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.







miércoles, 17 de octubre de 2012

COMETAS C/2010S1 LINEAR Y C/2012J1 CATALINA

La noche del día 15 fue especialmente prolífica, y no lo fue menos en cuanto a Cometas.
Además de seguir a los "habituales" 168P (debilitándose) y 260P, le tocó el turno a dos viejos conocidos que siguen subiendo en su brillo.
El C/2010S1 Linear sigue atravesando los vastos campos de estrellas de la Vía Láctea, lo cual hace que sea casi imposible poderlo medir fotométricamente mediante CCD...aunque pienso que en visual será mucho más sencillo (aunque es débil aún). Su como gaseosa continúa expandiéndose poco a poco, y ya es más que visible. Poco a poco va a cercándose a la órbita de la Tierra "desde arriba", "cayendo" hacia nosotros en su viaje de retorno del Perihelio.




C/2012J1 Catalina está también experimentando su alza en el brillo, y como muestra las imágenes, con una coma también en crecimiento:



También se va acercando paulatinamente a nuestra órbita, lo que hace que aumentará de brillo -ya que se aproxima- y esperemos que mantenga su actividad.

saludos

martes, 16 de octubre de 2012

ACTUALIZACION TT ARI

Presento los datos de esta pasada noche.
De muchísima mejor calidad, me ha permitido captar casi la totalidad del periodo fotométrico "oficial", ya que su extrema variabilidad hace difícil establecer el periodo. Además, la dispersión ha bajado muchísimo (0.002), con lo que la gráfica es de mejor calidad.
Mi objetivo es acumular muchas más medidas para investigar los picos de brillo inusuales, que según la literatura, varían en minutos.


El periodo consecuente con las anteriores medidas y ésta es de 3,6 horas. El periodo "oficial" es de 3,2 horas, por lo que está bastante aproximado y habrá que esperar a todas las demás medidas.


Puede verse que ha habido picos de hasta 10.50 magnitud, y la magnitud mínima medida ha sido de 10.85, es decir, variaciones de 0,30 magnitudes.
Seguiremos con esta interesante variable cataclísmica.


domingo, 14 de octubre de 2012

UNA VARIABLE LLAMADA TT ARIETIS

En esta ocasión nos toca hablar de una estrella variable bastante peculiar: TT Arietis.
Su clasificación es Variable VY Sculptoris, pero además, es una variable Cataclísmica (VY Sculp/CV), lo que hace su comportamiento muy interesante. Es una de las variables más brillantes para observar, situada a 1100 años-luz, y compuesta por un sistema con una estrella clase espectral M3.5 y una enana blanca.



Fue descubierta a mediados de los años 1950 y ha exhibido cambios continuos en su brillo. En 1980 su brillo disminuyó hasta +14, subiendo luego hasta la magnitud +11. Luego experimentó otra bajada de brillo dos años más tarde para estabilizarse en 1985 en su magnitud "normal". A diferencia de otras variables cataclísmicas, TT Ari permanece brillante la mayor parte del tiempo.
Del análisis de su variación, se desprende que presenta un período de 0.371 días (unas 8 horas) en las que su magnitud varía, aunque, en menos de una hora, se pueden apreciar grandes variaciones en su magnitud.  Esto es debido a que su periodo orbital es de 3,3 horas.


TT Ari está formado por un sistema en el que la enana blanca, con una temperatura superficial de 39.000 K, presenta un disco de acreción alrededor con una alta tasa de transferencia de masa que hace que esté casi perpetuamente en outburst, con una temperatura de 80.000 K. Presenta superhumps positivos (es decir, incrementos abruptos de brillo) con periodos superiores al periodo orbital y negativos, donde los incrementos son inferiores al periodo orbital (como veremos en las gráficas que presento más abajo). Este fenómeno no está muy bien comprendido, y parece ser debido a inestabilidad en el disco de acreción por diferentes motivos (entre ellos, cambio de la excentricidad y fenómenos de combamiento del disco). Y, para rematar la complejidad, algunos autores han reportado QPOs (Oscilaciones Cuasi Periódicas en Español) de apenas 20 minutos.
Además, para añadir más complejidad al sistema, y de manera no predecible, cada 20 ó 25 años, el sistema cesa en su aporte de materia, y entra en hibernación, desplomándose su magnitud desde la magnitud 10.5 hasta casi magnitud 16 (¡¡¡casi cuatro órdenes de magnitud!!!). Este estadio suele durar entre 500 y 1000 días.
Esta es la gráfica del comportamiento de TT Ari reportada en la base de datos de la AAVSO en los últimos 30 años:




