EN NUESTRA NAVE TIERRA...

Nueva captura de un transito de un exoplaneta el HAT-P-18 b

2011-06-18T02:34:00.000-07:00

Hola a todos.

Después de una baja actividad he vuelto a las andadas con la observación de la variación fotométrica de una estrella debido al efecto directo causado por un planeta que transita por delante de ella.

El culpable es el planeta HAT-P-18 b y lo que observamos es como dicho planeta pasa por delante de su estrella, lo que provoca que reduzca mínimamente su brillo intrínseco, lo asombroso es que este fenómeno puede ser capturado por el aficionado siendo capaz de medir esa minúscula caída de brillo y representarla mediante una grafica cuyo eje vertical indica la magnitud "brillo" de la estrella y el horizontal el tiempo, dándonos una representación grafica del asombroso acontecimiento.

Según la literatura profesional el planeta posee el mismo tamaño que Júpiter pero con una masa 0.20 veces la de este, orbita la estrella en tan solo 5.51 días y está muy próxima a ella, mucho más cerca que Mercurio lo está de nuestro Sol.

Este planeta está en la constelación de Hércules y orbita una estrella de Magnitud (brillo) 12.76 en la banda fotométrica V, tiene un tamaño de 0.75 veces el radio del Sol lo que es más pequeña que nuestra estrella al igual que su masa que ronda los 0.77 la de nuestro Sol.

Esta es la grafica resultante de la observación que da testimonio del paso del planeta según las efemérides.

Hay que decir que aunque parece poco llamativa una grafica tiene un valor increíble, demuestra que la astronomía amateurs puede lograr alcanzar niveles de observación asombrosos y tan buenos que permiten abrir una puerta y contribuir con sus observaciones con la comunidad científica internacional, llegando a consolidar una simbiosis con los profesionales ya que estos están muy interesados en recibir y procesar toda esta información en sus bases de datos. Como muestra de lo escrito el resultado del trabajo realizado durante la noche de observación fue enviado a la ETD (Exoplanet Transit Database) que inmediatamente fue sumada a su base de datos que permitirá ser usado por los profesionales para investigaciones mas profundas de este sistema planetario.

Pagina principal del ETD (Exoplanet Transit Database)

http://var2.astro.cz/EN/index.php

Observación publicada en el ETD

http://var2.astro.cz/EN/tresca/transit-detail.php?id=1307277947

Solo es un granito de aportación pero lo suficientemente interesante como para que la comunidad de profesionales nos abran las puertas y nos permitirá ayudar para comprender mejor el universo que nos rodea, ya no solo nos dedicamos a ver los documentales de ciencia si no que además participamos en ella XD.

Datos del sistema planetario.

http://planetquest1.jpl.nasa.gov/atlas_espanol/atlas_profile.cfm?Planet=611

Transito del Exoplatenta Wasp-33b

2010-11-21T10:41:00.000-08:00

Hola a todos.

Curva de luz del tránsito observado el 2010-11-07 00:17:37, con un telescopio de 200 mm "Visac" y una CCD Atik 16 IC.

Este es mi segundo transito que he pillado, se trata del WASP 23_b, un planeta situado en las coordenadas 02 26 51.08 +37 33 02.5 que orbita una estrella de 8º magnitud en la constelación de Andrómeda, es un planeta con una masa 4.1o veces la de Júpiter y con un diámetro 214.476 km, la estrella madre es del tipo espectral A5 una estrella blanco-azulada con una masa 1.5 veces la de nuestro Sol que se encuentra a 378.3 años luz de nosotros.

Transita cada 1.2198669 con una duración de 163 minutos, dicho tránsito provoca una caída de brillo de la estrella de 0.015 magnitudes, su órbita esta tan próxima a la estrella que alcanza a tener temperaturas infernales.

http://var2.astro.cz/ETD/etd.php?STARNAME=WASP-33&PLANET=b

Imagen artística y a escala del Wasp 33_b comparado con Júpiter.

Comparativa de tamaños ( Júpiter y WASP 33_b)

Representación artística del tránsito

El resultado observacional ha sido enviado al ETD (base de datos del tránsito de exoplanetas) en este enlace se puede ver http://var2.astro.cz/EN/tresca/transits.php .

La estrella NSV 12875 es una variable eclipsante del tipo EB.

2010-11-09T14:46:00.000-08:00

Hola a todos.

HE PODIDO CONFIRMAR LA VARIABILIDAD DE UNA NSV EN EL CISNE.

No puedo evitar estar algo emocionado ante el hecho de confirmar una NSV en el Cisne, la estrella está catalogada como NSV 12875.

Bueno os cuento la historia, hace un año plantee un programa particular para estudiar estrellas del catalogo NSV, el catalogo NSV (New catalogue of Suspected Variable stars) resurgió debido a las medidas adoptadas por la IAU en 1947 para clasificar a aquellas estrellas que por no poseer de datos concluyentes como periodo, tipo de variabilidad y amplitud fotométrica no pueden ser incluidas en el catalogo GCVS (General Catalogue of Variable Stars), que es el catalogo que clasifica y registra todas las estrellas variables del firmamento bien estudiadas.

Yo recogí una serie de estrellas de dicho catalogo para estudiarlas en cada noche de observación el método elegido fue el observar varias por constelación y realizar dos series fotográficas de horas de intervalo por noche para averiguar si ha existido variabilidad o no en las estrellas seleccionadas.

Fueron:

3 NSV en Géminis.
10 NSV en Cáncer.
3 NSV en Leo Menor.
7 NSV en Coma Berenice.
3 NSV en Virgo.

Total 26 NSV´s por noche.

