Dos nuevos tránsitos exoplanetarios: HAT-P-32 b y HAT-P-54 b

Desde hace unos días el Observatori cuenta con una nueva y fabulosa herramienta fotométrica: una cámara SBIG ST-8XME. Poco puedo añadir acerca de las bondades fotométricas de esta CCD de gama alta, que incorpora el chip KAF 1603ME y chip de autoguiado.

No hay más que comparar los dos tránsitos que se adjuntan con el primer obtenido (Qatar-b 1) para apreciar la mayor sensibilidad y precisión de la ST-8XME comparada con la Atik 314L+ (que no deja de ser una magnífica cámara para lo que cuesta). El secreto de la SBIG puede resumirse en una mejor electrónica, un mayor rango dinámico, que permite incrementar notablemente la relación S/N, y su capacidad de autoguiado, que permite que las estrellas incidan siempre sobre los mismos píxeles durante toda la sesión, algo impensable cuando se hace autoguiado tradicional con tubo en paralelo (esas malditas flexiones...).

El primer tránsito, HAT-P-32 b, obtenido el pasado 21 de diciembre de 2014. Con poses de 70" (es una estrella de mag. 11) y filtro Johnson-V se obtiene una buena resolución. Una pena que el "flip pier" estropeó el resultado final con un importante "salto" en la curva, a causa de una insuficiente corrección de los flats. Esto es algo casi imposible de evitar cuando se trabaja con fotometría de precisión, pero por suerte el FotoDif consiguió corregir el defecto. 

HAT-P-32 b es un exoplaneta de un tamaño el doble de Júpiter pero con una masa ligeramente menor, y que orbita una estrella algo más caliente que el Sol en poco más de dos días. Un mundo achicharrado, vamos. Se sitúa a 1040 años luz de la Tierra.

Más difícil fue HAT-P-54 b, pues la estrella es de solo mag. 13, lo que obliga a hacer poses más largas. Y además el campo está muy poblado, con lo que tendremos más problemas de interferencias de otras estrellas. Aún así, el fenómeno se registró satisfactoriamente. El empleo de multicomparaciones y una buena CCD fotométrica son las claves del éxito en estos fenómenos.

HAT-P-54 b también es un "Júpiter caliente", aunque algo más pequeño en diámetro y una masa un 76% la de Júpiter. Orbita en 3.8 días una estrella de clase K y un 65% la masa del Sol, a una distancia de unos 440 años luz.

Fotometría de 283 Emma

Curva de luz del asteroide 283 Emma obtenida a finales de agosto de 2014, aprovechando las poquísimas noches despejadas que hemos podido disfrutar durante este verano tan extraño.

Soprende su amplitud, de media magnitud. De hecho, los modelos obtenidos a partir de las curvas de luz sugieren una forma claramente ovoidal, casi de "cacahuete". ¿Será Emma uno de esos asteroides binarios que permanecen débilmente unidos por su débil gravedad?

La curva fue obtenida con el Newton 200 f/4.7 sobre una montura HEQ5, cámata Atik 314L+ y filtro Cousins Rc.

Marte 2014

El pasado mes de abril tuvo lugar una nueva oposición afélica del planeta rojo. Esto, unido a que sus condiciones de visibilidad se degradaron con rapidez pasada la oposición, hizo que la ventana útil de observación fuese estrecha. Además, fue la primera vez que comencé a experimentar con fotografía planetaria, usando una recién estrenada cámara ASI 120 MM, el Newton 200 f/4,7 y una Barlow Powermate 5X.

En esta ocasión, Marte alcanzó un diámetro máximo de 15,1". De esta manera, supera a las dos anteriores oposiciones a la vez que aún mantiene una altura máxima aceptable para la observación. En las próximas oposiciones el planeta rojo presentará un diámetro mucho mayor, pero estará muy bajo en el cielo. Habrá que esperar al año 2020 para que nos presente un respetable tamaño de 22" y se encuentre bien posicionado en el cielo.

Mientras tanto, he aquí algunas imágenes obtenidas desde l'Observatori.
 

Tricomía tomada el día 12 de abril a las 22:06 UT. Fue el estreno de la cámara y en él se aprecia la región del mar Acidalium y Sinus Meridiani (el "Meridiano de Greenwich" de Marte). En esos momentos Marte nos mostraba su tamaño máximo, pues la oposición fue sólo 4 días antes.