Recientemente la AAVSO ha lanzado una alerta de observación para estos meses con referencia al proyecto MOST por el Dr. Nikolaus Vogt para que los observadores reporten sus observaciones y poder comprender mejor las QPOs del sistema y comprender mejor la física del disco de acreción de esta peculiar variable.
Abajo presento la curva de luz de TT Ari de la pasada noche del 12/10/2012 donde se aprecia las variaciones de brillo en tan sólo 2 horas y poco:


Para más información, éste es el enlace de la AAVSO donde se da cuenta de la alerta de observación:

Referencias:
TT Arietis: the low state revisited?
B.T. G¨ansicke1, E.M. Sion2, K. Beuermann1, D. Fabian2, F.H. Cheng2, and J. Krautter3, Astron. Astrophys. 347, 178–184 (1999)
Nova-Like Cataclysmic Variable TT Ari: QPO Behaviour Coming Back From Positive Superhumps
Y. Kim, I.L. Andronow, S.M. Cha, L.L. Chinarova, and J.N. Yoon
Astronomy&Astrophysics October 8, 2008



miércoles, 10 de octubre de 2012

ANIMACIÓN E IMAGEN COMETA 168P 09/10/2012

Os presento una animación del cometa 168P de esta misma noche. A pesar de la mala calidad del cielo en general, este cometa está siendo muy activo y brillante, aunque empieza a decaer su brillo.

video

Y ésta es la imagen y su análisis en 3D del resultado de apilar 50 tomas de 30 segundos de cometa. Puede apreciarse perfectamente el tamaño de la coma y lo puntal del núcleo. Este tipo de procesados de la imagen es últil para diferenciar los diferentes niveles de intensidad de la luz captada por el CCD de forma más visual.
Saludos



domingo, 7 de octubre de 2012

TUTORIAL MEDICION CON ASTROMETRICA Y FOCAS PARTE I

Comienzo una serie de tutoriales para aprender a manejar los programas más importantes (aunque no son los únicos, pero sí los que yo conozco) para realizar medidas de astrometría y fotometría.
En este primer tutorial, vamos a aprender a manejar el poderoso software Astrométrica de Herbert Raab, una herramienta que nos será indispensable más de una vez, como ya veremos.
Podemos descargarnos el programa con un periodo de prueba de su web (pincha el párrafo arriba de Astrométrica para acceder a su página) y luego, a cambio de una licencia muy asequible, tenerlo ya en nuestro ordenador (no podréis pasar ya sin él).
Bien, una vez instalado, lo más importante es tener acceso a los catálogos, sin los cuáles, Astrométrica no tendrá acceso a la posición de nuestra placa.
Aquí tendréis acceso a los catálogos que más se utilizan. Yo os recomiendo el CMC-14, el USNO A2 y UCAC-3. Los demás es raro que se vayan a utilizar normalmente. 
Bien, vayamos a cómo cargar los catálogos:
Accedemos a las herramientas de configuración de Astrométrica picando sobre la llave inglesa azul en la esquina superior derecha:


Veremos que nos sale una ventana con varias opciones.



La pestaña de Observing Site. Aquí pondremos nuestros datos:
MPC Code: si lo tenemos, o cualquier otro código (por ejemplo, yo tengo el X16 en la lista de CometasObs)
Longitude: Longitud del Observatorio en decimales de grado.
Latitude: Latitud de igual manera.
Height: Altura sobre el nivel del mar en metros.
Contact: nombre y dirección.
E-mail: correo electrónico
Observer: nombre del observador
Measurer: nombre de la persona que realiza las mediciones (si es distinta de la anterior)
Telescope: donde pondremos el diámetro en metros y la relación focal (sin marcas ni modelos).

