miércoles, 26 de diciembre de 2012

COMETA C/2012 K5 LINEAR. ESPECTACULAR

En efecto, no nos defrauda este cometa brillante en los cielos Navideños.
Por pura casualidad, el cielo el día 25 de diciembre se despejó, permitiendo realizar medidas de cometas y asteroides después de un parón forzoso de casi tres semanas.
El 31 de Diciembre estará en su posición más cercana a la Tierra, exactamente a 44 millones de kilómetros, 0,294UAs. Como podemos ver en el trazado de su órbita, 2012K5 parece que proviene directamente de la Nube de Oort, ya que se le calcula un periodo de 20.000 años y su máxima distancia al Sol se calcula en 1.500 UAs. Por su comportamiento, es muy posible que este no sea el primer paso por nuestras inmediaciones, pero al menos, sí el primero que tenemos la fortuna de registrar.



Es posible observarlo a primeras horas de la noche (sobre las 22:00 Tiempo Local, 21:00UT) bajo sobre el horizonte Noreste, un poco por encima de la Osa Mayor. Poco a poco irá alzándose más sobre el horizonte.



Presenta un aspecto espectacular, y, además, se mueve muy rápido. Aquí tenéis una imagen, suma de 50 tomas de 20 segundos cada una. La coma y la cola son perfectamente visibles.


Y un pequeño vídeo de 5 frames/segundo donde se puede apreciar su velocidad; actualmente se mueve a 38,04 km/s, con una velocidad aparente sobre el firmamento de 11,39"/minuto. ¡Muy rápido!


video

viernes, 14 de diciembre de 2012

FORMACIÓN ESTELAR. NEBULOSA ROSETA.

Hay veces que uno puede ver, in situ, los brotes de formación estelar. Y la nebulosa de la Roseta es una de esas ocasiones.
La Nebulosa de la Roseta en realidad es un complejo de cúmulos estelares jóvenes a los que le rodea una zona de emisión, muy extensa, de gas hidrógeno ionizado o región HII. Su forma recuerda mucho a una rosa a medio desplegar, incluido un pequeño tallo. En su interior brilla el cúmulo NGC 2244 (Caldwell 50), descubierto de forma temprana, en 1690 por John Flamsteed, primer Astrónomo Real Británico y director del Observatorio de Greenwich. Todo el complejo está situado en la constelación de Monoceros, siguiente a la bellísima constelación de Orión y situada en Géminis y Can Mayor.


La región que estamos observando es una imagen de 5.200 años atrás, que es su distancia estimada a nuestro Sistema Solar, y presenta una extensión de 120 años-luz. Las emisiones de las jóvenes estrellas azules del interior del cúmulo formadas hace menos de 4 millones de años han "limpiado" el centro de la Nebulosa y excitado el resto del gas haciéndolo brillar. Pero no sólo eso: el intenso viento estelar de estas masivas estrella clase espectral O y B está comprimiendo el gas generando nuevos brotes de formación estelar, estando en curso actualmente. De hecho, si analizamos detalladamente imágenes de la Nebulosa, podemos ver Glóbulos de Bock rodeando el campo estelar  en cuyo interior se alojan sistemas estelares en formación. Típicamente un Glóbulo es una nube densa y opaca que aloja un embrión estelar y con una masa inferior a 100 masas solares.



Los intensos vientos estelares de las supermasivas estrellas jóvenes del cúmulo expanden el gas circundante al sistema estelar en formación hacia "atrás" a modo de cola recreando estas fabulosas formaciones que tienen tamaños de varias decenas de años-luz.
La Nebulosa de Roseta es un objeto muy agradecido en cuanto a astrofotografía: es relativamente brillante aunque extenso, por lo que se necesitan focales cortas para abarcarlo completamente. En la fotografía que expongo, se utilizó un refractor f/6 junto a una cámara DSLR Canon 1000D modificada (sin filtro IR y refrigerada mediante Peltier) a través de un filtro Halfa de 12nm de paso. La ventaja de la DSLR es su chip de gran tamaño, que posibilita abarcar estos magníficos objetos. Aún así, la imagen está constituida por una tesela y media.
Como podéis observar, una astrofoto no sólo tiene un determinado valor estético, sino también, científico. En esta formación, se intuyen los bucles de gas arremolinados y expandidos por el brote de formación estelar en su interior, que todavía continúa. Con una masa estimada de 10.000 masas solares, seguirá brillando, y mucho en el futuro, hasta que la cubierta de gas se expanda o se convierta en estrellas que iluminen nuestro cielo dentro de miles de años.


