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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