Toshio Fukushima

 Copiado del JPL (Jet Propulsion Laboratory) sobre este astrónomo.

"Toshio Fukushima (nacido en 1954), un astrónomo japonés que trabaja principalmente en la relatividad general, la astronomía posicional y la mecánica celeste. Es actual presidente de la Comisión 31 de la UAI y se desempeñó como presidente del comité organizador local de la Asamblea General de la UAI en Kyoto en 1997. Creó la versión actual de Japanese Ephemeris, publicada por el Departamento Hidrográfico Japonés, y contribuyó a la introducción de la relatividad general en el sistema actual de sistemas de tiempo de la UAI, marcos de referencia y constantes astronómicas. Es director del centro de relaciones públicas del Observatorio Astronómico Nacional de Japón desde 1998." Por ello se nombro así al esteroide (8295) Toshifukushima, otra designación es: 1992 UN4.

Pertenece al cinturón principal y tiene un tamaño medio estimado de 6,384 Km. Completa una vuelta al sol en 4,646 años y tiene un albedo de 0,36. Su semieje mayor es de 2,784 UA.

En la fecha 13-01-2026 a las 22:09:34 estaba prevista una ocultación de la estrella UCAC4 606-038029 de magnitud 12,7 (V) por este asteroide cuando se encontraba a 235.645.000 Km de la tierra. La duración máxima prevista del evento era de 0,58s. La probabilidad de una ocultación positiva era de un 92,2% para mi ubicación (L'Observatoriu)

Hice la observación y el resultado fue positivo según las efemérides. La curva de luz muestra la caída de brillo de la estrella al paso de "Toshifukushima" 

       

  De la curva de luz se extraen los tiempos para saber la duración de la ocultación que dio como resultado estos tiempos: 
D=22:09:34.46 ± 0,038 (desaparición)
R= 22:09:35.06 ± 0,038 (reaparición)

Duración 0,59s ± 0,05

Esto da una cuerda con un tamaño (sin tener en cuenta la difracción) de 6,59 Km.   

 

 

 

 

 

 

 

La animación con las fotos previas y siguientes al momento de la ocultación pasadas a menor velocidad es como se ve en el video abajo

 

 Consultando sobre el período de rotación vemos en el JPL que es de 2,88h con la advertencia (texto traducido): Resultado basado en una cobertura inferior a la completa, de modo que el período puede estar equivocado en un 30 por ciento más o menos.

Motivo para hacer observaciones y determinar el P= período y confrontar con la publicación.
Entre las noches de 2026-01-14 a 202602-28 con 7 noches de observación pude sacar la curva de luz y su P según el gráfico abajo

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

El período deducido es de 2,911horas ± 0,044 (1,32min) y la amplitud de la curva de 0,32 ± 0,063 magnitudes
(diferencia entre el punto más bajo de la curva y el más alto)

Es necesario más observaciones para determinar mejor el P, ya era un objeto difícil por su pequeño brillo en las fotos cerca ya de la mg 17 en las últimas fechas. El encontrado en las observaciones es algo mas largo que el del JPL y necesita confirmación.

Una nueva ocasión favorable donde se pudo sacar su P y su tamaño en la ocultación en fechas muy próximas entre si.

 

 

F. García

L'Observatoriu (MPC J38 La Vara, Valdes)

 
 

 

  

Curva de luz y período del asteroide (699) Hela

(699) Hela pertenece al cinturón principal, de la famila de Mars crossing.

Fue descubierto desde el observatorio de Heidelberg-Königstuhl en alemania por Joseph Helffrich en el año 1910.

Recibe el nombre de la deidad de la mitología griega Hela.

Tiene una órbita algo excéntrica (e= 0,4103792) y tarda 1.542 días en completar su ciclo entorno al sol. Es de tipo rocoso y se le calcula un diámetro de 12.7 Km. y un albedo 0.2

De observaciones previas se han deducido algunos modelos por inversión de la curva de luz.

En 1982 se obtuvo su curva de luz y se calculó un período de rotación de 3,6557h ± 0,0002 y una amplitud muy corta de 0.07 magnitudes. En 1999 B. Warmer publica un período de 3,3987±0,0002 y una amplitud de 0,17mg y en 2016 se obtuvo un resultado de 3,3960±0,0005 d. por lo que el período de rotación de 3,39 horas parece ya establecido.

Desde L'Observatoriu y conjuntamente con el grupo GOAS entre 2020-07-09 al 24, hice observaciones para medir la curva de luz y determinar el período. En el inicio de estas fechas se encontraba en elongación 154º y ángulo de fase 15.2º hasta 143º de elongación y 21.5º en el ángulo de fase. A una distancia de 108M km de la tierra.