El resultado fue un desierto, no saque nada en claro casi frustrante, por ello empecé a dudar de la metodología, de todas maneras el descubrir la variabilidad de una NSV es una tarea muy difícil. Para aclarar un poco la dificultad de descubrir variabilidad en estrellas NSV hago referencia a los observadores del GEA que bastante experiencia tienen en esta tarea, y que en su web escribieron:

--“Hay que señalar que la confirmación de variables del NSV no es una tarea fácil. Así, al inicio del programa recibimos la visita de un muy conocido profesional canadiense especialista en estrellas variables que, cuando le expusimos el programa que estábamos iniciando, mostró su escepticismo en cuanto a los resultados. Y efectivamente, pese a concentrarnos exclusivamente en las sospechosas de mostrar rápidos cambios, EB, EW, RR y cefeidas, además de variables rápidas de tipo desconocido de espectros A, F y G, tan sólo resultó variable una de cada 5 estrellas observadas. Además, en las confirmadas, la mayoría de tipos resultaron ser distintos a los indicados en el catálogo. De haber escogido otros tipos, como por ejemplo algólidas, la probabilidad de un descubrimiento habría caído a una de cada 15 ó 20 estrellas observadas.”—
Fuente http://www.astrogea.org/var2/nsv.htm

Por lo tanto el catalogo NSV es solo medianamente fiable y en la mayoría no indican variabilidad alguna y para corroborarlo sigo haciendo referencia al GEA:

--“Ante todo hay que decir que muchas de las NSV's más "fáciles" ya fueron confirmadas en el pasado. También, al ser un catálogo confeccionado a partir de datos de muy distinta procedencia, no es homogéneo y tampoco ha existido una criba previa. Así, mientras que las informaciones de ciertas fuentes son altamente probables, del orden del 50% o más (Harvard, Sonnenberg, Weber, etc.), hay otras que no son nada de fiar, existiendo ciertos autores para los cuales no se ha podido demostrar la variabilidad de ninguna de sus estrellas denunciadas, o cuando se ha hallado alguna en el campo, las inconcreciones son tales que no se está nunca seguro de si se trata de la NSV o de otra variable detectada casualmente.”—
Fuente http://www.astrogea.org/var2/nsv.htm

Por lo tanto confirmar una NSV es como volver a descubrirla de nuevo.

Después del fracaso de la metodología inicial decidí desde mí casa replantear el modo, en vez de hacer 26 NSV por noche me decidí por una sola estrella, así fue que un Viernes realice en mi casa una búsqueda en el SKY 6 de una NSV bajo unos parámetros específicos y me pareció bastante interesante la estrella NSV 12875. Que según datos recogidos en la web de la AAVSO dicha estrella seguía siendo sospechosa y que fue señalada como variable por un tal Wachmann (A. A. Wachmann , BZ 22 , 10, 1940. ), que en 1940 indico que esta estrella tenía un rango de variación de 13.8 a 14.6 y que es una binaria eclipsante del tipo EB Beta Lirae “Ver: http://es.wikipedia.org/wiki/Beta_Lyrae”

Al día siguiente fui a por el objetivo establecido y durante el tiempo de observación trascurrido desde las 21:52 de dicho día hasta las 03:27 del Domingo se produjo un perfecto eclipsé de una profundidad de 0.27 magnitudes en Banda V, pasando de la 13.67 a la 13.88 en 2h y 30 minutos aproximadamente y volviendo a la magnitud 13.58 en otras 2 horas y 30 minutos, así fue la confirmación de la variabilidad de esta estrella.

Modelado del sistema eclipsante.

Luego llego un periodo de 10 días de observaciones que permitió determinar todos sus parámetros gracias a más de 2.000 medidas fotométricas en la banda V permitió confirmar la variabilidad de la estrella, siendo esta del tipo EB con un mínimo de 14.13 (±0.05) y un máximo 13.29 (±0.05) amplitud de 0 m.89 V (±0.05) y un periodo de 0.796461 Day (±6) .

Determinándose las siguientes efemérides

Min I = HJD 2455401.49048 (±5) + 0 d.796461 (±5) x E

Los resultados ya han sido publicados e inmediatamente han cambiado el estatus de la estrella de sospechosa a variable y ya solo es cuestión de tiempo que se catalogué como GCVS.

Referencia

LAS COMISIONES 27 y 42 de la UAI

BOLETÍN DE INFORMACIÓN SOBRE ESTRELLAS VARIABLES

Los informes sobre nuevos descubrimientos

http://www.konkoly.hu/cgi-bin/IBVS?6000

AAVSO VSX

NSV 12875

El Organismo Internacional deÍndice de estrellas variables

Nuevo Exoplaneta estudiado el WASP 33_b

2010-11-08T11:52:00.000-08:00

Este fin de semana desde el observatorio de la AAGC se observo el transito del planeta Wasp 33_b con un telescopio 200 mm (Visac) y la Atik 16 IC con el filtro V, fueron + de 4 horas de trabajo fotométrico.

Es un planeta 4,1 veces más pesado que Júpiter y 1,5 veces más grande, esta tan cerca de la estrella madre que alcanza temperaturas infernales de unos 7400 grados Kelvin.

Comparativa de tamaños ( Júpiter y WASP 33_b)

Curva del transito del EXOPLAETA WASP 33_b

Representación artística del tránsito

El resultado observacional ha sido enviado al ETD (base de datos del tránsito de exoplanetas) en este enlace se puede ver http://var2.astro.cz/EN/tresca/transits.php .

Exoplaneta TrES 2_b

2010-08-29T11:30:00.000-07:00

Hola a todos.

Esta es mi primera captura de un EXOPLANETA.

Intente por primera vez capturar un planeta extrasolar, al igual que Venus o Mercurio que transitan de vez en cuando por el Sol otros planetas hacen lo mismo con sus respectivas estrellas, y el planeta TrES 2_b lo capture tras uno de sus transitos, gracias a la fotometría pude percibir una débil caída de luz de la estrella madre causada por su transito.

