Datos técnicos
Datos técnicos
- Fecha de observación: 2026-10-21
- Lugar: Begues
- Telescopio: SEESTAR S50 PRO
- Filtro: IRCUT
SN 2026aeiv en NGC 1184: primera observación fotométrica con Seestar desde Begues
SN 2026aeiv se encuentra en la galaxia NGC 1184, a una distancia de referencia aproximada de 34 megapársecs, equivalente a unos 111 millones de años luz. Su posición J2000 es AR 03h 16m 41,828s y Dec +80° 48′ 09,12″. La clasificación actualmente recogida en el registro de transitorios es Ia-91bg-like, con un desplazamiento al rojo z = 0,0078. La distancia citada procede del contexto de la galaxia anfitriona y no de la fotometría obtenida en esta observación. El descubrimiento oficial fue comunicado por el programa ATLAS a partir de una detección del 5 de octubre de 2026, a las 02:44 UTC, bajo el nombre ATLAS26mci. El objeto también fue identificado como ZTF26abzfswo. Su historia espectroscópica muestra cómo puede afinarse la identificación de una supernova joven: las primeras interpretaciones incluyeron las posibilidades Ia e Ic, y un informe del 7 de octubre propuso el subtipo Ia-91T-like. Posteriormente, el espectro obtenido el 14 de octubre con SPRAT, en el Liverpool Telescope, motivó la clasificación Ia-91bg-like comunicada por OxQUB el día
- Se trata de revisiones de la interpretación espectral, no de una transformación de la supernova entre esos tipos físicos.
Las supernovas Ia-91bg-like pertenecen a una subclase de explosiones termonucleares que, en términos generales, presenta menor luminosidad, colores más rojos y una evolución más rápida que las Ia normales. Su emisión suele asociarse a una producción menor de níquel radiactivo. Estas propiedades describen el conjunto de la subclase; no permiten atribuir a SN 2026aeiv una fecha de máximo, una masa de níquel o una velocidad de descenso a partir de una sola medida. El escenario general implica una enana blanca, aunque el canal progenitor concreto de este objeto no está establecido por los datos aquí presentados.
La supernova fue observada desde Begues el 21 de octubre de 2026, con un Seestar S50 Pro y el filtro físico IRCUT. El apilado utilizado contiene 329 exposiciones de 10 segundos, con una integración efectiva de 3.290 segundos, es decir, 54 minutos y 50 segundos. La adquisición se desarrolló aproximadamente entre las 21:23 y las 23:03 de la hora local de Begues, equivalentes a las 19:23–21:03 UTC del mismo día. El centro de ese intervalo corresponde aproximadamente a las 20:13 UTC, sin que pueda considerarse el punto medio ponderado de todas las exposiciones aceptadas. Pepe Manteca es el único observador y fotometrista de esta observación. La fotometría se realizó sobre el FITS original, que conserva el campo completo y las estrellas de referencia; la fotografía procesada que acompaña la infografía cumple una función ilustrativa. Se ejecutaron Photutils 3.0.0 y seestar-photometry 0.4.0 con posiciones, aperturas y escala de calibración comunes. En cada canal se emplearon 45 estrellas calibradoras y otras 15 estrellas de control, reservadas para comprobar el resultado sin intervenir en el punto cero. Ambos programas proporcionan, al redondear a dos decimales, TG = 15,95 y TR_r = 15,53. Los valores se conservan por separado y no se han promediado. TG corresponde al canal verde natural del sensor, calibrado mediante estrellas APASS DR10 en Johnson V; TR_r corresponde al canal rojo natural, referido a APASS DR10 Sloan r. El filtro de captura sigue siendo IRCUT en ambos casos. Por tanto, TG no constituye una observación Johnson V transformada, y TR_r no debe identificarse con una magnitud Cousins Rc ni con una exposición realizada a través de un filtro Sloan r. Tampoco se interpreta la diferencia entre ambos canales como un índice de color estándar. El canal azul no se presenta como medida calibrada, porque las referencias limpias del entorno no alcanzaron la calidad exigida para esa calibración. La principal dificultad es la luz de la galaxia bajo la supernova. Una apertura simple incluye parte de ese fondo y puede atribuir a la fuente puntual un brillo excesivo. Para esta comparación se utilizó una corrección local del fondo galáctico obtenida mediante un ajuste conjunto de un perfil estelar y una superficie curva. Los dos programas comparten esa corrección: su estrecha coincidencia confirma la consistencia de la extracción bajo la misma receta, pero no constituye una validación independiente de la separación entre la supernova y la galaxia. Las pruebas con otros tamaños de ajuste y otras descripciones del fondo modifican el resultado varias décimas. Por ello, las magnitudes se mantienen como estimaciones provisionales y no se les asigna una incertidumbre total de centésimas. La dispersión entre las estrellas calibradoras es de aproximadamente 0,10 magnitudes en el canal verde y 0,09 en el rojo. Las estrellas de control muestran discrepancias RMS cercanas a 0,10 y 0,075 magnitudes, respectivamente. Estas cifras caracterizan la calibración y sus controles, pero no incluyen por completo el error del modelo de galaxia, las diferencias entre los canales naturales y los sistemas estándar o la correlación entre píxeles del apilado. La ausencia de una incertidumbre total fiable impide interpretar pequeñas diferencias futuras como variaciones reales de la supernova sin comprobar antes esos efectos. La observación se obtuvo con abundante luz lunar. En el centro aproximado del intervalo, la Luna tenía una iluminación cercana al 79 %, se encontraba a unos 38° de altura y estaba separada unos 98° de la supernova. Aunque esa separación es amplia, una Luna brillante sobre el horizonte contribuye a elevar el fondo del cielo y dificulta la medición de una fuente débil superpuesta a una galaxia. Estas condiciones se conservan en el registro de calidad; no se ha aplicado una corrección arbitraria de magnitud por la presencia lunar ni se atribuye a la Luna toda la incertidumbre del resultado. Esta primera observación propia se sitúa casi 17 días después de la fecha oficial de descubrimiento. Sin embargo, una sola noche no permite establecer una subida, un máximo, una meseta o un descenso, ni calcular una tasa de cambio o una variación relativa del flujo. Las medidas de los dos programas y de los dos canales corresponden al mismo episodio de observación, no a cuatro fechas distintas. Tampoco se deduce una evolución comparando directamente estos canales con magnitudes externas obtenidas mediante otros filtros y otras calibraciones. El interés del Seestar reside en la posibilidad de repetir la observación con frecuencia y construir una serie homogénea de TG y TR_r. Para que esa curva sea interpretable será necesario mantener referencias, criterios de calidad y tratamiento del fondo comparables, y comprobar en cada noche el efecto del enfoque y de la anchura de las estrellas. Si la receta debe revisarse, las fechas anteriores de la nueva versión tendrán que reducirse de forma coherente. Una observación complementaria con el T21 y filtro físico V permitiría disponer de un control en ese sistema, conservado como una serie separada. El resultado actual constituye, por tanto, un primer punto provisional para un seguimiento Seestar, con su contexto instrumental y sus limitaciones expresamente documentados.
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