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York y la historia de la astronomía (II) John Goodricke y las estrellas variables

2011-10-14T14:35:00.003+02:00

Ya era conocida para mi la vida de John Goodricke (17 de septiembre de1764- 20 de abril de 1786) y su trayectoria en el mundo de la astronomía, pero desconocía que esta hubiese tenido lugar en York, o tal vez habiéndolo leído olvidé el detalle, pues no tenía en su momento la expectativa de poder visitar esta ciudad.

Retrato de John Goodricke (1764-1786) realizado para la Royal Society

Para recapitular e ilustrar al lector, resumiré la vida de John Goodricke con la ayuda de la investigación que realizó la profesora de física Linda French, de la Illinois Wesleyan University, que dedicó un año sabático a estudiar la vida del astrónomo.

Goodricke nace en Groninga, Holanda, hijo de un diplomático inglés de servicio en aquel país, y de madre de origen belga. Con el tiempo la familia Goodricke vuelve a Inglaterra, y concretamente a la región de Yorkshire, donde tiene un dominio, Great Ribston, como miembro de la baja nobleza o gentry que era. Tal vez por apuros económicos, los Goodricke vivieron en residencias alrededor de York, mientras que tenían alquilada su gran hacienda.

Con corta edad, John sufrió una enfermedad, posiblemente escarlatina, que le produjo sordera irreversible. Durante mucho tiempo se ha sostenido que fue sordomudo, pero según algunos escritos del propio joven, parece que si tenía la facultad del habla.

Lápida de la tumba de John Goodricke en el cementerio de Hunsingore, Yorkshire, fotografiada por la doctora Linda French

Pronto quedó patente que John era una persona de extraordinario talento e inteligencia, como debieron apreciar en las dos escuelas en las que estudió. La primera fue la Braidwood Academy, en Edinburgo, dedicada a la educación de alumnos sordos. En la segunda, la Warrington Academy, John ya destacó por su calificación en matemáticas y astronomía (disciplina que se cursaba como asignatura). Hay evidencia, por un apunte astronómico de John, de que en la época de Warrington, con unos 15 años, ya realizaba observaciones del cielo, según French.

The Treasurer's House, junto al York's Minster, una de las probables residencias y lugar de observación de John Goodricke

Tras finalizar su formación académica, John Goodricke volvió con su familia a York. Allí mantuvo una actividad astronómica sostenida, e hizo amistad con Edward Pigott, otro joven que iba a pasar a la historia como importante astrónomo (su padre Nathaniel, también aficionado a la astronomía, construyó su propio observatorio, del cual muy seguramente hizo buen provecho Edward).

Jardín de la Treasurer's House

En estos pocos años, hasta la temprana muerte de John, se dieron todos los descubrimientos que le dieron la fama en el ámbito de la astronomía, todos ellos centrados en el campo de las estrellas variables, disciplina que es de suponer que interesaba mucho a Goodricke, probablemente intrigado por esas misteriosas estrellas que cambian de brillo con el tiempo. Es por esto que Goodricke, junto a Pigott, han de ser considerados pioneros, si no fundadores de las astronomía de las estrellas variables, las personas que abrieron el camino a muchos observadores que hasta hoy están haciendo medidas de brillo todas las noches.

El hallazgo que más fama le dio a John, y el reconocimiento académico, fue la determinación del periodo de variación de beta persei, Algol, y, más aun, la explicación de sus variaciones de brillo conforme a un modelo coherente (que muchos años después los astrofísicos, dotados de la herramienta de la espectroscopia, confirmarían) basado en los eclipses producidos una estrella girando alrededor de otra.

La variabilidad de Algol era conocida seguramente desde la antigüedad, a juzgar por su papel en la mitología y la leyenda (el "ojo de Medusa" por ejemplo, o el propio nombre de Algol, que alude al demonio), a lo que ayudaron sus misteriosos desvanecimientos de brillo, perfectamente apreciables a simple vista, a pesar de lo cual nos tenemos que limitar a suponerlo, sin que ninguna fuente de autores antiguos lo pueda confirmar.

Curva de brillo y modelo de la binaria eclipsante Algol (beta persei)

Pero lo sobresaliente del trabajo de Goodricke fue que por primera vez se estableció que los eclipses ocurren a intervalos regulares, con un periodo que se puede determinar haciendo observaciones continuadas, con lo que dejaban de ser un acontecimiento caprichoso. En mayo de 1783 presentó el resultado en la Royal Society, con una acogida excelente que le valió la medalla Copley de esta institución, obtenida con solo 18 años de edad.

No acaba aquí la contribución de Goodricke al conocimiento de las estrellas variables. A él se debe el descubrimiento de la variabilidad de beta lyrae (Sheliak), y lo mismo de delta cephei, incluyendo la determinación de sus periodos. Como se ha dicho acerca de Algol, el trabajo de Goodricke no solo descubre la variabilidad en el brillo, sino que además establece que siguen una pauta regular y determina sus periodos.

Con el hallazgo de las variaciones de delta cephei por su parte, y de las de eta aquilae por Edward Pigott, ambos inauguran la categoría de las estrellas variables cefeidas. Esta clase de estrellas, con el descubrimiento de la relación periodo-luminosidad por Leavitt y Slipher a principios del siglo XX, se convertirían en un elemento valiosísimo para la determinación de las distancias en el universo.

El lugar desde donde Goodricke hizo sus observaciones ha sido desconocido hasta que en 1949 Sidney Melmore, gracias a unas anotaciones del astrónomo, determinó en un estudio, que tuvo que haber observado desde la Treasurer's House junto a la catedral de York (la casa que fue en un principio la del tesorero de la catedral). En su diario de observaciones Goodricke cuenta cómo consiguió hacerse con un reloj para su habitación (en aquel tiempo, un buen reloj de pared con buena precisión era un aparato difícil de conseguir a menos que se estuviese en disposición de una buena suma de dinero).

Torres de la Catedral de York, donde las campanas, al dar las doce debían servir para sincronizar los relojes de Goodricke y Pigott

Una de las preocupaciones de Goodricke era la de mantener la exactitud de su reloj, puesto que esta dejaba algo que desear, e ideó varias maneras de sincronizarlo con el que tenía Pigott en su observatorio, que se supone que era más exacto. En un principio pensó en leer la hora cuando las campanas de la Catedral diesen las 12, y hacer que Pigott hiciese lo mismo en ese instante, o sea, cuando oyese las campanadas. Se desechó el procedimiento puesto que los dos astrónomos ya sabían de la velocidad de propagación finita del sonido, y eran conscientes de que Edward Pigott vivía más lejos de las campanas e iba a oír el sonido con retraso.

Para poder compara mejor los tiempos, John modificó el reloj para hacer que diese el tiempo sidéreo (puesto que el de Edward es sidéreo), alterando el péndulo para que la velocidad fuese diferente del reloj de 24 horas solares. Ahora, para comprobar y corregir la precisión del aparato, se requería ir observando la ocultación de una estrella tras un punto fijo, repitiendo la observación de un día para otro, leyendo el reloj en el instante de ocultación, que se tendría que producir a una hora sidérea igual para todos los días. Para esta labor observó 48 ocultaciones de la estrella Rigel, y 20 de Spica, tras la Catedral.

Entrada a la Treasurer's House con la placa alusiva a John Goodricke

Por las mismas menciones de Goodricke en su diario ya podemos asegurar que observaba en un lugar próximo a la Catedral de York. Y como las ocultaciones están registradas detalladamente, Melmore pudo en su estudio deducir los azimut y altura de Rigel y Spica al hacerse invisibles tras el edificio. De esa manera, por triangulación se pudo calcular con bastante exactitud el emplazamiento desde el cual Goodricke hacía sus observaciones en esa época, que resultó ser la Treasurer's House, próxima a la fachada este de la Catedral.

Hoy en día esta casa pertenece al patrimonio nacional británico y está abierta para su visita. En el siglo XVIII estaba dividida en distintos apartamentos, uno de los cuales ocuparía John Goodricke. Es de suponer que sería en este mismo lugar donde padeció la fatal neumonía que le llevaría a la muerte, tal como suelen referir las distintas biografías. Pudo estar desencadenada, y esto es solo una especulación, por la exposición a los rigores del frío durante la noches en que trataba de seguir los cambios de brillo de las estrellas variables que le valdrían tan importantes trabajos y reconocimiento, como si en cierto modo pagara con su propia vida el esfuerzo de avanzar en el conocimiento de las estrellas. La temprana muerte de John Goodricke a los 21 años, siendo ya miembro de la Royal Society, privó a la astronomía británica de una figura que podría haber alcanzado las cotas de gente tan importante como William Herschel.

En cualquier caso, en los años 50 del siglo XX, York homenajeó al joven astrónomo con una placa en el lugar donde hace poco se había hallado que era su lugar de observación, que hoy en día se puede ver en los muros de la casa.

He de reconocer que antes de la visita a la ciudad no tenía todas estas referencias. Solamente en el observatorio ya supe de la relación de Goodricke y Pigott con York, pero mi sorpresa fue total cuando hallé la placa, puesto que ignoraba la existencia de una referencia tan explícita a esta figura de la astronomía.

El autor junto a la placa conmemorativa

Si los aficionados a la astronomía que estamos dedicados a la observación de estrellas variables tuviéramos que elegir un "santuario", un lugar singular, creo que sería este rincón de York, sin duda alguna (con permiso de la sede central de la AAVSO), donde John Goodricke inició la labor que hoy seguimos haciendo miles de observadores a lo largo y ancho del mundo.

York y la historia de la astronomía (I). El observatorio de York de 1832

2011-10-11T12:50:00.002+02:00


Vista del centro de York hacia la Catedral

El pasado 8 de octubre tuve al oportunidad de visitar la monumental ciudad de York, en la estancia que mantengo en Inglaterra desde este mes. Me atraía el abundante patrimonio arquitectónico y cultural de este enclave, que fue creado por los romanos y ha sido un centro de poder político durante la Edad Media y la Edad Moderna, así como de comercio y, posteriormente, de industria. Su Catedral (York's Minster), su castillo, o su museo del ferrocarril son atractivos que justifican la visita a una de las pocas urbes que mejor conservan edificios anteriores a la Edad Contemporánea.

Pero lo que no esperaba es encontrar signos de una actividad astronómica de cierta importancia desde finales del siglo XVIII hasta el comienzo del XX. Mi primera sorpresa fue hallar, en la zona próxima al Yorkshire Museum, el observatorio de York, el más antiguo existente en la ciudad (suponiendo que haya alguno más moderno, probablemente vinculado a la universidad, sin contar con algún observatorio montado por astrónomos amateur).

El York Observatory no tiene un origen académico, sino que es fruto de los esfuerzos de Thomas Cook, fabricante de instrumentos de precisión de York y entusiasta de la astronomía, miembro de la Philosophical Society, quien levantó el observatorio en 1832 animado por la British Association for the Advancement of Science (cuyo vicepresidente prometió dotar de instrumental si se llegaba a construir el edificio).

Recinto del observatorio, con una planta baja y una pequeña rotonda. Se puede encontrar en los llamados Jardines de los museos (Museums Gardens), muy próximo al Museo de Yorkshire.

Su finalidad primordial, como la de todo observatorio en esa época, era la de proveer de la hora exacta a la ciudad, dotado de un reloj mecánico de cierta precisión y un telescopio para observar tránsitos por el meridiano del Sol y las estrellas y poder corregir cualquier desviación. Esa era la razón por la cual se emplazaban en los centros de las ciudades de cierta importancia, sin que ello afectase a la capacidad de realizar observaciones de calidad dada la reducida iluminación nocturna de las urbes de aquel tiempo.

El telescopio refractor de 4 pulgadas de Thomas Cooke

El telescopio original (un anteojo meridiano) donado por el Doctor Pearson desapareció, pero Cook construyó en 1850 un refractor ecuatorial de 4 pulgadas (100 mm) de abertura sobre montura ecuatorial alemana. Hoy en día está montado en su columna, en la planta superior, una rotonda octogonal culminada por una cubierta cónica móvil que hace la función de cúpula.

Tal como cuenta la documentación, el observatorio quedó obsoleto e inoperativo en el siglo XX, y pasó por muchas vicisitudes; en los años 50 fue retirado el telescopio de Cooke (y permaneció extraviado). Quedó en estado de abandono hasta el punto de que estuvo al borde de la demolición en los 70, pero gracias a una campaña destinada a su recuperación, el observatorio quedó totalmente restaurado en 1981, y hasta hoy está abierto los sábados por la mañana para que cualquier persona lo pueda visitar gratuitamente.

Junto a la montura en desuso de un telescopio expuesta en la planta baja. Probablemente está traída de otro observatorio con fines de exposición.

A pesar de la señalización, me costó un poco encontrar el observatorio entre la frondosa vegetación de los jardines, esperando que el edificio fuese más grande. En su interior, fui amablemente atendido por un voluntario que me mostró a mi, y al resto de visitantes el telescopio de la rotonda, a la que se accedía por unas estrechas escaleras.

En la rotonda está alojado el telescopio refractor de 4 pulgadas de Thomas Cook, sobre montura ecuatorial

Allí pudimos contemplar el telescopio refractor de Thomas Cooke. Se apreciaba una gran calidad y precisión en la construcción y el mecanizado de los elementos. La corona del eje de declinación estaba hecha con el paso de rosca más fino que he visto nunca. Y por primera vez he podido ver un sistema de seguimiento de relojería , que es el que se empleaba para dotar de seguimiento automático a los telescopios antes de que hubiese motores eléctricos disponibles para tal fin.

Sistema de seguimiento ecuatorial del telescopio de Thomas Cooke accionado por medio de un mecanismo de relojería

Presumo que esta montura alemana de Cooke debe tener una gran calidad de seguimiento, que tal vez envidiarían monturas actuales; sin embargo tengamos en cuenta que una tecnología de una calidad como esta estaba al alcance de muy pocos en el siglo XIX y parte del XX.

Supernova 2011 fe en la M101

2011-08-29T00:47:00.000+02:00

Una Luna para el público

2011-06-12T15:19:00.003+02:00

Unas tres o cuatro veces al año participo en observaciones públicas con el Centro Astronómico de Ávila (CAA), para el museo CosmoCaixa en Alcobendas. La actividad me parece interesante como una pequeña aportación a la divulgación de la astronomía, y como experiencia para comprobar la reacción de los ciudadanos comunes, de todas las edades y sin conocimientos previos por lo general.

La Luna tal como se podía ver ayer, 11 de junio.

Tras observar día a día con técnicas CCD, en un campo muy específico, la fotometría de estrellas variables y quásares, estas observaciones de cara al público son un soplo de aire fresco, una salida a la calle para comprobar cómo se percibe el cielo nocturno y los astros entre personas no iniciadas. Una vez instalados los telescopios, generalmente estamos 6 observadores con nuestro respectivo instrumento, más la coordinación y la ayuda de Pepe Ripero, Diego Rodríguez o Paco Torrubiano.

Instalando los telescopios.

Ayer, sábado, 11 de junio de 2011, desafiando un cielo de nubes altas en algunos momentos muy tupido, realizamos la observación programada. En el programa de la noche: la Luna, habiendo pasado el cuarto creciente, y Saturno, aún visible en Virgo antes de su conjunción con el Sol.