jueves, 13 de diciembre de 2012

EL OBSERVATORIO URBANO AMANECER DE ARRAKIS YA TIENE CODIGO MPC

Para mí es una alegría que quiero compartir con todos vosotros.
El caso es que, sino llega a ser por mi amigo Juan-Luis González, la verdad, ni me lo había planteado. Simplemente lo veía muy lejano, pero claro, fundamentalmente me dedico a fotometría y astrometría de muchos pequeños cuerpos (Cometas y asteroides sobre todo) además de las curvas de luz, y no tenía ya sentido no intentarlo.
Gracias a los consejos de Juan-Luis, realicé las medidas necesarias para optar al código MPC. Es relativamente sencillo, y lo más complicado es el envío de la cabecera de las medidas, que requiere cierto protocolo, porque son muy quisquillosos (y escuetos).
El Observatorio es mi azotea, y estoy rodeado de farolas de la urbanización (afortunadamente, hay algunas fuera de uso) pero las que están plenamente operativas las tengo a menos de 10 metros. Así que, quitando algunas imagenes en filtros de banda estrecha, digamos que estoy "forzado" a hacer trabajos astrométricos y fotométricos en los que, aunque parezca mentira, estas condiciones de contaminación lumínica no afectan. Cierto es que mi cielo es muy "luminoso" (normalmente magnitud 17 como muy bueno, excepcionalmente 18, y hacia el horizonte Norte-Noroeste 16) pero esto, como vamos a ver, no influye en la astrometría, por lo que espero que todos aquellos que lo duden, se animen a entrar en este maravilloso campo.
Debemos de observar al menos 3 asteroides, con al menos 3 medidas por noche, en dos noches diferentes, con numeración superior al 400. Afortunadamente, hizo esas dos noches buena temperatura ambiente (5 grados) lo cual facilita que la cámara tenga poco ruido, y la atmósfera estuvo estable y poco húmeda -al contrario que llevamos sufriendo desde casi un mes...-.
Los asteroides observados fueron (521) Brixia, (704) Interamnia y (980) Anacostia. de magnitudes rondando 11, así que son relativamente brillantes y fáciles.




Las medidas fueron realizadas con Astrométrica, en las noches del 28 y 29 de Noviembre. El catálogo utilizado, por su precisión, fue UCAC-3.
Una cosa que me advirtió Juan-Luis es que los chicos del MPC son muy quisquillosos con la ubicación del observatorio, por lo que las coordenadas deben ser muy precisas, y la cabecera incluir todos los campos necesarios en el correcto orden. Es importante ver que las medidas Astrométricas que se reportan no tengan excesiva dispersión con las efemérides del MPC, en cuyo caso, serán rechazadas (pero vamos, que no es para asustarse. Con una resolución media se consigue sin ningún problema).
Hechos los ajustes tutelado por mi buen amigo, envié por email la solicitud (a través del propio programa Astrométrica) y me dispuse a esperar.
Al cabo de unos 10 días, un escueto mensaje electrónico de Gareth V. Williams, Director Asociado del MPC me informaba de mi código de observatorio: MPC Z74.
¡Así que ya formo parte de los observadores de cuerpos menores! ¡Gracias Juan-Luis por decirme cómo tenía que hacerlo, y sobre todo, animarme a ello!
Curiosamente, antes que yo, está el Observatorio de Cerro Tololo y cinco observatorios más en España.


J96 356.05669 0.735326 +0.675690 Observatorio de Cantabria
J97 359.5333  0.7754   +0.6293   Alginet
J98 359.5344  0.77275  +0.63259  Observatorio Manises
J99 359.57808 0.772589 +0.632790 Burjassot
K34   7.7005  0.70697  +0.70492  Turin
W85 289.19519 0.865591 -0.499760 Cerro Tololo-LCOGT A
W86 289.19533 0.865592 -0.499759 Cerro Tololo-LCOGT B
W87 289.19532 0.865591 -0.499761 Cerro Tololo-LCOGT C
Z74 354.1562  0.79610  +0.60315  Amanecer de Arrakis


Como curiosidad os diré que Intermania(704) es el quinto asteroide en tamaño del conjunto del cinturón de Asteroides (350 kms de diámetro) pero al ser tan oscuro, tardó cierto tiempo en descubrirse. Es uno de los asteroides que tengo en campaña "de seguimiento".
Próximamente os contaré más al respecto, y el grupo que hemos creado para elaborar su estudio entre Juan-Luis, Rafael Benavides y yo.
Saludos

viernes, 7 de diciembre de 2012

SEGUNDA CHARLA SOBRE HISTORIA DE LOS COMETAS

Este pasado Jueves se ha realizado en la Casa de la Cienca en Sevilla el habitual Cielo del Mes por parte de José Antonio Pleguezuelo (genial como siempre su explicación de las constelaciones y los objetos del mes) Podéis picar sobre el texto inferior:


 y la segunda parte de la charla sobre cometas (historia, y formación) que humildemente he impartido.
Quiero agradeceros desde este blog la asistencia y las palabras dirigidas hacía mí. Tengo que decir que son totalmente inmerecidas, y que el mérito es de todos vosotros que llenásteis la sala, y aquéllos que lo vísteis vía stream.
Os dejo el enlace donde está grabada (Picar sobre el texto):


Quiero agradecer a los compañeros, Isra y Paco Torres la grabación del mismo y su disponibilidad en la web.
Sólo espero que hayáis disfrutado de igual manera a como lo he hecho yo.
Os invito también a entrar en la página del Cielo de Comellas donde encontraréis toda la información, y muchas cosas más.