Ésta es una de las mejores imágenes de la campaña. Nos muestra nuevamente la región de Sinus Meridiani y Syrtis Major, el detalle más conspicuo del planeta. Obsérvense las nieblas que cubren toda la depresión de Hellas y las formaciones nubosas que cubren el mar Acidalium. 

Esta imagen, aparte de ser de calidad mediocre, nos muestra una de las regiones más anodinas del planeta, la zona de Amazonis. Obsérvense, sin embargo, las diversas formaciones nubosas, bien visibles con filtro azul.

Región de Tharsis. La imagen es buena pero sigue siendo una zona pobre en detalles. Por el terminador este aparece ya la zona del mar Acidalium y Solis Lacus pero... hay formaciones nubosas que impiden ver este último detalle, fácil de ver cuando el cielo marciano está claro. Se aprecia lo que parece ser una rimaya en el casquete polar... e incluso parece intuirse la región del Mons Olympus, la montaña-volcán más alta de Marte. Se aprecia claramente la fase del planeta.

De nuevo la región del mar Acidalium. Cuelgo esta imagen donde se aprecian todas las formaciones nubosas que cubren buena parte del oeste del hemisferio visible, en concreto, Tharsis. 

Una de las mejores imágenes obtenidas es ésta que recuerda mucho la del 16 de abril, aunque el planeta ya se muestra más pequeño. De nuevo tenemos ante nuestros ojos la zona de Sinus Meridiani y Syrtis Major. El casquete polar parece haberse reducido algo (no olvidemos que ahí es verano) y siguen las nieblas en Hellas. Obsérvense los dos frentes nubosos sobre Arabia y Cydonia, cerca del terminador noroeste.

Y ésta es la última imagen obtenida que vale la pena comentar, con un primer plano de Syrtis Major y una oscura rimaya que atraviesa lo que queda de casquete polar. A partir de aquí, las condiciones de observción del planeta se degradaron con rapidez y ya no fue posible obtener más imágenes dignas de mención.

En estos momentos Marte sigue visible al anochecer, pero muy bajo y desmejorado. Habrá que esperar a la siguiente oposición que no será hasta mayo de 2016, aunque ya habrá gente vigilándolo a partir de diciembre o enero. Hasta entonces, Marte quedará oculto tras la luz del Sol.

Saturno 2014

Ésta es la única imagen medianamente buena que se ha podido obtener desde el Observatori. Saturno está muy bajo en el cielo incluso en el momento de la culminación, y seguirá unos años más así, con lo que se hace muy difícil observar con buenas condiciones.

En estos momentos Saturno nos presenta los anillos muy abiertos pero estos aún se abrirán algo más en las próximas oposiciones. Así mismo, habrá que estar atentos a la posible aparición de una nueva tormenta o Great White Spot, prevista para 2016. Normalmente, las GWS aparecen a intervalos de unos 28 años. La última gran erupción fue en 1990. Sin embargo, y para sorpresa de todos, en 2010 tuvo lugar una GWS muy tempranera. Esto, unido a que se espera que aparezca a altas latitudes, llevan a pensar que no será tan espectacular como lo fue la de 1990 (bien visible con pequeños telescopios).

Como curiosidad, todas las GWS aparecen en verano, cosa bastante de esperar, y en el hemisferio Norte, sin que se sepa el por qué.

NGC 7129, cúmulo estelar y nebulosa en Cepheus.

Otra imagen cosecha del verano, es la del cúmulo abierto NGC 7129 y la nebulosa que lo rodea. Se trata de un conjunto que recuerda bastante a las Pléyades, pues la nebulosa es principalmente de reflexión y no de emisión, las estrellas principales son muy calientes pero no lo suficiente como para ionizar el gas que las rodea.

Sin embargo, es un objeto interesante. NGC 7129 es un cúmulo de jóvenes estrellas que contiene unos 130 miembros situados a unos 3300 a.l., y que deben tener aproximadamente un millón de años de edad. Un instante si se compara con la vida de una estrella modesta como el Sol, pero ya se sabe que estas estrellas tan calientes y brillantes no podrán mantenerse en la secuencia principal más que unos pocos millones de años. El poderoso viento estelar de las estrellas más brillantes ha socavado la burbuja que puede verse en las imágenes.