Todo me fue bien, hasta que un pino puso fin a las tomas justo cuando el transito estaba a punto de terminar, aun así, estoy contento porque la caída de brillo según los profesionales es de tan solo 0,018 magnitudes y se pudo pillar perfectamente.

Fueron tomas de 60 segundos a bining 2x2 hechas con filtro fotométrico V, con el C 9 1/4 y la SXD sin guiar solo con el PEC activado.

Historia de los Exoplanetas

Aleksander Wolszczan, un astrónomo polaco anunció en 1992 el descubrimiento de 3 objetos sub-estelares de baja masa orbitando el púlsar PSR 1257+12. Estos fueron los primeros planetas extrasolares descubiertos y el anuncio fue toda una sorpresa. Se cree que estos planetas se formaron de los restos de la explosión de la supernova que produjo el púlsar.

Los primeros planetas extrasolares alrededor de estrellas de la secuencia principal fueron descubiertos en la década de 1990, en una dura competición entre equipos suizos y norteamericanos. El primer planeta extrasolar fue anunciado por Michel Mayor y Didier Queloz, del grupo suizo, el 6 de octubre de 1995. La estrella principal era 51 Pegasi y se dio en llamar al planeta 51 Pegasi b. Unos meses más tarde el equipo americano, liderado por Geoffrey Marcy de la Universidad de California anunció el descubrimiento de 2 nuevos planetas. La carrera por encontrar nuevos planetas no había hecho más que empezar. Numerosos anuncios en prensa y televisión han divulgado algunos de estos descubrimientos, considerados en su conjunto como una de las revoluciones de la astronomía a finales del siglo XX.

En la actualidad existen numerosos proyectos de las agencias espaciales NASA y ESA desarrollando misiones capaces de detectar y caracterizar la abundancia de planetas, así como de detectar planetas de tipo terrestre (el primero descubierto hasta la fecha: Gliese 876 d). Las dos misiones más importantes hasta el momento son la misión europea Corot,y la misión norteamericana Kepler, ambas utilizando el sistema de tránsitos. La ambiciosa misión Darwin/TPF, prevista para una fecha posterior al 2014, será capaz de analizar las atmósferas de estos planetas terrestres, teniendo la capacidad de detectar vida extraterrestre mediante el análisis espectral de estas atmósferas. Estos datos permitirán abordar estadísticamente cuestiones profundas como la abundancia de sistemas planetarios parecidos al nuestro, o el tipo de estrellas en los que es más fácil que se formen planetas.

Primera imagen directa de un Exoplaneta

Imagen de la ESO
Primera imagen directa confirmada de un planeta extrasolar. La toma, reproducida aquí en falso color, fue captada en el infrarrojo por el Very Large Telescope. El cuerpo central (azul) es la enana marrón 2M1207, tiene un compañero de masa planetaria (rojo), 2M1207b.

fuente Wikipedia

La estrella NSV 12875 es una variable eclipsante del tipo EB.

2010-08-29T08:49:00.000-07:00

Hola a todos.

HE PODIDO CONFIRMAR LA VARIABILIDAD DE UNA NSV EN EL CISNE.

No puedo evitar estar algo emocionado ante el hecho de confirmar NSV en el Cisne, la estrella está catalogada como NSV 12875.

Bueno os cuento la historia, hace un año plantee un programa particular para estudiar estrellas del catalogo NSV, el catalogo NSV (New catalogue of Suspected Variable stars) resurgió debido a las medidas adoptadas por la IAU en 1947 para clasificar a aquellas estrellas que por no poseer de datos concluyentes como periodo, tipo de variabilidad y amplitud fotométrica no pueden ser incluidas en el catalogo GCVS (General Catalogue of Variable Stars), que es el catalogo que clasifica y registra todas las estrellas variables del firmamento bien estudiadas.

Yo me recogí una serie de estrellas de dicho catalogo para estudiarlas en cada noche de observación el método elegido fue estudiar varias por constelación y realizar dos series fotográficas de horas de intervalo por noche para averiguar si ha existido variabilidad o no en las estrellas seleccionadas.

Fueron:

3 NSV en Géminis.
10 NSV en Cáncer.
3 NSV en Leo Menor.
7 NSV en Coma Berenice.
3 NSV en Virgo.

Total 26 NSV´s por noche.

El resultado fue un desierto, no saque nada en claro casi frustrante, por ello empecé a dudar de la metodología, de todas maneras el descubrir la variabilidad de una NSV es una tarea muy difícil. Para aclarar un poco la dificultad de descubrir variabilidad en estrellas NSV hago referencia a los observadores del GEA que bastante experiencia tienen en esta tarea, y que en su web escribieron:

--“Hay que señalar que la confirmación de variables del NSV no es una tarea fácil. Así, al inicio del programa recibimos la visita de un muy conocido profesional canadiense especialista en estrellas variables que, cuando le expusimos el programa que estábamos iniciando, mostró su escepticismo en cuanto a los resultados. Y efectivamente, pese a concentrarnos exclusivamente en las sospechosas de mostrar rápidos cambios, EB, EW, RR y cefeidas, además de variables rápidas de tipo desconocido de espectros A, F y G, tan sólo resultó variable una de cada 5 estrellas observadas. Además, en las confirmadas, la mayoría de tipos resultaron ser distintos a los indicados en el catálogo. De haber escogido otros tipos, como por ejemplo algólidas, la probabilidad de un descubrimiento habría caído a una de cada 15 ó 20 estrellas observadas.”—
Fuente http://www.astrogea.org/var2/nsv.htm

Por lo tanto el catalogo NSV es solo medianamente fiable y en la mayoría no indican variabilidad alguna y para corroborarlo sigo haciendo referencia al GEA:

--“Ante todo hay que decir que muchas de las NSV's más "fáciles" ya fueron confirmadas en el pasado. También, al ser un catálogo confeccionado a partir de datos de muy distinta procedencia, no es homogéneo y tampoco ha existido una criba previa. Así, mientras que las informaciones de ciertas fuentes son altamente probables, del orden del 50% o más (Harvard, Sonnenberg, Weber, etc.), hay otras que no son nada de fiar, existiendo ciertos autores para los cuales no se ha podido demostrar la variabilidad de ninguna de sus estrellas denunciadas, o cuando se ha hallado alguna en el campo, las inconcreciones son tales que no se está nunca seguro de si se trata de la NSV o de otra variable detectada casualmente.”—
Fuente http://www.astrogea.org/var2/nsv.htm

Por lo tanto confirmar una NSV es como volver a descubrirla de nuevo.

