Translate to your lenguage

martes, 19 de septiembre de 2017

3122 Florence, asteroide Potencialmente Peligroso

El asterodie 3122 Florence fue descubierto en 1981 desde el observatorio de Siding Spring en Australia por Schelte John Bus.
Esta clasificado como PHz (del inglés Power Hazardous) potencialmente peligroso y es considerado el mayor de ellos con una órbita del tipo Amor (como la del asteroide 1221 Amor) que se aproximan o cruzan la órbita terrestre (ya hablé de esto en otras entradas).
Se acerca al sol hasta una distancia de 1.021 UA (1 UA = 150.000.000Km) y se aleja hasta las 2.516 UA con una inclinación de 22.16º, tarda en completar una vuelta al sol 858.9 días. Se estima un tamaño de 4.9Km.
Crédito NASA/JPL
La noche del 1 de Septiembre 2017 este objeto tuvo su máxima aproximación a la Tierra en los últimos años, desde 1930, a 4.390.000 Km., unas 8 veces la distancia a la Luna, en ese momento se movía a una velocidad de más de 124.000Km/h y fue observable con telescopios amateurs en una magnitud de 8.5.

Desde la Vara. Valdés MPC J38 (L'Observatoriu) se pudo observar en una noche despejada y hacer las medidas de posición y brillo habituales para contribuir a la investigación de sus caraterísticas. Las noches previas a finales de Agosto y los primeros días de Septiembre fue seguido ampliamente desde diversas partes del mundo con especial interés desde los radares de Goldston y Arecibo.
Crédito: Imagen Arecibo
Estas imágenes de radar revelaron la presencia de dos lunas una mas interna y otra exterior, anteriormente ya se hablaba de que podría ser un objeto binario pero con el descubrimiento de estas lunas pasa a ser un asteroide triple. Cada una de ellas en base a los datos de radar de ha calculado un tamaño par la interna de 180 a 240 metros con un período entorno al cuerpo principal 7 horas, las más externa se estima un tamaño de 300-360 m. con período de 21 a 23 horas.  

Hay publicadas varias curvas de luz (variación del brillo con el tiempo) de las que se deduce el período de revolución sobre su eje. Las publicaciones encontradas dan para esta un tiempo de 2.358 horas, con pequeñas diferencias otras referencias dan un tiempo muy parecido. Esto puede deberse a la diferencia de posición relativa entre el asteroide y la Tierra en sus respectivas órbitas y la inclinación (recordamos que es de 22º) respecto a la eclíptica.

Durante las noches del 1 el 6 y el 12 de Septiembre 2017 desde L'Observatoriu hice observaciones que han permitido completar también la curva de luz y establecer también así el período. La gráfica muestra el resultado de las observaciones de esas noches, consultadas en Internet otras curvas en fechas semejantes es completamente acorde y muestra un máximo principal con un máximo secundario más plano, también los mínimos son diferentes con una amplitud total máxima de 0.2 magnitudes.
Curva de luz de 3122 Florence obtenida en MPC J38
La noche del 12 el máximo primario muestra una depresión que he visto en otras curvas (una del día 11) que podría ser provocada por un eclipse de una de las lunas sobre el objeto principal.
El período obtenido en mis observaciones arroja un tiempo de 2.35632 horas, también en acuerdo con otras observaciones realizadas en esas fechas.

Time-lapse 3122 Florence 2017-09-06 F. García. MPCJ38
Con las imágenes de la noche del 6 en una de las series he creado un time-lapse o animación a 5 cuadros por segundo en la que 3122 Florence cruza veloz en el cielo estrellado.  En la toma el norte está abajo y el oeste a la izda.

F. García

www.elobservatoriu.com

sábado, 15 de julio de 2017

Rotación asteroide 3169 Ostro



Asteroide
El asteroide (3169) Ostro pertenece al cinturón principal. Fue descubierto por Edward L. G. Bowell el 4 de junio de 1981 desde la Estación Anderson Mesa, en Flagstaff, Estados Unidos. También recibe la designación 1981 LA.
Recibe su nombre en honor al astrónomo Steven J. Ostro especialita en radar que realizó centenares de observaciones de asteroides del cinturón principal (222 asteroides cercanos y 118 del cinturón principal) estudiando su rugosidad y reflectividad de radar para caracterizarlos y contribuir con las curvas de luz a la forma y orientación de sus ejes de rotación.

Pertenece al grupo o familia llamada Hungaria compuesta por 52 asteroides conocidos (434) Hungaria (el miembro de mayor tamaño de ellos da nombre al grupo). Estos orbitan al sol con un semieje mayor de entre 1,78 y 2,00 unidades astronómicas (AU) e inclinaciones entorno a los 25º y baja excentricidad. Componen la concentración más densa de asteroides del Sistema Solar bordeando el límite interior del cinturón de asteroides (en rojo en el gráfico abajo). Tienen una resonancia orbital con Júpiter de 9:2 (cada 9 vueltas al sol del asteroide Júpiter da 2) y con Marte de 3:2.