Saludos!

martes, 4 de diciembre de 2012

OBSERVANDO SIGMA ORIONIS

Normalmente, después de alguna larga observación, aprovecho para sacar imágenes de algún objeto. Suelen ser cúmulos abiertos o globulares -de los que ya tengo una buena "colección" por constelaciones- pero, aprovechando que la Campaña de Observación de la SEDA-WDS acaba -y lástima el tiempo que nos ha acompañado, que ha dificultado mucho las medidas- y sintiendo cierta añoranza de mis queridas dobles, decidí tomar imágenes de un sistema clásico, Sigma Orionis, en la majestuosa constelación de Orión.
Sigma Orionis σ Ori / 48 Orionis, es un sistema estelar complejo. Está formado por cinco estrellas. 
La más brillante, AB, en realidad es doble, y su nombre en el catálogo WDS ES BU1032AB. Está constituída por dos estrellas masivas, de tipo espectral O9.5, 18 masas solares y 35.000 K de temperatura y B0.5, 13 masas solares y 29.600 K. Sus magnitudes por separado son +4,2 y +5,1, separadas por 0.25 segundos de arco.
Sigma Orionis D y E son estrellas de clase espectral B2V y 7 masas solares, de magnitudes similares, +6.6. Ambas son muy similares en características físicas, aunque Sigma Orionis E contiene más Helio superficial.
Sigma Orionis C es una estrella de clase espectral A2V, de magnitud +8.79. Es la más cercana al par AB, y su distancia proyectada está en torno a 3.900 UA. 
Sigma Orionis AB también se denomina en el catálogo WDS como STF762AB, y el resto como STF762C, STF762D y STF762E. El complejo forma parte de un cúmulo, denominado Cúmulo Sigma Orionis, situado a 1.100 años-luz, y forma parte de la Asociación Estelar Orión OB1.
La sorpresa viene cuando vemos la imagen del sistema en la zona en que se encuentra...¿os suena?

@DSS IMAGE

La estrella marcada, es Sigma Orionis. Justo a la izquierda de la Nebulosa Cabeza de Caballo está Alnitak, y encima de ella, fuera del plano pero con un reflejo visible en la foto, Alnilam. Estamos observando de pleno el Cinturón de Oríon.


@Francisco Soldán

La siguiente toma es en Halfa, realizada por mí mismo, con un Starseeker 80/400 y Canon400D modificada y refrigerada. Son sólo 6 tomas, desde ciudad, pero muestran las corrientes de hidrógenos en el complejo, y perfectamente SigmaOrionis con el cúmulo asociado. Sin duda, una de las zonas del cielo más hermosas. 

En realidad, casi todas las estrellas alrededor de Sigma Orionis están formando parte del cúmulo del mismo nombre, con unos 3 millones de años de edad, y que contiene numerosas estrellas enanas marrones y discos de acreción. Sigma Orionis es la cuarta estrella del Cinturón de Orión, como podemos ver en esta imagen de Stellarium. 


¿Y nuestra protagonista? Pues esta es la imágen a una focal de 1482mm, a través del C8 y la Atik 314L, con una resolución de 1,82"/píxel. Una auténtica joya de los sistemas múltiples.


Espero que disfrutéis de las maravillas que los cielos invernales nos deparará en estos meses fríos. Nos aguardan constelaciones y objetos muy interesantes.


domingo, 2 de diciembre de 2012

JÚPITER EN OPOSICIÓN

La noche del 2 de diciembre Júpiter alcanzará su máximo brillo, ofreciendo un espectáculo singular.
Ya, de hecho, todas estas noches -pocas- que se ha podido observar sin nubes, refulgía con especial vigor. La pasada noche pude observarlo en visual a través del C8 y a una focal más que generosa, y anoche, antes de comenzar una nueva sesión de seguimiento de un asteroide, decidí hacerle un pequeño retrato.
Utilicé la cámara Atik 314L, que con su obturador electrónico permite hacer tomas de 0,001 segundos. Las realicé a bin 1x1, por lo que la resolución fue de 0,95"/pix, tomando un total de 500 frames, y apilados con Registax 5. Fue una toma sin pretensiones, sólo para tener un registro de este gigante gaseoso.
Esta noche quizás vuelva a retratar su máximo brillo.
Os dejo la imagen resultado del apilado. También se aprecian dos de los tres satélites galileanos. De izquierda a derecha: Europa, Io y Ganímedes.