Después del fracaso de la metodología inicial decidí desde mí casa replantear el modo, en vez de hacer 26 NSV por noche me decidí por una sola estrella, así fue que un Viernes realice en mi casa una búsqueda en el SKY 6 de una NSV bajo unos parámetros específicos y me pareció bastante interesante la estrella NSV 12875. Que según datos recogidos en la web de la AAVSO dicha estrella seguía siendo sospechosa y que fue señalada como variable por un tal Wachmann (A. A. Wachmann , BZ 22 , 10, 1940. ), que en 1940 indico que esta estrella tenía un rango de variación de 13.8 a 14.6 y que es una binaria eclipsante del tipo EB Beta Lirae “Ver: http://es.wikipedia.org/wiki/Beta_Lyrae”

Al día siguiente fui a por el objetivo establecido y durante el tiempo de observación trascurrido desde las 21:52 de dicho día hasta las 03:27 del Domingo se produjo un perfecto eclipsé de una profundidad de 0.27 magnitudes en Banda V, pasando de la 13.67 a la 13.88 en 2h y 30 minutos aproximadamente y volviendo a la magnitud 13.58 en otras 2 horas y 30 minutos, así fue la confirmación de la variabilidad de esta estrella.

Min I = HJD 2455401.49048 (±5) + 0 d.796461 (±5) x E

Los resultados ya han sido publicados e inmediatamente han cambiado el estatus de la estrella de sospechosa a variable y ya solo es cuestión de tiempo que se catalogué como GCVS.

Rotación del asteroide (564) DUDU.

2010-06-17T13:00:00.000-07:00

Una de la contribuciones que podemos realizar los astrónomos aficionados es la de medir la variación de brillo de un asteroide, esto nos permite saber su rotación y la forma que tiene.

Como los asteroides no tiene luz propia sino que refleja la luz del Sol, sabemos que dicha variación solo puede ser atribuible a dos factores, una es la rotación y la otra la forma del mismo, es decir, muchos asteroides se aleja con creces a tener una forma esférica y tienden a parecerse a una patata, y si a esta forma de patata se le añade el factor giro obtenemos una variación de brillo pues refleja mas luz cuando esta con el eje más largo mirando hacia nosotros que cuando esta con el eje más corto.

Esto es lo que experimente "parcialmente" con el asteroide (564) DUDU, un asteroide que pertenece a la familia de asteroides del cinturón principal, con un periodo de rotación de 9 h, y una amplitud de variación de 0.4 magnitudes.

Es maravilloso ser capaz detectar la rotación del asteroide y calcular la rotación y forma del mismo. Los datos obtenidos por los observadores de estas rotaciones se envían a esta web http://obswww.unige.ch/~behrend/page_cou.html donde ellos calculan la rotación y forma del asteroide con la ayuda de los aficionados.

Todo sobre DUDU

Forma de DUDU.

Curva de luz debido a su rotación.

Dudu.- Asteroide nº. 564 de la serie (1905 QM), descubierto el 9 de mayo de 1905 por Paul Götz, desde el observatorio de Heidelberg (Alemania)

Nombrado por un personaje de Así hablaba Zaratustra (Also sprach Zarathustra), del filósofo alemán Friedrich Wilhelm Nietzsche (1844-1900); y que sirvió de base para que Richard Strauss (1864-1949) compusiera el poema sinfónico opus 30 del mismo nombre, que a su vez es el comienzo del film 2001: Una odisea del espacio (1968), de Stanley Kubrick.

Descubridor Paul Götz
Fecha 9 de mayo de 1905
Elementos orbitales
Longitud del nodo ascendente 70º98729
Inclinación 17º96334
Argumento del periastro 214º83613
Semieje mayor 2,7499413 UA
Excentricidad 0,2739335
Anomalía media 63º27807
Periastro o Perihelio 1,99664025 UA
Período orbital sideral 4,560213 años
Cuerpo celeste

LA LUNA

2010-06-15T08:51:00.001-07:00

Fotografía de la Luna desde la cumbre de la isla de Gran Canaria.

Fue fotografiada con la Canon 350D y un telescopio de 200 mm Cassegrain de la casa Japonesa Vixen.

INFORMACIÓN

La Luna es el único satélite natural de la Tierra y el quinto satélite más grande del Sistema Solar. Es el satélite natural más grande en el Sistema Solar en relación al tamaño de su planeta, un cuarto del diámetro de la Tierra y 1/81 de su masa, y es el segundo satélite más denso después de Ío. Se encuentra en relación síncrona con la Tierra, siempre mostrando la misma cara; el hemisferio visible está marcado con oscuros mares lunares de origen volcánico entre las brillantes montañas antiguas y los destacados astroblemas. A pesar de ser el objeto más brillante en el cielo luego del Sol, su superficie es en realidad muy oscura, con una reflexión similar a la del carbón. Su prominencia en el cielo y su ciclo regular de fases, han desde la antigüedad hecho de la Luna una importante influencia cultural dentro del lenguaje, el calendario, el arte y la mitología. La influencia gravitatoria de la Luna produce las corrientes marinas y la prolongación de los minutos del día. La distancia orbital de la Luna, cerca de treinta veces el diámetro de la Tierra, hace que tenga en el cielo el mismo tamaño que el Sol, permitiendo a la Luna cubrir al Sol exactamente en eclipses solares totales.