Parámetros
 El MPC (Centro de Planetas Menores) publica sus parámetros físicos con un diámetro de 5.27Km y un período de 6.503 horas. Su magnitud absoluta de 12.73 y un albedo de 0.5152 (51% de luz reflejada), la amplitud de la curva de luz entre los puntos máximo y mínimo de 1.09 mag.
Observaciones y estudios
Desde su descubrimiento se han realizado numerosos estudios y análisis de las curvas de luz concluyendo que se trata de un asteroide binario de contacto cuyos componentes tienen formas elipsoidales con tamaños de 2.2x1.7Km y 2.4x1.3Km y una separación de 4.8Km, densidad 2.6 g/cm3
 
“Un modelo de la forma de este sistema se propone en la suposición de que 3169 Ostro es un binario de Roche descrito por un par de cuerpos alargados homogéneos, con una relación de tamaños de 0,87, en equilibrio hidrostático y en movimiento circular sincronizado alrededor de cada uno del otro.”



(P. Descamps et al.) 



En sus observaciones en 2005-2006 obtienen una amplitud en la curva que varia según las fechas entre 1.2 y 1.05 mg. y un período de 6.509 horas ± 0.001










The Minor Planet Observer and Palmer Divide Observatory
Palmer Divide Observatory publica medidas en 2009 y 2012 con curvas de luz que dan una amplitud de 0.58 en 2009 y de 0.79 en 2012 para un período de rotación de 6.504± 0.002 en 2009 y de 6.503± +0.003 en 2012.









La curva de luz publicada en el MPC http://alcdef.org/alcdef_GenerateALCDEFPage.php

(Curva de luz MPC)











  




2017 Observaciones en Muñas La Vara, Valdes MPC J38
Desde el observatorio La Vara, Valdes MPC J38 se hicieron observaciones en 2017 entre las fechas Abril 2 y Junio 4 en un total de 5 noches. El número total de medidas es de 150 entre las 5 noches en la banda R sin filtro (CR). Telescopio 25cm y CCD SBIG ST9XE con AOL.
Una vez filtradas de puntos espurios y puestas en fase las distintas partes de la curva obtenida, la gráfica resultante es la que se muestra en el panel inferior.

Curva de luz F. Garcia MPC J38 LaVara, Valdes
Se ha medido así una amplitud máxima de 1.06mag con un período de 6.508 horas (6h 30min. 32.02seg. ± 25.92 seg.)
Los mínimos son diferentes entre si unas 0.05mag. ± 0.02 en acuerdo con las observaciones en el MPC, Pascal Descamps et al.y Palmer Divide Observatory.
Igualmente la forma del máximo primario difiere ligeramente del secundario como se aprecia en las otras curvas reseñadas anteriormente, estos cambios según el estudio de P. Descamps et al. se derivan de los eclipses mutuos de ambos cuerpos y la proyección de se la sombra de uno sobre el otro dependiente de su posición orbital respecto al observador, de ahí las diferencias observadas en diferentes meses a lo largo de cada uno de los estudios realizados (2005-2006, 2009-2012, 2017) y fechas anteriores (1986-88) en las que ya se argumentaba su carácter binario.  
(P. Descamps et al.)












(Imagen de la noche del 20 de Abril.
Observatorio La Vara, Valdes MPC J38)

En las fechas en las que se hicieron las observaciones desde MPC J38 Observatorio La Vara, Valdes  (L’Observatoriu de Muñás de Arriba) el asteroide, con un diámetro total según las publicaciones recientes de 11 Km, se encontraba a una distancia de 1.0254 UA (153.400.000Km) y como se ve en la gráfica anterior su brillo fluctuaba entre la mg  14.57 y la 15.62 con mínimo y máximo secundario en 15.57 y 14.6 respectivamente. Punto cero ajustado para la fecha Juliana Heliocéntrica 2457846.507 ± 0.001.









Animación de la noche del 2017-05-02
(objeto que se mueve en el cuadrante superior derecho)
Norte abajo- Oeste a la izda.



















 

Representación de los dos componentes de (3169) Ostro a escala relativa. El ratio de tamaño es de 0.87.



Faustino García.  Observatorio La Vara, Valdes MPC J38



miércoles, 10 de mayo de 2017

Asteroide 2014 JO25. Actualización

Ya han pasado unos días desde aquel 20 de Abril y empiezan a publicarse algunas cosas de las observaciones enviadas desde un montón de observatorios.
Secuencia de imágenes de la antena de radar de Goldston en California.

Se ha estimado que el período de rotación es de unas 4.5 horas. Dada la forma con dos lóbulos unidos por un cuello (unos 200m.) se dice que esta rotación es muy rápida y pudiera causar la separación de ambas partes.
En día 20 de Abril durante un tiempo el lóbulo mayor estuvo eclipsando al menor según su rotación y linea visual.

Los análisis de la imágenes y de las medidas infrarrojas realizadas con el espectrógrafo IRTF y el instrumento Spe X indican que es un cuerpo rocoso silíceo poco metálico del tipo S semejante a otros asteroides como Itokawa, Toutatis o Eros.
Las observaciones fotométricas de la noche del 19 al 20 desde La Vara, Valdes J38 (L'Observatoriu) se han analizado junto a otras más recibidas por Raoul Behernd para obtener una curva de luz que se publica en su web.