Se hicieron unas 150 medidas fotométricas sin filtro en un total de 5 noches, estas también fueron enviadas a R. Behrend del observatorio de Ginebra para su análisis. El resultado de la puesta en fase de las curvas parciales de cada noche, indica un período de 0,14152±0,00008 días, en horas 3,39648 h y una amplitud de 0,43±0.02 en la curva conjunta del grupo.

  

En la curva de L'Observatoriu, hay una ligera discrepancia en el ajuste de alguna de las curavs parciales aunque el enfase total concuerda con el resto de observaciones. La magnitud media en banda G Gaia es de 12,75. 

Abajo la curva conjunta de GOAS que incluyen las de L'Observatoriu y la representación de la gráfica polar de la misma curva que da una ida del contorno de Hela.

Los resultados obtenidos están en perfecto acuerdo con los más recientes publicados.

En la web CdR el resultado de la curva, da estos valores de período y amplitud 0,1415100±0,0000024 d y 0,45±0,004

Las diferencias en la amplitud respecto a anteriores publicaciones son normales ya que dependen en gran medida de la posición del asteroide, la tierra y el sol en sus posiciones relativas a lo largo del tiempo y es uno de los factores que se introducen en los cálculos para modelizar su forma.

F. García

Curva de luz del asteroide 451 Patientia

Este asteroide del cinturón principal se mueve entre las 2,828 y 3,293 UA (Unidades Astronómicas = Distancia Media Tierra-Sol). Recibe su nombre de la raíz latina para Paciencia y fué descubierto en 1899 por Auguste Honoré Chalois desde Niza.
Con un diámetro aceptado de 255 Km., tiene una forma muy redondeada deducida de la baja amplitud (diferencia entre el valor mínimo y máximo de la curva) observada en diferentes momentos a través de los años con diferentes elongaciones (longitud eclíptica) y ángulos de fase (proporción de fracción iluminada de su superficie). Su albedo según las publicaciones del Minor Planet Centre (MPC) y el Jet Propulsion Laboratory (JPL) es de 0,0764 (refleja el 7,64% de la luz solar que recibe).
A esa distancia la luz del sol tarda en llegar a iluminar su superficie más de 26 min. y otros 22 min en llegar reflejada sobre el asteroide hasta la tierra. 
Desde L'Observatoriu, empecé el proyecto de obtener la curva de luz como en otras ocasiones con la dificultad añadida de esa pequeña amplitud que según algunos estudios previos es de solo 0.08 magnitudes, en algunas oposiciones se ha estimado 0.11 mag.

Entre 29 del 04 y el 01 Junio 2019, con 11 noches de observación, se acumulan algo más de 35 horas de medidas; 445 en total.
Una vez puestas en fase las observaciones de cada noche, el resultado es acorde con los estudios previos obteniendo un período de 9,73032 horas (9:43:49,152 ± 43,2 seg) según se ve en la gráfica.
El pequeño hueco en la curva esperaba poder llenarlo con observaciones futuras pero el mal tiempo y la baja altura que ya empieza a presentar el asteroide, difilcultando la observación y limitando mucho el tiempo disponible para hacer una sesión suficientemente larga que permita ese objetivo, lo impide por el momento. No parece que ello influya en el resultado final de la curva y el período encontrado.
Al comienzo de la observación a finales de Abril este objeto se encontraba a 373,2M km. viajando a 59896 KM/h, el 1 de Junio ya se había alejado de la tierra hasta los 432,9 M km.; el brillo pasó desde la mg 11,6 hasta la 12,1   

Curva de luz realizada en 2002 (T. Michałowski et al) con un período de 9.730 h y una amplitud de 0.10 mag.

Aún a la espera del análisis que haga Raoul Behrend de la U. de Ginebra que pueda confirmar o presentar alguna diferencia no demasiado significativa sobre el resultado final.

Ya con el resultado de R. Behrend se puede añadir la curva de luz resultante. El período resulta algo más corto con 0,405371 días (9,728184 h.) con una amplitud máxima de  0.03mg

Con las sesiones de algunas noches he creado los time-lapse en forma de animación donde se ve claramente el movimiento del 451 Patientia entre el fondo de estrellas. Como se indica en la parte superior esta animación corresponde a la noche del 31 del 05.

      F. García
www.elobservatoriu.com

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.) 

https://www.researchgate.net/publication/222553968_Nature_of_the_small_main_belt_Asteroid_3169_Ostro?enrichId=rgreq-cd6c8ed0e718391a01f60385b7192d53-XXX&enrichSource=Y292ZXJQYWdlOzIyMjU1Mzk2ODtBUzo5ODYzNjQwNjk4NDcxMEAxNDAwNTI4MTYwMjcw&el=1_x_3&_esc=publicationCoverPdf

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