Datos técnicos
Datos técnicos
- Fecha de observación: 2026-11-13
- Lugar: Begues
- Telescopio: Seestar s50 pro
- Filtro: IR CUT
SS Cygni: once noches de seguimiento y un descenso tras la observación más brillante
El seguimiento de SS Cygni desde Begues reúne once noches entre el 27 de octubre y el 13 de noviembre de 2026, dentro de la serie disponible. La serie documenta un aumento acusado de brillo al comenzar noviembre, varias variaciones posteriores y una nueva observación especialmente brillante el 12 de noviembre, seguida de un descenso en la captura del día siguiente. La medida del 12 de noviembre es la más brillante de las disponibles en el canal verde TG, pero no permite establecer la fecha ni la magnitud del máximo físico del episodio. Los intervalos sin observaciones impiden reconstruir de forma continua toda su evolución. SS Cygni es una variable cataclísmica de tipo nova enana, situada en la constelación del Cisne. Su variabilidad fue descubierta por Louisa D. Wells en el Observatorio de Harvard durante el año 1896, según la reseña histórica de Harvard Plate Stacks. El sistema contiene una enana blanca que recibe materia de una estrella compañera mediante un disco de acreción. Los estallidos recurrentes se explican por una inestabilidad térmica y viscosa del disco, que alterna estados de distinta emisión. No corresponden al mecanismo de una explosión de supernova. Una determinación geométrica publicada por Miller-Jones y colaboradores en 2013, basada en paralaje mediante interferometría de radio, situó el sistema a 114 ± 2 pársecs, equivalentes a unos 372 ± 7 años luz. Las observaciones y la fotometría fueron realizadas por Pepe Manteca con su Seestar S50 Pro y filtro físico de captura IRCUT. La fotografía incorporada a la infografía corresponde a la observación del 13 de noviembre y conserva el encuadre y las anotaciones suministradas. La medida de esa noche se obtuvo del FITS científico formado por 42 exposiciones de 10 segundos, con 420 segundos de integración acumulada. La curva incorpora también la medida pendiente del 12 de noviembre, cuyo apilado reúne 61 exposiciones de 10 segundos y 610 segundos de integración. Photutils y seestar-photometry se ejecutaron por separado y sus resultados se mantienen diferenciados, sin promediarlos.
Durante las tres noches de octubre, el brillo medido en TG se mantuvo aproximadamente entre 11,88 y 11,97 mag. Estas pequeñas diferencias no bastan para establecer oscilaciones significativas ni una meseta física. El cambio resulta más claro al comenzar noviembre: el día 1 se registró TG 11,42–11,43 mag y el día 2 se alcanzó TG 10,09–10,10 mag. Entre el 31 de octubre y el 2 de noviembre, el abrillantamiento acumulado fue de unas 1,83 mag, equivalente a multiplicar por 5,4 el flujo aparente recibido en ese canal. Dividido entre los dos días de calendario, supone un abrillantamiento medio aproximado de 0,92 mag por día; se trata de un balance entre fechas, no de una tasa uniforme ni calculada con puntos medios horarios de las secuencias. El 4 de noviembre se midió TG 9,289 mag con Photutils y TG 9,306 mag con seestar-photometry. Respecto al día 2, el aumento de brillo fue de unas 0,80 mag y el flujo aparente volvió a duplicarse, con un cociente de 2,08–2,09 entre ambas fechas. La observación del día 5 dio TG 9,609 y 9,637 mag, respectivamente: una disminución de flujo de alrededor del 26 % respecto a la captura anterior. El día 6 ambos programas recuperaron valores próximos a TG 9,32 mag, con un aumento de flujo del 30–34 % frente al 5 de noviembre. El día 7 se registró TG 9,44 mag, unas 0,12 mag más débil que el día anterior. Esta última diferencia, equivalente a cerca de un 11 % menos de flujo, requiere especial cautela porque la incertidumbre total no está determinada. Tras la observación del 7 de noviembre existe un intervalo de cinco días de calendario hasta la siguiente captura disponible. El 12 de noviembre se obtuvo TG 8,877 mag con Photutils y TG 8,884 mag con seestar-photometry. Frente al día 7, el objeto se midió entre 0,556 y 0,565 mag más brillante, lo que equivale a un incremento del flujo aparente del 67–68 %. Ese balance no demuestra que el ascenso fuera continuo durante el intervalo: no hay medidas propias intermedias que permitan distinguir una subida progresiva de otras posibles variaciones. Comparada con la primera observación del 27 de octubre, la captura del 12 de noviembre registra aproximadamente dieciséis veces más flujo aparente en TG. La observación del 13 de noviembre cambia de nuevo la dirección del balance entre