Si bien al principio teníamos un velo provocado por los cirro estratos, el cielo se aclaró después de medianoche, permitiéndonos una mejor visión en la última hora y media de observación. Durante el evento, no todo es controlar el telescopio y dar alguna explicación; mientras el monitor que está delante de mi se alarga un poco aportando sus comentarios a los visitantes, aprovecho esos minutos libres para sacar unas fotos de la Luna con la compacta digital pegada al ocular.

La Luna "gibosa" sacada en los ratos libres.

Dos supernovas (relativamente) cercanas

2011-06-11T15:49:00.001+02:00

El espectáculo de una supernova en una galaxia cercana (en términos de distancias en el espacio intergaláctico) no se suele dar todos los años, con un brillo que alcanza en el máximo magnitudes accesibles a observadores visuales (magnitud 12 o inferior). Pero más raro aun es que en el mismo mes estallen dos supernovas cercanas, y una de ellas en la fotogénica Messier 51 en la época de mejor visibilidad. Hablamos de las supernovas 2011by en NGC 3972, y 2011dh en M51 (NGC 5194-5195).

Imagen de la SN 2011by en NGC 3207 banda V 3 junio 2011


Carta de la AAVSO de observación visual y estimación de la SN 2011by

La SN 2011by, de tipo Ia, ha alcanzado la magnitud máxima de 12.7. Con un corrimiento al rojo de 0.002799, de ahí se infiere una distancia hasta nosotros de 14.90 megaparsec (48.57 millones de años luz, se preveía que la supernova que estalló en la galaxia fuera brillante. Gracias a la detección temprana de la deflagración, se ha podido seguir su evolución antes del máximo y conseguido una curva muy completa hasta la fecha, como se aprecia en la curva con los datos de la AAVSO.

Curva de brillo de SN 2011by con datos CCD, bandas B, V, R e I. Datos AAVSO

Dada la cantidad de observadores activos con CCD, trabajando en filtros fotométricos, se está obteniendo una curva muy completa en cuatro bandas, algo que solo se ha dado muy pocas veces dentro del ámbito de los astrónomos amateur. Y ya con los datos en bruto se pueden constatar algunos aspectos. Como que en las longitudes de onda más cortas la explosión se disipa antes, solo hay que comparar la curva en B con la de las medidas en V y R.

Curva SN 2011by datos AAVSo. Bandas V e I

Sin embargo, en la banda I (806 nm, del rojo extremo al infrarrojo más cercano) la explosión también se disipa antes, pero casi un mes después de aquella, el brillo comienza a repuntar, mientras que sigue decayendo en el resto de bandas en el espectro visible.

Aun sin ver ninguna curva en el infrarrojo, se presume que la envoltura formada tras la explosión de la supernova está dispersando de manera eficaz las longitudes de onda más largas, aquellas que quedan dentro de la banda I, tal vez por la presencia de polvo.

Por su parte, Messier 51 nos obsequió con una supernova el pasado 31 de mayo. Con esta, la galaxia se coloca en lo alto del ranking de las más prolíficas, con 3 supernovas en menos de 20 años (1994i, 2005cs y 2011dh).


Imagen de la SN 2011dh del 9 de junio. Tricromía con bandas B, V y R

Fue descubierta muy pronto tras la explosión, en magnitud en torno a 14.8V, y se da la circunstancia de que muchos amateur dedicados a la fotografía astronómica, pero que no buscan supernovas, han registrado la galaxia en los días inmediatamente anteriores y posteriores al descubrimiento, por lo que pueden haber atestiguado la explosión sin pretenderlo, por el hecho de que M51 es un excelente motivo para hacer una bella foto celeste, como le sucedió a Manolo Barco, de Pozoblanco, Córdoba, y que anunció en su blog. Manolo ha sido el primer observador que ha obtenido una imagen de la supernova independientemente de los descubridores (¡buen trabajo!).

En 10 días la 2011dh se ha aupado casi hasta la magnitud 13 en V, y dada la distancia a M51 (unos 25 millones de años luz inferida del corrimiento al rojo) aun puede llegar a la 12.5, por lo que aun nos seguirá dando alegrías. Hasta que se haga demasiado débil como para ser divisada, nos va a tener entretenidos todo el verano.

Entre planetas y corderos

2011-06-05T13:32:00.000+02:00

Tomando la foto como excusa, he querido rememorar la comida de hermandad que tuvimos los compañeros del Centro Astronómico de Ávila el pasado fin de semana. Con el fin de homenajearnos, cada cierto tiempo comemos en pandilla y degustando un poco de cordero asado nos contamos nuestras batallitas con nuestros telescopios, anécdotas de observación y cotilleos en general.


Con los compañeros del Centro Astronómico de Ávila de comida de hermandad. En primer plano, de izquierda a derecha: Diego Rodríguez, Miguel Rodríguez, Adolfo Darriba, Angel de la Hermosa.

De estas comidas no solo salimos con unos kilos más, sino también con ánimo renovado para seguir observando y algún conocimiento nuevo fruto del intercambio de ideas con los colegas. Sin duda, las comidas son una gran aportación a la ciencia.

Iniciándome en el autoguiado

2011-06-01T21:34:00.007+02:00

Hoy he recibido el kit de autoguiado que comercializa Lunático Astronomía, que consta de un anteojo guía de 60mm a f4 y una cámara QHY5 monocromo no refrigerada. El montaje ha sido sencillo, atornillando la base a una placa de fijación para cola de milano tamaño Vixen que ya tenía previamente adquirida. De esta forma el anteojo se sujeta sobre la cola de milano instalada sobre el tubo óptico.

Kit de autoguiado de Lunático Astronomía montado sobre el telescopio.

La instalación de drivers ha sido sencilla, como de cualquier otro hardware. Una vez que he conectado la cámara, después de instalar el controlador, he podido comprobar que daba imagen, está todo casi listo.

Ahora aguardo la noche con impaciencia, espero que ningún elemento de problemas. Empezaré guiando con PHD Guiding, y si todo funciona como es debido probaré a hacerlo con Maxim dl.


Tubo guía y cámara de guiado montados sobre la cola de milano del tubo óptico principal. La cámara está conectada al puerto USB del ordenador, y a la montura ecuatorial por medio de un conector tipo ST-4

Hasta que no vea que funcione no me fío, pero voy con la confianza de saber que otros compañeros han hecho autoguiado sin problemas desde el primer momento, con el mismo equipo y en monturas EQ-6 y CGEM.

Ya es de noche al fin. Apunto a una estrella brillante, Castor, la centro en el telescopio principal para rectificar el apuntado de la montura. Ahora centro la estrella en el tubo guía para hacer que esté perfectamente paralelo al tubo principal, para y enfocar usando la imagen que me da la propia cámara de guía.

El telescopio con el sistema de autoguiado en acción.

Ya está todo centrado y enfocado, ahora apunto a un campo cercano, para ver qué tal se le da encontrar una estrella de guiado adecuada. Marco la estrella más brillante de la imagen, para ir sobre seguro.

Doy al icono de la diana y el programa PHD Guiding empieza a hacer el calibrado, examinando la respuesta de la montura en ascensión recta y declinacion, en ambos sentidos y midiendo el backlash.

Tras unos minutos haciendo el calibrado, el programa empieza a hacer el guiado; en el proceso, tal como se puede ver en la barra de estado, el software va haciendo correcciones a E, W, N o S, en función de las desviaciones que va detectando sobre lo que debería ser un guiado regular. La cosa tiene buena pinta, el cursor permanece todo el rato sobre la estrella guía.

PHD Guiding en pleno guiado. De fondo se puede ver la ventana del Maxim dl, en la que aparece la imagen de 180 segundos que se acaba de tomar, perfectamente guiada.

Ya viene la hora de la verdad, el momento en que empiezo a hacer tomas con la cámara principal; ahora comprobaré si el autoguiado realmente funciona. Una toma de 30 segundos: OK, otra de 60 segundos: OK. Ahora una de 120 segundos: OK, las estrellas siguen apareciendo redondas. Hago unas cuantas de 180 segundos, y siguen saliendo bien; sin guiado creo que no me saldría ni una bien con esa exposición, a los sumo 1 de 9, por casualidad. Esto funciona, consigo un 100% de tomas bien guiadas, la única perturbación parece venir de la turbulencia, que "engorda" las estrellas.


Galaxia NGC 2903, con 240 segundos de exposición, a binning 2x2 (1,4"/pixel) en filtro V, autoguiada

Aprovecho para sacar algún campo bonito. Apunto a la galaxia espiral barrada NGC2903 y le tiro una toma de 240 segundos a binning 2x2 (lo que supone trabajar a una escala de 1.4 arcsec/pixel) en filtro V. Por el pantallazo se puede comprobar el resultado, muy satisfactorio.

El PHD Guiding permite mostrar una gráfica en que se dibujan las correcciones en AR y Dec a lo largo del tiempo del guiado. Como se ve, las oscilaciones no superan la primera marca, lo que supone que los errores intrínsecos de la montura no son grandes, y que el alineado al polo celeste es más que aceptable. Creo que a partir de ahora es cuando voy a empezar a sacar partido de verdad a la montura CGEM.

Actualización: con el fin de que el tubo guía esté más pegado al telescopio, he desmontado el soporte en forma de trapecio y he atornillado el larguero que une las anillas a la placa de fijación. La operación ha sido muy sencilla y rápida. El soporte y las anillas ahora están sólidamente fijadas.

En la segunda noche he podido comprobar, satisfactoriamente, el funcionamiento del sistema de autoguiado en Maxim DL. Por su parte, CCD Commander también lo puede gestionar (a través de Maxim) siempre que encuentre una estrella de guía, lo que no siempre sucede, si se trabaja en zonas de poca densidad estelar, al menos en las condiciones de fuerte fondo de cielo en las que estoy.

Y ahora a darle caña...

Actualización: ahora he cambiado de lugar el tubo de guiado, del raíl de arriba al inferior, con el fin de que no se vea obstaculizado por la ventana cuando el telescopio apunta alto (cosas de tener techo). Las posiciones del tubo y el contrapeso ahora están intercambiadas.


Las posiciones del contrapeso y el tubo guia se han intercambiado.

IV Workshop de telescopios robóticos en Valencia

2010-11-25T09:48:00.003+01:00

Estoy en Valencia asistiendo al congreso de telescopios robóticos. Trataré de contaros lo más interesante de este evento. Yo he venido a contar, en una breve contribución, lo que se puede llegar a hacer con nuestros telescopios de aficionado automatizados con software comercial o freeware, en cuanto a la medida de brillo de estrellas variables.

Apertura del congreso; interviene Juan Fabregat

Cartel del congreso

12h.- Don Pollacco, del survey SUPERWASP ha dado una charla impresionante, donde nos ha desgranado los entresijos de los survey llevados a cabo con los WASP y SuperWASP, desde La Palma y Sudáfrica, para encontrar planetas extrasolares por medio de la observación fotométrica de los tránsitos. Nos mostró también el prototipo del futuro equipo de survey, que mejorará la capacidad de detección.

Charla de Don Pollacco

Jaimen Nomen, del OAM, dejándonos la boca abierta como siempre, nos mostró la evolución espectacular de su metodología, desde la observación casi manual en los años 90, hasta los telescopios robóticos de La Sagra

Charla de Jaimen Nomen

Josep Lluis Salto está presentando su contribución sobre su observatorio remoto en Cal Maciarol.

Contribución de Jose Lluis. Por desgracia le ha fallado la conexión remota con el observatorio con la que iba a hacernos una demostración

XIX Congreso Estatal de Astronomía - Madrid 2010 (II)

2010-10-02T20:27:00.001+02:00

Después de relatar la primera tarde del congreso, quiero reflejar aquí mi experiencia del sábado 18 y el domingo 19. Solo puedo ofrecer una muestra muy pequeña de los que fueron las ponencias, ya que no pude asistir desde el comienzo, y porque el programa constaba de tres sesiones en paralelo, de forma que había que escoger una charla de entre tres a la que asistir.

Aspecto de la sala en la sesión de ponencias de cielo oscuro

En lugar de entrar en una sesión a punto de terminar, preferí esperar en el pasillo e incorporarme directamente a la pausa para el café para poder entrar a la sesión con fuerzas renovadas. Estuve en las ponencias dedicadas a la polución lumínica. Estaban abarcaban por un lado la eficiencia del alumbrado, así como la medición del fondo del cielo con equipos móvile smuy similares, básicamente basados en un medidor SQM (Sky QualityMeter) instalado en el techo de un automovil realizando medidas en sentido cenital. La tercera ponencia fue impartida por Fernando Cabrerizo, de Syrma, presentándonos la web de la comunidad de cielo oscuro, donde cualquiera con un medidor puede participar y aportar medidas de fondo de cielo.

Turno de preguntas en la ponencia de Fernando Cabrerizo

Mi impresión, después de ver estas contribuciones, es que en el tema del cielo oscuro hemos progresado desde el simple lamento a una actitud activa de investigación y muestreo de la contaminación lumínica a lo largo y ancho de España, y el establecimiento de un sistema de información que permita evaluar el problema de forma precisa.

Como íbamos a comer pronto unos los compañeros del Grupo M-1 acompañados por otros amigos, no pudimos quedarnos a la conferencia de Miquel Serra. En el restaurante nos acompañó el investigador David Martinez Delgado, con quien pudimos comentar muchos aspectos de su actividad profesional y de la interacción con los amateur. Y también nos acompañó Pepe Ripero, que sin embargo no pudo asistir al Congreso.

Comiendo el sábado. De izda. a dcha. Simón García, Miguel Rodríguez y José Castillo

Grupo de la comida. De pie: izda. a dcha. Simón García, Diego Rodríguez, José Luis Salto, Paco Montalbán, Ángel de la Hermosa, José Ripero, Stephanie, Miguel Rodríguez y David Martínez Delgado. Sentados: izda a dcha José Castillo y Rafael Ferrando.

Durante la tarde asistí a las charlas dedicadas a los planetas menores. Montse Campás nos comentó los resultados de la actividad del grupo Observadores_Cometas, tanto en número de observaciones como en resultados destacados (el Doctor Mark Kidger iba a participar pero no pudo estar presente).

Ponencia sobre Observadores:Cometas presentada por Montse Campás

Ramón Naves, en su ponencia "Trabajos y anécdotas con asteroides" nos habló de sus experiencias observando asteroides, con especial énfasis en las observaciones fotométricas, con las que ha obtenido una gran cantidad de curvas de brillo de asteroides con los que se pueden determinar sus formas.

Ponencia de Ramón Naves

Julio Castellano nos habló de fotometría de cometas y la aplicación del método de multiapertura en su programa Focas II, explicando las fases por las que ha pasado la metodología en las sucesivas versiones.

Ponencia de Julio Castellano sobre fotometría de cometas con FOCAS II

A las 18h me tocaba exponer mi ponencia, con lo que me perdí, para mi pesar, la charla de Rubén, Juan Luis y Rafa Benavides sobre su programa SEDA-WDS dedicado a la observación de dobles "olvidadas" en el catálogo de Washington.

Para los que no pudisteis oírla, tenéis un extracto en la entrada anterior de este blog. Teniendo veinte minutos para exponerla, afortunadamente pude abarcar todo su contenido. Si bien todo parecía muy frikie, hablando de observatorios improvisados en una ventana de casa, en una ciudad terriblemente polucionada, en cuanto pude exponer resultados, con numerosas observaciones de brillo de estrellas variables, la vigilancia exitosa de variables eruptivas y medidas de quasares y observaciones de tránsitos de exoplanetas, todo ganaba la credibilidad que considero imprescindible.