También es una zona de formación estelar. Aunque en esta imagen no se vea claro, si os fijáis hay unos nódulos de color poco definido que en mejores imágenes aparecen de color rojo, y que parecen ser objetos Herbig-Haro. De hecho, a la izquierda de la nebulosa se extiende una nebulosa oscura que aquí no se aprecia bien, pero hay menos estrellas y algún rastro de nódulos que bien podrían ser objetos H-H. En las imágenes del telescopio espacial Spitzer, tomadas en el IR, se aprecia cómo la nebulosa también está formada por polvo, pues éste es calentado por las estrellas y emite luz infrarroja. Además, estas calientes estrellas emiten materia en forma de jets supersónicos que también pueden apreciarse en las buenas tomas hechas con grandes equipos y astrofotógrafos experimentados (vamos, lo que no soy yo ni a años luz...).

Respecto a la toma, se ha hecho con el newton 200 f/4.7+NEQ6, CCD Atik 314L+ y filtros BVR de Johnson-Cousins: 25x200" en R, 24x200" en V y 25x300" en R (total, 83 minutos en R, 80 en V y 125 en B). Apilados con Maxim Dl, tratados con StarTools excepto la corrección del color (Fitswork) y un filtrado final para eliminar ruido con NeatImage. Decir que, debido a que algunas tomas se hicieron después del paso por meridiano y que no cuento con corrector de coma, el apilado de los canales BVR no salió muy bien y no ha habido manera de alinearlos correctamente. Por eso las estrellas salen con halos de colores. PEro después de pelearme unas horas con StarTools, he conseguido una señal bastante buena, aunque queda lejos de esas espectaculares tomas que hay por la red.

NGC 6826 = Caldwell 15, the Blinking Nebula

Como parte de la cosecha del verano, cuelgo esta imagen que obtuve recientemente de la Blinking Nebula, tomada desde la localidad de Ledaña (Cuenca). Suerte de los oscuros, limpios y secos cielos manchegos (4 de 4 intentos) porque este verano está siendo imposible aquí en el nordeste. Con decir que las noches aprovechables las puedo contar con una mano y creo que me sobran dedos...

NGC 6826 es una nebulosa planetaria situada en la constelación del Cisne. Fue hace exactamente un año, cuando apenas sí había estrenado el "Floquet", el Newton 200 f/4.7, que Mercè me sugirió de observar visualmente este objeto. Es una nebulosa muy brillante, con una magnitud aparente de 8.8 pero, como sucede con la inmensa mayoría de las planetarias, su tamaño es pequeño: 27"x24", lo que obliga a usar aumentos medios o altos en visual, y trabajar con focales largas en astrofoto. Esto complica las cosas por el tema del guiado, aunque al ser brillante lo que hay que cuidar más es el enfoque y no saturar las poses (con un minuto ya casi me satura el detector).

En concreto esta imagen es el resultado de apilar 20x30" imágenes en B, 20x30" en V y 20x30" en R. He tenido que emplear una Barlow TeleVue de 2X (focal resultante de 1890 mm) y tratar la imagen con Fitswork, ya que StarTools no permitía obtener la misma definición.

El nombre de Blinking Nebula, que en castellano se podría traducir por Nebulosa Parpadeante o Nebulosa del Ojo que Parpadea, se debe a la brillante estrella central progenitora de la nebulosa. Al observarla al telescopio, si miramos directamente la estrella central, su excesivo brillo hace que la nebulosa "desaparezca", y sólo empleando la visión lateral vuelve a ser visible.

En las imágenes tomadas por el Hubble pueden apreciarse claramente dos envolturas (que se intuyen en la foto tomada con el "Floquet"), una externa formada por el material expulsado durante el último pulso termal de la ex-estrella AGB, y el interno, producto del fuerte viento estelar de la proto-enana blanca y que va arrastrando material antiguo. Cabe destacar la presencia de dos formaciones simétricas conocidas como FLIER's (Fast Low-Ionization Emission Regions): podrían ser regiones que se mueven a velocidad supersónica pero cuyo origen no está claro. En la imagen que tomé también se intuyen, aunque el color no corresponde con el observado según la "paleta Hubble".

