imagen del 28 de octubre reúne 59 exposiciones de 10 segundos, equivalentes a 590 segundos. Ambas observaciones fueron medidas por Pepe Manteca con Photutils y seestar-photometry, utilizando estrellas de referencia del catálogo APASS DR10.
En el canal verde natural TG, calibrado con referencias Johnson V, Photutils obtuvo 11,866 magnitudes el 27 de octubre y 11,947 el día 28. Las medidas correspondientes de seestar-photometry fueron 11,859 y 11,943. Las dos reducciones muestran, por tanto, un valor ligeramente más débil en la segunda noche: 0,081 y 0,084 magnitudes, respectivamente. Tomadas literalmente, estas diferencias equivaldrían a un descenso aproximado del 7 % del flujo aparente medido en TG; sin embargo, no permiten por sí solas confirmar que el cambio sea real.
Para estudiar la comparación se recalculó además la medida Photutils del 27 de octubre con el subconjunto de calibradoras común a las dos noches: resultó aproximadamente 11,871 TG, frente a 11,947 el día
- La diferencia pasa a ser de unos 0,076 mag, equivalente a cerca de un 7 % menos de flujo aparente. Es una comprobación de la influencia de la selección de estrellas de referencia, no una nueva noche de observación. La dispersión de las estrellas de control sigue siendo mayor que el cambio observado y limita su interpretación.
En el canal rojo natural TR_r, calibrado con referencias Sloan r, Photutils midió 11,495 y 11,546 en las dos noches; seestar-photometry obtuvo 11,499 y 11,544. También aquí la segunda medida es ligeramente más débil, aunque la diferencia es pequeña en relación con la dispersión y no establece por sí sola una evolución significativa. En el canal azul TB, calibrado con referencias Johnson B, Photutils obtuvo 12,503 y 12,483, mientras que seestar-photometry dio 12,453 y 12,465. La dispersión en este canal es más elevada, por lo que sus resultados se consideran provisionales y no permiten interpretar con seguridad diferencias tan pequeñas.
TG, TB y TR_r son canales naturales de la cámara calibrados con las bandas indicadas; no se ha aplicado una transformación que los convierta en magnitudes estándar Johnson V, Johnson B o Sloan r. El filtro físico de captura fue IRCUT. El acuerdo entre los programas aporta una comprobación útil, pero no equivale a la incertidumbre total de las medidas.
Las dos noches constituyen el comienzo de una serie propia de seguimiento. Su proximidad en el tiempo no permite determinar si SS Cygni se encontraba en reposo, iniciando una subida o descendiendo tras un estallido. Nuevas observaciones comparables, distribuidas a lo largo de las próximas semanas, ayudarán a reconocer cambios de brillo más amplios y a describir mejor el comportamiento de este sistema.