Rescatando el SA100

La espectroscopía es uno de esos temas (otro más) que seducen a cualquiera que lleve algún tiempo coqueteando con la fotometría, obteniendo mediciones en filtros, o haciendo astrometría de cometas, asteroides, etc. 

El problema es que hacer espectros (a nivel de aficionado) no es fácil. En primer lugar se necesita un espectroscopio, que para nivel aficionado, no son nada baratos. En su defecto, yo me he tenido que conformar con una red de difracción de solo 100 líneas (el SA100) que acoplado a mi CCD en su forma más simple (que NO es la más adecuada, pero el montaje algo más completo, exige desmontar la CCD del ocular e introducir anillos, y otros soportes, para lograr finalmente una distancia adecuada entre el chip de la CCD y la red de difracción) consigue una resolución no muy alta. Pero es lo que hay. Con todo y con eso, incluso jugando con los anillos adecuados de acople, los objetos a extraer su espectro, no pueden ser débiles en brillo. 

Mi red SA100, llevaba puesta en la rueda portafiltros de mi C11, mucho tiempo. Estaba muerta de risa. Así que anoche, no sé por qué razón, me dio por volverla a usar, aunque fuese "en modo light". Y para matar el gusano, apunté a un clásico: Vega, estrella del tipo espectral A0V. Para el análisis del resultado, acudí (como en otras ocasiones) al software gratuito BASS.

El espectro de orden cero, y el trazo horizontal de Vega, NO caben en la imagen final captada, justamente por no haber puesto los anillos de extensión y demás parafernalia. Así que me tuve que conformar con solo el trazo. Obviamente, ya jugaba con la ventaja de saber que Vega es del tipo A0V, lo que facilita mucho su análisis posterior.

Ya desde el comienzo, se aprecian las líneas de absorción correspondiente a los diferentes estados del Hidrógeno (serie de Balmer), así como la brusca interrupción del final del espectro, pasando todo a negro.

Tras la correspondiente calibración de la imagen y del espectro, usando el programa BASS, se aprecian algunos hermosos detalles:

La línea de color verde, corresponde al espectro de referencia. La de color morado al espectro que obtuve, ya correctamente calibrado.

Lo más destacable (no podía ser de otro modo) es la total coincidencia de las líneas del hidrógeno. Aparecen otras menores, como las del vapor de agua de la atmósfera (que no he señalado, para no enmarañar más), la del oxígeno, o la del Helio. Hay algunas otras (mucho más débiles y no marcadas) como las de Sodio. En fin, todo un mundo encerrado en unas líneas y unas bandas en blanco y negro.

Lástima no tener un espectroscopio "de verdad". Aquí hay mucha tela que cortar.

Es lo que hay.

También la noche la completé con un par de "cometas de moda": el C/2023 R1, y el C/2024 E1

Queda por ver qué da de sí el otoño recién comenzado. Por lo pronto, seguimos con calor: el veroño.

Dos medidas, 2.

Sigo introduciendo, en las noches de observación, cuando M31 está lo más cerca del cénit, espacio para la variable Cefeida V0619, y determinar (mediante el mismo método que empleó E. Hubble en 1927) la distancia a esa vecina galaxia. El periodo de esta variable se acera al mes, de modo que como ya comenté en otra entrada, este "experimento" me llevará algunos meses de seguimiento, hasta -por lo menos.- completar un ciclo competo. 

Por el momento, solo llevo dos medidas. Se trata de un total de 15 tomas de 3 minutos cada una ( = 45 minutos) por imagen, a medir con FotoDifSN. Los resultados, por ahora, no me dan pie a abandonar la idea:

La primera medida, fue en la noche del 23 de septiembre:

V0619                 2460942.47558  20250923.97558  19.28 +/- 0.04  Clear V-band

La segunda, corresponde a la del día 30 de septiembre:

V0619                 2460949.46546  20250930.96546  19.42 +/- 0.04  Clear V-band

Según FotoDifSN, la RSR está por encima de 20 en las dos noches.

Hubo un intento anterior de obtener medidas, pero la noche no era para tirar cohetes de ese calibre, y los 45 minutos empleados en capturar imágenes de esta cefeida, terminaron directamente en la papelera.