La siguiente imagen con la fase vista en forma "polar" se asemeja a la obtenida desde radar con esa forma de cacahuete o de "patito de goma"

Con toda la información recabada se esta trabajando en la creación de un modelo 3D que puede aportar una información crucial para entender estos objetos, de los asteroides cercanos mayores  de 150m. 1/6 de ellos presentan esta forma bilobular por lo que se piensa en es bastante habitual.
Una posible formación es: por atracción gravitatoria de dos cuerpos cercanos a baja velocidad orbital entre si, o por la recombinación de escombros reunidos  por la gravedad mútua de la fragmentación por colisión de un cuerpo progenitor mayor.
Esperamos ver pronto esa figura 3D.

F. García

www.elobservatoriu.com

Nueva variable descubierta en Gemini. 000-BMH-072

Al fin esta es la cuarta variable encontrada en un mismo campo que ya ha sido aprobada también.
La nueva designación para 2MASS-J06444469+3339278 es ahora en el VSX 000-BMH-072, es también una eclipsante tipo W U. Major
Ha requerido mas tiempo que las otras por varias razones unas observacionales y otras de índole técnica en la publicación al añadir datos antiguos del survey de Catalina Real-Time Transient Survey - MLS  (Mount Lemmon Survey) para aumentar la base temporal y mejorar la precisión del período resultante.
En el aspecto observacional resulta que su período es de 8horas y menos de dos minutos de modo que cada noche de observación la porción de curva de luz obtenida viene a ser la misma por esa ligera diferencia de minutos ya que en un día da justo tres vueltas o rotaciones por lo que hay que esperar aproximadamente un mes para que haya una diferencia de una hora de desfase en la curva y poder medir lo que no estaba visible, además va en contra que cada noche oscurece más tarde en esta época del año, retrasando más la posibilidad de sacar toda la curva.
Curva de luz de la nueva variable 000-BMH-072 F. Garcia
El período final resultó ser 0.334059 días que son 8h. 1 min 2.67 seg. con una desviación de 0.0005 días (43.2 seg.).
La gráfica incluye puntos (en rojo) del survey del MLS en los que hay bastantes fuera de la línea y hay que eliminar para no corromper la curva.
En la práctica el resultado de la observación es el mismo solo que el período se redondea en un decimal.
Curva de luz con las bandas correspondientes

La gráfica con los datos separados según la banda utilizada (V para el MLS y CR para La Vara, Valdes J38) se presenta al lado y da una idea mas evidente de lo dicho con anterioridad. Datos de MLS sin limpiar aquellos que están claramente fuera de línea y corregidos en la gráfica real enviada para su aprobación.

El rango de magnitud entre máximo y mínimo es de 0.63 magnitudes con una ligera diferencia en los mínimos de unas 0.05 mag. y máximos bastante iguales, si hay diferencias están ocultas en la dispersión o ruido de la medidas.
Imagen de la nueva variables desde L'Observatoriu. F. Garcia

Se añade la foto de identificación de la estrella obtenida también en una de las noches desde L'Observatoriu.

En este enlace al VSX puede consultarse la documentación
https://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=477685

 F. Garcia
www.elobservatoriu.com

miércoles, 26 de abril de 2017

2014 JO25 aproximación a la Tierra

Este cuerpo del sistema solar designado como 2014 JO25, descubierto en 2014 desde el sistema del Catalina Sky Survey, pertenece al grupo de NEO (Near Earth Objet) y de los PHA (Power Hazardus), un asteroide con órbita de tipo Apolo.
El día 19 de Abril 2017 se aproxima a nuestro planeta a una distancia que corresponde a unas 4.6 veces la que hay hasta nuestro satélite natural la Luna, osea 1.8 millones de Km. La noche del 19 al 20 estubo bien posicionado en el cielo, acompañó una noche despejada para poder hacer las observaciones que serían posteriormente enviadas para su análisis en diferentes centros y profesionales que estudian su movimiento y aspecto.
En momentos previos, desde la antena de Goldstone en California se habían tomado los ecos del radar que luego se transformaran en imágenes por lo que ya se sabía la forma de manera algo rudimentaria, las imágenes tienen una resolución de 7.5m por pixel.
Este objeto parece un cacahuete con dos lóbulos unidos por un cuello con un diámetro total de algo más de 1km, cuyo lóbulo mayor se le ha estimado un tamaño de 610m. (Nos recuerda al Cometa 67P visitado por la sonda Roseta)
Cientos de observatorios por todo el mundo han realizado observaciones esa noche y las siguientes, desde mi observatorio en Muñás de Arriba (MPC J38) pude tomar varias series porque debido a su rápido movimiento debían hacerse exposiciones muy cortas de 1 seg. según la configuración del equipo del observatorio. Finalmente se hicieron tomas de 1.3 seg. dejando que el asteroide cruzara el campo de la CCD para enseguida reubicar el telescopio y hacer otra serie; eso concluyó con casi 700 imágenes que luego habría que procesar.
Imagen de 2014 JO25 tomada en L'Observatoriu F. Garcia
Calibración de las fotos con los darks y flats y astrometría en saltos de 10 imágenes para cada serie, posteriormente pasar por otro software para hacer fotometría diferencial usando como comparación alguna de las estrellas del campo, en cada caso hay que usar estrellas diferentes puesto que el asteroide se mueve a gran velocidad (más de 130.000 Km/h. en el campo representa 166'' de arco por minuto) cambiando el fondo por cada sesión. Cuando se estaba haciendo la observación este objeto ya se encontraba a unos 2 M de Km y alejándose.  
En una de las series se ve como se aproxima a una de las estrellas de fondo pero pienso que es solo una aproximación, no obstante en otra si que realmente parece que hay una ocultación de la estrella UCAC4 645-051007 he enviado esos datos para que puedan ser analizados por si pudiera extraerse alguna información útil.
Teniendo tal colección de fotografías CCD era casi obligado hacer algún "time lapse" haciendo una animación a una velocidad de 5 cuadros por segundo, de esta manera puede apreciarse el movimiento entre las estrellas de fondo de 2014 JO25.

