Datos técnicos
Datos técnicos
- Fecha de observación: 2026-11-02
- Lugar: Begues
- Telescopio: Seestar S50 pro
- Filtro: IRCUT
V488 Sagittae, también conocida como Nova Sagittae 2026, continúa mostrando un descenso de brillo en el seguimiento realizado desde Begues. Situada en la constelación de la Flecha, fue descubierta el 25 de agosto de 2026 por el programa NMW–TexasTech y recibió inicialmente la designación PNV J19450648+1822422. Los primeros estudios espectroscópicos permitieron clasificarla como una nova de tipo Fe II. La serie aquí presentada reúne exclusivamente observaciones y medidas de Pepe Manteca en 23 noches, entre el 4 de septiembre y el 2 de noviembre de
- [Descubrimiento: ATel 18009](https://www.astronomerstelegram.org/?read=18009), [clasificación inicial: ATel 18012](https://www.astronomerstelegram.org/?read=18012).
Las novas clásicas se originan en sistemas binarios en los que una enana blanca acumula materia procedente de una estrella compañera. Una reacción termonuclear en la capa acumulada provoca la erupción y la expulsión de material. El seguimiento posterior permite documentar cómo cambia el brillo recibido mientras evoluciona el sistema. En este caso, las observaciones desde Begues comenzaron diez días después del descubrimiento; por tanto, la medida más brillante de esta serie no determina el máximo físico de la erupción.
El canal verde natural TG constituye la referencia principal del seguimiento. En la calibración homogénea actual, Photutils proporciona 9,763 TG el 4 de septiembre, 11,224 el día 21 y 11,522 el día
- En octubre se obtuvieron 11,864 TG el día 7, 12,068 el día 13, 12,312 el día 20 y 12,450 el día
- La nueva observación del 2 de noviembre alcanza 12,542 TG. Los resultados de seestar-photometry muestran la misma tendencia general, aunque se conservan por separado y no se promedian con los de Photutils.
Entre el 4 de septiembre y el 2 de noviembre transcurrieron 59 días. La diferencia medida con Photutils fue de 2,779 magnitudes en TG: el flujo aparente recibido quedó en aproximadamente el 7,7 % del inicial, equivalente a una disminución cercana al 92 % o unas trece veces menos flujo en este canal. La tasa media entre ambas fechas fue de unas 0,047 magnitudes por día hacia menor brillo. Con seestar-photometry, el cambio fue de 2,751 magnitudes, con un flujo final próximo al 7,9 % del inicial. Estas relaciones describen el flujo aparente observado y no una medida directa de la luminosidad intrínseca de la nova.
El descenso medio no ha sido igual en todos los intervalos muestreados. Entre el 4 y el 21 de septiembre, TG aumentó numéricamente en 1,460 magnitudes con Photutils, lo que corresponde a una pérdida aproximada del 74 % del flujo recibido en 17 días y una tasa media de 0,086 magnitudes por día. Desde el 21 de septiembre hasta el 2 de noviembre, la diferencia fue de 1,318 magnitudes en 42 días, con una tasa media cercana a 0,031 magnitudes por día. Estos promedios describen una caída más rápida en el primer tramo observado, pero no implican que el brillo evolucionase de manera uniforme entre las noches disponibles.
En el intervalo más reciente, del 13 de octubre al 2 de noviembre, TG pasó de 12,068 a 12,542 con Photutils: una diferencia de 0,474 magnitudes en 20 días, equivalente a aproximadamente un 35 % menos de flujo aparente. Dentro de ese tramo, las medidas de los días 20, 23 y 26 de octubre fueron relativamente próximas, entre 12,312 y 12,357 TG. Esa escasa separación no basta para establecer una meseta física. Tampoco las pequeñas oscilaciones de los días siguientes permiten confirmar por sí solas una recuperación de brillo o un cambio de fase, dadas las limitaciones fotométricas de la serie.
Las dos nuevas sesiones se realizaron desde Begues con el Seestar S50 Pro y filtro IRCUT. El 1 de noviembre se reunieron 58 exposiciones de 10 segundos, con 580 segundos de integración, y se obtuvieron 12,509 TG con Photutils y 12,490 TG con seestar-photometry. El 2 de noviembre, con 49 exposiciones de 10 segundos y 490 segundos de integración, las medidas fueron 12,542 y 12,526 TG, respectivamente. La fotografía que acompaña a la infografía corresponde a esta última noche. Tanto las imágenes como la fotometría son trabajo de Pepe Manteca, único observador y responsable de las medidas presentadas.
Entre el 1 y el 2 de noviembre, ambos programas registran una diferencia nominal de unas 0,03–0,04 magnitudes hacia menor brillo, equivalente a aproximadamente un 3 % menos de flujo aparente. Sin embargo, no se considera una variación estadísticamente demostrada: la dispersión de calibración en TG ronda las 0,13 magnitudes y existe una estrella vecina próxima que puede contribuir a la luz medida. Respecto al 31 de octubre, las diferencias acumuladas hasta el 2 de noviembre son también pequeñas: 0,052 magnitudes con Photutils y 0,029 con seestar-photometry. El descenso de varias semanas está bien documentado, mientras que los cambios de una noche a otra exigen mayor prudencia.
En los canales complementarios, el 1 de noviembre se obtuvieron 13,258 TB y 11,699 TR con Photutils, y 13,259 TB y 11,702 TR con seestar-photometry. El día 2, los resultados fueron 13,238 TB y 11,677 TR con Photutils, y 13,246 TB y 11,674 TR con seestar-photometry. Las pequeñas diferencias nominales hacia mayor brillo en azul y rojo no permiten afirmar un cambio real de color ni un repunte de la nova. TB presenta una dispersión elevada, de aproximadamente 0,44–0,48 magnitudes en estas dos noches, y permanece provisional. TR es complementario y experimental: solo dispone de tres calibradoras y dos controles, cuyo comportamiento limita la interpretación de sus variaciones.
TG y TB son los canales naturales verde y azul del sensor, calibrados con referencias Johnson V y B de APASS DR10. TR es el canal rojo natural referido a Cousins Rc mediante la secuencia AAVSO VSP X43296HQB. El filtro físico de captura fue IRCUT; no se ha aplicado una transformación a magnitudes estándar, por lo que TG no debe identificarse directamente con Johnson V ni las diferencias entre canales con índices de color estándar. Para esta actualización se utilizó la misma selección de referencias en las 23 noches, recalibrando las extracciones anteriores. Algunas cifras difieren de versiones previas por esa revisión, que no representa una variación adicional de la nova.
Las dispersiones de calibración y los residuos de las estrellas de control no constituyen una incertidumbre total. Además, los dos programas analizan las mismas imágenes y comparten referencias, de modo que su concordancia no elimina los errores comunes de calibración, fondo o mezcla de luz. La curva documenta el descenso acumulado de V488 Sagittae en las noches observadas; sus líneas sirven como guía visual y no reconstruyen los intervalos sin datos. La continuación del seguimiento permitirá comprobar la evolución de la nova sin atribuir significado físico a cada pequeña oscilación de las medidas.