lunes, 19 de noviembre de 2012

ASTEROIDE 43 ARIADNE

En virtud de una propuesta de observación de Ramón Naves a través de su foro:
http://cometas.sytes.net/foro/
Me embarqué en hacer una monitorización del asteroide 43 Ariadne, que está bastante bien caracterizado en cuanto a su período de rotación, 5,762 horas, lo cual permite seguirlo bastante bien en el transcurso de una noche.
En este caso, me planteé hacer el seguimiento a lo largo de cuatro noches, con casi 4 horas de seguimiento cada una, para intentar captar el máximo de su periodo.
Ariadne fue descubierto en 1857 por Norman Robert Pogson y pertenece a la denominada Familia Flora. Dista unas 1,80 UAs y su periodo orbital es un poco menor de 1195 días avanzando unos 0,3 grados por día. Es un asteroide brillante, de magnitud en torno a 7,60 y un tamaño estimado de unos 66 kms aproximadamente y un asteroide rocoso de silicatos duros (Clasificación Tholen S, y SMASS Sk), a los que pertenece prácticamente el 17% de los asteroides del Cinturón.
En las fechas del seguimiento (15/10; 11/11; 12/11; 13/11, todos en este año 2012) se encuentra en la constelación de Géminis, introduciéndose en los campos estrellados de la Vía Láctea del brazo de Orión, por lo que ahora, en pocos meses, su fotometría será compleja al presentar muchos pasos cercanos a estrellas. Como anécdota contaré que la noche del 15-16/10 Ariadne pasó muy cerca (en el firmamento) de Sylvia, permitiendo tomar datos también de este asteroide que posee un pequeño satélite. También en las noches del 11/11 y el 12/11 se pudo hacer seguimiento de una variable, NVS 2868, que se hallaba en las inmediaciones. Se encuentra cercano a la Tierra, por lo que se muestra muy brillante, como puede verse en el dibujo de su posición orbital actual:


Este es el periodo previo sacado de los datos compilados y analizados con FOTODIF:



Estos datos, con algunas modificaciones en la cabecera tal como los exporta FOTODIF se envían al Observatorio de Genéve en Suiza, a Raoul Behrend para su validación e inclusión en la extensa base de datos donde, además, se estudia el perfil del objeto que mejor se ajusta a la curva:



La dirección es ésta:


Seguiremos con la campaña de observación de estos cuerpos, de los que, asombrosamente, hay muchos de los que todavía se desconoce el periodo exacto de rotación y su perfil.



lunes, 12 de noviembre de 2012

NUEVAS MEDIDAS COMETAS 168P Y 260P

Cada vez más débiles, pero no menos interesantes.
El cometa 168P, tras su estallido y parece que pequeña fragmentación, prosigue su camino en el post-perihelio, debilitándose su brillo poco a poco. Se aleja a 30,77 km/s y actualmente se encuentra a 0.654 UAs.


la posición actual en su órbita, dirigiéndose a algo más alejado de Júpiter, con todos los planetas interiores representados (Programa Órbitas de Julio Castellano)



El cometa 260P presenta la misma situación, alejándose a una velocidad de 29,09 km/s y debilitándose paulatinamente, a una distancia actual de 0,711 UAs.


Como podéis ver, muy similares en posición orbital




Seguiremos su evolución paulatinamente. Ambos se encuentran en buena posición, en el cénit o próximos al comienzo de las noches otoñales e invernales.