Aquí estoy, dando mi ponencia "Un Observatorio Urbano Optimizado"

Después de la ponencia volví a ser un oyente más y pasé un rato muy agradable en la conferencia de Jordi Lopesino, que nos habló de la historia de las Jornada Nacionales de Astronomía, hoy Congreso Estatal. Jordi se tomó un trabajo enorme reuniendo toda la documentación, testimonios y anécdotas que enriquecieron una charla enormemente amena, en la que pudimos ver el ayer y el hoy de la astronomía de aficionados en España a través de lo que son sus reuniones oficiales. La paciencia del conferenciante fue también encomiable ante los continuos fallos del proyector del aula Ramón y Cajal. Me da la impresión de que la reducción de fondos en la universidad está poniendo en entredicho la conservación de su material educativo ¿no estará la autoridad universitaria más interesada en que se practique el botellón las noches del viernes, a que se haga astronomía y otras ciencias?

Al acabar la sesión nos fuimos a tomar unas cañas y a cenar Adolfo Darriba, los doblistas (Rubén Masa, Juan Luis Gonzalez y Rafa Benavides) y yo. En el Nebraska de la Gran Vía, después de la cena, les hice una sesión particular en la que les conté mi ponencia, ya que no habían podido asistir a esta durante la tarde.

Haciendo la presentación de mi ponencia en la "sesión VIP" para mis amigos los doblistas.

El domingo 19 de septiembre fue la última jornada. En esta tuvieron lugar los talleres. Los siguieron las conferencias de Blanca Troughton, sobre el Año Internacional de la Astronomía 2009, y Angel Gómez, sobre la revista Astronomía en sus 25 años de historia.

Extraordinaria maqueta de la región del Valle Marineris y Tharsis, en Marte.

Una de las cosas que hice fue aprovechar para comprar uno de los últimos ejemplares de la "Historia de la Astromomía Amateur en España" que quedaban en el stand de Equipo Sirius, que luego amablemente me dedicó su autor Josep María Oliver.

Portada del libro "Historia de la Astronomía Amateur en España", que pude adquirir en el stand de Equipo Sirius (de los últimos que quedaban) y que me firmó su autor Josep María Oliver.

Entrega de premios de astrofotografía. Fernando Cabrerizo obtuvo un galardón por su foto del tránsito de la ISS del ante del disco solar.

Con Rubén Masa (centro) observando sus micrómetros, construidos por él mismo

Micrómetro para medir estrellas dobles, construido y operado por Edgar Rubén Masa en su observatorio "Camino de Palomares"

Representación de "Galileo" de Bertold Brecht para clausurar el congreso. Excelente actuación del grupo de teatro MKS.

El congreso se cerró con la entrega de los premios del concurso de astrofotografía y la representación de la obra de teatro "Galileo" de Bertold Bercht. El personaje protagonista de la obra era de gran interés para nosotros, por lo que la representación fue una excelente idea.

Después del teatro se clausuró oficialmente el XIX Congreso Estatal de Astronomía. El próximo tendrá lugar en Gandía, organizado por la Agrupación Astronómica de la Safor; el marco de esta XX edición promete ser bastante atractivo. El balance que hago es bastante favorable, las jornadas son siempre un momento agradable para los aficionados por el hecho de podernos reencontrar unos con otros y contarnos las batallitas. En cuanto a la organización hay que poner una de cal y otra e arena, y si critiqué algo de improvisación y desorganización, también hay que decir que la labor en el transcurso de las ponencias fue notable, manteniendo ala perfección los tiempos de cada charla, cosa que no es realmente fácil.

Amigos con los que compartí este congreso, de izquierda a derecha: Fran Sevilla, de la Asoc. Astronómica M31 de Bilbao y Soc. Astr. Syrma de Valladolid, Verónica Casanova, de la Soc. de Ciencias Aranzadi y bloguera de ciencia y astronomía (blog astronomía y física), y Adolfo Darriba del Grupo M-1 y el Centro Astronómico de Ávila.

Ponencia: Un observatorio urbano optimizado

2010-09-26T22:27:00.000+02:00

Esta es la ponencia con la que participé en el decimonoveno Congreso Estatal de Astronomía. La presentación está disponible para visualizar en formato pdf descargándolo desde aquí.

El trabajo versa sobre cómo sacar el máximo provecho a un telescopio en un emplazamiento urbano para mitigar las consecuencias de la polución lumínica. A pesar de la peor calidad de los resultados, en comparación con la observación en cielos oscuros, el aprovechamiento de un telescopio montado en casa es muchísimo más alto por el mayor número de horas de observación disponibles cada noche y el ahorro de tiempo muerto destinado al montaje, desmontaje y transporte del equipo.

Ahora bien, el planteamiento se hace desde un tipo de observación orientada a la toma de datos, astrometría y fotometría. Otras modalidades pueden tener una tolerancia menor a la contaminación lumínica y la turbulencia que propicia el entorno urbano, como puede ser el caso de la astrofotografía con criterios estéticos o la observación visual de cielo profundo.

Un momento de la presentación de la ponencia

Sin embargo es llamativo cómo la técnica de la imagen con ccd tiene un alcance considerable incluso en un fondo de cielo iluminado como es en la ciudad, permitiendo captar estrellas débiles y objetos de cielo profundo no demasiado extensos como galaxias.

"Observatorios" urbanos como el que sirve de ejemplo, el de código MPC J30, se enfrentan a problemas añadidos como es la obstrucción por parte de otros edificios y el hecho de tener el campo de visión restringido al horizonte oeste, hasta 60 grados de altura. Desde el oeste, tras el paso por el meridiano, los astros están en descenso hasta alcanzar el ocaso, por lo que tras empezar a ser visibles, en poco tiempo pierden altura y quedan en situación desfavorable para ser observados.

En estas circunstancias la mejor manera de aprovechar el emplazamiento es establecer una zona óptima de observación, que estará entre 50 y 20 grados de altura y 250 y 330 grados de azimut. Los objetos dentro de esa franja son los que están a una ascensión recta igual a la hora sidérea local menos 2 horas y media de ángulo horario, y en una declinación entre +20º y +60º.

La programación de las observaciones con arreglo a ese criterio permitirá observar en las mejores condiciones posibles que permite el lugar. Sin embargo, el aprovechamiento sigue estando limitado por el número de horas en que el observador puede dedicarse a operar el equipo, y va a estar limitado por el descanso diario.

Sin embargo la computerización de los telescopios, y el control a través del ordenador traen consigo la posibilidad de manejar la montura, cámara y demás dispositivos desde el software, y, más aun, poder hacer que mediante un script se puedan establecer órdenes por las que el pc, de forma autónoma, maneje todo el equipo, haciendo que mande apuntar a un objeto, que la ccd haga una serie de exposiciones y las almacene, que mediante la rueda portafiltros use el filtro correspondiente y que controle, por ejemplo en enfoque y lo corrija actuando sobre un enfocador motorizado.

Exponiendo las conclusiones

Así, con programas como autotelcam, o ccdcommander, se puede automatizar el equipo y se tiene la posibilidad de delegar en el ordenador todas las tareas repetitivas. Trabajando de forma automática, el observador puede dedicar la noche al descanso y se presenta la oportunidad de aprovechar todas las noches despejadas, durante toda la semana, del anochecer hasta el amanecer.

El observatorio J30, trabajando en modo automático, va ejecutando scripts, cada uno con una selección de objetos abarcando 1 hora de ascensión recta. A un ritmo de 10 imágenes de 60 segundos por objeto, permite observar 7 u 8 objetos en el intervalo óptimo de altura. En una noche de duración media supondría observar, estirando al máximo, unos 80 objetos celestes.

En la práctica, cuando son visibles las zonas más densas de la vía láctea, el telescopio llega a hacer observaciones de unos 40 objetos. Desde que se puso en marcha la observación automatizada, se han llegado a hacer 2397medidas de brillo de unos 70 objetos, que van desde estrellas variables eruptivas, estrellas variables pulsantes, quasares, y supernovas extragalácticas.

Se ha prestado una especial atención desde el principio a la vigilancia de la actividad de las estrellas eruptivas, en particular a los subtipos U geminorum o nova enana, y sw sextantis. En este tipo de observación, en que es necesario obtener medidas de brillo casi cada noche, la observación automatizada es de una efectividad incuestionable.

En conclusión, la programación de las observaciones, por un lado, y la automatización por medio de un software, han permitido sacar el máximo partido a una ubicación que en al principio no parecía nada atractiva para hacer astronomía. Esta manera de trabajar seguramente continuará en los años venideros, tal vez hasta que el manejo remoto de telescopios instalados en lugares de cielo oscuro represente una alternativa viable.

El cielo en 8,3 megapixels

2010-09-22T01:19:00.003+02:00

Esta noche he estrenado mi nueva cámara QHY9, dotada del sensor CCD KAF-8300 de Kodak, de 13x18mm y píxel de 5.4x5.4 micras. En el foco de mi telescopio reflector de 203 mm y 1600 mm de distancia focal, ofrece un campo de 20x39 minutos de arco, realmente generoso y muy cómodo para trabajar.

Telescopio con la nueva QHY-9

La óptica Ritchey-Chretien parece que da un buen resultado, a juzgar por la primera luz de la cámara que vemos a continuación.

"Primera luz de la QHY-9 en el RC de 8", con una vista de M13

Se logran unas estrellas bastante finas y con forma redonda en todo el campo, incluidos los bordes, y todo ello con un enfoque hecho deprisa y corriendo; la definición lograda permite captar una gran variedad de matices en el cúmulo M13. No se ha aplicado ni toma oscura (dark) ni flat, se aprecia ruido en píxeles sueltos y en la esquina superior izquierda, pero en general se lograr reducir bastante al lograrse con facilidad una temperatura de -25ºC.

Comparación entre la QHY-9, la QHY2 Pro y la Starlight-Xpress MX516, de izquierda a derecha, compárese los tamaños de los detectores ccd respectivos de cada modelo.

La cámara se está portando bien, pero aun hay cosas que resolver con el software, fundamentalmente con el de la rueda portafiltros.

XIX Congreso Estatal de Astronomía - Madrid 2010 (I)

2010-09-18T02:51:00.002+02:00

Después de este parón veraniego vuelvo a la carga relatando a todos vosotros la marcha de esta nueva edición del congreso estatal, siempre desde mi punto de vista. La jornada inaugural ha sido solo un pequeño aperitivo y quizá no da la idea de lo que pueda llegar a ser esta edición del CEA. De momento he visto un cierto caos en la organización, que no tenía listas las acreditaciones para entregar a los participantes en el momento del registro. Poniendo diligencia por parte de la organización, y paciencia por la nuestra se ha subsanado el problema al acabar esta primera jornada.

Hemos comenzado con la ceremonia de apertura en la que han intervenido el presidente y vicepresidente de ASAAF, el presidente de la AAM, la Decana de la Facultad de Ciencias Físicas y el Presidente de la SEA.

El congreso propiamente dicho se abrió con la conferencia del Doctor Carlos Frenk, Catedrático en la Universidad de Durham, Reino unido. Con el título "Nuestro Universo Improbable", hizo un recorrido por la Cosmología a lo largo del siglo XX hasta llegar a los últimos avances, con la irrupción del problema de la materia oscura, el modelo inflacionario y la búsqueda de evidencias observacionales para corroborarlo, con hincapié en el estudio del fondo cósmico de microondas.

Si bien mostró los interesantes resultados obtenidos por su grupo de trabajo con un reciente survey de galaxias para estudiar la distribución a gran escala, y una interesante simulación para mostrar el papel de la materia oscura en la formación galáctica, toda la conferencia quizá insistió en conceptos ya conocidos, sin pocas novedades para un público con un conocimiento previo sobre cosmología.

Tras escuchar al Doctor Frenk pudimos asistir, como cierre de esta primera sesión, a una charla-concierto de José Antonio Caballero y el grupo Lagartija Nick. La peculiaridad de esta colaboración está en que este conjunto granadino, liderado por Antonio Arias toman temas astronómicos en las letras de sus canciones. En un espectáculo realmente multimedia, titulado "Multiversos" se van alternando las intervenciones de de Caballero con la musica de Lagartija Nick.

Aunque la propuesta es original, la música de Arias no consigue atraparme y me deja un poco frío. Me han gustado más otras aperturas de congresos, como una el año pasado en que dos intérpretes nos obsequiaron con obras de Vincenzo y Michellangelo Galilei, padre y hermano, respectivamente de Galileo. Y celebraría con entusiasmo que en otra convocatoria el organizador se animase a interpretar obras de William Herschel.

Tras el acto nos dirigimos al Restaurante Riofrío, donde tuvo lugar la cena de hermandad. Allí pude saludar a los viejos amigos y conversar con ellos, en el coktail y durante la cena. Mañana tendremos las ponencias.

En la cena de hermandad, con Adolfo Sansegundo

La continuación de la crónica está disponible aquí.

Supernova 2010gb en la galaxia UGC 9947

2010-07-27T02:28:00.000+02:00

Para animar un poco el programa de observación suelo incluir alguna de las supernovas más recientes, por supuesto con un brillo accesible y en una región del cielo a la que pueda apuntar.

Son muchas las supernovas a las que retratar en una noche si se dispone de un telescopio de mediana abertura, tiempo y una visión sin obstáculos de todo el cielo. Las búsquedas automatizadas están copando los descubrimientos de estos estallidos en galaxias remotas, haciendo a veces, por una engañosa apariencia de normalidad, olvidar su carácter extraordinario, fruto de millones de años de nucleogénesis en el interior de una estrella, o de acumulación de gas en torno a una enana blanca.

Cada noche puede aparecer, en una galaxia apenas perceptible si no es por la eficiencia de un ccd, y apareció en la UGC 9947, descubierta por el aficionado británico Tom Boles, como una estrella modesta que adornaba esta galaxia elíptica de magnitud 17. Pero sobrepasa a su anfitriona en una magnitud, y en algunos días después de la explosión ha subido por encima de la decimosexta magnitud. ¡La supernova sobrepasa en brillo a la galaxia que habita!

UGC 9947 está a una distancia de unos 308 ±22 millones de años luz (inferida de su corrimiento al rojo con una constante de Hubble H0 de 73 Km/s/MPc). Puesta a la distancia de 10 parsec (32.6 años luz), algo más lejos que Vega de nosotros, la supernova brillaría con magnitud -19, mucho más intensa que la Luna llena.

Por paradoja (o precaución cósmica), los espectáculos más sobrecogedores del universo ocurren lejos de nosotros, como minúsculos destellos en motas de polvo perdidas en el fondo del espacio.

V610 Herculis: un pequeño misterio

2010-07-18T17:25:00.000+02:00

V610 Herculis es una de una serie de estrellas variables cataclísmicas que suelo vigilar en la época veraniega. Cada noche o par de noches suelo tomar imágenes de los campos de una decena de estas estrellas, y al día siguiente realizo la localización y medida fotométrica de las estrellas variables contenidas en las tomas, empleando astrometrica y FOCAS II.

De vez en cuando una de estas cataclísmicas decide romper la monotonía y entrar en erupción, aumentando su brillo unas 4 ó 5 magnitudes, haciendo que en la imagen fits aparezca una estrella en la posición marcada, en lugar de un fondo ruidoso como suele ser habitual, cuando la variable permanece en su estado de reposo, con una magnitud tan débil que escapa al alcance de mi equipo de 200 mm de abertura.

Campo de V610 Her el 10 de julio (izquierda) y el 14 (derecha).