Con todo he creado un corto vídeo en YouTube que resume en poco más de un minuto una larga sesión de las primeras horas de la noche del 19 al 20.
En el vídeo aparece la curva de luz resultante, hay gran dispersión debido al centelleo que con tiempos tan cortos resulta un gran estorbo, también el momento en el que pudiera producirse la ocultación.

Según la información publicada, su anterior aproximación fue hace 400 años y no volverá a aproximarse de esta manera hasta dentro de otros 500 años.

Abajo órbita del asteroide

F. Garcia

www.elobservatoriu.com





órbita de 2014 JO25 que cruza la de la Tierra
















 

sábado, 15 de abril de 2017

000-BMG-817 Nueva variable descubierta

Nueva variable descubierta en L'Observatoriu F. García
Si, otra nueva variable encontrada en el campo de la anteriores publicadas en las recientes entradas de este blog.
Como ya comenté en otras publicaciones los sistema binarios cerrados, aquellos pares de estrellas que están tan próximas que sus atmósferas se tocan son muy abundantes y por ello son las más probables de encontrar.
Y este es el caso, esta nueva variable descubierta, es también del tipo EW (W Ursa Major) con un rango entre los máximos y los mínimos de una amplitud de 0.7 magnitudes, oscila entre la magnitud 15.32 y la 6.02 (+/- error) para la banda R sin filtrar (CR).

Situada también en la constelación de Gemini tiene un período de 0.3279 días o lo que es lo mismo 7.87 horas; esta circunstancia de casi 8 horas completas, hace que en cada noche de observación la fase observada sea casi coincidente con la anterior con una diferencia de unos pocos minutos, esto hace que completar toda la curva se alargue durante mucho más tiempo de lo deseado hasta poder obtener una gráfica completa de todo el ciclo.
Curva de los y fase de la nueva variable F. García
El tiempo total de observación abarca más de 40 días entre mediados de Febrero y comienzos de Abril 2017, en este tiempo se ha realizado observación y medidas fotométricas en 16 noches diferentes, esto que puede parecer un inconveniente, acaba siendo una ventaja pues el largo lapso abarcado ayuda a ajustar el período hasta 0.0001 de día 
Presenta un mínimo secundario en magnitud 15.87CR con un probable efecto O'Connell de 0.1mg. oculto en la dispersión.
Un aspecto curioso es que a lo largo de las noches las amplitudes de los máximos y mínimos fluctúan, lo que aumenta esa dispersión y no parece que se deba a datos espurios por razón de que en las otras estrellas del campo no se aprecia esa variación, mas bien parece algo propio de este sistema, quizá se deba a una gran actividad cromosférica con ciclos cortos o por algún efecto que module su amplitud sin modificar el período.
La designación que recibe en el VSX es ahora (AUID) 000-BMG-817 otros nº de catálogo son: 2MASS J06435874+3338105; CMC15 J064358.7+333810.

Añado la carta de la AAVSO para localización, la carta incluye estrellas de comparación con su fotometría. 

Hay documentación entre 2004 y 2008 en la base de datos de Superwasp, de cuyos datos de obtiene en período 0.1639 que corresponde de forma muy precisa con media fase, entre el mínimo primario y el secundario, en esos datos no llega a apreciarse este último.

F. García

www.elobservatoriu.com   




martes, 4 de abril de 2017

Variable ELL. Otra nueva descubierta

Como comentaba en la entrada de la anterior estrella variable descubierta en Gemini, en el campo cubierto por la cámara hay varias que tras algunas noches más de observación para completar la curva de luz por fin fue conseguido el objetivo y una vez enviado a la AAVSO fue aprobada como la nueva variable ELL con la designación (AUID) 000-BMQ-503.

Esta nueva estrella descubierta también tiene un período de unas 9 horas, por lo que en cada noche observada apenas se desplaza el origen de la fase y se repite la fracción de curva, se necesitan entonces una serie mas larga de sesiones. Desde la primera noche en Febrero hasta finales de Marzo se realizaron las fotometrías necesarias a lo largo de 13 noches en series mas o menos largas en función de la climatología y del tiempo disponible.

Estas variables son estrellas muy peculiares conocidas como rotadores, variables rotacionales o nombre similares y tienen una forma muy elíptica presentando esa alternancia de brillo, según la superficie que muestren hacia el observador.

Curva de luz de la nueva variable F. García
La gráfica muestra la amplitud de la variación de brillo que resultó ser de tan solo 0.14 mag. entre el máximo y el mínimo principal, se aprecia el efecto O'Connell con un máximo secundario en la mag. 14.57 CR (banda R sin filtro). El máximo primario llega a la 14.53CR  mag. los mínimos se producen en la 14.67 el primario y en la 14.61 el segundo.
El período es de 0.3739 días (8.97 horas) con una desviación estándar de 0.0002 días (unos 17-18 seg.)

