Datos técnicos
Datos técnicos
- Fecha de observación: 2026-10-20
- Lugar: BEGUES
- Telescopio: SEESTAR S50 PRO
- Filtro: IRCUT
V8055 Sagittarii: tres noches de seguimiento durante su atenuación
La nova V8055 Sagittarii, también denominada Nova Sagittarii 2026 nº3 y TCP J18251276−2225293, fue observada desde Begues con el Seestar S50 Pro y filtro IRCUT los días 15 y 29 de septiembre y 20 de octubre de
- Las observaciones y su análisis fotométrico corresponden a Pepe Manteca. La nueva gráfica reúne estas tres noches con una reducción homogénea de los canales naturales verde, azul y rojo, y compara las extracciones realizadas con Photutils y seestar-photometry.
El estallido fue descubierto el 19 de agosto de 2026 por el sondeo NMW–TexasTech. La espectroscopia obtenida ese mismo día con el telescopio Seimei confirmó su naturaleza de nova clásica, con líneas de emisión y perfiles P Cygni característicos de material en expansión. Los espectros del Liverpool Telescope permitieron clasificarla inicialmente como una nova de tipo Fe II. Se trata de un objeto de la Vía Láctea, situado en la constelación de Sagitario; no se adopta aquí una distancia. [ATel 17989](https://www.astronomerstelegram.org/?read=17989), [ATel 17995](https://www.astronomerstelegram.org/?read=17995).
En una nova clásica, una enana blanca acumula materia procedente de una estrella compañera hasta que se desencadena una reacción termonuclear en la capa superficial acumulada. El aumento de brillo y la expulsión de material dan paso a una evolución en la que cambian el espectro y la emisión registrada en distintos intervalos de longitud de onda. Las observaciones presentadas documentan una etapa posterior al descubrimiento: corresponden a los días 27, 41 y 62 contados desde el 19 de agosto, y no cubren el inicio de la erupción.
El canal verde, denominado TG, constituye la referencia principal de este seguimiento experimental. Con Photutils se obtienen 11,864 TG el 15 de septiembre, 12,440 el 29 y 12,803 el 20 de octubre. seestar-photometry proporciona, respectivamente, 11,885, 12,442 y 12,815. Ambos procedimientos muestran la misma tendencia de atenuación en las tres fechas. El 15 de septiembre es la noche de mayor brillo dentro de esta pequeña serie, sin que pueda identificarse con el máximo físico del estallido.
Entre el 15 de septiembre y el 20 de octubre, la magnitud TG medida con Photutils aumenta 0,94 magnitudes en 35 días, en el sentido de un menor brillo. El flujo aparente registrado dentro de la apertura al final del intervalo equivale aproximadamente al 42,1 % del inicial, una disminución del 57,9 %. La tasa media entre esos extremos es de 0,027 magnitudes por día. Entre el 29 de septiembre y el 20 de octubre, el cambio es de unas 0,36 magnitudes, equivalente a una reducción aproximada del 28 % del flujo de apertura. Estas cifras describen las diferencias entre observaciones; no implican un descenso uniforme durante los días sin datos ni representan cambios de luminosidad intrínseca.
Los otros dos canales también registran una atenuación entre las fechas muestreadas. El azul TB pasa de 12,633 a 13,004 y 13,354 con Photutils. El rojo experimental TR_r da 11,142, 11,826 y 12,272. La coincidencia en el sentido general del cambio permite representar una evolución experimental consistente entre los procedimientos, pero no basta para atribuir a la nova aislada toda la variación medida ni para establecer un modelo físico de su declive.
El campo estelar impone una limitación importante. Una estrella catalogada de magnitud V cercana a 14,5 se encuentra a unos 7,4 segundos de arco de la nova, dentro de las aperturas utilizadas, cuyos radios van aproximadamente de 9,5 a 11 segundos de arco. Su luz y la de otras componentes más débiles pueden contribuir a la medida. La fracción recogida también puede variar con la nitidez de la imagen y el tamaño de apertura. Por tanto, los resultados se presentan como fotometría de apertura con mezcla no resuelta, sin afirmar que sean magnitudes corregidas de la nova aislada. No se ha aplicado una separación PSF validada ni una resta basada en la magnitud de catálogo de la vecina.
Para comparar las tres noches se ha revisado la selección de referencias de forma conjunta y se han ejecutado de nuevo ambos programas sobre los tres FITS. TG y TB emplean 22 calibradoras y nueve controles comunes, referidos a APASS DR10 Johnson V y B, respectivamente. Los controles quedan fuera del cálculo del punto cero. Esta homogeneización revisa ligeramente el resultado verde del 20 de octubre: pasa de 12,852/12,856 en la primera reducción de una noche a 12,803/12,815 en la nueva serie, para Photutils y seestar-photometry. La entrega anterior permanece conservada como registro de aquella reducción.
El rojo requiere distinguir las escalas. Las referencias Rc utilizadas inicialmente para octubre no cumplen el control de aislamiento al incorporar la imagen del 15 de septiembre. Para construir una comparación homogénea se han recalculado las tres noches con referencias APASS DR10 Sloan r, utilizando 31 calibradoras y 16 controles. Por eso la curva se denomina TR_r experimental y no se mezcla con la medida Rc anterior. El verde sigue rotulado TG, pues se trata del canal natural del sensor referido a estrellas con magnitud V, sin una transformación demostrada a Johnson V. Las diferencias entre canales tampoco deben interpretarse directamente como índices de color estándar, temperatura, formación de polvo o intensidad de Hα.
La diferencia máxima entre Photutils y seestar-photometry es de aproximadamente 0,021 magnitudes en los nueve pares comparados. Esta proximidad comprueba la consistencia entre las recetas de extracción, aunque ambos programas comparten imágenes y referencias y pueden compartir errores. TB mantiene carácter provisional por su dispersión de calibración, de aproximadamente 0,29–0,34 magnitudes. El rojo del 29 de septiembre presenta residuos de controles mayores que en las otras fechas, con un RMS cercano a 0,24 magnitudes en Photutils. No se asigna una incertidumbre total, y las barras de sensibilidad a apertura y fondo no deben interpretarse como errores completos.
Los apilados medidos contienen 45 exposiciones de 10 segundos el 15 de septiembre, 60 el 29 y 35 el 20 de octubre, con integraciones de 450, 600 y 350 segundos. La gráfica representa únicamente estas observaciones, sin interpolar los amplios intervalos entre ellas. El conjunto permite documentar una atenuación compatible con la evolución de una nova después de su erupción, manteniendo las cautelas de calibración y mezcla. Tres noches no permiten reconstruir la actividad durante los huecos ni determinar tiempos de declive referidos a un máximo que esta serie no ha observado.
La reducción utiliza Photutils 3.0.0, de Bradley y colaboradores (2026), y seestar-photometry 0.4.0, de Kieran Leschinski. Las observaciones y la fotometría corresponden a Pepe Manteca.
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