miércoles, 7 de noviembre de 2012

RESPUESTA LINEAL DE UN CHIP CCD REFRIGERADO

Cuando utilizamos nuestra cámara CCD para fines de fotometría -y no para astrofotografía- es interesante, y casi diría imprescindible- realizar una prueba de linearidad.
¿Y qué es la linearidad?
Básicamente, el chip de la CCD consiste en un dispositivo de captura de fotones dispuestos en una malla o celda. Cada fotón que incide sobre éste genera una señal y entrega al ordenador que "lee" la información un valor denominado ADU. Este valor tiene unos límites. En el caso de un CCD de 16 bits, el valor máximo de ADUs es de 2 elevado a 16, es decir, 65.536 cuentas. Lo que pretendemos ver es si esta respuesta es lineal, es decir, si elevando el número de fotones captados (lo que se hace aumentando el tiempo de exposición) la respuesta es proporcional linealmente.
Pero esto que en apariencia debiera ser fácilmente alcanzable, resulta que viene limitado por la estructura del mismo dispositivo. Para captar estos fotones, el dispositivo consta de una serie de "pocillos" que se llenan de fotones. En los sistemas actuales, estos pocillos se desbordan al llegar a su capacidad máxima de almacenamiento (la denominada Full Well Capacity) que varía de CCD a CCD, e incluso, antes de llegar a este límite, las interacciones electrostáticas hacen que se llegue a este límite mucho antes.
Este efecto es más evidente en la parte alta de intensidades, y marca un límite donde nuestra CCD deja de ser lineal, y por lo tanto, ya no es útil para fotometría. Es lo que denominamos un objeto "saturado". Como veremos más adelante, en otra entrada futura, un objeto saturado nos va a dar muchos problemas, siendo uno de ellos el que no sea válida su fotometría.
Pero, lo mismo que es válido en intensidades altas, puede pasar en intensidades bajas. Y esto ocurre con bastante frecuencia: hay que tener en cuenta que muchas veces medimos -o tratamos de medir- objetos muy tenues con una SNR muy baja y pocas cuentas de intensidad.
Y, por añadidura, tendremos que contemplar esta respuesta lineal de la cámara tanto en Bin 1x1, como en Bin 2x2. Aunque, por elección, el Bin 2x2 es más aconsejable por su mayor sensibilidad y mayor SNR, veremos que puede llevar a unos resultados engañosos.
Antes que nada quiero agradecer a Julio Castellano Roig sus consejos y su estudio sobre el que he basado este trabajo:

Para empezar, debemos enfocar la CCD a una fuente uniforme de luz, y una vez realizadas las tomas calibrarlas convenientemente con sus flats y bias correspondientes. Mediremos el promedio de píxeles y elaboraremos una tabla con los resultados, tanto en Bin 1x1 como en Bin 2x2. Todos los resultados están basados en el Chip Sony ICX285AL de la cámara Atik 314L refrigerada -10º sobre la temperatura ambiente, esperando 25 minutos desde su conexión para que alcanzara el Duty Cicle de enfriamiento el Peltier.

Este es el resultado en Bin 2x2.


Y este el resultado en Bin 1x1, en el primer tramo:


Y en el segundo tramo:


El intervalo de tiempo para ambos modos de Bin fueron de 0,5 segundos.
Podemos, a primera vista, extraer varias conclusiones.
En principio la CCD parece lineal en Bin 2x2 hasta el límite teórico, al igual que en Bin 1x1.  En Bin 1x1, si nos fijamos detenidamente, en las primeras exposiciones hay un pequeño desvío de la linearidad teórica, pero luego la curva es, en apariencia, perfecta.
Sin embargo, una duda nos asalta. ¿Realmente, en este caso, midiendo de esta manera, podemos estar seguros de que la cámara es completamente lineal? De hecho, personalmente, al realizar fotometría a Bin 2x2 con intensidades elevadas, los resultados fotométricos a veces no eran muy precisos en mis medidas.
De esta forma, realizaremos la gráfica de otra manera: esta vez, dividiremos los ADUs obtenidos en las medidas por el tiempo de exposición, y los confrontaremos contra intensidad. Y veremos que nos llevaremos una sorpresa.
Esta es la gráfica a Bin 2x2:


Aproximadamente a 50.000 cuentas, la linearidad cae en picado. Es decir, la CCD en modo Bin 2x2 es lineal, y por lo tanto últil en fotometría, sólo hasta el rango de las 50.000 cuentas aproximadamente. Si  nos hubiéramos sólo por la primera gráfica de linearidad, podríamos haber pensado que en este modo la CCD era perfectamente lineal hasta las 65.536 cuentas. Ahora sabemos que esto no es así.
¿Y que ocurre a Bin 1x1? Si analizamos la primera parte de la nueva curva, obtenemos esto:


Hasta prácticamente las 15.000 cuentas, la CCD no es lineal, o lo que es lo mismo, en los primeros tiempos de exposición rápidos, posiblemente por efecto del obturador electrónico, la cámara no responde linealmente. Esto es importante. Si tomamos, por ejemplo, medidas de fotometría de variables muy brillantes con tiempos de exposición muy pequeños cuya intensidad no alcance por encima de 15.000 cuentas, tenemos muchas posibilidades de que no obtengamos una buena linearidad en las imágenes. Hablamos de tiempo de exposición entre 0,001s a 0,401s. Esta misma respuesta se da a Bin 2x2, pero menos evidente, entre los mismos tiempos de exposición 0,001 y 0,401s. No hay duda de que se trata del efecto del obturador electrónico en este CCD. Sin embargo, la cámara si presenta un rango mayor de linearidad hasta las 65.536 cuentas a Bin 1x1.