Otras designaciones de catálogo son: 2MASS J06443673+332532, CMC15 J064436.7+332531 ó USNO-B1.0 1234-01568000. 

Imagen de la nueva variable desde L'Observatoriu. F. García
En la foto tomada desde L'Observatoriu en una de la noches se marca con una flecha la estrella encontrada y de la que se presenta la gráfica de su variación.

Desde este enlace puede bajarse la carta de localización desde el VSX de la AAVSO 

F. García
www.elobservatoriu.com

jueves, 16 de marzo de 2017

Berna, asteroide binario y sus eclipses

Los sistemas binarios en astronomía son muy abundantes y en todos el rangos. Las recientes estrellas variables descubiertas que he publicado en anteriores post son estrellas binarias, pares de estrellas que se orbitan mutuamente respecto a un centro de masas común bien ligeramente separadas o en práctico contacto.
A nivel planetario también ocurre, el sistema Tierra -Luna podría ser un sistema doble aunque en este caso la Luna orbita a la Tierra porque el centro de masas esta dentro de nuestro planeta, pero si pensamos en el caso de Plutón y Caronte ya se asemejan mas a un par binario ya que estos forman un sistema en el que ambos cuerpos estan ligados por su gravedad y danzan entorno al centro de masas estando este fuera de sus cuerpos.
También los asteroides con toda su variada gama de tamaños tienen esa posibiliad de modo que en ocasiones dos de ellos quedan ligados gravitacionamente y si además ambos tienen tamaños similares acaban formando un cuerpo binario con mayor o menor separación entre ellos.
Este es el caso de (1313) Berna ya que su curva de luz indica que se producen ocultaciones y eclipses mutuamente cada uno de los componentes sobre el otro. Cuando una pasa delante se producirá la ocultación y cuando el otro proyecta su sombra sobre el primero se produe el eclipse. Esto también tiene que ver con el ángulo de inclinación de su orbita respecto a la nuestra y del que ambos cuerpos muestran respecto a nuestra visual.
Con los datos publicados de este asteroide ya que consta como uno en las bases de datos (es uno pero doble) conocemos que esta en el cinturón principal a una distancia de más de 2.5 UA, inclinada poco mas de 12º5. El diámetro estimado es de 13.5Km y gira sobre su eje en 25h 25min.. Tarda en dar una vuelta al sol más de 1500 días   
Hacer estas observaciones es importante para definir con la mejor precisión ese comportamiento y deducir la relación de ambos componentes en tamaños, formas, período y otros parámetros fisicos que pueden ser extraidos de esta información.
Raoul Behrend publica en su web de curvas de luz de asteroides y estrellas variables, datos relativos a estos fenómenos; se hacen llamamientos para la observación.
Como hay buena relación con muchos profesionales en ocasiones estos nos solicitan observaciones de eventos como este que implica el eclipse o mínimo secundario de la curva de luz para su análisis.
La noche del 15 al 16 de Marzo 2017 a las 22:40 TU debería de verse este evento, por suerte la noche quedó despejada, aunque con una humedad relativa que fue aumentando hasta llegar al 97%  con una espesa capa de rocío, que me permitió afrontar el reto de hacer la fotometría al igual que la que se realiza para obtener la curva de una estrella variable o el período de rotación de cualquier otro asteroide de un solo cuerpo.
Eclipse mutuo de (1313) Berna 2017-03-15  F.García
Fue un resultado positivo y la curva muestra sin duda como se produce una caida y su recuperación bastante simétrica sobre la tendencia general de esta indicando el paso de la sombra por uno de los miembros del sistema Berna sobre el otro que lo oscurece.
Con solo 13.5Km de díámetro, en el momento de producirse este eclipse mutuo se encontraba a 301M de Km. de nosotros y aún así con una cámara de astronomía (CCD) y un telescopio de 25cm pueden llegar a visualizarse gráficamente este tipo de fenómenos, es emocionante pensar que sobre la marcha, en vivo puedes presenciar en tu pantalla como uno de los cuerpos esta pasando frente al otro y dejando su superfice oscurecida.
El eclipse presenta una profundidad de una 0.45magnitudes con el mínimo en la 16.5.
La fotometría se ha realizado sin filtro con el software Fotodif de Julio Castellano con cuatro estrellas de comparación en la banda R (CR) .
La parte final de la curva tiene mayor dispersión por la humedad y ya la baja altura sobre el horizonte dejando de seguirlo cuando se acercaba a escasos 20º que hacen casi imposible realizar nada con un mínimo de calidad. Tomas de 300 seg.
En la web de R. Behrend se publica la curva de luz con la aportación de diferentes observadores en una representación que hace coincidir la fase con una giro completo tal como se ve el gráfico. Los puntos amarillos corresponden con mi observación del eclipse. Las líneas de trazos corresponden con el ajuste teórico.


Abajo: 
Imagen con el asteroide camino del eclipse entre sus componentes.

