¡Bravissimo! ¡Grande! (Juan Luis González codescubridor de la supernova PSN J22152851+1534041)

Estábamos recogiendo los añicos de 'Madrid 2020' (Off topic: quizá ha fallado por falta de dinero, para el proyecto de los juegos.... y para comprar delegados del COI) cuando Juan Luis me ha alegrado el día con una excelente noticia.

Estaba Juan Luis González Carballo en su casa, ayer 8 de septiembre de 2013, por la noche, y no tenía previsto subir a su azotea a observar, cuando recibe un mensaje de los aficionados italianos Ciabattari y Mazzoni , de la red de búsqueda de supernovas, solicitando su ayuda en la confirmación de una posible supernova, puesto que, en sus observatorios, el cielo nublado les impedía trabajar.

Imagen del campo de la galaxia PGC68419 y la supernova

Juan Luis se puso a trabajar de inmediato, y desde la una, hasta las cuatro de la madrugada, estuvo haciendo tomas de la galaxia PGC 68419, en la que pudo confirmar la presencia de la supernova, un paso crucial para poder confirmar el descubrimiento ante el CBAT y que sea reconocido. De paso, estas observaciones acreditan a Juan Luis como codescubridor. Y como tal se le nombra en la página de supernovas de David Bishop.

Juan Luis entra así en el reducido círculo de amateur españoles que descubren una supernova o son codescubridores, confirmándola independientemente, y así se puede codear con Fran García, Diego Rodríguez y Pepe Ripero (supernova 1993j), y Rafa Ferrando (supernova 2008hr).

La supernova tiene la designación PSN J22152851+1534041, a la espera de la nomenclatura oficial, y está en la galaxía PGC 68419, como mencioné más arriba, en coordenadas: AR = 22h15m28s.51, DEC = +15°34'04".1 , y tenía magnitud 16.4, en luz blanca, en el momento de su descubrimiento.

Este descubrimiento jalona un año astronómico que para Juan luis se había caracterizado como aciago, al haberse juntado la avería de su montura CGEM con un invierno y primavera plagados de nubosidad y precipitaciones. Ahora no cabe duda de que se ha enderezado definitivamente, aunque su actividad, tanto en la fotometría de estrellas variables, como en la identificación y medida de estrellas dobles ya es notable hasta el momento. Entre muchos astrónomos aficionados que conozco, Juan Luis se merece especialmente este descubrimiento por su constancia, su tenacidad, sus ganas y su entusiasmo.

Juan luis González Carballo y yo en AstroMartos 2013, con uniforme aavsoero...

Conozco la inclinación de Juan Luis hacia las supernovas, y presiento que con este descubrimiento compartido se va a transformar en afecto duradero.

Como es un descubrimiento italo-español, o hispano-italiano, lo voy a celebrar con dos canciones de Franco Batiatto, Bandiera Bianca, y Via Lattea, aprovechando la coyuntura y extendiendo la felicitación a Fabrizio Ciabattari y Emiliano Mazzoni. Qué este sea el principio de la cooperación entre los astrónomos amateur de los dos países.

¡Felicidades y buen trabajo!

Juan Luis lo cuenta de primera mano en su blog "La Décima Esfera"

Imagen de la Nova Dephini 2013 (in extremis)

La nova Delphini, arriba  a la izquierda, la más brillante.

Un problema con windows me interrumpió la sesión que tenía programada en ccdcommander, pero al menos pude rescatar esta imagen tomada para resolver la posición del campo y recentrar, ya que maximdl, el programa de adquisición de imágenes empleado, guarda la última imagen tomada.

Trailer de "Cosmos, a space time odissey"

Como muchos ya sabréis, Ann Druyan, guionista de la serie Cosmos de 1980 y viuda de Carl Sagan, se embarcó en el proyecto de hacer una nueva serie Cosmos, con el espíritu de la original pero más adaptada a los medios gráficos y al público del siglo XXI.

Recuperando al segundo co-guionista de Cosmos, Steven Soter, con la producción ejecutiva de Seth Mc Farlane (exitoso creador de serie humorísticas) y con el astrónomo y divulgador del Hayden Planetarium de Nueva York, Neil deGrasse Tyson, se ha completado "Cosmos, a space time Odissey", que se estrenará en 2014 en National Geographic Channel y, espero, que vaya llegando a las televisiones de todo el mundo y al formato DVD y Bluray. Para ir abriendo boca, se presentó un trailer en la convención ComicCon dedicada al mundo del Comic, fantasia y ciencia ficción:

Desde luego, el resultado visual es muy atractivo, a la vista de este pequeño aperitivo.