capturas. Photutils obtiene TG 9,313 mag y seestar-photometry TG 9,315 mag. Respecto al 12 de noviembre, las diferencias son de +0,437 y +0,430 mag, respectivamente: una magnitud numéricamente mayor significa menor brillo. El cociente de flujo entre ambas noches es de 0,669–0,673, por lo que el flujo aparente recibido disminuye aproximadamente un 33 %. Pese a ese descenso, la última captura todavía registra unas 10,7–10,8 veces el flujo de la primera noche. El seguimiento muestra así que el sistema continúa notablemente más brillante que al comenzar la serie, sin establecer todavía una fase de declive sostenido. Los factores de flujo se calculan mediante F₂/F₁ = 10^(−0,4 × Δm), comparando siempre el mismo canal y manteniendo separados los resultados de cada programa. Describen el flujo aparente observado en TG y no una variación equivalente de la luminosidad intrínseca total del sistema. El descenso del 12 al 13 de noviembre resulta apreciable frente a las comprobaciones diferenciales realizadas con estrellas del campo, aunque su amplitud exacta conserva las limitaciones instrumentales de estas capturas. Para la comparación en TG se mantiene el mismo conjunto de 41 estrellas calibradoras de APASS DR10 y otras 16 estrellas de control, reservadas fuera del cálculo del punto cero. En la última noche, la dispersión de calibración es de unas 0,12 mag con ambos programas y el RMS de los controles también ronda ese valor. La comparación diferencial de los controles entre el 12 y el 13 de noviembre presenta un RMS próximo a 0,067 mag, mientras que las pruebas de tamaño de apertura y fondo sitúan la medida de Photutils aproximadamente entre TG 9,303 y 9,356 mag. Estos diagnósticos apoyan el cambio observado, pero miden aspectos distintos y no deben interpretarse como una incertidumbre total. La estrecha coincidencia entre los dos programas tampoco constituye una verificación completamente independiente, pues ambos utilizan la misma imagen y las mismas referencias. La revisión de las cuatro tomas individuales suministradas del 13 de noviembre se realizó sobre el mosaico Bayer original, localizando el objeto mediante estrellas de campo. Ninguna muestra recorte del canal verde al techo digital de 65.535 ADU; el pico verde más alto es de 54.778 ADU en esa muestra. En cambio, rojo y azul alcanzan el techo digital en las cuatro tomas. La comprobación resulta favorable al uso provisional de TG, pero solo cubre cuatro exposiciones de las 42 del apilado y no caracteriza la linealidad del sensor. En la muestra de doce tomas del 12 de noviembre tampoco se encontró recorte verde, mientras que rojo y azul lo presentaron en tres y cinco tomas, respectivamente. No se dispone de una lista que confirme cuáles de las exposiciones individuales examinadas fueron aceptadas en cada apilado. Por esa evidencia, las medidas recientes de TB y TR_r permanecen como resultados exploratorios y no se utilizan en la curva TG incorporada a la infografía. Si las exposiciones recortadas contribuyeron al apilado, la señal perdida puede desplazar las magnitudes hacia valores demasiado débiles; no se intenta reconstruir ese flujo con una corrección supuesta. TG, TB y TR_r son canales naturales del sensor calibrados con referencias APASS DR10 Johnson V, Johnson B y Sloan r, respectivamente, y no magnitudes estándar transformadas. Los coeficientes provisionales obtenidos con NGC 7790 no se han aplicado a este seguimiento. La infografía presenta las once observaciones propias en TG, con las magnitudes menores hacia la parte superior y ambos procedimientos identificados. El eje temporal parte del 27 de octubre, primera observación de esta serie, sin confundir esa fecha con el descubrimiento del sistema ni con el comienzo confirmado del estallido. Los trazos son guías visuales entre noches consecutivas; los huecos permanecen abiertos. La observación más brillante sigue siendo la del 12 de noviembre dentro de este muestreo, mientras que la captura del día 13 documenta un descenso entre las dos últimas fechas. Nuevas observaciones comparables permitirán determinar si ese descenso continúa o si el sistema vuelve a mostrar otra variación de brillo. Fuentes de contexto histórico y físico: Harvard Plate Stacks, Louisa Dennison Wells, https://platestacks.cfa.harvard.edu/women-at-hco/louisa-dennison-wells ; Miller-Jones y colaboradores, An accurate geometric distance to the compact binary SS Cygni vindicates accretion disc theory, https://arxiv.org/abs/1305.5846 . Fotografía y medidas publicadas: Pepe Manteca. No se incorporan puntos fotométricos de terceros.