Las imágenes son SIN filtro, y a bin 2, por razones que son fáciles de comprender, dada la escala de magnitud en que tengo que moverme.

Seguiremos intentándolo.

Una de exoplaneta

Por cambiar algo la temática de las observaciones, la noche del 14 al 15 de septiembre, la ocupé casi en su totalidad al seguimiento del tránsito de un exoplaneta en la constelación de Draco. Se trataba del TOI-1259Ab, que se tenía previsto sucediera a las 00:08 hora local, y finalizara las 02:37. 

Con unos 45 minutos de antelación, localicé la estrella protagonista, y medí el mejor tiempo de exposición para no saturar, ni quedarme corto en la SNR. Como se trataba de magnitud 11 y pico, usé filtro V, bin1 y 120 segundos.

Durante más de 3 horas y media, anduve tras el evento. Creo que lo capturé:

La noche no estaba para tirar muchos cohetes, y tal vez debí alargar más el tiempo de observación después de haberse completado el "bache" de la curva, tal y como se recomienda en todas las webs dedicadas a este tipo de eventos, pero ya el sueño me podía.

Con anterioridad había estado observando la variable eclipsante EE Cep, dentro de la campaña de seguimiento de ObSN y de la AAVSO. También en filtro V y a bin 1.

Subiendo los datos a la web de VarAstro, y a la de Exoclock, los resultados que ofrecieron fueron estos:

Un O-C de 1.12 minutos, sin ser malo, es manifiestamente mejorable.

La observación de exoplanetas tiene el inconveniente (que ya he comentado en otras ocasiones) de que si se tiene una montura ecuatorial (como es mi caso), el paso del meridiano de la estrella en cuestión no facilita, ni mucho menos, el seguimiento del tránsito, por lo que a la hora de elegir este tipo de objetos hay que mirar muy mucho las horas de inicio y final, y vigilar que entre medio, no hay un paso de meridiano.  Afortunadamente, hay una amplia variedad de objetos, y objetivos, por ahí arriba, a los que también se les puede apuntar incluso con monturas ecuatoriales.

Cefeidas en M31

La determinación de distancias a lejanas galaxias, es un tema que siempre me ha seducido. De hecho, junto a mi querido amigo Juan-Luis González, presentamos una ponencia en Zaragoza sobre algunas estimaciones que hicimos de distancias a unas pocas galaxias, usando supernovas del tipo Ia, y el método de Philips, empleando (con todas las reservas oportunas) datos y curvas de luz de la web de ObSN, a cuyo equipo ambos pertenecemos.

La determinación de distancias a lejanas galaxias NO es un asunto plenamente resuelto en la astrofísica actual, pues incluso dependiendo del método que se emplee, los resultados pueden llegar a ser muy dispares. Es cierto que hay muchos factores a tener presente, y no todos son controlables, y mucho menos a nivel de aficionado. Por lo que los resultados que nos atrevemos a dar los amateur hay que "mirarlos con prudencia".

En esta historia de determinación de distancias, hubo en 1927 un hecho que marcó tendencia y sorpresa. Edwin Hubble, usando el telescopio de 2,5 m del monte Wilson, en California, consiguió determinar la distancia a la galaxia M31, y concluir que "había otros universos" diferentes a nuestra Vía Láctea, ya que hasta entonces, esas "manchas blanquecinas" que aparecían al telescopio, se pensaban que eran "nebulosas espirales" dentro de nuestra propia galaxia. Edwin derribó con pruebas esa arraigada idea. Y para ello usó el comportamiento de las estrellas cefeidas, que varían de forma periódica su luminosidad, y que se mostraron de interés capital para el cálculo de distancias a galaxias (cercanas). De hecho ese "método de las cefeidas" es también conocido como el de Henrietta Leavitt, pues fue esta astrónoma quien anteriormente (1912) sentó las bases de su uso, localizando este tipo de estrellas en las Nubes de Magallanes.