Así que podemos extraer varias lecciones de este experimento:
A Bin 2x2 tendremos que tener cuidado conque los objetos no saturen por encima de 40.000 cuentas a nivel general, ni que el tiempo de exposición caiga por debajo de medio segundo en términos generales.
A Bin 1x1, por contra, la respuesta lineal es la esperada hasta las 65.536 cuentas, pero siempre teniendo en cuenta también el efecto del obturador electrónico en exposiciones por debajo de 0,5 segundos.
Estas consideraciones hay que tenerlas presente cuando realicemos fotometría. Es evidente que si con poca exposición tenemos un objeto que fácilmente satura, es aconsejable desenfocar para que la intensidad total disminuya (ya que vamos a distribuirla por mayor área al desenfocar) y podemos, a la vez, subir el tiempo de exposición. Para Astrometría o Interferometría Speckle para estrellas dobles, por ejemplo, (dentro de las posibilidades de que disponemos) estos factores no influyen de manera tan determinante.
Esto lo trataremos en una entrada futura.
Saludos









jueves, 1 de noviembre de 2012

NEBULOSA DE LA BURBUJA Y ALREDEDORES

Hacía tiempo que no procesaba imágenes de este verano, que es el tiempo que dedico normalmente a la astrofotografía, junto con algunas noches de invierno -por razones obvias-.
Este verano quise -vanamente- completar una serie de mosaicos en la zona de Cefeo, Perseo, Casiopea y Cisne. Y aunque he recabado muchas horas de datos, no he logrado completarlos todos....con lo que espero ansiosamente ya el verano que viene.



El mosaico comprende 6 teselas que abarcan desde Sh2-157, a la izquierda, hasta buena parte de Sh2-155 (nebulosa de la caverna) que en un principio quería que quedara incluída, pero no pude abarcarla.
En la foto de abajo podéis ver marcadas los principales objetos. A destacar el bello joven cúmulo abierto  M52; a su izquierda y un poco abajo la Nebulosa de la Burbuja, que en realidad es el límite formado por la onda de choque producida por el intenso viento estelar de la estrella central al chocar contra el gas circundante. La masa de esta estrella, SAO 20575, es de 10 a 20 veces la solar, y la velocidad del viento estelar es de 2000 km/s.


                               Francisco Soldán @2011. Composición banda estrecha Halfa y OIII                                                              Nebulosa Burbuja


Sh2-157, que para mí tiene forma de Cangrejo, es una nebulosa de reflexión, situada en el Brazo de Perseo y conectada con la asociación de formación estelar OB2 Cas.  La forma de los "brazos o pinza" del la nebulosa la forman los vientos estelares de las gigantescas estrellas OB que se están formando en esta nebulosa, mientras que la zona iluminada lo es por esta misma clase de estrellas. Es una nebulosa muy interesante, llena de estructuras finas que requieren un detenido exámen.
Justo pegada a Sh2-157, abajo, se encuentra un pequeño cúmulo de una forma curiosa, NGC7510, justo en el Brazo de Perseo, a unos 3.500 años-luz y bastante joven.
Si seguimos hacia abajo, nos tropezamos con IC1470 es una pequeña y delicada nebulosa de reflexión asociada a una brillante estrella, que estaba clasificada hasta hace relativamente poco como Nebulosa Planetaria.
Si volvemos a situarnos sobre la Nebulosa de la Burbuja (también denominada NGC 7635) justo encima de ella, a su izquierda, se encuentra una curiosa nebulosa planetaria, KJPN8. En realidad se trata de dos nebulosas una dentro de la otra, que sugiere dos sucesos de expansión estelar que la crearon. Es decir, el sistema, binario, creó dos nebulosas separadas entre ellas unos 10.000 años cuando primero una de ellas produjo la más grande, y la segunda estrella la interior. Os adjunto una imagen tomada por mí y ampliada en filtros Halfa y OIII, y una magnífica imagen tomada por NOAO.


Francisco Soldán @ 2011


National Optical Astronomy Observatory/Association of Universities for Research in Astronomy/National Science Foundation

Dejando la zona de la Burbuja, vamos a la derecha de la imagen, y nos centramos en Sh2-161, que en realidad consta de dos nebulas, Sh2-161a y Sh2-161b. Ésta segunda nebulosa está mejor estudiada, conectada a NGC7538 y Sh2-159.
NGC7538 está situada a unos 9.100 años-luz y alberga una protoestrella gigante: 300 veces el tamaño de nuestro Sistema Solar. Sh2-159 es una pequeña nebulosa que encierra una brillante y muy caliente estrella clase O9 que ioniza el gas circundante haciéndolo brillar (y emitiendo ondas de radio).
Si siguiéramos hacia abajo por los ríos de polvo oscuro de la parte inferior derecha del mosaico, nos encontraríamos con Sh2-155, o Nebulosa de la Caverna...pero eso, será otra historia.



