Datos técnicos
Datos técnicos
- Fecha de observación: 2026-11-13
- Lugar: Begues
- Telescopio: SEESTAR S50 PRO
- Filtro: IRCUT
ASASSN-26fs: cuatro noches de seguimiento.
ASASSN-26fs fue observada desde Begues durante las noches del 5, 6, 12 y 13 de noviembre de 2026, ampliando a cuatro fechas el seguimiento propio de este objeto. Las medidas del canal verde natural TG permanecen próximas a las 15 magnitudes. La captura del 12 de noviembre contiene el valor nominalmente más brillante de la serie, pero estuvo afectada por fuerte viento comunicado por el observador. La observación del día siguiente se mide más débil; la diferencia debe valorarse junto con el cambio de calidad de imagen y la contribución de una estrella vecina, sin convertirla automáticamente en un descenso físico confirmado.
En la ficha de transitorios de ASAS-SN utilizada para identificar el objeto, ASASSN-26fs figura como candidata a variable cataclísmica, con fecha de descubrimiento del 2 de noviembre de 2026 y posición publicada 00 h 58 min 35,28 s de ascensión recta y +22° 20′ 06,5″ de declinación. La página consultada conserva una cabecera fechada el 5 de noviembre, por lo que su contenido no garantiza que recoja todas las novedades posteriores. La clasificación se mantiene aquí como una identificación de catálogo pendiente de confirmación; no se atribuye al objeto un subtipo espectroscópico establecido a partir de estas imágenes.
Una variable cataclísmica es un sistema binario en el que una enana blanca recibe materia de una estrella compañera. En las novas enanas, una inestabilidad del disco de acreción puede producir un aumento temporal de brillo. Ese mecanismo constituye un contexto posible para interpretar un objeto catalogado como candidato, pero la fotometría de estas cuatro noches no confirma por sí sola que ASASSN-26fs pertenezca a ese subtipo. El dibujo incluido en la infografía representa un modelo general de variable cataclísmica y está señalado como esquema, no como una observación del sistema. La fotografía y las observaciones y medidas del seguimiento son obra de Pepe Manteca. Se utilizó su Seestar S50 Pro desde Begues, con filtro físico de captura IRCUT. La fotografía incorporada a la nueva infografía corresponde al 13 de noviembre y conserva el encuadre y la identificación suministrados. El FITS científico medido reúne 67 exposiciones de 10 segundos, equivalentes a 670 segundos de integración acumulada. La captura del 12 de noviembre contiene 60 exposiciones de 10 segundos y 600 segundos de integración. Los resultados proceden de los archivos FITS, no de la fotografía ilustrativa, y se obtuvieron con Photutils y seestar-photometry ejecutados por separado.
Para construir la nueva curva se utiliza una escala común de 55 estrellas calibradoras APASS DR10, conservando las magnitudes y funciones de las referencias. Las medidas del 5 y 6 de noviembre se toman de la recalibración homogénea archivada al incorporar la noche del 12, en lugar de mezclar resultados de distintas selecciones calibradoras. En la nueva captura, una de las 14 estrellas de control anteriores no supera el criterio de forma estelar y queda fuera de la comprobación; se mantienen intactas las 55 calibradoras y quedan 13 controles independientes. Este cambio de controles no modifica el punto cero de la serie. Las entregas anteriores se conservan como historial. El 5 de noviembre se obtuvo TG 15,000 mag con Photutils y TG 15,004 mag con seestar-photometry. El 6 de noviembre los resultados fueron TG 14,929 y 14,925 mag, respectivamente. El abrillantamiento nominal de 0,070–0,079 mag equivale a un incremento del flujo aparente de aproximadamente un 7–8 %. Sin embargo, la comparación de los controles entre esas dos capturas mostraba una escala de variación cercana a 0,10 mag. Por ello, la pequeña diferencia de las dos primeras noches no constituye una confirmación suficiente de una subida real del objeto. La siguiente observación propia disponible es la del 12 de noviembre, seis días de calendario después de la captura anterior. Se midió TG 14,840 mag con Photutils y TG 14,884 mag con seestar-photometry. Respecto al 6 de noviembre, las diferencias nominales fueron de −0,089 y −0,041 mag, equivalentes a un incremento del flujo aparente de aproximadamente un 9 % y un 4 %, según el programa. La comparación diferencial de los controles rondaba 0,11 mag de RMS. Además, Pepe Manteca comunicó muchísimo viento durante aquella captura, una condición coherente con las imágenes estelares ensanchadas. La medida se conserva, por decisión del observador, como provisional; no se interpreta como un repunte confirmado ni se reconstruye una subida continua durante los días sin observaciones. El 13 de noviembre se obtuvo TG 15,052 mag con Photutils y TG 15,040 mag con seestar-photometry. Frente al 12 de noviembre, el objeto se mide 0,211 y 0,156 mag más débil, respectivamente. Los cocientes de flujo aparente son de 0,823 y 0,866, equivalentes a aproximadamente un 18 % y un 13 % menos de flujo registrado tras el tratamiento de la vecina. Ambos programas coinciden en el sentido del balance, pero la amplitud exacta conserva la incertidumbre del modelo de mezcla, el comportamiento de la PSF y las condiciones desfavorables de la captura anterior. No se afirma con estas dos fechas un declive físico significativo o sostenido. El balance entre el 5 y el 13 de noviembre es mucho menor: la última captura resulta nominalmente entre 0,036 y 0,052 mag más débil, con una diferencia de flujo de alrededor del 3–5 %. Esta proximidad entre el principio y el final de la serie no demuestra una meseta física ni descarta variaciones intermedias. El muestreo de cuatro noches es escaso, contiene un hueco importante entre el 6 y el 12 de noviembre y no permite fijar el momento ni la magnitud del máximo del episodio. La captura del día 12 solo puede describirse como la más brillante entre las medidas propias disponibles, con la advertencia explícita del viento.