En imágenes tomadas con filtros OIII se observa una tercera envoltura mucho más extensa, un objetivo a mejorar de cara al futuro.

Bueno, dedico la imagen a Mercè, que me descubrió este singular objeto. 

Bautizo del nuevo tubo. C/2014 E2 Jacques.

Al fin llegó. Se hizo esperar pero ya está aquí el que será el mayor instrumento del observatorio, un Newton de 30 cm a f/4 de la marca taiwanesa GSO. Se trata de un astrógrafo muy luminoso cuya calidad, sin ser de lo mejor, sacaría los colores a algunas marcas mucho más caras y que se autopublicitan como "de las mejores del mercado".

Del tubo lo que más sorprende es el portaoculares monoraíl de 3", capaz de aguantar hasta 5 kg de peso y ofrecer muy poco viñeteo. También es buena la celda que soporta el espejo primario, de 9 puntos de apoyo y que incorpora ventilador para rápido equlibrado térmico. Por último, el tubo es de acero y no de aluminio, lo que le asegura una buena estabilidad y rigidez. En el lado negativo, el peso: 20 kg, mucho más que un tubo de aluminio, pero más vale pesado y rígido que ligero y flexible.

También sorprende que la obstrucción del secundario no es tan grande como se anunciaba en algunas páginas web: no lo he medido con exactitud pero parece un 88 mm y no un 100 mm. Esto se traduce en una obstrucción del 29%, muy contenida para ser un f/4 y lo bastante grande para que el viñeteo sea mínimo con sensores de tamaño medio.

La pasada noche tuvo su bautizo con una imagen del cometa Jacques y otra de la galaxia NGC 7331, en donde se pone de manifiesto su poder de captación lumínica. Sin embargo, aún no puede instalarse definitivamente, pues hay que acondicionar columna y caseta, motorizar el enfocador y buscar una solución para el autoguiado. La combinación CCD-rueda-OAG da un tren óptico demasiado largo para hacer foco.

Las primeras impresiones sobre si la NEQ6 tuneada soportaría el peso de este tubo o no son más bien positivas, pero hará falta un cuidado equilibrado y puesta en estación (ayer no lo estaba y el guiado lo acusó) para que rinda de manera óptima. Cuando el tubo esté fijo, nuevas posibilidades se abrirán para el Observatori, como la fotometría de asteroides y supernovas más débiles.

Qatar-1 b, primer tránsito exoplanetario desde el Observatori.

Después de varios intentos fallidos, recientemente pude completar mi primer tránsito exoplanetario. No salió todo lo bien que hubiese querido porque las nubes aparecieron justo al acabar la observación, pero revela con claridad el eclipse.

En concreto, se trata de Qatar-1 b, un exoplaneta descubierto en 2010 y que orbita una estrella de mag. 12.8, algo débil para mi equipo si se trata de obtener fotometría precisa, pero bueno, el eclipse se prevé de 0.02 magnitudes de profundidad, suficiente para que merezca la pena probar suerte. El planeta tiene un perído orbital de 1.42 días (se halla a sólo 0.02 UA de la estrella), una masa equivalente a 1.09 veces la de Júpiter y un radio 1.16 veces superior. Estos datos ya dan una buena idea de que estamos ante un "Júpiter caliente".

El eclipse es relativamente corto, poco más de una hora y media, lo que obliga a hacer poses más bien cortas.

La observación de estos fenómenos ha permitido descubrir y caracterizar (en la medida de lo que permiten las actuales técnicas) muchos y nuevos planetas extrasolares. Al pasar el planeta frente a la estrella, se produce un eclipse digámoslo... anular, y un consiguiente descenso del brillo de la estrella. Mediante un análisis simple de la curva de luz, podemos deducir muchas cosas de este exoplaneta: órbita, masa, diámetro, etc.

Por desgracia, el descenso de luz que experimentan las estrellas “eclipsadas” no supera las 0.03-0.04 mag. como mucho, aunque lo habitual son variaciones inferiores (0.01-0.02 mag.). Por tanto, es imprescindible fotometría CCD (o fotoeléctrica) de precisión para observar bien estas pequeñas variaciones. Por supuesto, escapa completamente a la observación visual.