Animación time lapse con las imagenes de la observación.  Visión telescópica con el norte abajo y el oeste a la dcha.
En la imagen abajo a la dcha se mueve otro asteroide más débil el (11523) 1991 PK1

F. García

Asteroide  (1313) Berna  F. García


























Time lapse. El asteroide Berna se mueve en el cuadrante abajo izda. F. García

martes, 14 de marzo de 2017

Nueva variable EW en Gemini

Imagen de campo con la nueva estrella variable. F. Garcia.
De nuevo he encontrado una variable eclipsante en la constelación de Gémini, fruto del seguimiento de un asteroide que ha sido escogido par un proyecto de determinación de sus tamaños y composición en alta resolución.
Con las imágenes de la serie hice un rastreo par ver si en el campo cubierto pudiera haber alguna estrella variable rápida y en efecto, con varios casos posibles, una parecía mas que evidente por lo que recentrada y seguida durante varias noches dio como resultado la obtención de su curva de luz y con ello su período.
Consultando el index de la AAVSO, no figuraba en el listado de posiciones por coordenadas ni por otras designaciones de catálogo, entre ellos uno muy usado como el 2MASS.
Si había observaciones entre el año 2004 y 2008 en algunas bases de datos de donde se podía deducir su período.
Una vez finalizada la tarea de tener la curva de luz completa y enfasar todas las noches, con el período ya a la vista, este concordaba perfectamente con el sacado de las bases mencionadas pero duplicando el valor ya que probablemente no se detectaba el mínimo secundario.
El resultado es una nueva eclipsante de tipo EW con un período de 0.3123 d  (7.50 h). la desviación de las medidas sobre este período es de 0.0003 días como puede verse en el gráfico de la curva de luz.
La fotometría se hace usando estrellas de comparación en la banda R sin filtro (CR) de la que se saca una variación entre las magnitudes 15.13 a 15.45 lo que da una amplitud máxima de 0.32 mag.
  Hay un mínimo principal (15.45) y un mínimo secundario en la mg. 15.37.
La designación de la estrella es 2MASS J06442330+3331334. En la nueva catalogación de la AAVSO recibe el nuevo nº como 000-BMF-867 (enlace al VSX)
Desde este enlace puede accederse a la carta de localización que añado abajo.

F. García

domingo, 29 de enero de 2017

Exoplaneta XO-6b

La noche del 24 de Enero 2017 cumplió con el dicho de "haciendo y aprendiendo".
Mientras hacia otras observaciones miré las efemérides para los tránsitos posibles y estaba en buenas perspectivas el del XO-6b. Su estrella anfitriona de mg 10.25 es tipo F5 con una masa respecto al sol de 1.4 veces pero con un radio 0.93 veces que dista 86pc y una Tº efectiva de 6.720Kº del tipo conocido como "rotador rápido".
Foto de F. García L'Observatoriu de XO-6 (VAR-1)
El planeta descubierto en 2016 es del tipo "Júpiter caliente" aproximadamente el doble que este con un radio y masa respectivamente de 1.9 y 2.07 veces y una temperatura superficial de 1.577 Kº

Las estrellas del campo en el que estaba trabajando con exposiciones de 240 seg. parecían ir bien en magnitudes semejantes, pero me parecía excesivo. Así pues cerca de la hora prevista incio la sesión con exposiciones de 120 seg., como esperaba la estrella objetivo esta saturada por lo que debo de iniciar de nuevo la serie pero con tiempos de 60seg., no obstante sigue saturada la estrella y debo comenzar de nuevo pero ahora con tiempos de 30 seg. todo indica que la cosa va muy justa y bajo de nuevo el tiempo a 20seg.
Comienza la gráfica y se aprecia que esos tiempos dan muchísima dispersión debido al centelleo y otros factores ya que la noche no tiene el seeing más favorable, hay saltos importantes entre cada toma sobre todo en el fondo del cielo. ¿Que hacer? seguir a ver que sale o abandonar el intento, como ya parecía verse el inicio del tránsito, opte por seguir, a lo malo sería borrar toda la carpeta una vez visto si no merecería la pena. ¿Cual es el apaño para solventarlo? en este caso dada la duración prevista, la cantidad de imágenes necesarias para cubrir todo en evento a ese ritmo de 20 seg. por foto permitiría promediar varias (resultaron más de 500) de modo que hubiera una reducción de tanta dispersión, no fue del todo mal el procedimiento y aunque no es lo mejor, en este caso salvó una noche de observación.
Curva de luz tránsito XO-6b (F.Garcia)
El resultado fue según el resultado del procesado en la web ETD-TRESCA una dispersión de las medidas una vez promediadas de seis en seis las fotos, de solo 0.0012 magnitudes con un DQ 2.
La duración que calcula la web es de 166.6 +/- 2.7 minutos (previsión de 170min) y una caída de brillo o profundidad de 0.012 mag. +/- 0.0016

El resultado de la observación al compararla con lo catalogado permite hacer la comparación de ambos y representarlo de manera gráfica siendo la escala el tamaño de Júpiter respecto del sol aplicado a la estrella y su planeta. Los datos en forma de tabla e imagen quedan publicados en la web de la base de datos que puede consultarse aquí.

 Como puede verse, de la observación se deduce un radio de 1.975 Júpiter sobre los 2.07 calculados en su descubrimiento.

Dado esa fecha tan reciente hay pocas observaciones todavía. Esperamos hacer alguna más y llevar un seguimiento de este planeta extrasolar que de alguna forma lleva marca española de la mano de Enrique Herrera y otros miembros del OAdM.

F. García



   

miércoles, 11 de enero de 2017

Qatar-4b. Tránsito del exoplaneta

El 23 de Junio de 2016 se anuncia en arxiv. el descubrimiento de tres nuevos exoplanetas del tipo "Júpiter caliente" por el Qatar Exoplanet Survey (ver galería de imágenes). En orden de catalogo son los Qatar-3b, Qatar-4b y Qatar-5b.

