viernes, 8 de agosto de 2014

Cometa C/2014 E2 (Jacques)

La cola de este cometa presenta una interesante estructura. La magnitud aproximada es de Rc=11.1 el 7 de Agosto, lo que le convierte en el cometa más brillante del momento.

Imagen del cometa C/2014 E2 (Jacques)  tomada el 7 de Agosto de 2014. Promedio de 10 imágenes de 60s.


miércoles, 16 de julio de 2014

A toda velocidad: el cometa C/2013 UQ4 (catalina)

Adjunto una secuencia de imágenes de este cometa que se desplaza a gran velocidad respecto nuestra posición. La animación -acelerada respecto la realidad- esta construida con 18 imágenes de 2 minutos de exposición cada una,  abarcando un total de 36 minutos aproximadamente. Cada imagen esta realizada haciendo el seguimiento sobre el propio cometa pues en otro caso, y dada su velocidad relativa, éste saldría movido. Se observa la cola hacia abajo-izquierda (sur-este en la realidad) en la imagen.

Cometa C/2013 UQ4 (catalina) el pasado día 15 de Julio desplazándose sobre el fondo estelar.




martes, 17 de junio de 2014

C/2012 K1 (PANSTARRS) el 17 de Junio

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Imagen del cometa en la noche del 16 al 17 de Junio pasando a la derecha en la imagen de la estrella 21 LMi de magnitud visual 4.48.

jueves, 12 de junio de 2014

Observing Stars, Novae and Supernovae de Gerald North

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Interesante libro sobre observación y explicación del fenómeno de las estrellas variables, novas y supernovas. El libro se divide en dos partes fundamentales, una primera dedicada a las técnicas de la observación de estrellas variables, incluyendo la reducción de imágenes CCD, aspectos prácticos de la observación de este tipo de astros, etc y una segunda dedicada a la clasificación de tipos de  variables, novas/supernovas para concluir con una breve explicación de los fenómenos físicos subyacentes a la variabilidad luminosa de las estrellas que explican finalmente el porqué se produce el fenómeno.
El libro viene acompañado de un CD con bases de datos de estrellas variables, curvas fotométricas, etc.
Se lee bien, recomendable para alguien que quiera reconocer y observar estrellas variables de una manera fundamentalmente práctica sin entrar en demasiada profundidad teórica. Su comprensión no precisa disponer de profundos conocimientos previos sobre astronomía.

miércoles, 4 de junio de 2014

Imagen en color falso del cometa C/2012 K1 (PASTARRS)

Creo que es la primera vez que publico una imagen en color. Aquí va la primera aunque sea falso. De hecho no es que se vean muchas imágenes en color en este blog... Esta técnica ayuda a identificar los gradientes a lo largo de la coma y cola del cometa, de la cual de hecho se aprecia ligeramente la segunda. Obsérvese hacia el sur de la imagen el ligero color verde que contrasta, deliberadamente, con el fondo azul. La toma esta obtenida promediando 12 imágenes individuales de 120s cada una ellas tomadas en banda de color R.

Imagen del cometa C/2012 K1 procesada con Aladin con mapa de color eosb. Imagen tomada el pasado 31 de Mayo de 2014.


viernes, 23 de mayo de 2014

Cometa 209P/LINEAR

Adjunto vereis una animación del cometa del que se espera genere una intensa lluvia de meteoritos la próxima madrugada. En latitudes europeas, y si tenemos suerte con el tiempo, podremos verla antes de amancer, en dirección norte y por debajo de la estrella polar.

209P/LINEAR. Composición de 20 imágenes de 120s cada una tomadas el pasado 16 de Mayo. El trazo blanco en una de las imágenes corresponde al paso de un avión dentro del encuadre.


jueves, 8 de mayo de 2014

Curva Fotométrica de la Nova Cephei 2014

Durante las últimas semanas, y durante diferentes noches, hemos estado observando la variación del brillo de la Nova Cephei 2014 descubierta el 8 de Marzo por los japoneses Koichi Nishiyama y Fujio Kabashima.
Recordemos que una nova esta producida por la explosión termonuclear originada por la acumulación del hidrógeno de una estrella gigante sobre su compañera una enana blanca mucho mas densa y poderosa gravitacionalmente hablando. No confundir novas con las mucho más poderosas supernovas que tienen un origen físico distinto.

El resultado del análisis de la variación del brillo es el que se indica en el gráfico adjunto que representa en un eje la fecha juliana de toma de mediciones y en el otro la magnitud medida en cada una de las bandas  habituales en fotometría de banda ancha: BVRI.

Fijémonos, por ejemplo, en la curva en banda V. Se observa como principales característica de las curva:

  • El incremento de brillo al inicio que corresponde a unos 5 días después del descubrimiento. Concretamente hasta el 13 de Marzo (en el gráfico se presenta fecha Juliana por conveniencia);
  • Una bajada y posterior incremento del brillo durante 2/3 días consecutivos;
  • Un suave descenso del brillo en todas las bandas fotométricas hasta las últimas medidas representadas.

La primera característica corresponde a la fase violenta explosiva de la nova, periodo durante el cual el brillo esta aún en fase ascendente dado que la nova esta explotando. Habitualmente esta fase dura unos pocos días en el caso de las novas, aunque hay casos de periodos explosivos más largos. A continuación el brillo baja para luego subir de nuevo (ver flecha en el gráfico), lo cual produce sorpresa pues puede inducir a pensar que la nova de alguna manera vuelve a explotar, lo cual sería un proceso físico difícil de explicar de acuerdo con los modelos aceptados al respecto. La realidad es otra, este efecto de subida del brillo temporal se debe a que la nube de partículas con masa provocada por la explosión de la nova oscurece el brillo de la misma visto desde nuestra perspectiva. Según la nube de partículas se va disipando el brillo se recupera brevemente para descender definitivamente a partir de este punto, que en los datos representados corresponde al 18 de Marzo. Recordemos que la nova fue descubierta el 8 de Marzo, por tanto, en 10 días aproximadamente se desarrolló todo el proceso descrito.

Curva fotométrica de la Nova Cephei 2014 entre 11 de Marzo al 16 de Abril.

En las curvas correspondientes a las bandas I y R, hacia el inicio delas curvas, se observan algunos huecos. Ello fue debido a que hubo que desechar algunas medidas por saturación del detector ya que subestimé el brillo que la nova llegaría a alcanzar. Al ser tomadas las imágenes de forma automática esto fue descubierto a posteriori tras el debido análisis de las imágenes.