La última estrella en "dar la nota" fue V610 de hércules, que desde la última observación, el 10 de julio de 2010, permanecía por debajo de la magnitud 17.50V, y al medir sobre la imagen del 14 de julio ví sin problema la variable, débil pero bien destacada sobre el fondo, con brillo de 16.59V tal como pude medir en el FOCAS II.

Pensando que al menos durante unos días V610 Her sería visible en magnitud máxima, como suele ser normal. Pero, sorprendentemente, la noche del 15 al 16 de julio ya no estaba, había vuelto al estado de reposo, más débil de la mag. 17.

Imágenes del campo de V610 hérculis, el 14 de julio (izquierda) y el 15 (derecha). En 24 horas el estallido se ha desvanecido.

Ahora cabe preguntarse si, o bien el estallido ha sido extraordinariamente corto, o solo lo he llegado a detectar en los últimos momentos. En el segundo caso, igualmente estaríamos ante una erupción especialmente breve para lo que acostumbran hacer las variables de tipo nova enana.

¿Como elijo un equipo adecuado para CCD? (II) El campo de imagen

2010-06-20T22:12:00.006+02:00

Allá por 1992, cuando las cámaras ccd empezaron a popularizarse entre los astrónomos aficionados, estos se tenían que conformar con sensores de unos pocos milímetros de lado y menos de 100 mil píxeles; las cámaras más populares, casi las únicas disponibles, eran la SBIG ST-4 y la LINXX, basadas en el ahora minúsculo TC-211 de Texas instruments: 2,6 mm de lado y 192x165 píxeles.

La legendaria ST-4 de SBIG. Aunque es obsoleta como cámara para tomar imágenes, sigue rindiendo muy buenos servicios como cámara de autoguiado.

En estos últimos 15 años hemos vivido una progresión imparable en la mejora de los chips ccd, protagonizada por las dos marcas de mayor producción: Kodak y Sony, beneficiándose del enorme mercado originado en la producción de cámaras de fotos digitales y cámaras de vídeo.

Los usuarios astronómicos debemos dar gracias al gran mercado existente en cámaras de vigilancia e industriales, y cámaras de video profesionales de triple ccd, que por emplear sensores en blanco y negro, han permitido mantener una oferta continua de dichos chips monocromáticos tan necesarios en la fotometría, evitando que nos inunden los ccd's en color.

Comparación de tamaño entre distintos modelos de chips de Texas Instruments, Tektronix y Kodak, en tamaño real y ampliados a escala.

De esta forma, se ha experimentado una mejora en resolución, por el aumento del número de píxeles de los sensores (y una disminución de su tamaño), y del campo de visión abarcado, gracias al aumento del area, de forma que al igual que pasó en la astronomía profesional, en la de aficionado por fin pudimos retirar de uso la emulsión química, con todos sus inconvenientes, una vez que se pudo lograr emular hasta cierto punto su resolución y su gran campo, añadiendo la inmediatez, la respuesta lineal y la gran sensibilidad del detector digital.

Comparación entre tres modelos de chip ccd de Sony: ICX-249 (verde) vs ICX285AL (amarillo) vs ICX493AQA (azul), designados por los modelos de cámara en los que se han empleado.

A la hora de elegir un modelo de cámara la opción más lógica en un principio sería que cuanto más grande el chip mejor. Teniendo más campo de imagen se pueden encontrar más fácilmente los objetos que queremos fotografiar, las nebulosas difusas extensas se pueden registrar en una sola toma sin necesidad de hacer mosaicos, y conseguimos disponer de más estrellas de referencia para hacer astrometría o fotometría con las imágenes.

Pero esta opción no tiene por qué ser la mejor para todos los usuarios, depende de la clase de trabajo que deseen realizar y del instrumental que posean. Lo primero que tendrán que tener en cuenta es la distancia focal a la que trabajen y del tamaño del chip, con las consideraciones que ya se expusieron en una entrada anterior del blog.

En segundo lugar entra el factor de la disponibilidad económica. Hay cámaras de gama alta y cámaras de gama media-baja. Las cámaras son más caras cuanto mayor sea el sensor ccd que tengan montado, pero también hay modelos más costosos llevando chips ccd más pequeños que otras cámaras de marcas más económicas.

Puede parecer un contrasentido, pero es que hay cámaras ccd y cámaras ccd... cada marca diseña una cámara con un sistema electrónico distinto y le añade o le resta características extra que pueden ser cruciales o no, dependiendo de las necesidades del usuario final, todo ello aunque utilice el mismo modelo de chip ccd.

Me tomo la libertad de nombrar marcas; sin entrar en comparaciones odiosas, cada casa fabricante suele evidenciar su nivel de calidad con el precio de sus productos. Es un hecho indiscutible, aunque podamos estar pagando un tanto adicional simplemente por comprar una marca.

No es lo mismo una cámara SBIG, Finger Lakes o QSI en prestaciones que una QHY, Starlight-Xpress o Atik. Quizá, dependiendo de qué es lo que se quiere hacer, se precisan un mayor número de opciones, o tal vez una marca más asequible tiene una buena relación calidad/precio y nos satisface plenamente. He de recordar al lector que soy un feliz usuario de una QHY, por lo que no me mueve un interés especial más allá que una comparación objetiva.

Pero volvamos al tema que nos ocupa. Es posible que seamos un observador interesado en hacer fotometría de estrellas variables especialmente débiles, tengamos una buena montura que sea precisa en el apuntado y permita autoguiado. En este caso puede interesar más una SBIG ST-7, en la opción de ccd sin antiblooming. La versión con antiblooming es algo más barata, y de hecho hay otras marcas que ofrecen cámaras con mucho más campo al mismo precio o inferior, pero las ST-7 es especialmente apreciada por su alta sensibilidad y buen funcionamiento en su version sin antiblooming (es decir, sin el sistema que evita el blooming o derrame de electrones en estrellas brillantes que saturan la respuesta en la imagen y crean un defecto muy antiestético, pero que es irrelevante para una imagen de finalidad fotométrica, siempre que no afecte ese derrame a la estrella a medir)

Por el contrario, puede que otro observador requiera un campo generoso, por ejemplo para buscar supernovas o asteroides, tarea en que es imprescindible barrer porciones grandes de cielo en poco tiempo, a la vez que se necesita trabajar con una buena resolución, y por tanto con una focal larga o moderadamente larga.

Si se dispone de presupuesto, de un alto presupuesto, se puede acceder a las joyas de los catálogos de las grandes firmas, como la STL-11000M de SBIG, que cuenta con el chip KAI-11000 M, una "bestia" del tamaño de un negativo de 35mm y 11 megapíxeles.

La "joya de la corona", la STL-11000 de SBIG

El chip KAI-11000M de Kodak

Si las posibilidades económicas son más limitadas, y se puede prescindir de algunas de las prestaciones extra de una SBIG, se puede encontrar el mismo modelo de chip funcionando en una cámara de la marca Atik. Asimismo, sin llegar a los ccd de tamaño 35mm, el Kodak KAF-8300 ofrece un campo mucho más amplio que la mayoría de las cámaras, con un tamaño de 13x18 mm, pero su precio es francamente asequible para la clase de detector que es.

Lo están incorporando las cámaras QHY-9 y la SBIG ST-8300 (con muy buen precio en los Estados Unidos). Puede que o alcancen el grado de perfección de las cámaras de gama superior, pero con una operación correcta pueden dar unos grandes resultados, renunciando a ventajas como la de utilizar un chip sin antiblooming.

De esta forma un posible usuario dedicado a la búsqueda de asteroides, supernovas, etc, podría incorporar una cámara que ofreciese gran campo, con menos coste, asumiendo que es perfectamente válida para detectar una supernova en una galaxia o un asteroide. No tiene que hacer una fotometría extremadamente precisa de una estrella, sino una detección fiable (siempre cuidándose de no cometer errores con rayos cósmicos o ruido).

Aun queda otro factor a tener en cuenta, la ubicación del lugar de observación. En emplazamientos urbanos es perfectamente posible operar una cámara ccd, pero hay que tener cuidado con una cámara que ofrezca mucho campo, ya que si es montada en un telescopio de focal corta, el fondo de contaminación lumínica es fuerte. Si bien ello no impide la detección de estrellas, hace difícil una buena corrección del flat field o aplanamiento del campo. Ello incide en un preprocesado imperfecto que puede acarrear la existencia de ruido adicional a la hora de hacer fotometría. Yo trabajo ahora a f5 y noto bastante este efecto, con los 20'x30' que manejo, sin tener ni mucho menos un detector de área demasiado grande.

Como suele ser habitual, lo mejor es ir llegando a soluciones de compromiso entre campo y relación focal. A una focal alta el campo, aunque pequeño, podrá ser mejor corregido por flat; y a una focal más corta esta corrección se complica, hay más viñetado, pero el apuntado de la montura trabaja más cómodamente, y se dispone en cada toma de más estrellas de referencia para astrometría o fotometría.

En definitiva, se debería elegir la cámara que va mejor con el sistema óptico que se va a manejar, pudiendo elegir en un espectro muy amplio de modelos y marcas que se van a adaptar mejor al presupuesto disponible, quedando a la elección del usuario la decisión de si pagar o no por unas características extra que ofrecen las mejores, y más caras marcas.

VPhot: fotometría en la web con dos clicks de ratón

2010-06-19T15:41:00.002+02:00

VPhot* es un perfecto ejemplo de las ventajas del software en la red, aplicado a la astronomía. Con el término software en la red me refiero a programas instalados en un sitio web, que se ejecutan en nuestro navegador y que no precisan de ningún componente instalado en nuestro ordenador personal, salvo si se trata de aplicaciones en java o adobe flash, que requerirán el inicio del compilador correspondiente (siempre disponibles gratuitamente). Esta clase de software ya nos es familiar, por ejemplo, en las aplicaciones de chat de muchos portales de internet, que normalmente suelen funcionar en java.

*En adelante, cuando se dice Photometrica nos estamos refiriendo a VPhot, puesto que la AAVSO tuvo que cambiar el nombre a la aplicación por problemas de copyright.

La función de Photometrica es la de analizar las imágenes de campos estelares hechas con nuestro equipo. Automáticamente establece la escala y orientación de la imagen (usando los valores existentes en la cabecera del archivo fits) y por sí solo localiza la estrella variable o las estrellas variables en el campo, selecciona unas estrellas de comparación y realiza el cálculo de la magnitud.

Como se puede deducir, es una herramienta comodísima para hacer las medidas fotométricas, sin necesidad de depender de cualquier otro programa de análisis de imágenes. Como solo requiere del navegador, podemos efectuar la fotometría desde cualquier ordenador con conexión a internet, solamente necesitamos subir las imágenes fits al servidor de photometrica, por medio de la misma aplicación.

¿Cual es la mala noticia? que photometrica está restringido a los miembros de la AAVSO, puesto que es esta organización la que ha patrocinado el desarrollo del programa, para ponerla a disposición de los observadores asociados a esta. No obstante se da la opción a un usuario cualquiera de probar el programa pinchando la opción DEMO arriba a la derecha.

Desde ahí llegamos a un menú de imágenes, donde está colgada una colección de imágenes reales tomadas con un telescopio y una CCD, disponible para que nosotros mismo probemos a hacer fotometría y aprendamos el funcionamiento de esta herramienta. Si al principio la lista está vacía, dando al boton refresh se aparecerá la lista completa.

¿Queremos hacer una medida? hacemos click en el enlace de una de las imágenes. Por ejemplo, la número 76, con el nombre BL Cam, que es una imagen en que se supone que se ha registrado el campo de la variable BL Camelopardalis.

Aparecerá la imagen del campo estelar, ya calibrada en escala. Si pasamos el cursor por esta, se nos indicarán las coordenadas AR y DEC del punto x,y seleccionado. Lo más importante es que gracias a esta calibración, photometrica encuentra la estrella variable y las estrella de comparación por sí solo. Vayamos al menú catalogs, arriba a la derecha, y seleccionemos GCVS (catálogo general de estrellas variables). Seguidamente se mostrarán todas las estrellas variables presentes en el campo de la imagen.

Como se puede ver, se han localizado las variables BL Cam y LZ CAM. Ahora podemos descargar las estrellas de comparación válidas contenidas en la base de datos de la AAVSO alrededor de estas estrellas variables, para lo cual vamos otra vez a catalogs y seleccionamos la opción Load AAVSO Comp Stars.

Veremos entonces marcadas las estrellas de comparación que ha asignado la AAVSO. Cada una está rodeada de varios círculos, que son, respectivamente la abertura de medida fotométrica, y las dos aberturas que limitan el area de medida de la contribución del cielo.

A su vez, en un recuadro a la izquierda de la imagen vemos una lista en que se reflejan las estrellas variables y las de comparación que se han hallado, consignando el valor de relación señal/ruido calculada y la anchura o FWHM obtenidas. Si queremos hacer una medida fotométrica con este set deberemos, por mandato del programa, elegir una estrella del campo para que sea una estrella de chequeo. Una vez hecho esto podemos ver los resultados del cálculo de la fotometría dando al botón View Photometry Report. Esta selección de estrellas se puede guardar dando al enlace save as; también podemos cargar una selección hecha previamente en una lista desplegable situada encima del cuadro con el título Load Sequence:

Se ha cargado una secuencia hecha previamente para trabajar con Photometrica, con la BL Cam, dos estrellas de comparación y una de chequeo. El uso de estas secuencias guardadas nos evitan el paso de tener que cargar el GCVS y las estrellas de comparación de la AAVSO. Con este set de estrellas haremos el cálculo de la magnitud de BL Cam.

En el informe vemos que la aplicación ha determinado magnitud 12.904 para BL Cam. Dicho informe, para más comodidad, puede ser exportado como archivo de texto o xls para excel. Asimismo, puede guardarse como un reporte con el formato de la AAVSO, que puede ser enviado a través de la herramienta webObs de la página de internet de esta entidad.

Sería muy deseable que esta herramienta, Photometrica, o una similar, pudiesen hacerse accesibles para todo el público, con ello, cualquier observador interesado en hacer mediciones fotométricas podría llevar a cabo su propósito sin inversiones adicionales en programas y sin quebraderos de cabeza, con unos procedimientos muy sencillos. Por el momento, para cualquier aficionado con un interés firme en las estrellas variables tiene en Photometrica un motivo adicional para hacerse miembro de la AAVSO.

En recuerdo a Francisco Huete

2010-05-29T18:15:00.004+02:00

Hace ahora un año dejó de estar entre nosotros un sabio, un hombre culto, Francisco Huete Chugunowa, madrileño de padre conquense y madre rusa, doctor en química, dedicado profesionalmente a la docencia en temas de medio ambiente, y aficionado a la astronomía, incansable estudioso de esta ciencia.

Todos los que conocimos a Paco nos quedamos con la amargura de perderle cuando aun era demasiado joven, sin haber podido llevar todo su talento al grado de desarrollo que hubiese merecido.

Francisco Huete (primero a la izquierda) con otros asistentes a las jornadas de astronomía en el Planetario de Castellón, el 27 de marzo de 1999. Personas identificadas en la foto de izquierda a derecha (Francisco Huete, Miguel Rodríguez, n.i., n.i., Francisco Sánchez, Rafael Gonzalez, Jorge García, Pedro Arranz e hijo)

Paco Huete dejó algunos trabajos escritos que mostraban sus profundos conocimientos de astronomía. Publicó un artículo titulado "Escatología Científica" en el número de octubre de 1987 de Tribuna de Astronomía, en el que hablaba sobre el futuro remoto del Universo tal como nos lo muestra la astrofísica. Asimismo, tenía escrito un tratado sobre astrofísica que hasta este momento no ha sido publicado.