Fuente Wikipedia http://es.wikipedia.org/wiki/Luna

Albiero

2010-06-13T04:34:00.001-07:00

Foto de Albireo.

Foto realizada el Viernes noche en compañía de Máximo, José Ramón, Paqui y Juan María, fue una noche de humedad pero limpia, no adecuada para la fotografía de cielo profundo pero si para gran campo, por eso me decidí a fotografiar la estrella Albiero.

Es una sola toma de 240 Segundos con el Visac a F 9 y la Canon 350 D.

¿Que es Albireo?

Albireo (β Cyg / β Cygni / 6 Cygni) es una estrella en la constelación del Cisne. Aunque tiene la denominación de Bayer "Beta" —segunda letra del alfabeto griego—, ocupa el quinto lugar en cuanto a brillo dentro de la constelación, siendo superada por Deneb (α Cygni), Sadr (γ Cygni), Giennah (ε Cygni) y δ Cygni. Situada en la cabeza del cisne, Albireo es también conocida como "estrella rompiente". Junto a las estrellas arriba mencionadas, forma el asterismo de la Cruz del Norte.

Aunque a simple vista Albireo aparece como una estrella simple, con un telescopio o unos prismáticos se resuelve en una estrella doble. De las dos componentes, separadas 35 segundos de arco, una es amarilla y tiene magnitud aparente +3,05 —Albireo A—, mientras que la otra es azul y de magnitud +5,12 —Albireo B—, ofreciendo un inmejorable contraste entre las estrellas dobles del cielo nocturno. No se sabe con certeza si Albireo A y Albireo B forman una verdadero sistema binario; si realmente están gravitacionalmente unidas, su período orbital es de al menos 75.000 años.

¿Donde se encuentra?

Fuente Wikipedia http://es.wikipedia.org/wiki/Albireo

Asteroide 161998 - 1988 AP

2010-06-09T11:21:00.000-07:00

En mi ultima salida de observación decidí pillar y medir astro-métricamente el asteroide 161998 1988 PA de magnitud 17.2, es un asteroide de la lista MPC de críticos.

161998 - 1988 AP fue descubierto el 9 de agosto de 1988 en el monte Palomar por J. Aluminio.

Un asteroide es un cuerpo rocoso, carbonáceo o metálico más pequeño que un planeta y mayor que un meteoroide, que orbita alrededor del Sol en una órbita interior a la de Neptuno.
Vistos desde la Tierra, los asteroides tienen aspecto de estrellas, de ahí su nombre (ἀστεροειδής en griego significa "de figura de estrella"), que les fue dado por John Herschel poco después de que los primeros fueran descubiertos. Los asteroides también se llaman planetoides o planetas menores, denominaciones que se ajustan más a lo que en realidad son, y los engloba en una misma categoría con los cometas y con aquellos cuerpos con órbitas mayores que la de Neptuno (objetos transneptunianos).
La mayoría de los asteroides de nuestro Sistema Solar poseen órbitas semiestables entre Marte y Júpiter, conformando el llamado cinturón de asteroides, pero algunos son desviados a órbitas que cruzan las de los planetas mayores.
El 1 de enero de 1801 el astrónomo siciliano Giuseppe Piazzi descubrió el asteroide o planeta menor Ceres, mientras trabajaba en un catálogo de estrellas. Este planeta menor fue denominado Ceres Ferdinandea en honor al entonces rey de las Dos Sicilias, Fernando I.
Al descubrimiento de Piazzi le siguieron otros parecidos pero de objetos más pequeños. Hoy se estima que existen cerca de dos millones de asteroides con un diámetro mayor que un km tan sólo en el cinturón principal; sin embargo, si se suman todas sus masas el total equivale sólo al 5% de la masa de la Luna.
Desde la redefinición de planeta de 2006 llevada a cabo por la Unión Astronómica Internacional, el término clásico asteroide no desaparece sino que se lo incluye dentro de los denominados cuerpos menores del Sistema Solar (excepto Ceres, que se considera planeta enano), junto con los cometas, la mayoría de los objetos transneptunianos y cualquier otro sólido que orbite en torno al Sol y sea más pequeño que un planeta enano.

Fuente Wikipedia. http://es.wikipedia.org/wiki/Asteroide

Ejemplo de asteroide.

El 243 IDA

Esta imagen a color está hecha de imágenes tomadas por el sistema de imágenes de la nave espacial Galileo unos 14 minutos antes de su máxima aproximación al asteroide 243 Ida el 28 de agosto de 1993.

La serie de fotos de la nave fue cerca de 10.500 kilómetros (6.500 millas). La luna es visible a la derecha del asteroide.

Esta foto está hecha de imágenes a través del 4100-Angstrom (violeta), 7560 A (infrarrojo) y 9680 A (infrarrojos) filtros. El color es 'mayor' en el sentido de que la cámara CCD es sensible a longitudes de onda infrarrojas, es decir cerca de la luz más allá de la visión humana, una foto natural la imagen a color de este asteroide parecería sobre todo gris.

Matices en la imagen indican los cambios de ángulo de iluminación en las laderas empinadas, así como sutiles variaciones de color debido a las diferencias en el estado físico y la composición del suelo (regolito). Hay áreas más brillantes, con aspecto azulado en la foto, alrededor de cráteres en el extremo superior izquierdo de Ida, en torno al pequeño cráter brillante cerca del centro del asteroide, y cerca del borde superior derecho (la extremidad). Esta es una combinación de más luz al azul y refleja una mayor absorción de la luz del infrarrojo cercano, lo que sugiere una diferencia en la abundancia o la composición de minerales que contienen hierro en estas áreas, ademas también tiene una absorción en el infrarrojo cercano más profundo y un color diferente en el violeta que cualquier otra área de este lado de Ida.