¿Qué deberíamos esperar del nuevo Cosmos? Hay que reconocer que de antemano es un reto fenomenal tratar de emular el enorme éxito de Carl Sagan y su huella en el recuerdo de tantos millones de espectadores, gracias a su visión tan integradora y ecléctica de ciencia, tradiciones, leyendas y filosofía, unido a sus dotes como comunicador y su carisma personal (ayudado, en la versión en español, por la magnífica locución del actor de doblaje José María del Rio)

El listón está muy alto, sin querer quitar mérito a Tyson, el conductor de la nueva serie. Por el momento, saber que están a cargo los guionistas del primer Cosmos hace esperar lo mejor.

Me gustaría ver en este Cosmos de 2014 nuevos lugares que desconocíamos en 1980, nuevos descubrimientos, pero la misma visión integradora de la aventura humana del conocimiento del Universo con su propia historia.

Y claridad, mucha claridad, por favor. Espero que la nueva Cosmos se distinga de otras series que han pasado por canales especializados en el documental, como El Universo de Stephen Hawking y A través del agujero de gusano (El Universo de Morgan Freeman), que a base de divagar convierten cada capítulo en un galimatías que no deja ninguna idea clara en el espectador. Y ya sin nombrar otras series que ya se metían directamente en la pseudociencia y la superchería.

Aguardo el estreno con imapaciencia.

Una mirada a la supernova 2013 df

Esta noche he decidido variar un poco e incluir una supernova y algunas estrellas eruptivas. He elegido la 2013 df en la galaxia NGC 4414, ya que está en una posición apta para ser observada en la primera hora de la noche y ser relativamente brillante -en torno a magnitud 14 en estos momentos-.

Incluyo la primera imagen que he sacado de la galaxia con la supernova, en filtro V, con 120 segundos de exposición. Aunque para hacer la fotometría emplearé un promedio de cinco imágenes como esta, ya se aprecia la supernova sin problemas.

Neil Armstrong (1930-2012)

Esta foto la tomé la noche del viernes 24 de agosto. Ahora quiero compartirla con vosotros como homenaje a Neil Armstrong, con mucha admiración y gratitud, por haber inspirado a varias generaciones de personas que han decidido dedicar su vida a la astronomía,la ingeniería o la medicina, movidos por el gran revulsivo que supuso el programa Apollo para llevar al hombre a la Luna.

Descansa en paz, Neil Armstrong.

"Observando" un cuásar desde el sofá

El cuásar B0133+47 es un viejo conocido. Es un lejano cuásar (de QSO Quasi Stelar Object, objeto cuasi-estelar), a más de 8000 millones de años luz, en virtud de su elevado corrimiento al rojo, 0.859 (distancia calculada con un valor de la constante de Hubble de 71km/sMegaParsec). En un estado normal, este núcleo de una galaxia activa tiene una magnitud por debajo de la 19, y solo es detectable por telescopios de mediana o gran abertura.

Campo original de una de las imágenes tomadas por el Sonoita Research Observatory, tomada el 26 de octubre de 2011

De hecho, el objeto era conocido desde los años 50 solo como cuásar de ondas de radio, hasta que fue redescubierto, en 2007 por el equipo del Misao Project, dirigido por el astrónomo amateur japonés Seiichi Yoshida, en imágenes CCD, como un objeto variable en el espectro óptico.

Cuásar B0133+47 o MisV1436, señalado con la flecha roja, cuando estaba en magnitud 17.405V el 26 de octubre de 2011

Revisando imágenes del programa Misao, y otras fuentes, se observa que, desde los primeros registro, este objeto ha permanecido inactivo en el espectro visible, solamente caracterizado como un cuásar de débil flujo en radio (identificado como B0133+47 o DA 55), hasta que en los 90 se empieza a activar con pequeños estallidos, y ya hacia el año 2000 comienza un aumento sostenido de brillo, que llega a su máximo en noviembre de 2007 con magnitud 14.

Mapa con la distribución geográfica de los observatorios adheridos a AAVSOnet. El observatorio Sonoita aparace etiquetado.

Casi en esa época, a principios de 2008 empecé a hacer alguna imagen y fotometría del MisV1436. Es en este tiempo cuando aún era bastante brillante en CCD (aun siendo un objeto bastante débil para un observador visual), y aunque empezaba el declive de luminosidad, iba a ir ganando magnitudes de forma irregular, con numerosos episodios pequeños estallidos, los cuales hacían muy interesante el seguimiento de su evolución.

