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 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

 

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   

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

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

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

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



   

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.