Para observar estos fenómenos es necesario contar con un telescopio y una CCD preparados para fotometría, lo que implica una montura con un seguimiento correcto. No es que sean necesarias exposiciones largas (lo usual acostumbra a ser unos 2 minutos) pero sí que es aconsejable que la estrella a medir se mantenga en los mismos píxeles durante toda la observación. Por supuesto, las imágenes deben estar perfectamente calibradas con darks, flats y bias. Un filtro fotométrico de Johnson-Cousins es recomendable, aunque hay quien observa sin filtro. En cuanto al telescopio, poco importa el tipo y hay estrellas para todos los tamaños, aunque cuanto más potente, más tránsitos podrá observar (pero ojo que hay algunas estrellas muy brillantes que requieren de telescopios de campo amplio: un simple 80/400 podría servir en algunos casos).
 

Una vez hecha la observación y con las imágenes perfectamente calibradas, se reducen  con un programa fotométrico adecuado. El archivo con las observaciones, que debe ser de tipo *.txt, contendrá sólo 3 columnas: HJD, magnitud y error. Este archivo puede enviarse a la Sociedad Astronómica Checa (http://www.var2.astro.cz), que recoge y centraliza estas observaciones y otras sobre estrellas variables.

Con sólo rellenar unos sencillos datos, el software de esta página elaborará un modelo del tránsito exoplanetario como el que podéis ver aquí, y lo almacenará en su base de datos, junto con otros. En particular, podemos consultar esta observación clicando en el siguiente enlace:

http://var2.astro.cz/EN/tresca/transit-detail.php?id=1403448157

De especial importancia para el observador es que, además, el programa evalúa la calidad de una observación, otorgando una nota que va de 1 (excelente) a 5 (digamos... mediocre, para decirlo suave). En mi caso, le han otorgado un valor de 3, que no está mal (¡es el primero, caramba!) y que acostumbra a ser la nota más frecuente.

Es un tema interesante y que da mucho de sí, pues es tan sencillo como decirle al telescopio que tome imágenes a destajo. Luego se reducen rápidamente con el programa que más os guste y e programa online hace el resto. Sin embargo, insisto, deberemos ser pulidos a la hora de hacer la fotometría. Mejor desenfocar ligeramente y hacer poses lo bastante largas para obtener una elevada relación S/N pero sin acercarse al nivel de saturación. Ojo que a lo largo de la noche, especialmente si nuestra CCD tiene un rango dinámico modesto, puede ser que nos varíe algo el foco y sature nuestras imágenes.

En cuanto a programas fotométricos, el FotoDif es una buena opción: es rápido y tiene una curiosa herramienta automática que puede ir reduciendo imágenes según vayan saliendo (especial para ansiosos). Sin embargo, si queremos afinar al máximo la precisión, recomendaría más bien el LAIA/Prospector/AVE, porque nos permitirá escoger la mejor o mejores estrellas de comparación. En estos casos la elección de las mismas puede ser determinante para lograr una observación pulida.

Este primer tránsito lo observé con el Newton 200/940 pero sobre una HEQ5 con autoguiado mini Orion 50 mm + ASI 120 MM como cámara de guiado (va estupendo para este tubo). Y la puesta en estación no era buena pues apreciaba una cierta deriva a lo largo de la noche. La CCD, una Atik 314L+ con filtro Cousins Rc, que tampoco es la más adecuada para el caso, pero que cumple dignamente.

Nuevas estrellas variables (Proyecto Misao).

Hace unos meses descubrí la existencia de este proyecto que dirige el japonés Seiichi Yoshida (sí, el mismo de los cometas) y, con el fin de retomar las observaciones serias de fotometría, y en parte también, por la nostalgia ex-geata, decidí subirme al carro y probar suerte con este proyecto.

La verdad es que hoy día se descubren nuevas variables como churros. A esto ha ayudado mucho el programa FotoDif, que permite analizar decenas y centenas de estrellas en un mismo campo, y descubrir cuáles de ellas varían. Yoshida, utilizando un programario específico, ha localizado montones de estrellas variables de las que se desconoce casi todo. Por tanto, piden observaciones de estas estrellas con el fin de caracterizarlas. Me recuerda mucho al proyecto de las variables del Hipparcos que hace unos 10 años se llevaba a cabo en el GEA.

