Datos técnicos
Datos técnicos
- Fecha de observación: 2026-11-03
- Lugar: UTAH
- Telescopio: 43cm
- Filtro: V
La supernova SN 2026aaiv, descubierta por ATLAS el 1 de septiembre de 2026 en NGC 7331, continúa siendo objeto de seguimiento mediante las observaciones y medidas de Pepe Manteca. Se trata de una supernova de tipo Ia, una explosión termonuclear asociada a la destrucción de una enana blanca. Su galaxia anfitriona se encuentra en la constelación de Pegaso, a unos 45 millones de años luz, y el objeto presenta un desplazamiento al rojo próximo a z = 0,003. Las imágenes de esta actualización corresponden a una captura en color realizada desde Begues el 2 de noviembre con el Seestar S50 Pro y una exposición con filtro V obtenida mediante el telescopio robótico T21 de Utah el 3 de noviembre. Todas las observaciones y la fotometría propia aquí descritas corresponden a Pepe Manteca. [TNS](https://www.wis-tns.org/object/2026aaiv), [NASA](https://science.nasa.gov/mission/hubble/science/explore-the-night-sky/hubble-caldwell-catalog/caldwell-30/).
La serie V reúne ya 17 noches y permite reconocer tanto el ascenso inicial como el descenso posterior. El 3 de septiembre se midieron 15,68 V; el día 4, 14,85 V; el 5, 14,43 V, y el 6, 14,01 V. El ascenso continuó hasta 13,58 V el 7 de septiembre y 12,21 V el día
- Entre el 3 y el 10 de septiembre la diferencia fue de 3,47 magnitudes, equivalente a un aumento aproximado de 24,4 veces en el flujo aparente observado en V. El ritmo medio de abrillantamiento fue próximo a 0,50 mag por día durante esos siete días, sin que ello implique una evolución uniforme. El valor de 12,21 V es el más brillante muestreado en esta serie propia; no establece por sí solo el instante ni la magnitud del máximo físico de la supernova.
Las medidas siguientes fueron 12,55 V el 12 de septiembre, 12,46 V el día 13 y 12,35 V el 14, seguidas de 12,24 V el 18 y 12,27 V el
- Estos registros documentan varias observaciones próximas al tramo de mayor brillo, pero sus diferencias no deben interpretarse como oscilaciones significativas sin disponer de incertidumbres comparables para todas ellas. Además, la serie combina observaciones de T11, T21 y T24, con diferencias instrumentales y de calibración que limitan el análisis de variaciones pequeñas. Posteriormente se midieron 12,87 V el 29 de septiembre, 13,02 V el 1 de octubre, 13,26 V el día 5, 14,14 V el 17 y aproximadamente 14,3 V el 24 de octubre. El conjunto muestra el debilitamiento de la supernova durante las semanas posteriores, sin suponer que los intervalos sin datos estén observados de forma continua.
La observación más reciente en V corresponde al 3 de noviembre de
- Se obtuvo con T21, de 430 mm de apertura, mediante una única exposición de 120 segundos, cuyo punto medio fue las 04:58:50 UTC. La magnitud adoptada es V = 14,77, calculada con Maxim DL y la hoja de cálculo habitual, manteniendo las tres estrellas de referencia APASS DR10 Johnson V utilizadas por el observador. La dispersión de sus puntos cero es 0,041 mag; se conserva como indicador de la consistencia de la calibración, sin identificarla automáticamente con toda la incertidumbre de la supernova. Frente al valor aproximado de 14,3 V del 24 de octubre, el descenso es de unos 0,47 mag en aproximadamente diez días, equivalente a un 35 % menos de flujo aparente y a un ritmo medio orientativo de 0,047 mag por día. Desde los 12,21 V del 10 de septiembre transcurrieron 54 días y se perdió aproximadamente el 90,5 % del flujo aparente en V, quedando cerca del 9,5 % del registrado en aquella fecha. Estas proporciones describen el flujo recibido, no un cálculo de la luminosidad intrínseca.
La imagen en color del 2 de noviembre se obtuvo desde Begues con el Seestar S50 Pro, filtro IRCUT y un apilado de 78 exposiciones de 10 segundos, con una integración total de 780 segundos. El FITS científico se analizó por separado con Photutils 3.0.0 y seestar-photometry 0.4.0. Para comparar ambos programas se utilizaron las mismas referencias dentro de cada canal: 36 estrellas calibradoras y 12 controles que no intervinieron en el cálculo del punto cero. En la configuración central, después de modelar el fondo de NGC 7331, Photutils obtuvo TG = 14,66, TB = 15,48 y TR_r = 14,40; seestar-photometry obtuvo TG = 14,66, TB = 15,49 y TR_r = 14,40. Son resultados separados, no un promedio de ambos programas.
Estas medidas en color se expresan en los canales naturales del sensor. TG se calibra respecto a Johnson V de APASS DR10; TB, respecto a Johnson B, y TR_r, respecto a Sloan r. Esa referencia no convierte los canales Seestar en filtros estándar transformados: TG no es exactamente V, TB no equivale a B estándar y TR_r no es Cousins Rc. La fotometría en color complementa la observación, pero no se mezcla con los puntos de la curva V histórica. Tampoco se interpretan las diferencias entre canales como índices de color estándar ni se deducen de ellas temperaturas, extinción por polvo o intensidad de líneas de emisión.
La principal limitación de esta captura Seestar es el fondo brillante y no uniforme de NGC 7331, sobre el que se proyecta la supernova, muy próxima a su núcleo en la imagen. Para separar ambas contribuciones se ajustó una componente puntual junto con un modelo local del fondo galáctico. Los dos programas comparten esa corrección, por lo que su estrecho acuerdo no constituye una comprobación independiente de la exactitud de la sustracción. Al variar las ventanas y los modelos de fondo, TG abarca aproximadamente 14,36–14,81; TB, 15,23–15,55, y TR_r, 14,15–14,62. Estos rangos describen la sensibilidad del procedimiento, no intervalos de confianza. La incertidumbre total sigue sin determinarse y los tres canales se consideran provisionales; el azul presenta además una dispersión de calibración mayor que el verde.
El TG próximo a 14,66 del 2 de noviembre queda unos 0,11 mag por encima en brillo del valor 14,77 V obtenido con T21 el día 3, pero esa diferencia no permite afirmar que la supernova variase durante la noche: se comparan respuestas instrumentales diferentes y una extracción Seestar especialmente sensible al fondo de la galaxia. Para mantener la continuidad del seguimiento se conserva 14,77 V como medida adoptada de la serie principal, mientras que los resultados TG, TB y TR_r se presentan como información complementaria de la captura en color. Las dos fotografías muestran así el objeto con instrumentos y tratamientos distintos, y la interpretación de su evolución permanece apoyada en la serie V y en las limitaciones documentadas de cada observación.