miércoles, 31 de octubre de 2012

DOBLES DIBUJADAS

Pues, siguiendo rememorando la adolescencia, y mis primeros contactos con la astronomía, os pongo dibujos de dobles que realicé con mi pequeño refractor de entonces.
Los dibujos están escaneados tal cual, e invertido el fondo para que parezca oscuro. He desnfocado ligeramente las estrellas para que no aparezcan tan abruptamente dibujadas. 
Los colores son genuinos, tal cual....a base de rotuladores Carioca..que es lo que había para alguien que entonces tenía 13 años...
Espero que lo disfrutéis como yo lo he hecho.





lunes, 29 de octubre de 2012

NOVEDADES DEL COMETA 168P/HERGENROTHER

Este cometa nos está dando varias alegrías.
Después del último estallido de brillo de hace unas semanas, se confirma, después de captarlo varios observadores, que se ha desprendido un trozo del cometa en el post-perihelio.
Richard Miles ha analizado las imágenes del día 22 y 26 (9 tomas de 30 segundos) con el Telescopio Faulkes y ha determinado que se desprendió un fragmento a una distancia de 2,3" de arco.


Así que no hay que perder de vista a este interesante y activo cometa.
Por mi parte, anoche día 28/10 le dediqué buen tiempo del disponible de observación antes que llegaran las nubes, y se observa una buena coma y cola, mientras se aleja de la Tierra.




Actualmente su magnitud fotométrica CCD es 13.1.
Saludos

viernes, 26 de octubre de 2012

SPLITTING EN IMÁGENES DE OBJETOS ASTRONÓMICOS. EJEMPLO CON LA DOBLE KUI63

La medida de distancias en los objetos astronómicos que estudiamos, a veces, es tarea harto ardua, en especial si hablamos de sistemas dobles.
La separación que podemos conseguir dependerá mucho de la apertura del telescopio y la resolución que consigamos, factores que dependen a su vez de la relación focal y el tamaño de los píxeles del sensor.
En mi caso concreto, trabajando con un S/C de 8", un reductor de x0.63 y la cámara Atik 314L, consigo una resolución a bin 2x2 de 1,75"/píxel. Pero, realmente, el factor limitante será el seeing que tengamos en el momento de observación en la atmósfera, por lo que, muy a menudo, conseguir resolver estrellas dobles muy próximas es casi imposible.
Hay muchos métodos para conseguir desdoblar estos sistemas. El más efectivo es el de la técnica de Lucky Imaging combinada con interferometría speckle, lo cual puede hacerse con el fantástico programa Reduc. Sin embargo, a veces, técnicas sencilla con métodos sencillos nos pueden ayudar en aquellos casos que no sean muy complicados, y lo más importante, nos permite aprender nuevos métodos de análisis de imágenes, a la par que aprendemos los fundamentos.
Esto es lo que pretendo con este breve artículo, y espero que os anime a hacer experimentos con objetos difíciles de discernir. En mi caso, lo aplicaré a algunas dobles que, por diferentes causas, son difíciles de separar, tanto por el equipo, como por los programas que se utilizan normalmente.
Primer paso: acceder a los valores de los píxeles de la imágen. Es el paso más esencial, porque sin estos datos, no podemos interpretar la imagen. La mejor manera es abrir la imagen en Maxim, seleccionar un recuadro que ocupe el objeto y utilizar la herramienta Graph Windows, en la opción Area Plot, donde nos aparecerá un pequeño gráfico en 3D con la intensidad relativa de los píxeles.




Le damos a la opción de la ventana de Export, con lo cual podremos exportar las coordenadas de cada píxel que hemos seleccionado para el gráfico, así como su intensidad, valor que es realmente el importante.



Una vez que hemos exportado el archivo, abrimos una hoja de Excel a la cual importaremos el archivo que nos ha generado Maxim. Seguidos los pasos en Excel para importar el archivo, nos generará tres columnas: la primera columna es la coordenada X, la segunda la coordenada Y y la tercera la intensidad del píxel de cada coordenada.
El siguiente paso es construir una matriz con estos datos, donde posicionaremos en el eje horizontal las coordenadas X, en el vertical los valores Y, y rellenaremos la matriz con los valores de cada píxel en cada posición. Esto se puede hacer manualmente o mediante fórmulas, que exceden el objetivo de este pequeño estudio.
Una vez situada la matriz, en la misma hoja de Excel, crearemos un gráfico de área en 3D, donde en el eje Y intentaremos graduar los valores de forma que aparezcan diferenciadas las dos estrellas. 
El caso de KUI63 es peculiar, porque la estrella brillante es muy brillante, y la acompañante muy tenue, por lo que tendremos que ir bajando el valor máximo del eje Y en el gráfico hasta que aparezca la meseta de la acompañante. Es algo similar a ir efectuando cortes en la colina de valores hasta llegar al nivel que queremos.