La lista es enorme y las variables que proponen para observar son de todos los tipos, aunque a mí me han llamado la atención las sospechosas de ser periódicas. En concreto, me tomé como objetivo la estrella MisV1410, que es la única que se sospecha pueda ser una cefeida que fluctúa entre las mag. 13,7 y 14,2 en un período de unas dos semanas. Para mi telescopio, un Newton de 20 cm, es una estrella demasiado débil para hacer una buena fotometría (+/- 0.01 mag.), pues más allá de la mag. 12 me resulta imposible hacer "time series" de esa precisión. No obstante, asumiendo cierta la hipótesis de Yoshida, pensé que obteniendo 5 ó 10 puntos en un corto espacio de tiempo, una o dos veces por noche, y promediando, podría obtener una curva con una dispersión aceptable.

Empecé a observarla a principios de noviembre, pero tras casi un mes empecé a darme cuenta que MisV1410 no pintaba maneras de cefeida, así que este pasado mes de diciembre me entregué a observarla toda la noche con poses de 300" (¡bendito autoguiado!) y ahora ya está acabada y caracterizada, aunque con una dispersión considerable.

Sin embargo, si hacemos promedios de 3 puntos y eliminamos los discrepantes, la cosa mejora bastante.

Como se ve, MisV1410 no es una cefeida sino una eclipsante del tipo EB, aunque prefiero definirla como una "semi-detached", pues aún es posible distinguir el comienzo y final del eclipse principal. Bueno, es mi primera EB y la 5ª variable en mi cómputo general. 

He aquí los datos finales que he obtenido:

MisV1410 = ASAS 031050+5830.1
Período: 1.790 d
HJD: 2456606.340
Máximo: 14.17^m
Min. I: 14.73^m
Min. II: 14.43^m (fase: 0.50)

Estrella de comparación: ASAS 031112+5826.4 = UCAC4 743-028686 (Mv= 12.72, B-V=0.81)

Sin embargo, aquí no acabó la cosa, pues en el mismo campo de la MisV1410 y gracias al FotoDif, apareció una nueva estrella variable totalmente desconocida.

La estrella en cuestión es una EW bastante débil y período corto, como es normal para este tipo de eclipsantes, totalmente deformadas al estar prácticamente en contacto. La fotometría se ha hecho con la variable y una estrella algo más débil que aparece a sólo 8", ambas dentro de la misma ventana fotométrica, pues era imposible crear una ventana lo suficientemente estrecha para separarlas. Dejo una curva con bastante dispersión y con las medidas individuales, en la banda V de Johnson...

... y aquí la misma curva con los puntos promediados 3 a 3. La dispersión se reduce considerablemente.

 

 Y unos datos de la estrella

UCAC4 742-029409 = USNO-B1.0 1483-0126545
Alpha: 03h 09m 19.03s
Delta: +58º 20' 37.0"  (J2000)
Type: EW
HJD: 2456630.5008 ±0.0009
Period: 0.395 ±0.001 days
Max: 14.50m (Johnson V)
Min: 14.80m (Johnson V)

He pasado también la información a Yoshida para que la incluya en su página web.

Y me atreviría a decir que aún hay una 3ª variable en ese campo, pero en este caso se trataría de una variable muy lenta y que oscila muy poco. Posiblemente se trate de alguna irregular...

HD 347317, una nueva eclipsante excéntrica... y brillante.

La historia de este descubrimiento se remonta al año 2003, en el marco de una campaña de observación y descubrimiento de nuevas estrellas variables que se llevaba a cabo en el ya desaparecido Grupo de Estudios Astronómicos. Circunstancias diversas han demorado que este trabajo sólo haya sido publicado recientemente. 

Después de dormitar siete años oculta en un CD-ROM y de rescatarla del olvido, la AAVSO aprobó HD 347317 como variable eclipsante que descubrí casualmente cuando observaba a GSC 1646 29, sospechosa de variabilidad y que hoy está catalogada como una cefeida de baja amplitud.

A los pocos días de observarla a través de un telescopio Newton 150/750 con una EQ5 que temblaba más que un flan, y usando una MX5, noté una noche que HD 347317, una de las estrellas de comparación, estaba más débil de lo acostumbrado, pero que en pocas horas recobró totalmente el brillo normal. En total, había variado 0.10 mag. en una noche, prácticamente indetectable en visual pero escandaloso a una CCD si la fotometría es mínimamente decente.