Cuando nos deja una persona querida tendemos a recordar los momentos más bonitos o entrañables que hemos vivido. Por desgracia, desde que conocí a Paco no tuve muchas ocasiones de charlar con él y aprender de sus conocimientos. Naturalmente, pudimos compartir nuestra afición por la astronomía en algunas conferencias y salidas de observación fuera de Madrid. En los largos trayectos a los que obliga la huida de la intensa luz urbana madrileña, pudimos conversar de muchas cosas, y descubrir un gusto compartido por la música clásica, en particular por Joseph Haydn, del cual Paco se reveló como un profundo admirador y conocedor.

Imagen de unos meteoros de la lluvia de las Leónidas, en la "tormenta" de la madrugada del 18 de noviembre de 1999. Imagen de Juan Carlos Casado publicada en la web Astronomical Picture Of The Day de la NASA. La imagen fue foto del día el 23 de noviembre de 1999.

Una de estas salidas de observación compartidas fue aquella gloriosa noche de la tormenta dce las estrellas fugaces de las Leónidas, la noche del 17 al 18 de noviembre de 1999. El paso reciente del cometa progenitor de esta corriente meteórica había añadido nuevo material que aumentó la densidad del tubo meteórico, prometiendo una lluvia de estrellas fugaces de extraordinaria riqueza. En efecto, el espectáculo no nos defraudó en absoluto, y en las horas del máximo podíamos ver caer varios meteoros cada segundo, como a puñados. ¡Otra! ¡otra! ¡otra!!, gritábamos cada vez que veíamos el filamento de luz de cada partícula de polvo cometario al desintegrarse en la atmósfera, hasta que ya no dábamos abasto para anunciar cada avistamiento. Muy de madrugada abandonamos el paraje cerca de Villarejo de Salvanés, cansados pero felices por el maravilloso espectáculo que nos ofrecieron las leónidas.

Desde que hace un año tuvimos que decir adiós a Francisco Huete, no dejo de recordar aquella noche de meteoros y la música de Haydn, y todos esos recuerdos se mezclaban cuando hace unos meses pude ver en concierto el oratorio "La Creación" (Die Schöpfung), de este gran compositor austriaco. Quiero tomar unas estrofas de la primera parte como dedicatoria, en boca del coro que canta en el dia cuarto de la creación, tras la creación del firmamento:

Die Himmel erzählen die Erhe Gottes,

Und siener Hände Werk

Zeigt an das firmament

traducción:

Los cielos proclaman la gloria de Dios,

y de la obra de sus manos

es prueba el firmamento.

Hasta siempre Paco...

Fotografía y fotometría

2010-05-01T22:05:00.002+02:00

Los avances de la tecnología experimentados en los últimos veinte años han hecho que dentro de la astronomía de aficionado la toma de imágenes del cielo haya dejado de ser una labor casi artesanal y sacrificada. Hace casi 10 años expuse por última vez una película de emulsión química para captar el cielo. Dos años después ya tendría mi primera cámara ccd.

Se ha pasado de guiar manualmente una exposición durante decenas de minutos, desde el campo, en emulsiones de 1000, 1600, 3200 ISO, incluso películas hipersensibilizadas por parte de los más expertos, para obtener una imagen de cielo profundo, a poder sacar galaxias en tomas de un minuto sacadas con un simple instrumento que cuente con seguimiento motorizado, y en un entorno urbano.

La nueva situación hace las delicias de todos aquellos aficionados que desean retratar las bellezas del firmamento, que pueden sacar objetos Messier con facilidad, y exprimir la capacidad de sus telescopios para captar los objetos más débiles y los detalles más delicados. La informática también juega en su favor con la capacidad de procesar, realzar y sacar todos los matices posibles a una imagen, combinar múltiples tomas, y en fin, sacar bellas y sugestivas fotos de galaxias, nebulosas y cúmulos estelares. Mi apreciado y admirado colega Ramón Naves denomina a estos astrofotógrafos, con sorna, postaleros. Yo evitaré en todo momento un tratamiento que pueda sugerir desprecio hacia la astrofotografía estética; es una labor minuciosa que redunda en una divulgación exitosa. Una imagen bella deleita e interesa al público por la astronomía. Yo hace años fui bastante entusiasta de la astrofotografía, sin obtener grandes logros, por lo que respeto a los postaleros por su dedicación y esfuerzo.

Sin embargo, y es una razón de ser de este blog, las tecnologías de la imagen astronómica posibilitan captar objetos del cielo: asteroides, cometas, estrellas variables, estrellas dobles, galaxias, quasares, etc, en imágenes de las que luego podemos extraer información por la posición en la imagen o por la distribución y nivel de brillo. Podremos obtener astrometría, o sea, una medida muy precisa de su posición en el sistema de coordenadas celestes, o fotometría, una medida moderadamente precisa de su brillo.

Un observador en nuestros días, con un telescopio de menos de 20 centímetros de diámetro, puede registrar una débil supernova en una galaxia lejana, con magnitud 14 ó 15, y de inmediato, en un programa en su ordenador personal, puede obtener su valor de brillo en el sistema estándar de magnitudes, y sus coordenadas ecuatoriales con precisión de menos de 1 segundo de arco de error. Varias décadas atrás, solo astrónomos profesionales podían obtener esa información, y además solo tras un proceso tedioso que podía durar semanas, examinando placas con micrómetros, o midiendo la luz por medio de fotómetros fotoeléctricos.

Esta imagen de la galaxia NGC3621 es maravillosa, está hecha por un gran astrofotógrafo, fue imagen astronómica del día el 19 de septiembre de 2009 en la web de la NASA, y se puede aprender mucho sobre astrofísica examinandola con detenimiento, pero no nos sirve para hacer fotometría. Para darle su aspecto definitivo ha sido necesario combinar una serie de tomas que previamente han sido procesadas y alteradas en su rango tonal. Imagen de Robert Gendler.

En esta imagen, bastante fea, solo vemos un vulgar campo de estrellas. Además presenta un gradiente de brillo causado por la contaminación lumínica. Es una suma de 10 imágenes de 60 segundos cada una para obtener una exposición equivalente a 10 minutos. Se han sumado las imágenes tal y cómo han salido de la cámara, solamente procesadas para restar el ruido de la corriente de oscuridad y corregir el aplanamiento del campo (flat field, que ni siquiera se ha llegado a corregir bien del todo por unas malditas motas de polvo).
Al trabajar sobre la foto se han ajustado los niveles de brillo para una óptima visualización, pero sin cambiar los valores originales de cuentas. Pero en esta imagen ya podemos medir el brillo de las estrellas que aparecen registradas, es decir, hacer fotometría, por ejemplo de ese objeto marcado, de aspecto estelar, pero que no es una estrella de nuestra galaxia, sino un lejano quasar conocido por la denominación OJ 287.

Cuando tomamos imágenes para obtener datos, no hay bonitas vistas, pero pronto nos damos cuenta de que hay mucho campo donde jugar: podemos ver cómo cambian de brillo las estrellas, cómo estallan y se desvanecen supernovas, ¡nos damos cuenta de que el cielo está vivo y en constante cambio!

En esta imagen, de lo más sosa, podemos dedicarnos a medir el brillo de la estrella que aparece señalada. Si tomamos imágenes durante días sucesivos y medimos esa misma estrella nos damos cuenta de que su brillo es diferente de un día a otro:

Los valores de brillo toman a primera vista un aspecto disperso, pero se advierte una periodicidad. Por un algoritmo matemático se nos muestra que los datos presentan una periodicidad de 3.3 días. Si promediamos los puntos y los ajustamos según la fase obtenemos

Esa estrella anodina que se veía en la imagen es una estrella variable cefeida, denominada CK Camelopardalis, y hemos conseguido obtener esta curva de brillo típica con nuestras propias imágenes y el proceso de los datos en nuestro ordenador personal. Las estrellas variables cefeidas son muy importantes en la astrofísica por ser indicadores de distancias cósmicas.

Supernova 2005cs en la galaxia Messier 51. Esta imagen es una copia de la imagen original de la que se ha extraido la fotometría de la supernova. En algunos casos, especialmente si se trata de supernovas en otras galaxias, las imágenes para hacer fotometría llegan a ser bellas.

Doblete de Novas enanas

2010-04-20T23:57:00.002+02:00

Los observadores de estrellas variables, en especial los que vigilan variables cataclísmicas, van a estar estos días un poco más ocupados. Los estallidos de esta clase de estrellas se van dando con una cierta frecuencia, no periódica, pero la mayor parte del tiempo estos sistemas se encuentran en un estado de mínimo brillo.

U geminorum

Sin embargo a veces pueden solaparse en el tiempo las erupciones, como un hecho puramente fortuito, sin otra repercusión que poder deleitarse con la contemplación de dos máximos simultáneos, como ha sucedido entre el 18 y el 20 de abril de 2010 con dos novas enanas bien conocidas: U Geminorum y SS Aurigae (la segunda ha ocupado un post el mes pasado).

SS aurigae

No nos perdamos estas dos explosiones.

Una estrella explota en las entrañas de la galaxia NGC2357

2010-04-13T00:30:00.001+02:00

La supernova número 63 del año 2010 fue descubierta el 27 de marzo, por los observadores Cox y Puckett en la galaxia NGC 2357. Como se ve en la imagen, la 2357 es una galaxia presumiblemente espiral dispuesta de canto, de manera que se nos presenta como un fino objeto, de bordes bien definidos que nos recuerda al dibujo de un cigarro.

Es de suponer que la supernova ha estallado en un área periférica de la galaxia , pues de lo contrario, en una ubicación más próxima al centro puede ser notablemente oscurecida por el polvo y gas interestelares de NGC 2357 hasta hacer muy ardua su detección. Prueba de ello son las supernovas que han tenido lugar en M82, galaxia también dispuesta de canto, por lo general difíciles de observar a causa de la materia interpuesta entre nosotros y el fenómeno.

Esta es la cusa por la que se aconseja la búsqueda de supernovas en las galaxias que se nos presentan "de frente" con toda su estructura de brazos a la vista y en la que el espesor del polvo y gas es el mínimo y no va a ejercer de obstaculo para detectar este cataclismo en todo su esplendor. Sin embargo tal vez no son tan fotogénicas como esta bj, aunque se detecten con claridad, pero sin esa fascinación que produce ver esa débil estrella engarzada en la galaxia. En la página de supernovas de Bishop hay más y mucho mejores imágenes.

La 2010 es de tipo IIp. Se supone que es una estrella muy masiva que al haber llegado a obtener energía de la fusión de todos los elementos, sucesivamente, desde el Hidrógeno hasta el Hierro (pasando por el Helio, Carbono, Neón, Oxígeno y Silicio) comienza una fusión catastrófica de este último en el núcleo, dando lugar a lo que vemos como una estrellita que por unos días o semanas puede llegar a brillar tanto como su galaxia anfitriona, o con más intensidad aun.

Venus y Mercurio saludan al anochecer

2010-04-02T21:46:00.001+02:00

En esta noche de Viernes Santo el cielo ha querido abrirse y dejarnos observar un poco. Mi lugar de observación se encuentra mirando al oeste, donde este mes de abril tiene lugar una aparición favorable y simultanea de Venus y Mercurio . Aunque no lleguen a estar en una auténtica conjunción, durante estos días se podrán ver cercanos al atardecer, hasta una distancia mínima de 3º el día 4 de abril.

Venus (el más brillante, izquierda) y Mercurio (derecha) al atardecer del 2 de abril de 2010. Exposición de 2.5s f7.1 ISO200, F 55mm

Es una gran ocasión para deleitarnos con estos dos luceros y sacar bonitas fotografías de ambos planetas sobre el horizonte. Unos pocos segundos a ISO 200 con una reflex digital o una compacta incluso, sobre un trípode, darán excelentes resultados como el que puede dar idea la foto que he tomado hace unos minutos.

Los telescopios de Fraunhoffer

2010-04-02T00:59:00.002+02:00

Esta entrada se sale del tema de las estrellas variables para adentrarse en el mundo de la astronomía allá por el siglo XIX y los telescopios de Joseph Fraunhoffer.

En febrero tuve oportunidad de visitar Munich, ciudad que cuenta con museos bastante buenos, entre otras atracciones (además de las famosas cervecerías). No solamente el disfrute de las colecciones de arte y de arqueología invitaba a visitar los museos muniqueses, también, francamente, la necesidad de permanecer a cubierto con el tiempo muy frío reinante en la zona.

Todos vosotros, lectores del blog, sois personas, supongo interesadas en la ciencia y la técnica. Por ello os recomiendo con énfasis la visita del Museo Alemán (Deutsches Museum) de Munich. Es un compendio de la tecnología y la ciencia en todas sus ramas (en cuyo desarrollo Alemania ha tenido un papel en muchos casos de protagonista). Creado a principios del siglo XX, permanece en su edificio original, con las debidas modernizaciones, si bien sigue un sistema expositivo tradicional en sus colecciones, distinto del que siguen los modernos museos de ciencia en la actualidad, pero sin que ello reste interés a sus contenidos.

Tiene una buena sección dedicada a la astronomía, con especial atención a los instrumentos de observación, además de un planetario y observatorio propios. De entre todo lo que se exponía me llamaron especialmente la atención los instrumentos históricos, entre los que se encontraban dos telescopios fabricados por el gran óptico y físico Joseph von Fraunhofer (1787–1826) en el decenio de 1820.

Refractor de 24 cms de diámetro

El primero de ellos, un refractor de doblete acromático de 24 cm de abertura. Ese ya es bastante diámetro para un refractor (los refractores son raros en las aberturas entre medianas y grandes, ya que a más diámetro, es muy difícil fabricar unas buenas lentes sin defectos, mientras que la elaboración de un espejo tiene menos complicaciones). Este ya contaba con una montura ecuatorial, bastante novedosa para su época, con la ventaja de un seguimiento más cómodo que contrarresta la rotación terrestre para las observaciones.

Y tiene pedigrí, este telescopio estuvo operativo en el observatorio de Berlín y fue con el que Galle descubrió el planeta Neptuno gracias a los calculos de Adams y Leverrier. Debe ser la segunda vez que estoy frente a un telescopio con el que se han descubierto nuevos astros; el primero fue el catadióptrico de 30 cm de abertura de Juan Lacruz con el que se descubrieron decenas de asteroides en el observatorio de La Cañada (Ávila).

Heliómetro de Fraunhoffer

Y después pude admirar un heliómetro de 8 cm aproximadamente de diámetro, también de Fraunfoffer. ¿Qué es un heliómetro? se trata de un telescopio especialmente dedicado a medir distancias angulares en el cielo. Para ello tiene la lente objetivo dividida en dos mitades iguales, y una de ellas puede ser girada respecto a la otra por medio de un mecanismo micrométrico.

Si las dos mitades están exactamente alineadas, se observará por el telescopio una imagen normal, pero si movemos una, se nos aparecerá una imagen doble. con un desplazamiento en función del angulo en que están rotadas las secciones de lente.

Ese es el fundamento para medir distancias angulares, como un tradicional micrómetro pero más cómodo y preciso, precisamente para este cometido fue inventado por el óptico John Dollond en 1755. Si tenemos en el campo de visión una estrella doble, solo tendremos que mover el semiobjetivo hasta que ambas estrellas del par se junten, para que con el sistema micrométrico, convenientemente calibrado, podamos medir la distancia angular de separación. Previamente habría que rotar el eje que parte las dos mitades hasta un angulo perpendicular al angulo de posición, con lo cual ya estaríamos midiendo esta segunda cifra que caracteriza a un par.