Variable LX Ser

2010-06-06T13:46:00.000-07:00

Esta estrella la elegí para observarla porque tiene un periodo corto ( 0.158432441 días ) y una amplitud grande desde la magnitud 13.3 a la 17.4.

Cuando empecé la observación tuve el tremenda suerte de comenzarla justo en el momento en que empezaba a subir de brillo, casi a tiempo real pude ver dicha subida de brillo, fue una experiencia maravillosa el ver como esta estrella subía de brillo en cada foto que aparecía en mi ordenador, en tan solo 25 minutos subío de la magnitud 16.8 a la 14.8.

Indagando un poco por la web dice que es una estrella variable del tipo NL / VY + E " o Nova-like Star" creo que es una binaria donde se producen eclipses visibles y a su vez una de sus componentes es una enana blanca que estalla como nova frecuentemente aunque me gustaría contrastar mejor esta información.

2010-06-03T11:34:00.000-07:00

M 22. La Dumbell

Es el fiel reflejo de los momentos finales de una estrella como nuestro Sol.

Es una foto sacada con el Visac y la Atik 16 IC, fueron 13 tomas de 30 seg.

La nebulosa Dumbbell (también conocida como Objeto Messier 27, M27 o NGC 6583) es una nebulosa planetaria en la constelación de Vulpecula, a una distancia de 1250 al.
Esta nebulosa fue la primera nebulosa planetaria descubierta; por Charles Messier en 1764. Con una magnitud aparente de 7.4 y un diámetro de 8 minutos de arco, es fácil de observar con unos binoculares.
La nebulosa Dumbbell tiene una edad estimada de 3.000 a 4.000 años.

Fuente Wikipedia http://es.wikipedia.org/wiki/Nebulosa_Dumbbell

Descubierta por Charles Messier en 1764. La Nebulosa Dumbbell M 27 (que puede traducirse por “Pesa” o “Mancuerna”, pero en este caso el nombre en inglés es el más utilizado) fue la primera nebulosa planetaria en ser descubierta. El 12 de julio de 1764, Charles Messier descubrió este nueva y fascinante clase de objetos, y describe a ésta como una nebulosa oval sin estrellas. El nombre “Dumbbell” proviene de una descripción hecha por John Herschel, quien también la comparó con el “disparo de una escopeta de dos caños”.

Más información en http://ciencia.astroseti.org/messier/articulo.php?num=2159

2010-06-02T15:43:00.000-07:00

Fotografía de M 51.

Esta es una de las galaxias más bonitas para fotografiar, son dos galaxias en colisión, una elíptica y otra espiral, con el paso del tiempo ambas acabaran fusionándose la foto fue con el Visac y la Atik ATK 16, son 100 tomas de 30 segundos.

La Galaxia Remolino es una de las más brillantes galaxias del firmamento, visible con unos simples prismáticos. La estructura de galaxia en espiral fue observada por primera vez en esta galaxia, que es el miembro dominante del grupo de galaxias M51.

Su galaxia acompañante, NGC 5195, fue descubierta en 1781 por Pierre Méchain. Algunas veces el término M51 se usa para referirse a este par de galaxias, en cuyo caso las galaxias individuales deben ser denominadas M51A (NGC 5194) y M51B (NGC 5195). Esta galaxia se encuentra a menos de 37 millones de años luz de la Tierra, aunque algunas mediciones rebajan esta cifra a sólo 15 millones de años luz.

2010-06-02T15:13:00.000-07:00

M 22!!! Un precioso cumulo globular situado en la constelación de Sagitario...............

M 22 es un conglomerado miles de miles de estrellas unidas gravitacionalmente formando literalmente una esfera de varios cientos de años luz de diámetro en el espacio, todas están hermanadas, es decir, que todas las estrellas tienen un origen común, edades similares.

2010-06-02T14:43:00.000-07:00

El Lunes 26 de Abril del 2010 realice mi primera toma de contacto con el sol, por falta de tiempo no lo he publicado pero aquí esta, utilice el telescopio solar de la Agrupación Astronómica de Gran Canaria y su DMK.

Es mi primer intento, y la actividad solar era pobre, había algo de turbulencia, aunque al principio no fue mucha, aunque con el paso del tiempo tiraba a peor. Fueron videos de 600 frames cada uno de varias zonas de sol, es muy difícil combinar las protuberancias con la superficie del Sol, pero después de mucho trabajo lo logre, menos en una de las fotos el resto utilice la Barlow televue x2.

Variable SU Tau

2009-12-07T02:44:00.000-08:00

En mi última salida de observación decidí observar una estrella del tipo R Crb, y opte por disparar a SU Tau, es una variable clasificada como eruptiva, de periodo irregular, la mayor parte de su tiempo se encuentra en magnitud 9.1 pero actualmente esta en su mínimo 16.8, será interesante ver como evoluciona durante estos meses.

Descripción

Las estrella SU Tau es una variable del tipo R Coronae Borealis (variables R CrB) son un tipo de de variables eruptivas supergigantes de tipo espectral F o G. Son ricas en carbono y pobres en hidrógeno, y se caracterizan por una drástica disminución en su luminosidad. Se piensa que estos mínimos están causados por material rico en carbono expulsado por la estrella durante un ciclo de pulsación. A medida que la nube se expande, ésta se enfría y se condensa en partículas de carbono que absorben gran parte de la luz emitida por la fotosfera de la estrella. Solamente cuando el polvo es desplazado por la presión de radiación, la estrella vuelve a su brillo normal.

Además se ha observado que en su brillo máximo las variables R Coronae Borealis muestran pequeñas variaciones en su brillo (como las cefeidas) de varias décimas de magnitud en períodos de 20 a 100 días.

Se piensa que la etapa variable R CrB es muy corta en comparación con la vida de una estrella, del orden de 1000 años, pues apenas se conocen 50 estrellas de este tipo.