El reflector de 500 mm de abertura en la cúpula que lo alberga en el Sonoita Research Observatory, en Sonoita, Arizona, Estados unidos.

El seguimiento continuó a lo largo de 2009 y 2010, por mi parte y por la de los compañeros del grupo M-1, reflejándose en la lista Destellos, VSNET y la base de datos de la AAVSO. Con el progresivo oscurecimiento del cuásar se iba dificultando el seguimiento de la variación de brillo, requiriendo exposiciones más largas y acumulación de imágenes, o quedándose al alcance solo de los telescopios de más abertura.

Emblema de la AAVSO (Asociación americana de observadores de estrellas variables)

Ante esta circunstancia, unida a la persistencia del tiempo nublado y lluvioso allá por diciembre de 2008 aproveché que como miembro de la AAVSO (Asociación americana de observadores de estrellas variables), tengo acceso a la red de telescopios remotos de esta organización, la AAVSOnet. Desde la web de la AAVSO puedo proponer la observación de una estrella variable, siempre que sea con una periodicidad que se pueda encajar dentro del programa del observatorio, y que no esté siendo ya observada desde estos telescopios.

Propuse tomar imágenes, con una periodicidad semanal o quincenal, del MisV1436, frecuencia suficiente para poder constatar sus cambios de brillo. Se asignó la tarea al telescopio reflector newtoniano de 500 mm de diámetro del Sonoita Reseach Observatory, situado en Sonoita, Arizona, EEUU, que realizaría tandas de 3 imágenes de 180 segundos de exposición cada una en filtro Johnson V. Haciendo imágenes en trío, en caso de obtener un resultado extraño en la fotometría, lo podría confirmar o descartar como error con la medida de las otras dos tomas.

El reflector de 500 mm

Al acumular un cierto número de noches observadas, se me proporcionan las imágenes obtenidas en formato FITS, alojándolas en el servidor ftp de la AAVSO. Desde ahí podía descargarlas y efectuar la fotometría con el programa deseado, que fue VPhot.

El seguimiento no ha sido continuo, puesto que el observatorio está sujeto a paradas, tanto por mantenimiento, como estacionales, con el comienzo de la época de tormentas estivales. A pesar de eso, ha sido un excelente recurso complementario a las observaciones realizadas con mi propio equipo. El conjunto de medidas obtenido abarca desde enero de 2009 hasta diciembre de 2011. Una vez reciba nuevas imágenes, podré continuar las medidas de B0133+47 una temporada más.

El "observatorio" virtual

El ritmo de envío de imágenes fue un poco irregular, de manera que me encontré con que a partir de octubre de 2011 tenía de golpe casi todas las imágenes de 2009, 2010 y parte del año pasado. Aprovechando mi reciente estancia en Inglaterra, donde no disponía de telescopio y el clima no era muy propicio para la observación, me dediqué, sentado en el sofá del apartamento, con mi netbook, a ir haciendo la fotometría de todas las imágenes pendientes.

Curva con las 164 medidas obtenidas, desde enero de 2009 hasta diciembre de 2011

Una vez descartadas la imágenes defectuosas, obtuve 164 medidas fotométricas que fueron incorporadas a la base de datos de la AAVSO y al archivo del MISAO Project, el descubridor del cuásar. 

Aunque con bastantes huecos, el conjunto de datos pone en evidencia una progresiva bajada de brillo a la que se superponen pequeños "arranques" de luminosidad. Sin embargo, una vez alcanzado el mínimo en la magnitud 19, durante el año 2010 el objeto se reaviva, con una subida en la que se vuelven a observar pequeños estallidos.

Sin la emoción de la observación en vivo, pero con la comodidad de trabajar en el salón de casa, un lejano telescopio en los Estados Unidos me ha permitido observar un lejano cuásar cuando estaba fuera del alcance de mi propio equipo, o cuando las condiciones del tiempo no me permitían observar en Madrid.

Se puede ver una muy completa curva de brillo elaborada por Yoshida para MISAO en este enlace.

Una campaña para estudiar CH Cygni, una estrella simbiótica

La categoría de la estrellas simbióticas, o estrellas variables tipo Z Andromedae es ciertamente singular. Más que por un comportamiento característico de su variación luminosa, su característica distintiva es el extraño espectro que presentan al estudiar su distribución energética, imposible de explicar si se piensa en que es un solo objeto el que lo produce. Simultáneamente, en la parte hacia el "azul", la más caliente, presentan un continuo intenso y fuertes líneas de emisión del hidrógeno, a la vez que en la parte "roja", la más fría tiene a su vez un continuo apreciable con lineas de absorción típicas de estrellas frías.