Lo primero que pensé: una algólida de ésas complicadas de observar. Y sí, costó bastantes más noches de observación, y no fue hasta el 5º eclipse observado, que pudimos por fin determinar sus características: período, amplitud, eclipses, efemérides...

Porque estas estrellas suelen tener unos períodos que entran en cierta resonancia con la duración del día, y a veces pasan semanas antes de que puedas detectar un eclipse, porque estos tienen lugar de día, y el desfase es lento.

Pero bueno, en una campaña (la estrella está en Vulpecula) conseguí completar la curva en V. Pero no me contenté con eso y decidí obtener también la curva en B. Tarea aún más difícil: los que hacemos fotometría sabemos que el filtro Johnson-B es especialmente delicado y más exigente que el V si se quiere obtener buenos resultados. ¡Hay pocas noches válidas para trabajar en B! Y ya no hablemos de intentar el filtro U. Ciencia-ficción para la mayoría de nosotros.

Necesité 2 campañas más para sacar la curva en B, y aún así, ha quedado bastante peor e incompleta. Pero bueno, ya vale para anunciar el descubrimiento y apuntarme mi 4ª variable..  

Mirando la curva, ha salido una variable muy chula. Es una algólida de libro, aunque excéntrica. La fotometría muestra bien el efecto de reflectividad cuando las estrellas se encuentran próximas al periastro. Los eclipses son casi idénticos en profundidad. Se me ocurre que, si tuviese el Binary Maker 3.0, se podría modelar un sistema que se ajuste bien a esta curva. Es un trabajo muy interesante que años atrás se hacía en el GEA.

Bueno, no me extenderé más. Dejo las curvas obtenidas y algún dato. Desde aquí (si me leen algún día), mando saludos a Enrique García y Josep M. Gómez por la ayuda que me prestaron en su día para descubrir esta variable.

                                           B                 V
Máximo                         9.69           9.48
Mínimo I                       9.98            9.76
Mínimo II                      9.99            9.75
Duración eclipse I               7.0%
Duración eclipse II              7.6%

M82 y la SN 2014 J

El pasado 21 de enero de 2014 una brillante supernova apareció en la conocida Galaxia del Cigarro, M82, una cercana galaxia irregular situada a 12 millones de años luz, en donde tiene lugar un intenso brote estelar.

Pocas veces se tiene la oportunidad de estudiar una supernova tan brillante y cercana. Por eso realicé un intenso seguimiento fotométrico de la misma y envié los resultados a la AAVSO y al grupo Observadores de Supernovas.

Este trabajo generó muchas imágenes de la galaxia, así que aprovechando   que estos últimos días no puedo observar por mal tiempo, se me ha ocurrido juntar la mitad de las que tengo e intentar procesarlas, a ver si sale alguna imagen bonita y digna de enmarcar. Y esto es lo que ha salido.
 

Parto de 10 noches de observación fotométrica con los filtros de Johnson-Cousins. De cada noche tengo 5 imágenes en cada filtro pero de breve exposición: unos 25 segundos para los filtros V y R, y 60 para el B. Sumo estas 5 imágenes y obtengo una imagen suma en cada filtro de esa noche. Repito el proceso para las otras 9 noches y al final obtengo 10 imágenes en cada filtro que promedio con Sigma Clip (para eliminar algún satélite beodo que pasaba inoportunamente por ahí) .

Total:  B, 10 x 300" = 50 min.
           V, 10 x 125" = 20.8 min
           R, 10 x 125" = 20.8 min

Todo apilado con Maxim Dl para obtener una imagen RGB (bueno... BVR) cruda que he tratado íntegramente con StarTools, salvo un NeatImage final. Para ello, he seguido todos los pasos que describen en el vídeo de tratamiento de M8 que encontraréis en su página web. Bueno, quizás ha quedado algo cargada de color. De hecho, la SN se ve verde, pero no importa porque es el único objeto que ha ido cambiando con el tiempo. Pensad que de la 1ª sesión a la última hay mes y medio de diferencia.

Todas las imágenes, tomadas con el Newton 200 f/4,7.