Retrato de Fraunhoffer (Wikimedia commons)

Este artilugio también ha servido, con el mismo fundamento, para medir con muy alta precisión el diámetro del Sol, y de ahí su nombre. Hasta la llegada de la fotografía y los círculos meridianos ha sido el instrumento de medida angular más preciso, hasta el punto de que uno similar sirvió a Bessel en 1838 para calcular por primera vez la distancia de una estrella a la tierra, 61 Cygni, por medio del paralaje. Hay que caer en la cuenta de la precisión que debía alcanzar este sistema óptico para haber podido medir una distancia angular tan pequeña, del orden de décimas de segundo de arco.

Diagrama del paralaje de la Estrella de Barnard, una de las más cercanas al Sol, al igual que 61 Cygni. Ambas tienen un elevado movimiento propio anual, y por ello, los astrónomos con razón infirieron que habían de ser cercanas y su paralaje podría ser medido con las técnicas disponibles. Diagrama de David Richards con sus propias observaciones astrométricas.

Retrato de Friedrich Wilhelm Bessel (1784-1846). Wikimedia Commons

SS Aurigae

2010-03-27T21:58:00.001+01:00

Hace poco hablábamos de estrellas variables cataclísmicas cuando me refería a la erupción de UV Persei. Hay un puñado de estas, las que tienen los mínimos más brillantes, que han venido siendo las más observadas. Una de estas es SS de Auriga, en coordenadas (2000.0):

Ascensión Recta: 06 13 22.43 Declinación: +47 44 25.4

SS Aur en el mínimo (arriba) y en estallido (abajo)

SS Aur es una variable cataclísmica de bastante amplitud, entre la 10.8 y la 15.8 ó 16, lo que supone una diferencia de luminosidad de casi 100 veces entre mínimo y máximo. Las erupciones se producen cada 100 días aproximadamente.

Carta de observación de SS aur (AAVSO)

Más sobre GK Persei

2010-03-24T20:49:00.002+01:00

En la entrada anterior tuve ocasión de hablar de la variable cataclísmica GK Persei, sin caer en la cuenta de que había entrado en uno de sus estallidos casi periódicos.

Curva generada desde la base de datos de la AAVSO

En estos sistemas suelen alternarse erupciones largas y cortas. Y la que toca en esta ocasión es bastante prolongada, en la cual GK Per ya lleva unos 20 días por encima de la magnitud 12. Como suele pasar en estos máximos de larga duración, no suelen ser planos, sino que van experimentando un incremento lento de brillo después del rápido estallido.

En esta etapa es especialmente interesante estudiar las variaciones de brillo de pequeña amplitud (a veces no tan pequeña) que se dan en lapsos de tiempo de unas horas. Son una auténtica ventana para contemplar el comportamiento del sistema binario que origina toda la variabilidad en el brillo.

En estos lapsos cortos de tiempo suelen presentarse variaciones un tanto acusadas que se repiten con una gran periodicidad, estos son los eclipses entre los componentes del sistema binario, rasgo que presentan casi todas las variables cataclísmicas puesto que en su mayoría tienen un inclinación favorable para presentar dichos eclipses. Sin embargo, el aspecto de la curva de brillo cambia continuamente, ya que está influido por el disco de acrección (alrededor del componente compacto del sistema), que es el elemento que aporta mayor luminosidad al brillo total del sistema. Este disco tiene su propia rotación y en combinación con la revolución del sistema doble dará lugar a una puta compleja de variación, en que se combinan uno y otro periodo.

Una noche más

2010-03-22T23:19:00.001+01:00

Parece que los rigores del invierno nos han dejado por unos días. Si, entramos en primavera el pasado sábado, pero aun tardaremos un tiempo en ver sus efectos en el tiempo atmosférico, ya que el comienzo climático de una estación siempre guarda un desfase con el comienzo astronómico.

Pero entre frente y borrasca podemos aprovechar uno o dos días, a lo sumo, de cielo despejado en los que volver a mover el telescopio y volver a las observaciones. En mi caso, supone volver a tomar imágenes para hacer la fotometría. Con tantas noches nubladas se pierde mucha práctica y hay momentos en que uno no tiene muy seguro que vaya a acordarse de cómo manejar el equipo.

La noche se presenta muy tranquila, sin viento, y con una agradable temperatura exterior de 14 grados. Esto es especialmente conveniente, ya que al tener el telescopio en el interior, el aire de la habitación ha de equilibrarse con el exterior, y tengo la seguridad de que en estas condiciones lo hará bastante deprisa. De este modo puedo asegurarme una ausencia de turbulencias fuertes que puedan degradar la resolución de las imágenes.

Tras mi experiencia en los dos últimos inviernos me planteo, si no cambia mi lugar de observación, el tener el equipo parado en las noches más crudas de frío. Si bien aun puedo sacrificar el que se enfríe la casa por tener la ventana abierta, los pobres resultados que obtengo no me han compensado en absoluto el esfuerzo, puesto que en estas condiciones de frío intenso he tardado horas en equilibrar el aire, periodo en el cual, mis tandas de fotos han sido pésimas. Pero, mientras tanto, toca disfrutar de noches más propicias, a pesar de ser más cortas.

He abierto la noche con GK Persei, la antigua Nova Persei de 1901. Aunque haya pasado más de un siglo desde su explosión, esta estrella variable cataclísmica sigue teniendo actividad en este su actual estado de reposo, y experimenta estallidos cada 500-600 días, de unas dos magnitudes de amplitud, como vemos, del estilo de las novas enanas, muy por debajo de lo que fue su explosión como nova clásica en 1901. Por cierto, ahora mismo está en estado de erupción, sobre la magnitud 12, una magnitud por encima de su brillo habitual.

Pero, ay, he pillado muy baja la estrella, y se está ocultando tras el edificio de enfrente, no me ha dado tiempo mas que de sacar una toma, con el edificio de enfrente "engullendo" el campo de estrellas. Pero aun queda noche, y hay otros objetos aguardando ser registrados por la ccd.

Estrellas Variables: Una Introducción (III) Cuando observar, con qué frecuencia, ¿a donde envío mis observaciones?

2010-03-21T19:13:00.001+01:00

Programación de las observaciones

El campo de las estrellas variables tiene un elemento atractivo adicional que puede interesar al aficionado. Este no es otro que la posibilidad de organizar las observaciones según el equipamiento óptico, la zona de cielo accesible habitualmente, el tiempo disponible para observar, las condiciones de oscuridad del cielo y otros tantos condicionantes posibles.

A pesar de lo expuesto antes, los nuevos observadores habrán de tener presente que es primordial adquirir práctica en la fotometría visual y darse tiempo para llegar a conocer los comportamientos de las variables que se vayan a vigilar. Por ello es absolutamente necesario comenzar con variables suficientemente brillantes y con una amplitud de fluctuación de brillo que sea grande, del orden de 4 ó 5 magnitudes como mínimo.

Las Estrellas Variables Pulsantes de largo Periodo o Tipo MIRA son las que reunen las condiciones requeridas, con amplitudes de 2.5 magnitudes en adelante y períodos entre 80 y 1000 días. Estas tienen una variación de luminosidad perfectamente apreciable de semana en semana siguiendo una pauta bastante regular que despertará el interés del neófito. En correspondencia a su largo periodo de variación, las ee.vv. tipo MIRA han de observarse con una periodicidad de 7 días, tal y como lo recomiendan las últimas circulares de la AAVSO, tratándose de evitar mediciones mas frecuentes, que solo supondrían la acumulación de errores. En esta fase el observador también podrá seguir estrellas pulsantes Semirregulares.

Estas tienen fluctuaciones máximas de brillo de 2.5 magnitudes y períodos entre un mes y 1000 días. Las ee.vv. semirregulares tienen cierto parecido con las de largo periodo, pero aunque teniendo una evolución igualmente lenta su pauta de variación no está exenta de ciertas irregularidades, por lo que el

Curva de brillo de T Cephei. Tipo Mira.

variabilista no debe extrañarse si se encuentra con que una de estas estrellas permanece varias semanas en una misma magnitud o no llega al valor esperado en el máximo; estas irregularidades, lejos de desanimar al observador, resultan un gran aliciente en la medida que suponen un componente imprevisible que suele eludir los modelos establecidos sobre estas variables. Su frecuencia máxima de observación es de siete días aunque es perfectamente válida una vigilancia cada 10 ó 15 días, especialmente la estrella parece encontrarse en una fase algo estática. Los ejemplares de variables semirregulares con alto brillo aparente son muy numerosos en todo el cielo, y ello, unido a su moderada amplitud hace que sean estrellas idóneas para observadores dotados de prismáticos.

Curva de brillo de W Cygni. Semirregular.

Las estrellas pulsante de Largo Periodo y Semirregulares corresponden a tipos espectrales tardíos y tienen un color anaranjado bastante intenso. Es por ello que debemos estimar su brillo con rapidez porque si no tenderemos a sobreestimar su luminosidad, como consecuencia del efecto Purkinje (según el cual el ojo en visión nocturna tiene una sobresensibilidad a la luz roja).

Cuando hayamos adquirido mas experiencia podremos empezar a observar otros tipos de variables. Las ee.vv. Eruptivas o Cataclísmicas serán el siguiente paso. Esta clase de estrellas presenta un comportamiento imposible de predecir, razón por la cual deben ser observadas cada noche despejada, especialmente los subtipos U Geminorum, Z Camelopardalis, Nova y Supernova, cuyas variaciones de brillo llegan a ser extremádamente veloces. Otras clases de eruptivas: Eruptivas Irregulares, Estrellas Simbióticas, R Coronae Borealis, Estrellas Cuasi-Novas (P Cygni), etc, pueden tener periodos de variación de lenta de brillo, por lo que hay que reducir las observaciones a una cada 7 días a menos que se detecte o se tenga aviso de una actividad peculiar. Por otro lado, las Novas y Supernovas merecerían un espacio aparte por su gran espectacularidad ; nos limitaremos a señalar que cualquier aficionado variabilista

Curva de brillo de SS Cygni. Tipo U Gem.

mínimamente experimentado no debe perder la ocasión de observar las 2 ó 3 novas que suelen aparecer en el firmamento cada año o alguna de las pocas supernovas extragalácticas que llegan a ser visibles en telescopios de mediana abertura; estos son fenómenos raros en los que hay que volcar un especial esfuerzo observacional para conseguir progresos en su conocimiento. Son de especial interés los objetos de tipo U Geminorum o Novas Enanas. Se trata de estrellas que permanecen durante largos períodos en un brillo bastante débil (el mínimo más brillante de todas las UGem es el de SS Cyg, con la 12.1m) hasta que en un momento dado, que suele llegar con una cierta aunque no estricta periodicidad, aumenta su brillo en 4 magnitudes o mas (que supone un incremento de 40 veces en su luminosidad) en el lapso de uno o dos días; la estrella se mantendrá en el brillo máximo varios días, incluso una semana, pasados los cuales vuelve a su estado original en el lapso de unos días. Las variables de tipo Z Camelopardalis tienen, por su parte, una actividad de subida y bajada de unas 4 magnitudes que se repite continuamente en un periodo de dos semanas hasta que repentinamente se quedan en una magnitud a 2/3 entre el mínimo y el máximo sin apenas experimentar variación. Este periodo de parada se puede llegar a extender hasta mas de un año, sin que haya manera de saber cuando acaba exactamente. Las Novas Enanas, por su espectacularidad y su comportamiento impredecible constituyen un formidable reto para el observador, que intentará vigilar cada una de ellas noche tras noche esperando detectar sus erupciones. Por desgracia este tipo de variables eruptivas son de

Curva de brillo de SS Aurigae. Tipo U Gem.

máximos tenues (el mas brillante es el de SS Cyg, en la 8.3m) y mínimos más débiles todavía. Ello obliga a advertir que solo nos podremos meter de lleno con estas estrellas si hemos acumulado suficientemente experiencia con otros tipos de variables y si poseemos un telescopio de 20 cm de abertura como mínimo. Tal como José Ripero, el variabilista más activo de España y uno de los primeros de Europa, escribe en un artículo: "[...] (Hay que) comenzar siempre la carrera 'variabilista' por las variables mas sencillas, ya que la experiencia en este campo es imprescindible. Ya habrá tiempo de observar variables ténues difíciles" (Ripero, 1986).

Los aficionados mas avanzados podrán pasar a observar otros tipos de variables: Eclipsantes, Cefeidas, RR Lyrae u otras. Las Binarias Eclipsantes tienen variaciones acusadas y periódicas de magnitud con una duración alrededor de unas horas, mientras que las Cefeidas tienen periodos de varios dias y amplitudes menores que de 1 magnitud. Son tipos de variables en muchas ocasiones difíciles de observar correctamente y que en otras tantas se requiere su estudio por medio de fotómetros fotoeléctricos. En cualquier caso, su observación se organiza en unos programas y una metodología específica que no vamos a detallar aquí.

Una estimación de brillo como las que efectuamos con el método visual nos reporta un dato de interés que no tendría sentido no registrar. Apuntemos, para cada estrella variable observada en una noche:

la hora en TU de observación
designación y nombre de la variable
día juliano incluyendo decimal, magnitud estimada
ecuación de comparación (que incluya las magnitudes de las estrellas de comparación y las diferencias observadas con respecto de la variable: ma(a)v(b)mb )
aumentos utilizados
cualquier otra anotación que pueda ser de utilidad

todo ello en un cuaderno que será testigo de todas nuestras observaciones.

Durante la sesión nos ayudaremos de una linterna con un filtro que nos de una luz roja para poder efectuar las anotaciones y leer los mapas sin deslumbrarnos y sin tener que interrumpir nuestra tarea para ir a encender luces.

¿Cómo dar a conocer nuestro trabajo?

Tan pronto como empezamos a acumular estimaciones de brillo semana tras semana seguramente nos preguntaremos la razón de seguir una estrella variable durante meses y luego años mas allá de la simple curiosidad. El aficionado tal vez ignoraba que existe una demanda real de observaciones de estrellas variables por parte del astrónomo profesional.

Un astrofísico puede investigar una estrella con gran precisión y detalle por medio de telescopios de muy gran abertura y avanzada tecnología, disponiendo asimismo de instrumentos en el espacio que proporcionan acceso a otras regiones del espectro. Sin embargo, la meticulosidad de sus observaciones y el reducido tiempo disponible para estas impiden al investigador tanto vigilar continuamente los objetos que le interesan como escrutar simultaneamente mas de uno de ellos.

Mientras tanto, el aficionado, sea cual sea su instrumento de observación, está en condiciones de rastrear el cielo y controlar cada noche el comportamiento de decenas de estrellas variables. Por ello el profesional necesita de las observaciones fotométricas que efectúan los aficionados, y para tal fin las asociaciones de observadores de estrellas variables son los intermediarios entre ambos colectivos. Por un lado proporcionan la metodología, los mapas con secuencias de comparación y toda clase de información para que el amateur efectúe sus observaciones de forma óptima. Al mismo tiempo, ponen a disposición de los astrofísicos sus archivos de medidas de brillo.