Con un telescopio de 11 pulgadas, y cielos urbanos como el que tengo por aquí, plantearse reproducir el método de Hubble para la estimación de la distancia a M31, no deja de ser un atrevimiento. Máxime cuando además estamos hablando de estrellas de magnitud cercana a la 20. Obviamente, justo por eso, es impensable usar filtro V, y tampoco bin1. Pero bueno, el único modo de saber si es o no posible, es intentándolo.

Anoche, con Luna menguante-crecidita, se me ocurrió ver si apilando tomas de 3 minutos (por ejemplo) era capaz de localizar la estrella que usara Hubble en su trabajo: la V0619. A modo de prueba-intento, saqué solo 7 tomas de 3 minutos, después de haber pasado algo más de 2 horas haciendo el seguimiento del asteroide 995-Sternberga, del que luego hablaré. 

Incluso en la propia carta de la AAVSO es complicada de ver. "Me hice el valiente" y este fue el resultado:

Solo fue una prueba de localización. Creo que mejorando el enfoque y el guiado, y sobretodo alargando tiempos de exposición y número de tomas para apilar, igual puede salir algo decente. Ahora en Otoño, Andrómeda va a estar muy bien situada en el cielo. Eso sí, tendré que esperar a que a eso de las 12 de la noche me apaguen el estúpido e inútil alumbrado público de las dichosas torres de mi ciudad. Creo que bastarán un par de meses o tres de seguimiento para ver si sale algo de esta idea. Bastará sacar solo una medida por noche (tras el apilado) y esperar el resultado final.

Una vez que obtenga la curva de luz (si es que soy capaz de eso), habrá que calcular el periodo P, y con él, determinar la magnitud absoluta según la expresión:

Mv = -2.81 · log (P) - 1.43

Con ese dato, luego habrá que determinar el módulo de distancia:

(m - Mv) = 5 · log (D) - 5

donde D (en parsec) es el dato que buscamos y a despejar.

Existe un precedente a esta idea con un excelente resultado. Es el llevado a cabo por Javier de Elias, desde Mahadaonda. Ya le preguntaré a él si me surgen dudas. Es también un compañero y excelente observador de asteroides, perteneciente al grupo GOAS.

Justamente, la primera parte de la noche la dediqué al asteroide 995-Sternberg, de magnitud rondando la 13, y cuya curva de luz y periodo de rotación no está del todo bien definido, habiendo diferencias de resultados entre las 11 horas y pico, y las 22 horas para el tiempo de rotación.

La "curva" de anoche parece delatar que se trata de un periodo largo, pues se acercó casi al encefalograma plano:

La noche del 10 al 11 de este septiembre, fue casi igual de aburrida:

Esperando a que los asteroides suban un poco sobre el horizonte (al menos 30 grados), últimamente me ocupo de mirar las variables delta scuti que son siembre muy agradecidas (sobre todo las de tipo HADS).  Esa vez le tocó el turno a V1462, en Hércules, que ya está muy situado al Oeste, justo donde la pared de mi azotea alcanza algo de mayor altura. 

Calculé mal, pensando que me daría tiempo de completar un periodo (de casi 2 h) antes de que la pared me impidiera seguir. Aquí se ve que "me ganó la pared". Una pena, porque la curva estaba saliendo "muy limpia".

Ya se ve que poco a poco va anocheciendo antes (es lo que toca), y que las temperaturas se espera desciendan al anochecer, aunque por ahora se resisten. La semana que viene la tengo "perdida" pues es la odiosa y estúpida feria por estos lares, es decir, más luces por la noche (toda la noche), y aunque "no la piso" desde que tenía 10-11 años es un incómodo incordio. Me lo tomaré de descanso y afinar la estrategia a aplicar para el cálculo de la distancia a M31. Veremos.

Scuti vs asteroide

Tras el paréntesis del caluroso Agosto, el recién inaugurado Septiembre, comienza -por ahora- con temperaturas más o menos soportables durante el día, y más que agradables por la noche. Ya la eclíptica "comienza poco a poco a levantarse", y el camino que siguen -más o menos- los asteroides, empieza a estar a una altura apta para hacerle fotometría con algo de valor. 