El informe indica que se trata de planetas cercanos a estrellas de tipo solar de la secuencia principal, de los cuales Qatar-4b es el mayor con un radio de unas 1.55 veces el de Júpiter pero con 5.85 veces mas masa y una temperatura superficial de 1.570Kº. Se encuentra a una distancia de la estrella de 0.02861UA
Su estrella anfitriona tiene unas 0.95 masas solares y un radio ligeramente mayor al solar de 1.15r. Fue revisado en Septiembre 16.

El 08 de Enero 2017 desde mi observatorio mientras captaba imagenes del Blazar CTA 102 (4C 11.69) consulté las efemérides y el tránsito estaba a punto de comenzar, así que terminadas las tomas del blazar el telescopio fue dirigido a la estrella objetivo Qatar-4 (GSC-2794-0865; UCAC3 269-003518).
La hora prevista de comienzo del tránsito para esa noche era las 19:20TU y la observación comienza a las 19.12 muy justito pero a tiempo de llegar a captar la caída de brillo prevista que se supone unas 0.0215 mg.. La duración total hasta el fin del tránsito es de poco más de 171 minutos.
Curva de luz Qatar-4b (F. García)
 
 Ya en las primeras imágenes captadas se ve que el brillo esta bajando, la noche no es ni de lejos ideal, mucha turbulencia que se refleja en las fotos como estrellas enormes y difusas sin ninguna posibilidad de mejorar el foco. A pesar de ello la fotometría parece ir de acuerdo a lo previsto y el descenso es evidente, pero sorprendentemente se recupera antes de la hora esperada, esto crea la duda sobre su duración o sobre la hora de comienzo ya que podría haber empezado antes y no haberse captado las primeras medidas por lo escaso del margen. Terminado el tiempo del tránsito hubo ocasión de dejar la estrella tomando imágenes para verla en su estado normal fuera de la presencia del planeta y comprobar su linealidad tal como se aprecia en la gráfica de la curva de luz obtenida.
Parece que este hecho también ha sido observado por otros grupos corrigiendo el valor de 171 min. a 120min. según conversación privada con un especialista en exoplanetas del Pulkovo Observatory.
El resultado de mi observación da una duración al tránsito de 116 +/- 2.9 min. (más acorde con la revisión que con el valor inicial) y una profundidad en la caída de brillo de 0.0197 +/- 0.0015 mag. con una dispersión en las medidas, a pesar de la noche poco adecuada, de 0.0024 mag. (todos los datos en la base de TRESCA)

Dado su reciente descubrimiento en 2016 parece que este planeta requiere más observaciones para tener una amplia base a la hora de mejorar el estudio de relación con la estrella anfitriona.

Imagen de campo de la noche de observación  (foto F. Garcia). El Norte esta arriba y el W a la dcha.



Faustino García.


 

lunes, 9 de enero de 2017

Otra nueva estrella variable descubierta

De forma colaborativa. Efectivamente ya en las primeras estrellas variables descubiertas, hice referencia a esta forma de trabajos colaborativos bajo esta entrada.
En esta ocasión un compañero propuso, ya que el no podía en ese momento hacer más observaciones, participar de forma colaborativa en la caracterización de una nueva estrella variable que había encontrado. Fue una gran experiencia en la que muchos otros colegas se implicaron con sus observaciones y sus medidas fotométricas para obtener una curva de luz completa que definiera definitivamente que tipo de variable se escondía en las primeras observaciones.

Revisando el campo donde se encontraba esta, encontré otras de las cuales una era bastante clara y que en las siguientes noches, mientras se obtenía una también salía la otra. Puesto en común el hallazgo el amigo que propuso el trabajo, Juan Luis Rodriguez Carballo, colaboró con sus medidas de las primera noches aportando mas datos.

A lo largo de varias noches de observación, se perfiló poco a poco el patrón de la curva de luz hasta que ya parecía claro y evidente, de nuevo una variable no registrada como tal, se descubría desde L'Observatoriu y también del tipo EW, estrellas binarias de contacto por su especial característica de estar tan próximas que llegan a compartir atmósferas.

Curva de luz de la nueva estrella variable descubierta en L'Observatoriu
El sistema se encuentra en la constelación de Cisne. Ambas estrellas se eclipsan mutuamente en una danza vertiginosa cada 0.3810 días como puede verse en la gráfica o lo que es lo mismo cada 9h 8min 38.4 seg. con un error de 26 seg.

 Su rango de variación está entre la magnitud 14.85 en el máximo y 15.06 en el mínimo lo que le da una amplitud de 0.21 magnitudes, fotometría tomada en la banda V sin filtro (CV).

Imagen tomada en L'Observatoriu por F. García de la nueva variable
En la gráfica anterior se han integrado las medidas del compañero antes mencionado que además ha reducido la gráfica, con esos datos incluidos presenta una ligera diferencia de máximos que recibo la denominación de "efecto O'Connell" y es la que se ha enviado a la AAVSO para su aprobación.
Una vez pasado el trámite de su anuncio ya ha pasado al Variable Star Index con la nueva denominación 000-BMD-397 (en este enlace está la información), en la imagen de al lado esta indicada la nueva estrella con una flecha. Para localizarla, una de sus denominaciones de catálogo es CMC15 J212804.6+472121. Abajo se añade la carta de localización de la AAVSO.
Sin embargo resulta curioso que aplicando solo mis observaciones y limpiando de forma suave los puntos mas discrepantes de la curva, esta aparece como si los máximos fueran prácticamente iguales según se ve en la nueva curva.
Con esta variación el período pasa a ser de 0.3806 días, pero no cambian la amplitud ni las magnitudes de los máximos y mínimos.