Es muy recomendable que los aficionados españoles que empiezan en este campo se dejen guiar por grupos de observadores activos, agrupados en listas de correo electrónico como destellos:

http://es.groups.yahoo.com/group/destellos/

Pero sin duda alguna, la sociedad de este tipo más relevante es la AAVSO, ya mencionada con anterioridad. Desde su fundación en 1911 (once años antes que la Unión Astronómica Internacional), reune en una base de datos mas de 8 millones de observaciones que vienen proporcionando centenares de observadores estadounidenses y del resto del mundo. Asimismo cada año atiende un número creciente de solicitudes procedentes de astrónomos profesionales y educadores.

Edita para sus miembros una revista especializada y unos boletines de noticias, aparte de mantener un servicio de avisos urgentes mediante los cuales loas observadores aficionados proporcionan datos de última hora sobre ciertas estrellas que están siendo estudiadas por los astrofísicos.

Situada en nuestro vecino país, la AFOEV agrupa a los aficionados variabilistas franceses y de otros tantos paises, con fines y éxito similares a los de la AAVSO. También edita mapas de observación y publicaciones informativas para sus socios. Es recomendable que todos los observadores que trabajen con variables manden observaciones desde el principio a estas dos asociaciones. Si pasado el tiempo el aficionado posee un interés particular hacia este campo debería considerar su incorporación a la AAVSO o a la AFOEV. En cualquier caso, ambas recibirán con agrado todas las observaciones que les sean mandadas y ofrecerán gustosos toda información que se les solicite. Sus direcciones son:

AAVSO
49, Bay State Road
Cambridge, MA 02138
USA

aavso@aavso.org

http://www.aavso.org

AFOEV
Observatoire de Strasbourg 11, rue de l'Université
67000 STRASBOURG
France

http://cdsarc.u-strasbg.fr/afoev/

Estas asociaciones y sus observadores tienen en la actualidad tal contribución a la investigación astronómica estelar que han convertido el seguimiento de las estrellas variables en el espectro óptico en un campo casi exclusivo del amateur y convirtiéndole en un peldaño de la escalera que conduce a una mayor conocimiento del Universo, un lugar al alcance de todo aquel que esté dispuesto a observar con rigor y continuidad.

Bibliografía (La publicada originalmente, un poco anticuada, ver este post para obtener una bibliografía más actualizada)

(1). Levy, D., 1986. Observing Variable Stars. Sky publishing Corporation.

(2). MacRobert, Alan, 1996. The Lure of variable star observing. Sky&Telescope Vol. 91 no. 3.

(3). Mayall, Margaret Walton, 1970. Manual for Observing Variable Stars. AAVSO.

(4). Ripero Osorio, J., 1986. Instrucciones para la observación de estrellas variables (I,II y III).

Tribuna de Astronomía, nums. 3, 4 y 6. Madrid.

Estrellas Variables: Una Introducción (II) Estimación visual

2010-03-21T18:38:00.000+01:00

Metodología de observación

Las estrellas variables son un campo especialmente interesante para el astrónomo amateur por dos razones:

1- Es la persona indicada para seguir su comportamiento de una manera regular al ser imposible desde un observatorio profesional la observación periódica de todas las variables catalogadas.

2-el area de las ee.vv. está abierta a todas las disponibilidades de instrumental, puesto que hay variables brillantes que se pueden seguir a simple vista, hay muchas que se pueden observar con unos simples prismáticos, y el catálogo es suficientemente extenso y variado para que sean útiles telescopios de todas clases.

A esto hay que añadir que la observación de e. variables es poco exigente con la calidad de la óptica utilizada y que no son indispensables condiciones excepcionales de transparencia y oscuridad si no estamos estudiando estrellas demasiado tenues; ello quiere decir que desde la ciudad podremos seguir una gran cantidad de variables con telescopios de lo más sencillo. La tarea del aficionado en este campo consistirá en efectuar una medida de brillo o fotometría de la estrella variable en estudio y repetirla un cierto tiempo después.

Con las medidas fotométricas de momentos distintos podremos reconstruir el comportamiento del objeto elegido. La relación entre fecha y brillo se puede resumir y visualizar en un diagrama cartesiano, con el tiempo en el eje de abscisas y la magnitud visual en el eje de ordenadas , gráfico que llamamos curva de brillo.

Para comenzar nuestra jornada fotométrica tendremos que estar provistos de mapas específicos para estrellas variables, los cuales en su mayoría edita la AAVSO (Asociación Americana de Observadores de Estrellas Variables) y la AFOEV (Asociación Francesa de Observadores de Estrellas Variables).

Los mapas de tipo 'a' (con una escala de 5' por mm) nos permitirán localizar la variable (seguramente también con la ayuda de un atlas detallado como el SKY ATLAS 2000.0 o el URANOMETRIA), mientras que las cartas 'b' (60" por mm) nos permitirán identificar la variable que buscamos sin ningún error y medir su brillo cuando este sea máximo.

Las cartas 'c', 'd' y 'e' (con una escala de 40", 20", y 10" por mm respectivamente) están disponibles para estrellas variables tenues o con máximos débiles y nos darán campos de visión mas restringidos y estrellas de comparación más débiles; las usaremos durante las fases de brillo mas reducido. La fotometría que vamos a efectuar es de tipo visual, es decir, que de ahora en adelante solo necesitaremos nuestro ojo para medir el brillo de la variable.

Una vez que la hayamos localizado, alrededor de esta habremos de buscar dos estrellas , que llamamos estrellas de comparación, una más brillante y otra más débil, y estimaremos la diferencia de luminosidad de las estr. de comp. con la e. variable tratándola de asignar uno de los siguientes grados de Argelander:

El grado 1 se establece cuando entre la variable y la estrella de comparación hay una diferencia de brillo casi imperceptible, que solo se aprecia tras un examen atento.
El grado 2 se establece cuando la variable y la e. de comparación parecen del mismo brillo al primer golpe de vista, pero pronto percibimos una ligera diferencia de luminosidad entre ambas.
El grado 3 se establece cuando entre la variable y la e. de comparación hay una diferencia de brillo moderada que se aprecia desde el primer momento.
El grado 4 se establece cuando la diferencia de luminosidad entre la variable y la estrella de comparación resulta notable.
El grado 5 se establece cuando la diferencia de brillo entre la variable y la estrella de comparación resulta desproporcionada.

De este modo compararemos la estrella variable primero con una estrella que tenga un brillo menor y después con otra que sea de mayor luminosidad.

El valor del brillo de la e. variable lo obtrendremos mediante una simple fórmula que se da a continuación:

mvar=ma+(mb-ma)*a/(a+b)

donde mvar es la magnitud de la estrella variable, ma la magnitud de la estrella de comparación de brillo superior y a el grado de diferencia de brillo observada entre ambas; mb es el brillo de la estrella de comparación de brillo inferior y b el grado de diferencia observada entre esta y la variable.

Hay casos en los que podemos discernir diferencias de brillo algo mas ambiguas, en los cuales podremos tomar los grados con décimas; así, por ejemplo, si apreciamos una diferencia de luminosidad que estuviera entre 1 y 2 tomaríamos un grado 1.5 .

Este método, aunque se nos aparenta bastante intuitivo, resulta bastante fiable . Al analizar su grado de precisión nos encontramos con que nominalmente podríamos discernir una diferencia de hasta una décima de magnitud, que en la practica se reduce a un intervalo de confianza entre 0.2 y 0.4 magnitudes, que es un grado de incertidumbre perfectamente admisible en el seguimiento de estrellas con una amplitud de variación de 1.5 magnitudes como mínimo, que son las que constituirán el programa de observación visual.

La referencia temporal que usaremos será el Dia Juliano (que se define como el número de días solares medios transcurridos desde el mediodía del 1 de Enero del 4713 AC), que permite tener una escala de tiempo totalmente continua, sin los cambios a los que siempre está sujeto el calendario civil.

Las observaciones estarán siempre referidas a la fecha y hora en que se realizan expresadas en días Julianos con una precisión de varias cifras decimales. Los observadores disponen para ello de calendarios de días julianos y tablas para obtener fracciones de día a partir de la hora en tiempo universal, en el caso de que no dispongan de herramientas de software en su ordenador o en la web para calcularlo.

No hay que olvidar, en el momento de calcularlo, que los días julianos son días astronómicos, o sea, que comienzan al mediodía del tiempo universal.

Estrellas Variables: Una Introducción (I) (¡Ojo! refrito)

2010-03-21T17:56:00.045+01:00

Tenía prometido publicar una introducción sencilla al tema de las estrellas variables. Como ya la tenía escrita desde hace muchos años, pero estaba disponible en una página que dejó de existir, voy a recuperarla a través del blog VariaStar. Doy por bueno este refrito si es de utilidad a las personas que por primera vez se acercan al mundo de las estrellas variables.

Estrellas Variables: Una Introducción (I)

Una estrella variable es toda aquella estrella del cielo cuyo brillo no es constante, sino que cambia en función del tiempo. Aunque se sospecha que los árabes conociesen ya la variabilidad de Algol, beta Persei, la primera referencia segura es la de una estrella de la constelación de la Ballena, que Fabricius observó en 1596 en la tercera magnitud cuando estaba omitida en los mapas, que llamó Mira (maravillosa), y que Bayer independientemente catalogó con la denominación ómicron Ceti en 1603.

Lo que parecían ser unas pocas anomalías en el firmamento inmutable para los astrónomos del siglo XVII eran ya mas de trescientas a finales del siglo pasado y hoy en dia son alrededor de 40000; es por ello que las estrellas variables son una rama independiente de la Astronomía hoy en dia. Sin embargo, y por paradójico que parezca, la importancia de las ee. vv. reside fuera de su propia area, extendiéndose a todo el conocimiento del Universo. La variabilidad estelar responde a momentos particulares en la vida de una estrella, o a las interacciones entre las estrellas que integran sistemas dobles o múltiples, o a los efectos entre una estrella y un material circundante, o a fenómenos en su superficie, etc, etc. Así, de esta manera, las estrellas variables constituyen auténticos bancos de prueba para estudiar la estructura y evolución estelar, los fluidos en el medio interestelar, los objetos exóticos de la Galaxia, u otros tantos problemas de la Astrofísica actual.

Clasificación de las Estrellas Variables

La variabilidad en el brillo de una estrella puede estar provocada bien por:

1-Causas ajena a la propia estrella. En este caso tenemos Variables Extrínsecas, que no son ee. vv. en sentido estricto, sino mas bien casos específicos de estrellas binarias en las que un componente oculta al otro a los observadores. Así este tipo se denomina también de Variables Eclipsantes. Pueden ser de tres tipos: Tipo beta PerseiTipo beta Lyrae Tipo W Ursae Maioris

2- La propia estructura física o toda clase de procesos que acontecen en la estrella. Estas son las estrellas Variables Intrínsecas o Físicas. Esta es la clase de ee.vv. a la que vamos a prestar mas atención . Hay dos grandes tipos de ee.vv. físicas:

Pulsantes. Tienen una variación de brillo por lo general suave y que mantiene una inequívoca periodicidad. Pueden ser de los siguientes subtipos:

Cefeidas (clásicas)(cefeidas de corto periodo)

Tipo RV Tauri

Tipo beta Canis Maioris

Tipo RR Lyrae

Tipo delta Scuti

Tipo Mira

Semirregulares

Tipo alfa-2 Canum Venaticorum

Eruptivas. Tienen variaciones bruscas de brillo, sin seguir, en muchas ocasiones, una periodicidad apreciable. Estas presentan 2 subtipos:

Eruptivas Irregulares

Eruptivas Cataclísmicas
Supernovas:
                 Tipo I
                   Tipo II

        Novas:
                 Clásicas

Lentas
Muy Lentas

       Tipo U Geminorum

       Tipo Z Camelopardalis

       Tipo Z Andromedae (estrellas simbióticas)

       Tipo R Coronae Borealis

Nomenclatura de las Estrellas Variables

Al igual que las estrellas ordinarias, las variables se nombran con arreglo a la constelación a la que pertenecen, identificándose mediante una letra latina empezando con R (con el fin de que no se confundan con la estrellas del catálogo de Bode, que utiliza el alfabeto desde la A hasta la Q) seguida por el genitivo del nombre latino de la constelación dentro de cuyos límites está.
Cuando se llega a la Z se comienza a nombrar con dos letras, comenzando una serie que va desde la RR hasta la RZ. Si se descubren mas variables se comenzarán series de pares con la S, la T, etc, hasta la Z, combinadas con la R, la S, la T, etc hasta la Z. Asimismo cabe la posibilidad de hacer series de 2 letras de la A hasta la Q combinadas con las letras de la A hasta la Z.

Con este sistema se pueden clasificar 334 estrellas variables en una constelación; cuando se reconocen nuevos objetos de este tipo se procederá a nombrarlos con el prefijo V y el número de orden (que tendrá que darse a partir de 335), acompañado del genitivo del nombre latino de la constelación. También hay variables que reciben el nombre tradicional o la denominación de Bayer al ser conocidas tiempo antes de descubrirse su variabilidad: beta Persei (Algol), chi Cygni, por ejemplo.

Una estrella variable recibe asimismo una denominación numérica, el número de Harvard, que corresponde a sus coordenadas en la época 1900.0 . Por otro lado, las distintas clases de estrellas variables vienen designadas con el nombre de una estrella que suele ser la primera de ese tipo descubierta y que constituye el prototipo del comportamiento que se tipifica.

Una nova fuera de lo habitual

2010-03-20T23:30:00.009+01:00

El pasado día 10 de marzo unos observadores japoneses detectaron una explosión en la estrella variable V407 Cygni. Lo extraño del caso ha sido la intensidad de la explosión, que ha alcanzado un brillo máximo de 7.4, cuando suele permanecer en la 13 en reposo.

V407 Cygni es una variable simbiótica. Se denomina estrella simbiótica a un sistema binario en que coexisten estrellas con un contraste muy acusado en sus tipos espectrales (o sea, en sus temperaturas superficiales). Esta diferencia se hace evidente en sus espectros, que eran imposibles de interpretar hasta que se determinó que respondían a la combinación de los correspondientes a cada componente de un sistema doble. Asimismo, en una variable simbiótica se observa un periodo de revolución muy largo, lo que supone que la componente más caliente (y pequeña y compacta) gira en torno a una estrella suficientemente masiva para que tenga que hacerlo a una distancia en que tarde años en completar un giro. Ha de ser una estrella fría y grande, condición que cumple una gigante roja.

Las variables simbióticas son extrañas en su comportamiento, presentan variaciones regulares similares a las de una variable Mira (que son las variaciones de la componente gigante roja, actuando como tal tipo de variable), bien pueden presentar eclipses ocasionales cuando el plano de giro del sistema está a una inclinación conveniente, o también, sin una periodicidad clara, fulguraciones o "outburst" muy similares a lso que se dan en las llamadas variables cataclísmicas, por medio de mecanismos bastante parecidos.

Las simbióticas son una especie de todo en uno en las estrellas variables: pulsante, semirregular, eclipsante y eruptiva, y aquí reside parte de su interés como objetos astronómicos.

Y la cosa no acaba aquí, las simbióticas también pueden erupcionar de un modo violento, con mucha mayor amplitud que en un estallido ordinario. Es una explosión similar a las de una nova clásica, y es considerada como una categoría de nova; nos referiremos a esta como nova simbiótica.

Y esto es lo que ha sucedido con V407 Cygni. En torno a su componente caliente y compacta se ha ido produciendo una acumulación de hidrógeno gaseoso que al alcanzar unos niveles de densidad y presión ha encontrado condiciones para comenzar una fusión nuclear en que da lugar a Helio. Esta fusión tiene lugar en un proceso brusco y explosivo, que se manifiesta en la explosión de nova.