Espectro de Z Andromedae en estado de reposo o aquiescencia, obtenido por Kenyon. Extraido de Kenyon, S.J.,1986, The symbiotic stars, Cambridge University Press.

Se hizo evidente que tal espectro solo se podía explicar por la presencia de dos estrellas muy distintas, una gigante roja de tipo espectral M y una estrella caliente de la secuencia principal, o en ocasiones, una enana blanca. En un sistema tal se pueden dar muchas variantes y fenómenos. A partir del concepto de dos estrellas en un sistema en que interaccionan, se les bautizó como estrellas simbióticas.

Esquema de un sistema binario simbiótico. Formado por una gigante de tipo M y una estrella caliente de la secuencia principal. La distancia entre las componentes posibilita que haya transferencia de materia de la primera a la segunda, lo cual origina un disco de acrección, formación de chorros y nebulosas.

Las estrellas variables Z And se comportan como variables eruptivas, con unas variaciones lentas y episodios de fulguración. Existen sitemas de este tipo que han dado lugar a novas, como PU Vulpeculae. Y a su vez, como binarias pueden actuar como eclipsantes. El componente frío, la gigante roja, puede tener variabilidad y pulsar como una variable tipo Mira o semirregular. Todos estos fenómenos se superponen en la curva de brillo, haciéndola difícil de interpretar.

R Aquarii, sistema simbiótico formado por una gigante roja  y una enana blanca. La expulsión de gas ha terminado formando una extensa nebulosa en su entorno. Imagen de David Malin y el Observatorio Anglo-Australiano.

Las simbióticas tienen variaciones muy lentas, pero la interacción entre el disco de acrección y la materia vertida por la gigante roja  a  través del lóbulo de Roche, así como por la formación de chorros, causan fluctuaciones muy rápidas de baja amplitud que pueden ser desentrañadas con una fotometría precisa.

Curva de brillo de Z Andromedae. Fuente: Base de datos internacional de la AAVSO. Esta curva, que abarca 1600 días, más de 4 años, presenta lentas variaciones al estilo de una variable eruptiva, pero extraordinariamente lenta. Están vinculadas al estado de energía del disco de acrección.

No solo en el espectro visible, las estrellas simbióticas tienen una actividad muy variable en rayos X, especialmente en el rango de los rayos X de baja energía. Cuando el componente más caliente es una estrella enana blanca, se forman chorros o jets polares por la interacción del gas con el campo magnético. A través de estos se expulsa gas que suele quedar en su entorno formando una nebulosa de reflexión.

Nebulosa bipolar formada por la expulsión de gas por un jet rotatorio desde una binaria simbiótica

Los sistemas simbióticos todavía siguen planteando dudas importantes. CH Cygni es un representante de esta clase de estrellas variables; durante muchos años desde su descubrimiento, se clasificó como variable semirregular, por presentar una fluctuación periódica bastante definida con un periodo entre 90 y 100 días. Pero a mediados de la década de los 70 su comportamiento cambió radicalmente.

Curva de brillo de CH Cygni, desde su descubrimiento en 1927, hasta la actualidad. Se observa perfectamente el drástico cambio en su variabilidad hacia 1976. Fuente: base de datos internacional de la AAVSO.

Es cuando la variación comenzó a ser de gran amplitud e irregular, a la vez que los espectros iban mostrando que un componente caliente, que había pasado inadvertido, se iba haciendo predominante en la emisión, mostrándose como un fuerte componente continuo en el azul. Sin lugar a dudas, CH Cyg tenía que ser reclasificada como simbiótica o Z And.


Posiblemente a causa del comienzo de una intensa transferencia de materia, se formó un disco de acrección alrededor de la componente compacta y caliente, o se densificó uno que ya existía. Por un proceso de transferencia de energía cinética al gas del disco, este, en un determinado punto de presión y temperatura se hace transparente a la radiación  y empieza a brillar considerablemente en el visible y ultravioleta, haciéndose el elemento que aporta la mayor parte del brillo total del sistema. En virtud de este proceso, se experimenta una erupción muy prolongada que llega a su máximo brillo en 1983, inferior a magnitud 5.5

CH Cyg en ondas de radio observado por el VLA. La composición, obtenida por interferometría, muestra dos protuberancias simétricas, a un lado y a otro de la estrella, que está en el centro. Se trata de los chorros eyectados desde la componente compacta.