La noche del 1 al 2 de Septiembre, la comencé con una Delta Scuti, propuesta por Patrick Wils, como candidata a la categoría "de periodo variable" y que es preciso seguir. Se trata de la V1209 Her, que a eso de las 22:30 H ya estaba en el horizonte Oeste, y a una altura más que adecuada para hacerle el seguimiento. Fueron un total de unas 2 horas de observación, con exposiciones individuales de 3 minutos, a bin 1, sin filtro.

La AAVSO cataloga esta estrella como del tipo SXPHE, que se caracterizan por tener periodos que oscilan entre los 0,02 y 0,4 días, y amplitudes no mayores a 0,8 magnitudes. En ocasiones, se las llaman "Cefeidas enanas", de tipo RRs, o variables AL Velorum. Son estrellas viejas de la población II, deficientes en elementos pesados.

La curva que pude obtener fue bastante limpia:

Y el cálculo del periodo, a partir de esa curva, se mostró en total coincidencia con los resultados publicados para esa estrella: 1,23 horas ( = 0,05 días)

La curva deducida con FotoDif, en magnitudes relativas, era coincidente

Sin duda, este tipo de estrellas son uno de los mejores ejemplos para introducirse en la fotometría de variables: son fáciles y agradecidas, sobre todo con buenas noches (mejor, también, con buenos cielos) y un equipo no muy sofisticado.

Como otras veces, no deja de maravillarme el hecho de que con un simple telescopio de aficionado, desde la azotea de casa, y con algo de paciencia, puedan obtenerse estos datos "de esos puntitos brillantes" aparentemente indiferentes en el cielo, y la información que de ellos puede deducirse.

Una vez que el asteroide que tenía en agenda había subido lo suficiente sobre el horizonte, le dediqué la segunda parte de la noche. Se trataba del asteroide 1499-Pori, perteneciente al cinturón principal, y descubierto allá por el año 1938 (en Octubre) desde Finlandia. Está situado a una distancia del sol de unas 2,67 unidades astronómicas, pudiéndose acercar hasta 2,176 UA. La excentricidad de su órbita es 0,1855, con una inclinación de 12,18 º. Emplea 1595 días en dar una vuelta completa al sol.

Como casi todos los pedruscos, su forma geométrica no es una esfera perfecta, ni su superficie es lisa. Eso se traduce, en mayor o menor medida, en que el modo en que refleja la luz solar varía de forma periódica conforme se traslada, y conforme rota sobre sí mismo. Ambos factores quedan recogidos en su curva de rotación. Para este pedrusco, ese periodo de rotación publicado es de 3,35 horas, y tiene un diámetro medio de unos 15 km.

Le dediqué también alrededor de 2 horas de observación, con exposiciones individuales de 90 segundos a bin 2, sin filtro. Obviamente, como en la mayoría de los asteroides, su curva "no es la de una scuti"

El cruce del meridiano es un factor que añade una dificultad más al seguimiento de asteroides, máxime cuando (como es mi caso) no se dispone de una montura de horquilla para el telescopio, sino ecuatorial. Por ese motivo, a eso de las 2:30 de la madrugada (hora local) paré la observación. Espero poder reiniciarla esta noche, y en las sucesivas, aunque la Luna ya va ganando espacio y luz, en el cielo nocturno.

Tirando en V

Pues como en anteriores entradas he comentado, el filtro fotométrico V-Jhonson lo tenía olvidado, la mayor de las veces por pereza. La madrugada del 23 de Julio, lo puse en la rueda portafiltros nada más abrir el observatorio, con idea de usarlo el resto de la noche. Para ello tenía 3 objetos en cartera: la SN 2025rbs, la SN 2025plf y la variable V0791-And.

La supernova en NGC7331 (SN 2025rbs) está verdaderamente brillante, y aunque su situación cerca del núcleo la va a volver complicada de medir conforme descienda de brillo, creo que le falta poco para llegar al máximo. Qué lástima la ubicación que tiene.

Fueron un total de 20 exposiciones de 1 minutos a bin 1.