En el caso de no conocer el progenitor de la nova, se puede identificar como simbiótica por la larga duración del estallido y sus características espectrales propias. Pero en este caso conocemos el sistema en que se ha producido, que es una variable simbiótica más o menos bien conocida.

Desde ahora hasta dentro de unos meses es de esperar que V407 Cyg se mantenga en una magnitud accesible a la observación visual con telescopios modestos. Puede ser un objeto de interés en las observaciones veraniegas al estar situado en esta constelación tan típicamente estival como es Cisne.

¿Como elijo un equipo adecuado para CCD? (I) Escala de imagen

2010-01-16T13:49:00.031+01:00

Al introducirse en el mundo de la fotometría, el observador novel puede llegar con unas ideas preconcebidas o sin ninguna idea en absoluto de la precisión que van a tener sus medidas. La cámara CCD suena como la panacea de la medición fotométrica, pero tal afirmación está entre lo inexacto y lo engañoso.

Realmente la tecnología del CCD no creo que vaya a decepcionar a nadie, pero no se puede evaluar independientemente del sistema óptico con el que se trabaja.

Hay un factor muy importante en la toma de imágenes, que es la escala, o sea, el tamaño angular sobre el cielo que abarca cada píxel del detector. Esta viene dada por el cociente entre el tamaño del elemento de imagen y la distancia focal, según la siguiente relación:

donde P es la escala (en segundos de arco por píxel; "/píxel ó arcsec/píxel), μ el tamaño del píxel en micras y F la distancia focal del telescopio u objetivo.

Existen utilidades en la web para calcular la escala dados un telescopio y una cámara determinada.

Al hacer imágenes debemos optimizar la escala eligiendo adecuadamente una cámara en función de la óptica de la que se dispone, o escoger una CCD y un telescopio que se adecuen, de forma que la el píxel abarque la máxima distancia angular resoluble en el lugar de observación, con el equipo disponible. No se habla de la resolución teórica del telescopio (límite de Dawes), si no de la resolución permitida por la estabilidad del aire del observatorio, lo que se suele denominar seeing.

Las estrellas son puntuales, en teoría, tal como pueden ser observadas desde la Tierra. Pero por la propagación ondulatoria de la luz, las observamos como una mancha extensa producida por la difracción de la luz. A su vez la atmósfera altera los rayos de luz que nos llegan, aumentando de tamaño el falso disco estelar, de forma que el tamaño de la figura es equivalente a la resolución que se alcanza en nuestras condiciones de cielo.

El seeing típico suele ser de dos segundo de arco para la mayoría de ubicaciones, y esta resulta ser una estimación demasiado optimista. En las noches más estables no bajo de los 4" de FWHM (máxima anchura a mitad de intensidad, es algo así como la medida del tamaño aparente de una estrella sobre una imagen, ya hablaré de este concepto en otra entrada), y si puedo mantenerme en 5" me doy con un canto en los dientes. Mi telescopio es de una calidad razonable, pero estoy en un lugar muy inadecuado par ala observación en que, por ejemplo, el calentamiento diurno de la fachada hace que circule una corriente de aire indeseada que degrada la imagen.

Aun con todo, hay que aceptar un valor convencional de escala de imagen que sirva de estandar, y los 2"/pixel son una referencia válida, o un intervalo entre 1 y 2"/píxel. A partir de este umbral, con un píxel más pequeño o con una focal más larga estaríamos en menos de 1"/píxel, que se denomina sobremuestreo (oversampling). Esa configuración se emplea en aplicaciones de astrometría de alta precisión como la de las estrellas dobles, para obtener imágenes planetarias, o en instrumentos, generalmente grandes telescopios profesionales, en que se dan condiciones de seeing excepcionales (por buena calidad del cielo local y el empleo de óptica adaptativa). Fuera de estos casos se debe evitar ya que la luz de cada estrella se difunde excesivamente por los píxeles del ccd.

Si la escala es superior a 2"/píxel, si la distancia focal disminuye (o el píxel es de mayor tamaño) las condiciones serían de submuestreo (subsampling), que serían críticas si P>5"/píxel. El sobremuestreo (oversampling) supone no explotar la resolución máxima que ofrece el lugar de observación, y ha de ser evitado porque no permite que la luz de las estrellas pueda ser recogida con la máxima eficiencia, con lo que las mediciones fotométricas y astrométricas no podrán alcanzar una calidad óptima.

UV Persei en erupción

2010-01-15T20:36:00.001+01:00

El día 3 de enero de 2010 Gary Poyner, astrónomo aficionado, reportó a la lista de correo japonesa VSNET el estallido de UV Persei, una estrella variable cataclísmica bastante popular entre los variabilistas. Parte de su encanto está en su situación, cercana al bello cúmulo doble de Perseo.

Sin embargo UV Per se hace esperar. Y es que puede pasar entre 300 y 400 días en estado de reposo, en su mínimo brillo, alrededor de la magnitud 17-18 en banda V (que es prácticamente imposible de observar visualmente por un ocular, solo registrable en imágenes ccd). De repente entra en estallido y alcanza casi la magnitud 11, es decir, se vuelve unas 250 veces más brillante (¡!).

En el momento en que tomé la imagen que ilustra esta entrada, la noche de ayer, la estrella ya está declinando en brillo, con una magnitud 13.33 en filtro V que me dio la fotometría.

La observación de estrellas variables, como puede imaginar le lector, tiene una buena parte de espera paciente.

¿Y de esto hay algún libro? (II) Estrellas variables

2010-01-08T22:42:00.000+01:00

Es realmente difícil recomendar bibliografía acerca de las estrellas variables por lo escaso del número de obras publicado que abarque ese tema de forma monográfica. El estudioso ha tenido que valerse tradicionalmente de las referencias existentes en manuales de astronomía general o, tangencialmente, en ensayos sobre evolución estelar.

Para ser sinceros, el tema de la variabilidad estelar ha venido siendo minoritario incluso dentro del ámbito de la astronomía en general y de las publicaciones sobre astronomía. De este modo, si buscamos libros en español, publicados por una editora comercial acabamos enseguida. El único título es Estrellas Variables (Ed. Equipo Sirius), de Jaime Rubén Garcí a, astrónomo especialista en el tema, director científico del Instituto Copérnico en Argentina (y actualmente presidente de la AAVSO)

Estrellas Variables hace un recorrido por los distintos tipos de variabilidad, de forma descriptiva, para ofrecer una visión de conjunto. Es un libro correcto para introducirse en la disciplina, aunque muy justo para una iniciación a la observación de estrellas variables.

El Vigía del Cosmos, Manual de Observación, de José Ripero Osorio, publicado por Equipo Sirius también, es un manual de introducción a la observación astronómica en general, pero tiene un extenso capítulo dedicado a la observación visual de variables.

El autor sabe bien de lo que escribe, con una experiencia de más de 30 años en la observación variabilística, contribuyendo con sus observaciones a la AAVSO, AFOEV y VSNET entre otros grupos. Se incluyen cartas de observación de la AAVSO reproducidas con permiso para que el lector pueda hacer sus pinitos en la estimación de brillo.

Como un manual de referencia, eminentemente práctico para la observación, disponemos del excelente Manual de observación visual de estrellas variables de la AAVSO. Está excelentemente elaborado por expertos observadores y es gratuito si se descarga en formato pdf desde la web de la organización. Al estar traducido a varios idiomas, entre ellos el español, muchos aficionados de habla no inglesa pueden iniciarse en este mundo.

Pero, ay, para una profundización en el tema, una vez más, hay que echar mano a la literatura en inglés. David H. Levy escribió el gran manual Observing Variable Stars: A guide for the beginner, en que enseña desde cero cómo aprender a observar el cielo reconociendo las constelaciones, a observar por prismáticos y telescopios y a estimar el brillo de las estrellas variables. Explica los distintos tipos de variabilidad con ejemplos de estrellas concretas, de forma muy amena y llena de anécdotas. La obra está reeditada con el título David Levy's Guide to Variable Stars (Cambridge University Press).

Understanding Variable Stars, de John Percy, publicado por Cambridge University Press. Esta es casi la obra definitiva para el que quiere conocer todas las clases de estrellas variables y los mecanismos de su variabilidad. Desde una introducción sobre la estructura y la evolución estelar, pasando por los fundamentos de la fotometría hasta ir examinando en detalle las características de cada clase de variable y los modelos establecidos para explicarlos.

De la solvencia del autor, profesor de astronomía y astrofísica en la universidad de Toronto, Canadá, y uno de los mayores espcialistas mundiales sobre estrellas variables (particularmente de las variables de pulsación) hablan con elocuencia las páginas de este ensayo.

Si ha reparado en ello el lector, la mayor parte de la bibliografía enumerada en este post y en el anterior está en lengua inglesa. Para todo aquel que quiera adentrarse y avanzar en la astronomía, y concretamente en el estudio de las estrellas variables, el conocer esta lengua, al menos a leerla, es casi tan importante comodisponer de un telescopio y una cámara ccd, así que ¡a aprender inglés!.

¿Y de esto hay algún libro? (I) Astronomía ccd

2010-01-07T19:55:00.000+01:00

Cuando alguien se adentra en un campo del conocimiento podrá avanzar más rápidamente si cuenta con unas referencias bibliográficas exhaustivas y rigurosas, pero a la vez escuetas; no conviene agobiarse con pilas de libros y artículos.

Se da la circunstancia afortunada, de que podría zanjar este post con una sola referencia y quedarme tan tranquilo, porque disponemos de una obra que nos permite aprender desde cero qué es un detector ccd, como manejar una imagen astronómica fits, qué información podemos extraer de esta y cómo, con especial atención a la fotometría y la astrometría. Mejor aun, este libro está escrito en español, y de hecho no tiene nada que envidiar a ninguna obra en inglés de introducción a la astronomía con ccd. Hablamos del Manual práctico de astronomía con CCD, de David Galadí e Ignasi Ribas.

Simplemente es imprescindible; cuando se ha leído uno ya sabe qué tiene entre manos, tanto si quiere extraer datos científicos de sus imágenes digitales como si quiere simplemente saber más sobre cómo procesar mejor las tomas planetarias o de cielo profundo. Me parece bastante asequible para cualquier aficionado a la astronomía con unos ciertos conocimientos de observación.

No obstante, esta obra no llega a cubrir del todo los aspectos instrumentales más prácticos para hacer imagen con ccd aunque toque conceptos básicos sobre la escala de imagen en función de la distancia focal y el tamaño del pixel. Realmente falta un libro para un aficionado, mas allá de los artículos o páginas web existentes, que le explique qué configuración seguir para tomar imágenes de cada tipo: planetas, cielo profundo, estrellas dobles, etc, o que sean aptas para hacer fotometría, como sacar partido a un objetivo fotográfico con ccd o hacer surveys, o tareas básicas como la obtención de flats. Ahora falta quien coja el guante y aborde esta tarea, gente muy experta no falta en España.

Para ampliar conocimientos puede ser interesante la obra, ahora si, en inglés, Handbook of CCD Astronomy (Manual de astronomía ccd), de Steve B. Howell. Abarca un índice de materias muy parecido al del trabajo de Galadí y Ribas, pero con mayor profundización en aspectos técnicos y un capítulo dedicado a la espectroscopía con ccd, aspecto de bastante interés.

Aunque rebase el campo de la observación amateur, el conocimiento general de las técnicas de observación en la astrofísica es sumamente enriquecedor. Un aficionado que conoce cómo trabaja un profesional, y con qué medios, sabrá mejor cómo podría un día colaborar con astrónomos; y puede aplicar parte de su metodología de observación y estudio optimizando su propia actividad. Astronomical Observations: An optical perpective, de Gordon Walker es un libro recomendado como texto para los estudiantes de la especialidad de astrofísica, pero es accesible para un lector con ciertos conocimientos de física y óptica. Va recorriendo los problemas relativos a la detección de la radiación electromagnética en todo su espectro, desde las ondas de radio hasta los rayos gamma, e irá desgranando todas las técnicas de observación y todas las clases de telescopios y detectores para cada tipo de radiación.

Año nuevo blog nuevo - Bienvenidos a Variastar, un blog sobre estrellas variables y técnicas de observación, o lo que surja sobre la marcha...

2010-01-06T12:45:00.000+01:00

Por fin estoy aquí, tras un periodo de meditación y las sugerencias de muchos amigos y compañeros de afición, me decidí a crear un blog para compartir mis experiencias en el mundo de la astronomía, en particular de la observación de las estrellas variables y, en particular sobre la fotometría, en la medida de lo que permite mi limitada experiencia y conocimientos.
No trataré de explicar teoría, para ello ya existen buenos libros de texto, pero si incidir sobre aspectos que me parezcan relevantes o cuestiones que se pueden aclarar, todo ello por si a alguien le puede ayudar. Una de las razones que me animan a escribir aquí es la importancia del intercambio informal de información como herramienta para el aprendizaje de los observadores que se incorporan a este mundo de la fotometría con cámaras ccd.

Sirva esta entrada como presentación del blog VariaStar. Pero quedo yo mismo, el autor, por presentar. Me llamo Miguel Rodríguez Marco, aficionado a la astronomía de forma activa desde los 13 años (quizá desde antes, pero mas bien in pectore). Tras familiarizarme con mi primer telescopio, un newton de 114mm de diámetro y 900mm de focal, me dediqué con profusión a la observación lunar, solar y planetaria, con incursiones en el dibujo astronómico (sacar una fotografía en emulsión por el telescopio siempre fue una tarea muy dificil). Cuand0 empezé a ocntar con unos atlas y catálogos decentes me dediqué espcialmente a barrer objetos de cielo profundo, con un interés especial por los cúmulos abiertos. Sin embargo aún no había pasado de observar el cielo de modo recreativo, como mucho descriptivo, cuando me atraía fuertemente la posibilidad de hacer algo más parecido a una ciencia.
A finales de 1992, gracias a un lote de cartas que amablemente me proporcionó Pepe Ripero pude empezar a hacer estimaciones de brillo de estrellas variables. Al poco tiempo fui invitado a participar en el Grupo M-1, cuya actividad estaba especialmente centrada en la búsqueda de supernovas en otras galaxias, sin dejar de lado la observación variabilística, sobretodo de estrellas cataclísmicas. En ese tiempo tuve el privilegio de vivir muy de cerca el descubrimiento de la supernova 1993j en M81 por Fran García, en el que estuvieron involucrados Ripero, Diego Rodríguez y Paco Pujol. Hasta el año 1999 mantuve una actividad regular de observación, contrubuyendo con datos para la AAVSO (Estados Unidos), de la que soy miembro, y la AFOEV (Francia). Con el cambio de ciudad motivado por causas laborales pasé unos años bastante inactivo hasta que retomé de nuevo la astronomía pero iniciando una nueva etapa.
A finales de 2002 pude adquirir mi primera cámara ccd, con la que empecé a hacer imágenes de estelares, a veces de una profundidad inusitada; me asombró la cantidad de luz que podía captar este detector y además en unas condiciones de polución lumínica apreciable. A mediados de 2003 ya tenía un filtro fotométrico y hacía medidas de brillo, y hasta ahora...

Me gustaría, en este comienzo, dedicar esta entrada a los compañeros que me han animado a hacer un blog, especialmente Juan Luis Gonzalez Carballo, Edgardo Rubén Masa, Rafael Benavides y Francisco Rica, así como a la autora y amiga Alicia Capetillo.