¿Porqué tenemos que visualizar así la imagen? Este caso es fácil, y la estrella está bien separada, pero en caso de estrellas dobles que no han podido resultar resueltas, pero que la imagen aparece elongada, es fundamental que podamos situar, de un primer vistazo, los centroides de cada estrella. Más adelante vamos a ver cómo los calculamos con más precisión, pero este paso es importante porque sabremos a grosso modo en qué coordenadas vamos a movernos.
Como podemos ver en la imagen, el centroide de la estrella principal y brillante (es decir, el centro más o menos del círculo que representa la estrella) corresponde más o menos a 336,329 (x,y) y el centroide de la débil secundaria, en 352,329. 
Para calcular el centroide vamos a utilizar estas fórmulas:
Para la coordenada X, el centroide será la suma del producto de las coordenadas x por el valor de la intensidad, dividido todo ello por la suma de las intensidades. En la hoja Excel escogeremos aquellas coordenadas un poco por delante de la que hemos visto en un primer cáculo visual y un poco por detrás. Es decir, si creemos que el centroide de la estrella brillante está situado en el eje X alrededor de 336, escogeremos las coordenadas de X comprendidas entre 326-346. Lo mismo haremos con la estrella acompañante, pero teniendo en cuenta que, al ser tan tenue, tendremos que acotar más el rango de coordenadas, por ejemplo de 349-358 (sus coordenadas calculadas previamente eran 352,329).
Para calcular el centroide de las coordenadas Y haremos exactamente lo mismo, pero eligiendo los datos correspondientes a Y, y procederemos con las mismas cautelas que antes.
De esta manera, obtenemos estos datos (en Excel es rápido hacerlo)

Centroide X(A) 337,8986873
Centroide Y(A) 328,074184
Centroide X(B) 352,2087229
Centroide Y(B) 329,9809591

¿Cómo calculamos la distancia? Si nuestro sensor de la CCD tiene píxeles cuadrados, como es el caso, utilizamos esta sencilla fórmula:

Donde r es la resolución a la que ha sido tomada la imágen sobre la que hemos obtenido las medidas, en este caso 1,75"/píxel. Los valores X e Y corresponden a las coordenadas de la componente A y B (los subíndices lo indican con los numerales 2 y 1).
Aplicando esta fórmula obtenemos el valor para la separación de
25,0425623

Este valor es en segundos de arco. ¿Es bueno este valor? Bien, este sistema que he podido medir con Reduc, me arrojó una distancia entre los componentes de 25.39. Es decir, el valor que hemos calculado empíricamente de 25,042 difiere un 1.37% del valor obtenido mediante el software disponible para esta estrella.
Espero que os parezca interesante.



Referencias:
No quiero dejar pasar la oportunidad de aconsejaros este magnífico estudio sobre la calibración de dobles de la AAS.
Observación de Estrellas Dobles, Asociación Astronómica de Sabadell. www.astrosabadell.org.
Y el libro Técnica de Análisis de Imágen, Aplicaciones en Biología, de José Pertusa Grau.

lunes, 22 de octubre de 2012

DIBUJOS DEL COMETA HALLEY CON NOSTALGIA

El otro día encontré mis cuadernos de dibujo y observación de Astronomía. Me vinieron los recuerdos de aquellas noches en Córdoba cuando subía a la azotea de mi edificio para observar con mi pequeño refractor regalo de Reyes. 
No sin cierta nostalgia, estuve repasando los dibujos, y me di cuenta de cuánto se habían degradado nuestros cielos. En uno de los dibujos plasmé las nebulosidades que rodean a Alnitak en el cinturón de Orión, allá por el año 1984....algo impensable hoy en día.
Y ya que en este Blog se habla bastante de los cometas, sentí mucha alegría al ver los dibujos de la visita del Cometa Halley en 1986 y como en los dibujos se aprecia el vambio de la cola y la coma...y la orientación en  la fase pre-perihelio y post-perihelio. Incluso tenía un dibujo donde estimaba la magnitud y la longitud de la cola (2º según mis apuntes). Al ver estos dibujos es increíble como acude a la memoria las imágenes de aquellos días, y soy capaz de ver de nuevo el cometa a través de mis ojos.
Os dejo algunos dibujos. Espero, más adelante, ir colocando otros en los que plasmé un eclipse de Luna, otro de Sol y la evolución de las manchas solares.
Por aquel entonces, en 1984 cuando comencé a observar, tenía 13 años.