La estrella prototípica es R Coronae Borealis, supergigante amarilla cuya magnitud habitual es en torno a 6, pero en intervalos irregulares su brillo desciende hasta magnitud 14 a lo largo de varias semanas. Puede tardar varios meses o hasta un año en recuperar el brillo inicial.

Fuente Wikipedia

Vease tambien. http://www.astrogea.org/VARIABLE/rcb~1.htm

Búscando supernovas me topo con un Quasar que ha variado su magnitud!!!.

2009-10-18T12:47:00.000-07:00

La noche del Viernes al Sábado empecé a trabajar con la lista de galaxias, sobre la 11:00 de la noche tenía todo listo para comenzar las fotografías con el equipo completamente automatizado, A 1/3 de la sección el portátil se cuelga y una vez solucionado el problema veo que las galaxias están muy al cenit y las monturas alemana tienen que girar completamente para apuntar al otro lado del meridiano y decidí a dejar a medias la lista de galaxias y esperar un tiempo para volver a fotografiarlas. Pasado 2:30 minutos volví a comenzar con la segunda serie de fotografías sabiendo que como mínimo he de hacer el mismo número de galaxias que en la anterior ocasión “unas 20 galaxias” y así irme con algo productivo. Cuando tenía 29 galaxias deje la sección por motivos de cansancio había tenido un día ajetreado y el camino de vuelta a casa me gusta hacerlo sin el compañero del sueño. Me fui contento porque era la primera ocasión en que hacía trabajar el equipo en esta tarea y disponía de un número humilde de galaxias que me permitiría estar entretenido el fin de semana.

Durante la tarde del sábado me dedico a analizar las imágenes de 20 galaxias y comparando las fotografías de las dos sesiones me encuentro que en uno de los análisis aparece una estrella que ha cambiado de magnitud, al realizarle la astrometría con el Astroart consigo sus coordenadas, y al poner las coordenadas en el programa Aladín descargo los catálogos e historial fotográfico de la zona y no aparece en ningún catalogo que esa estrella fuese variable y la magnitud visual dado por el catalogo NOMAD 1 esta en 17.75 y el Astroart me da una magnitud 17.7 para la primera fotografía realizada a las T23:45:27.7' / UT rozando al límite del ruido de fondo, y en la segunda fotografía que fue a las T02:12:33.3' / UT el Astroart me mide 17.0 mag. para esa misma estrella 0.3 magnitudes en +-2:30 horas por lo tanto estaba delante de una posible candidata a estrella variable.

Investigando a fondo descubro en el Aladín que el catálogo Simbad justo en las mismas coordenadas de la estrella muestra un ¡¡Quasar!!. Posiblemente puede ser el causante del aumento de brillo en la zona. El Quásar en cuestión es el QSO B0135+056 situado en las coordenadas AR 01:37:48.80 Decl +05:55:26.4

1º Imagen de la noche.

2º Imagen de la noche.

Podemos estar ante un aumento de actividad del Quasar ya qu ha aumentado de brillo en ese transcurso de tiempo.
Este hecho me ha cogido por sorpresa, pues esperaba una supernova un asteroide una variable nueva, pero no el estallido de un Quasar, este universo me sorprende.
Espero seguir observando la evolución del cataclismo que haya provocado el aumento de brillo del QSO B0135+056

Mini proyecto personal de investigación

2009-10-18T12:38:00.000-07:00

Campaña de búsqueda de supernovas.

He realizado un mini proyecto personal de investigación, que consiste en perseguir insaciablemente a un mismo número y grupo fijo de galaxias durante un largo periodo de tiempo. El objetivo es descubrir supernovas, para esto existen multitud de técnicas y planificaciones validas para localizarlas, aunque todo el mundo coincide en que el éxito radica en el numero de galaxias observadas y cuantas más galaxias observes en una noche más posibilidades tendrás de cazar una supernova, la técnica para cazar supernovas estará en función del tipo de galaxias, equipo, emplazamiento, noches de cielo despejado, ect , ect. He decidido aplicar una idea distinta, sustituyendo a la cantidad de galaxias a observar por una mayor frecuencia de observaciones a un mismo grupo de galaxias.

Esta idea me permite una cantidad mayor investigaciones que con el método tradicional de búsqueda no se puede, el observar a un mismo grupo de galaxias me permite tener objetivos secundarios a mi alcance, tengo la intención de estudiar todas las estrellas que están en el campo de visión de las tomas una a una, y gracias a los métodos de observación y las técnicas actuales se puede realizar sin problemas el seguimiento de las estrellas.

He listado 72 galaxias a las cuales quiero dedicarle observación exclusiva durante su ventana de observación que son de unos tres meses, estudiare cada estrella que hay en el campo visual y ver su evolución fotométrica, por lo tanto al objetivo de buscar supernovas se le une la búsqueda de nuevas variables, otros objetivos, como la búsqueda de asteroides entran en este programa.

En cada ocasión que se presente dispararé a las galaxias si es posible dos veces por noche, con una separación mínima de 2h 30 minutos, con el fin de ver cambios en las fotografías, al trabajar durante tres meses las mismas fotos tendré una base de datos lo suficientemente extensa como para no aburrirme durante mucho tiempo y realizar estudios de las estrellas y su evolución.

¡Quizás este ante mi primer descubrimiento! primera parte.

2009-09-27T10:23:00.000-07:00

Las estrellas USNO-B1.0 1179-0286916 y USNO-B1.0 1179-0286915 en base a su cinemática posiblemente sea un sistema binario no catalogado.

Todo apunta a que estas dos estrellas son un par físico, a falta de un estudio del espectro de ambas estrellas, se puede decir que a raíz de interpretar la cinemática en las fotografías de la base de datos del DSS (Digitized Sky Survey) de 1956 y 1996 junto con el catalogo de movimiento propio de las estrellas PPMX (Position and Proper Motions eXtended) se deduce en una primera valoración que ambas estrellas parecen seguir un mismo movimiento propio común, que es un indicio bastante prometedor de su vinculación física.