La proximidad de otra estrella obliga a tratar la mezcla de luz. En la reducción del 13 de noviembre se ajustaron conjuntamente el objeto y la vecina con perfiles Moffat determinados a partir de 25 estrellas locales; la separación ajustada es de unos 5,75 píxeles, aproximadamente 13 segundos de arco con la escala del FITS. El modelo de la vecina se sustrajo de una copia de trabajo del canal verde, conservando intacto el archivo original. Sobre esa copia se ejecutaron los dos programas con posiciones y radio de apertura comparables. La sustracción reduce la contribución estimada de la vecina, pero no convierte el flujo del objeto en una medida perfectamente aislada o de incertidumbre conocida. La diferencia entre los resultados finales de ambos programas es de unas 0,012 mag. Ese acuerdo no constituye una comprobación independiente del modelo de la vecina ni de la calibración, porque ambos procedimientos comparten esos elementos. En la última noche, la dispersión de las calibradoras es de 0,069 mag con Photutils y 0,060 mag con seestar-photometry; el RMS de los 13 controles ronda 0,095 y 0,094 mag, respectivamente. La comparación diferencial de esos mismos controles frente al día 12 da aproximadamente 0,095 y 0,090 mag de RMS. Son diagnósticos de calidad, no una incertidumbre total del objeto.
Las pruebas de apertura y fondo del último apilado sitúan TG de Photutils aproximadamente entre 15,002 y 15,133 mag. Cambiar el perfil Moffat por un perfil gaussiano modifica el resultado central en menos de 0,004 mag, pero esa prueba no abarca todos los posibles errores de sustracción. La incertidumbre total sigue sin cuantificar. No se observa recorte del objeto al techo digital en el apilado, aunque no se han comprobado sus exposiciones individuales ni la linealidad de toda la secuencia. La condición de fuerte viento se mantiene asociada específicamente al 12 de noviembre y no se traslada automáticamente a la captura siguiente. TG designa el canal verde natural del Seestar, calibrado con magnitudes Johnson V de APASS DR10 y sin transformación al sistema estándar. No se publican magnitudes absolutas TB o TR validadas para este seguimiento ni se aplican los coeficientes obtenidos en NGC 7790, todavía en evaluación provisional. Los factores de flujo se calculan mediante F₂/F₁ = 10^(−0,4 × Δm), comparando el mismo canal y manteniendo separados los programas. Expresan cambios del flujo aparente medido, no de la luminosidad intrínseca total del sistema. Por las limitaciones de muestreo y calidad, no se ofrece una tasa diaria de evolución como si describiera una caída o subida uniforme. La infografía y la curva adjunta reúnen las cuatro observaciones propias, con las magnitudes menores hacia la parte superior y los dos programas diferenciados mediante símbolos rellenos y de contorno. El eje temporal cuenta días de calendario desde el 2 de noviembre, fecha de descubrimiento indicada por ASAS-SN; no utiliza puntos medios horarios de integración que no están verificados. Los trazos entre noches consecutivas sirven únicamente de guía visual y el intervalo del 6 al 12 de noviembre permanece abierto. Nuevas capturas comparables permitirán comprobar si la medida más débil del día 13 tiene continuidad y separar mejor la evolución del objeto de los efectos de la mezcla y de las condiciones de observación. Fuentes de contexto: catálogo de transitorios ASAS-SN, https://www.astronomy.ohio-state.edu/asassn/transients.html ; NASA HEASARC, introducción a las variables cataclísmicas, https://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/cvs/cvstext.html . Fotografía y todas las medidas representadas: Pepe Manteca. No se añaden puntos fotométricos ni espectros de terceros.
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