El estallido observado en el visible coincide en el tiempo con un potente chorro observado en ondas de radio, aunque es esta región del espectro electromagnético, la máxima emisión está algo retrasada respecto al óptico. A medida que el sistema va relajando su actividad a partir de la mitad de los años 90, se empezaron a dar condiciones favorables para estudiar el chorro polar

Composición de imagen óptica del campo de CH Cyg (la estrella brillante en el centro) con imagen en infrarrojo del IRAS. En las longitudes de onda más largas se ve claramente la estrella simbiótica como un objeto difuso con dos extensiones simétricas, que son los jets.

La presencia de episodios tan marcados de actividad y de tranquilidad, marcadamente alternados es muy difícil de explicar. Hay tres modelos, basados en un sistema binario, acompañado de un tercer componente:

• Un sistema binario que interacciona, el que ya conocemos, con un periodo de revolución de 2.07 años, circundado por una tercera componente que sería una estrella fría de baja masa de la secuencia principal, con un periodo de 14 años. Se apoya en medidas de velocidad radial.
• El mismo sistema binario, circundado por una gigante roja con una órbita de 14 años. Tanto el par más cerrado, como este y el tercer miembro, producen eclipses, que con distinta periodicidad, explican las variaciones periódicas observadas en espectros ultravioletas y ópticos de gran resolución.
• El sistema binario está acompañado por un tercer miembro que  sería una enana blanca, en una órbita muy inclinada respecto a la del sistema más interior. Esta circunstancia hará que por unas perturbaciones (la llamada resonancia de Kozai), la inclinación y excentricidad de la órbita de las dos estrellas interiores varíe gradualmente. Con una alta excentricidad, el sistema expele gas, que al ser atrapado por la enana blanca más exterior, produce la alta actividad observada.

El poder dar uno de los modelos por válido, y desechar los otros dos requerirá más trabajo de investigación. La posibilidad de observar con una gran resolución, gracias al Telescopio Espacial Hubble (HST), tanto para tomar imágenes como espectros, puede ser decisiva para progresar en el conocimiento de los sistemas simbióticos, y de CH Cygni en particular.


Margarita Karovska, del Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, realiza observaciones con el HST y el Chandra (telescopio espacial en Rayos X) de la región central y del chorro que se genera en esta. Durante este mes de marzo se le ha concedido tiempo de observación, pero va a necesitar la ayuda de los astrónomos aficionados.

Carta de observación de CH Cygni. Para hacer fotometría CCD consultar la tabla de fotometría, que se puede generar en el VSP de la AAVSO

El pasado 15 de marzo, la AAVSO informó en el Alert Notice #454, y en el Special Notice #267 de la solicitud de observaciones. Por un lado, se pueden hacer estimaciones visuales con una cadencia de una observación por semana. Y por otro, se necesita fotometría CCD, ya sea de un punto por noche, como, preferiblemente, series de medidas con alta resolución temporal, si es posible al minuto. 

Son validas todas las bandas estándar, desde U o B hasta J, H o K; para los aficionados serán más usuales las bandas B, V, Rc e Ic. Si no se dispone del juego de filtros fotométricos para CCD y se esté pensando la adquisición de uno, se recomienda el V.

Dado que CH Cygni está en una magnitud aproximada de 7.1, no es en absoluto difícil conseguir una relación señal/ruido muy alta que permita una fotometría de bastante precisión. Pero de hecho, la estrella es tan brillante que va a saturar con exposiciones cortas. Por ello se recomienda desenfocar la imagen, hasta que la estrella se pueda exponer sin saturar en aproximadamente 60 segundos, De esta forma obtendremos medidas con mucha precisión evitando que se "queme" la estrella, y a la vez evitando el centelleo.


La ronda de observaciones con el HST tuvo lugar el 18 de marzo, pero las medidas siguen siendo necesarias, puesto que se pretende que sirvan para interpretar los datos obtenidos, para lo cual es necesaria la fotometría, tanto antes, como durante y después. Una vez obtenidas las medidas de brillo estaría bien hacerlas llegar a la AAVSO cuanto antes.


Desde el J30 se intentará hacer una serie fotométrica corta cuando CH Cyg sea visible de madrugada, si el tiempo lo permite. Sería apasionante poder colaborar, siquiera sea mínimamente, en esta campaña.