Cogiendo una placa fotográfica profesional de 1956 y otra de 1996 que tienen 40 años de diferencia entre ellas, nos permite ver mediante varias técnicas, si las estrellas han cambiado de posición en el cielo y de que manera lo han hecho.

El posible par físico (fotografías del catalogo fotográfico SDSS DR7)

Placa fotográfica de 1956 del DSS

Placa fotográfica de 1996 del DSS

Manifestación de su movimiento propio común mediante la técnica de la coloración y superposición de las fotos de 1956 y 1996

Se ve con claridad que ambas estrellas se han movido en la misma dirección velocidad y sentido en el transcurso de 40 años.

En base al catalogo PPMX (Position and Proper Motions eXtended) que nos dice el movimiento propio de cada estrella dado en mili-segundos de arco por año y en que dirección lo hace, interpretamos que el movimiento propio de ambas estrellas confirman lo que las fotografías demuestran, por lo tanto lo hacen siguiendo un mismo movimiento común en el cielo.

Para la estrella USNO-B1.0 1179-0286916 PPMX 151118.0+275628 su movimiento propio es de pmRA -50.70 miliseg-arc/año y pmDE 67.40 miliseg-arc/año con una incertidumbre de error de 2.5 miliseg-arc/año en AR y 2.4 en Decl.

Para la estrella USNO-B1.0 1179-0286915 PPMX 151117.9+275617 su movimiento porpio es de pmRA -57.18 miliseg-arc/año y pmDE 74.90 miliseg-seg/año con una incertidumbre de error de 10.7 miliseg-arc/año e AR y 10.6 Decl.

Teniendo en cuenta la incertidumbre de error en el movimiento propio anual de ambas estrellas estas se pueden consolidar como un par de estrellas que siguen un movimiento propio identico.

A falta de un análisis espectral de las estrellas que nos diría si ambas tienen una relación o clase espectral común a la lógica de un sistema binario, que actualmente no puedo determinar ya que existe dos metodos para llevarlo a cabo siendo uno mediante espectrógrafo que no poseo y el otro Distribución de energías entre las fotometrías BV (óptica) y la fotometría infrarroja JHK (técnica que estoy intentando aprender), se puede decir que actualmente existe un 60 % de posibilidades de que este sistema es un par físico.

Foto del SDSS Dr7

Una foto mía del sistema sospechoso.

Solo me queda realizar los calculos para saber de que clase espectral son ambas estrellas. Pero eso lo dejo para una segunda parte de esta entrada en el blog.

Variable GCVS CY Aqr

2009-09-08T13:12:00.000-07:00

Tengo la oportunidad de publicar este pequeño trabajo de mi última salida nocturna, intente realizar la curva de luz de la variable GCVS CY Aqr, es una estrella del tipo cefeida de periodo muy breve, tan solo 0.061038328 días "hora y medía mas o menos", pasando de la magnitud 10.4 a la 11.1 en solo ese tiempo. La nota curiosa la pone un invitado inesperado, el asteroide 06509, que se paseaba por la zona tan campante :0). La imágenes fueron sacadas con un Moonfhihs de 80 mm y la Atik 16 ic

Animación.

curva de luz.

ASTRONOMÍA CIENTÍFICA

2009-07-09T13:43:00.001-07:00

Es la astronomía científica una de las joyas de nuestra afición, pues poca aficiones te permiten contribuir con la ciencia tan literalmente.

Son los profesionales, los que demandan la colaboración de los aficonados, que bajo la realización de multitud de observaciones y vigilancia del cielo, permite con la aportación de sus datos controlar mejor la dinámica celeste, siendo un trabajo "afortunadamente para nosotros" tan extenso y laborioso, que los profesionales no pueden abarcarlo en su totalidad. Y es en este punto, donde el aficionado y los profesionales se dan la mano bajo el interes común de la colaboración.

TIPOS DE ESTUDIOS QUE LOS AFICIONADOS PUEDEN REALIZAR

El avanico de posibilidades donde el aficionado puede contribuir con la ciencia es amplio, desde la toma de mediciones hasta el descubrimientos de objetos y fenomenos naturales. Podemos trabajar o especializarnos en una o en todas las ramas que se puede contribuir con la ciencia, que son las siguientes:

Astrometría

La astrometría se encarga de medir y estudiar la posición y el movimiento propio de los astros, es una disciplina muy antigua, casi tanto como la astronomía.

REFERENCIA A LA ASTROMETRÍA

Fotometría

La fotometría es la rama de la Astronomía que se dedica a medir el brillo de los diferentes astros como estrellas, planetas, satélites, asteroides, cometas, etc.

REFERENCIA A LA FOTOMETRÍA

Espectrografía

La espectroscopia es una técnica analítica experimental, muy usada en química y en física, que se basa en detectar la absorción o emisión de radiación electromagnética de ciertas energías.

REFERENCIA A LA ESPECTROGRAFÍA

PAGINA DE INTERES

Cometas

Los cometas (del latín cometa y el griego kometes, "cabellera") son cuerpos celestes constituidos por hielo y rocas que orbitan el Sol siguiendo órbitas muy elípticas. Los cometas, junto con los asteroides, planetas y satélites, forman parte del Sistema Solar. Son muchos los aficionados que dedican muchas horas al estudio de estos cuerpos celestes.

REFERENCIA SOBRE COMETAS

REFERENCIA SOBRE ESTUDIOS DE COMETAS

Exoplanetas

Los exoplanetas es un termino muy usado para definir los planetas que están fuera del dominio del sol, es decir son planetas extrasolares. Los aficionados estamos ya alcanzado la posibilidad de observar y medir los eclipses que estos planetas provocan en la estrellas.

REFERENCIA SOBRE EXOPLANETAS

TRANSITOS DE EXOPLANETAS