Ahora click en CCD


Aquí es importante saber los datos que nos van a pedir, en concreto la relación focal efectiva de la placa y la orientanción de nuestra CCD. Esto es muy importante, porque de esta manera Astrométrica puede situar nuestra foto en el catálogo. Para ello recomiendo acudir a programas como PintPoint en Maxim, Elbruss  o similares, que nos dan la orientación y focal de nuestra cámara. (El próximo tutorial vendrá sobre esto en Maxim).
Focal Lenght: focal efectiva de la foto +/- un margen de error (un valor en torno a 1% estará bien)
Position Angle: es el ángulo de nuestra cámara con respecto al cielo. Es importante conocer esta medida y, si estamos quitando y poniendo nuestra cámara, una vez conocido, lo mejor es realizar alguna marca para no volver a calcularla y colocarla en la misma posición. un margen de +/- 1% estará bien.
Pointing: valor por defecto de +/- 5.0
Flip Horizontal/Flip Vertical: se utiliza porque hay programas que guardan el FIT original "volteado" en vertical o horizontal (por ejemplo, Astrométrica cuando abre un fichero generado en Maxim me lo voltea horizontalmente). Recomiendo no tocar estos parámetros hasta no estar seguros de la configuración.
Autosave Fits with WCS: esta opción guarda las coordenadas halladas por Astrométrica en la cabecera del FIT de nuestra imagen. Yo la tengo marcada por defecto, aunque no es necesario, pero de esta manera se ahorra tiempo en la próxima sesión o cuando se vuelva a necesitar la imagen.
A la derecha de la venta están las opciones del CCD chip, donde deberemos marcar el tamaño en horizontal y vertical del CCD, para que Astrométrica calcule la resolución de la placa.
La casilla de Saturation es importante. Aquí tendremos que saber a qué punto satura nuestra CCD. Si es una CCD de 16 bits, teóricamente, saturará a 65536 cuentas (2^16), pero lo mejor es realizar un test sobre la misma para tenerlo claro (próximamente también realizaré un tutorial sobre ello). En principio, un valor de 50000-55000 es suficiente.
Color band: este es importante, porque le estamos diciendo a Astrométrica que nos haga la medida en una de las tres bandas fotométricas. Hay catálogos buenos en estas medidas, y otros no tanto. CMC-14 es bastante fiable en R y V, y USNO en B, pero las demás son conversiones. Sin embargo, si vamos a utilizar FOCAS con el fichero que genere Astrométrica, tendremos que tener presente qué banda, y qué catálogo deberemos de marcar (esto lo vamos a ver más adelante). En principio, marcamos R.
En Exposures Fit marcamos segundos.
Ahora nos vamos a la pestaña Program.






En esta pestaña es donde vamos a decirle al programa cómo medir.
En Aperture Radius marcamos entre 10 (cometas) y 2. Los límites inferiores nos lo marcaran nuestro seeing, pero un valor entre 4 y 6 es adecuado para SNs y Variables (objetos no tan extensos como un Cometa).
Detection Limit: entre 3 y 4 es recomendable.
FWHM: 1,2-1,4 es un valor recomendable para eliminar artefactos.
PSF-RMS: 0.20 por defecto
Search radius: 0,30-0,80
Ahora nos vamos a la derecha:
Search Catalog: Depende del objeto y la posición. Para fotometría, el mejor es CMC-14, pues da valores de V y R muy buenos. El problema, es que no siempre cubre todo el cielo. CMC-14 cubre desde -30 a +50 de Declinación, por lo que hay "huecos" (cercanos al Polo Norte Celeste en nuestro caso). Para Cometas, Sns y Variables recomiendo este catálogo. Si nuestro objeto está fuera del campo del catálogo, deberemos elegir USNO A2, que cubre de -90 a +90, aunque su fotometría no es tan buena como CMC-14. Es el segundo catálogo de elección. Para Astrometría de dobles, el mejor es UCAC-3.
Upper Limit: normalmente no bajo de magnitud 8.
Lower Limit: la magnitud máxima de búsqueda. Depende del cielo (y el catálogo, CMC-14 lista máximo 19 magnitud). En mi observatorio, ir más allá de 18 es toda una proeza, siendo el límite normal (dependiendo la orientación) 17-17.5.
Search radius: 2 pixeles.
Vamos ahora de nuevo a la izquierda:
Plate Contrast: yo recomiendo Cubic, es más lento, pero más preciso. Quadratic funciona también muy bien. En realidad, son los procesos matemáticos que queremos para burcar la placa en el catálogo.
Residual los dejamos por defecto.
El resto lo dejamos igualmente por defecto.



Recomiendo poner las rutas exactamente de la misma manera, sino, el programa no será capaz de leer los archivos (ni FOCAS). Esto a veces, es un quebradero de cabeza. Es importante que las rutas estén bien especificadas.