Para satisfacer la curiosidad inicial, el resultado de la colaboración en la nueva variable fue el hallazgo de una eclipsante de tipo Algol (EA) un eclipsante típica que ya esta en el VSX con la denominación 000-BMD-540 (ver aquí)
 Para los interesados añadimos la carta de localización.


F. García


domingo, 8 de enero de 2017

(8062) Okhotsymskij. Curva de luz

Órbita del asteroide (Órbitas by Julio Castellano)

(8062) Okhotsymskij un nombre difícil para nosotros de habla hispana. Es el apellido de Dmitrij Evgenievich Okhotsymskij, especialista en mecánica teórica y aplicada, trabajó en teoría de control de lanzaderas de vehículos espaciales en la Academia Rusa del Instituto de Matemáticas Aplicadas, contribuyó destacadamente en el programa espacial soviético. Es el descubridor, desde el observatorio de Crimea, de este objeto en el año 1977, un asteroide del cinturón principal situado entre Marte y Júpiter.
El asteroide es un pequeño objeto de tan solo 14.4 Km de diámetro cuyo punto más cercano al Sol en su perihelio es de 2.14 UA (322M Km.) con una órbita casi circular de excentricidad 0.1, tiene un período de 3.69 años. Su albedo (porcentaje de energía reflejada respecto a la recibida) es de 0.07 por lo que parece un cuerpo oscuro (datos del JPL). Su período de rotación es de 5.282 horas con una magnitud absoluta de 12.8 (la que tendía a una distancia fija del sol de 1UA).
 
Curva de luz de la noche del 25 de Diciembre 16. (F. García)
El 25 de Diciembre de 2016 estaba prevista la ocultación de una estrella por este cuerpo cuya zona de sombra, ligeramente al sur, estaba muy próxima a la ubicación de mi observatorio en Muñas de Arriba (Asturias), como siempre hay incertidumbre en las previsiones fue una observación prevista. Tiempo antes del evento empecé a tomar imágenes en las que podía verse claramente el asteroide y su movimiento (ver animación), con ellas pude hacer una curva de luz para comprobar si eran apreciables esos mínimos cambios en su reflexión y determinar si luego era factible hallar su período. Su magnitud aparente en las imágenes para la banda R estaba en esos momentos sobre 15.6
Animación del movimiento del asteroide la noche del 25

Consultando la base de datos de Raoul Behrend de Ginebra no aparecía, aunque si en las del MPC (Minor Planet Centre) y en el JPL (Jet Propulsion Laboratory de la Nasa) ya mencionado.

En las noches siguientes dedique varias horas de observación a seguir este pequeño cuerpo del sistema solar que en esa fecha del 25 se encontraba a 196M Km y alejándose de la Tierra en dirección al Sol, teniendo en cunta su bajo albedo y su pequeño diámetro parece algo espectacular que desde un observatorio amateur con un telescopio de 25cm se llegue a medir una cosa así.
Curva de luz en la noche del 5/01/17. (F. García)
En la noche del 5 de Enero 2017 comenzando lo antes posible, al terminar el crepúsculo y esperando algo más al final, fue posible obtener toda la curva de una vez (no solo amplios fragmentos), en esa fecha ya se había alejado hasta los 204M Km. esto supone un descenso del brillo de al menos 0.2 magnitudes.
 
Cada noche posible, aprovechando la climatología favorable con noches despejadas, se obtiene un parte de la curva que luego se pondrá en acuerdo con las anteriores y así, noche tras noche hasta un total de 7 fue surgiendo de la nada una curva que indicaba sin duda su variación. El resultado fue totalmente satisfactorio y en perfecto acuerdo con los datos publicados en el MPC y el JPL, una amplitud de la variación de 0.48 magnitudes (0.49 en el JPL) y un período de 5.28263 horas (0.22009 días +/- 0.0002)
El perfil fotométrico da una idea de su forma. (Raoul Behrend)

Mi agradecimiento a Raoul Beherend que ha reducido también algunas imágenes para determinar si unos extraños saltos en noches casi consecutivas se podrían deber a algún error en el procedimiento por lo que en un momento llegó a sospecharse de la posibilidad de un objeto binario. A modo de prueba he mirado como sería buscando por un período mayor que no parece del todo descabellado a juzgar por el resultado de la curva. Serían necesarias muchas más noches de seguimiento par ver si realmente hay esas fluctuaciones de la magnitud debidas a la presencia de otro cuerpo en su cercanía.

Para la observación de aficionado es muy gratificante comprobar que con un telescopio no demasiado grande y una cámara CCD se llega a esta capacidad para obtener resultados perfectamente acordes que en ocasiones actualizan los existentes y mejorando a veces el conocimiento de los objetos del cinturón de asteroides de nuestro sistema solar.


Curva de luz de (8062) Okhotsymskij obtenida en L'Observatoriu (F. García)


F. García.