Aquí se especifican las rutas de los catálogos. Podemos hacerlo de dos modos: o bien descargamos los catálogos a nuestro disco duro (siempre en C:/) o bien los descargamos vía web. USNO sólo puede hacerse Local, así que tendremos que descargarlo obligatoriamente. Los demás podemos elegir entre una u otra opción. Recomiendo que si vamos a trabajar asiduamente con CMC-14, lo descarguemos, y el resto, lo utilicemos vía VizieR, especificando la ruta donde se descargará el tramo de catálogo que vamos a usar.
Picando en la pestaña Intenet, tendremos acceso a configurar nuestra cuenta de correo y los catálogos del MPCorb de actualización de objetos y posiciones.



En el próximo tutorial seguiremos con la reducción de la placa, es decir, cómo hacemos para que Astrométrica reconozca el archivo que ha cargado y localizar el objeto.




sábado, 6 de octubre de 2012

IMAGEN DETALLADA DEL COMETA 168P/HERGENROTHER

El cometa 168P ha mostrado bastante actividad cometaria estos días. De hecho, su magnitud CCD más brillante ha estado en torno a 11.1, y en visual,  ha alcanzado 10.3 ( Carlos Labordena, Marco Goiato, Juan José González y Joaquín Tapioles) lo que indica gran actividad de hielos en la coma.
La siguiente imagen es una ampliación de 250% de un apilado de 10 imagenes de 30seg cada una, apiladas.
Posteriormente, para diferenciar las diferentes zonas del núcleo, se ha aplicado un tratamiento con Wavelets Multiescala (una sola iteración) en la capa 2 mediante el software Pixinsight 1.7, lo que ha permitido ver perfectamente el núcleo brillante, la coma y parte de la cola de polvo.
La imagen muestra este aspecto porque el 168P actualmente se aleja de la Tierra en una trayectoria ascendente, por lo que nos muestra "de cara" el núcleo cometario.



La imagen de la órbita y el cálculo han sido efectuados por el excelente programa Orbitas de Julio Castellano.

viernes, 5 de octubre de 2012

YA APARECEN SDN1 Y SDN2 EN EL CATALOGO WDS

Quiero compartir con vosotros mi alegría.
En la pasada campaña SEDA-WDS tuve la suerte de descubrir una posible débil compañera de STI2018 sumergida en el brillo de componente principal, de una magnitud 15. (OED 9) mientras realizaba las observaciones para los reportes de la campaña en Camelopardalis. Ya ha sido incluída en el catálogo WDS del USNO.


También se ha incluido un par de Movimiento Propio Común cuyo estudio dinámico y astrofísico también has sido publicado en el Observador de Estrellas Dobles (OED 9). Este estudio no hubiera sido posible sin la ayuda y la tutela de Francisco Rica, al cual quiero dedicarle mis palabras de agradecimiento desde estas páginas. Igualmente, mis compañeros Juan-Luis González y Rafael Benavides fueron indicándome los pasos a dar para este -espero- el más completo estudio que he podido realizar hasta ahora.


Este par es muy interesante, formado por un par de estrellas subenanas de tipo espectral K7 la principal y K9/M la más débil. La caracterización de este tipo de estrellas es compleja debido a que los modelos estelares todavía no explican adecuadamente el comportamiento de las "frías" atmósferas convectivas de este tipo de estrellas.







jueves, 4 de octubre de 2012

COMETA 168P

Pues nos sigue dando alegrías este brioso cometa.
En los últimos días ha subido media magnitud, presentando una coma muy bien desarrollada, y varios estallidos, haciéndolo muy brillante. De hecho, con tomas de más de 20 segundos satura la imagen de la CCD. Además, para los observadores septentrionales está muy bien situado en esta temporada, ya que su posición hacia el Este, en la constelación de Pegasus, entre Alpheratz y Algenib, alta en el horizonte a primeras horas de la noche (aprox. 45º) lo hace ideal para la observación.


Otro cometa, igualmente interesante es el 260P, éste sí, estabilizado en torno a magnitud 14, pero que muestra una desarrollada cola y un núcleo brillante y definido.


Aunque este mes los demás cometas son bastante débiles, no hay que olvidarse del recién descubierto C/2012 S1 (ISON) que nos promete un interesante 2013.