Aquí la estrella usada de comparación en V para calibrarla:

No muy lejos de esta fotogénica galaxia, hay otra no tan vistosa: la PGC 70821 que tiene igualmente una supernova, pero mejor situada: la SN 2025plf, que ya he incluido en entradas anteriores. En esta ocasión las medidas las hice igualmente a bin 1, con filtro V, usando también 1 minuto de exposición.

El resto de la noche (alrededor de casi 3 h) las dediqué a la variable V0791-And. Se trata de una típica Delta-Scuti, del tipo HADS.

Las estrellas Delta Scuti son estrellas pulsantes de tipo espectral A o F, que están en una fase evolutiva intermedia (entre la secuencia principal y la fase de gigante). Estas estrellas varían su brillo periódicamente debido a pulsaciones internas (expansiones y contracciones de su capa externa). En el caso de V0791-And, su periodo es de 1,87 horas, si bien parece mostrar síntomas de variabilidad en ese dato, de ahí el interés en seguirla. La propuesta la he tomado de la web-hoja de cálculo de Patrick Wils, que hace un seguimiento de este tipo de estrellas.

Las estrellas variables tipo HADS como esta (del inglés High Amplitude Delta Scuti) son un subgrupo de estrellas Delta Scuti que se caracterizan por tener una alta amplitud de variación en su brillo, y un periodo corto. Pulsan en modo radial (fundamental o primer armónico). Suelen ser del tipo espectral A2 o F2 y son interesantes porque permiten estudiar la estructura interna de la estrella.

Para el caso de V0791-And no fue difícil localizarla:

Usé exposiciones de 3 minutos a bin 2 x 2, con el filtro V. La curva resultó bastante limpia, dadas las condiciones del cielo que tengo por estos lares (y eso que de madrugada la contaminación lumínica se reduce algo)

Jugando un poco con los datos, el periodo deducido de éstos se acerca notablemente al valor "aceptado" de las 1.87 h:

Periodo = 1.8648 h.

Sin duda, tengo que seguirla durante más noches.

La noche-madrugada no dio mucho más de sí. De modo que a eso de la 6:30 de la mañana, amaneciendo, cerré el observatorio. Hoy toca descansar.

Un Exoplaneta, para variar.

Qatar-1, es una estrella en la constelación de Draco, de un tipo espectral K3V (enana naranja, más pequeña y fría que el Sol), a unos 4900 K de temperatura, y con una masa aproximada de 0,85 masas solares, y un radio 0,8 el del Sol. Aunque no es visible a simple vista (magnitud 12,8) es fácil de localizar con un telescopio decentemente orientado. Está situada a unos 550 años luz de nuestro sistema solar. 

Qatar-1b es un planeta muy pegado a esa estrella (solo a 0,023 unidades astronómicas, es decir, unas 30 veces más cerca que la Tierra del Sol), por lo que tiene temperaturas superficiales superiores a los 1100-1400 K. Es un ejemplo típico de los llamados "Júpiter calientes". Su masa es 1,33 veces la de Júpiter, su radio 1,18 veces, y su densidad media es algo menor que la de Júpiter (1,33 g/cm3). Su periodo orbital es de 1,42 días terrestres. Fue descubierto en el año 2010, por el proyecto Qatar Exoplanet Survey.

La observación de los tránsitos de exoplanetas, es un tema muy atractivo, pues su metodología no difiere en esencia de otras tareas fotométricas convencionales, aunque obviamente tiene sus pequeñas diferencias. El principal inconveniente que revisten en mi caso, es que necesitan planificarse muy bien, ya que la duración del tránsito suele ser (por lo general) bastante largo, y en ese lapso de tiempo, la estrella-exoplaneta cruza el meridiano. Para las monturas ecuatoriales como la mía, eso supone un problema. Las monturas de horquilla van mejor en estas lides, si bien tienen otros problemas "propios" como la dificultad de apuntar a objetos en el cénit o cerca de él.

Según las previsiones, Qatar-1b tenía previsto su tránsito a eso de las 03:08 horas (hora local) de la madrugada del 21 de Julio, y finalizar a las 04:47 horas (local). Todo el tránsito se verificaba sobre el horizonte norte y acababa en el NW. 

Como mi hábito de observación ha cambiado últimamente, el levantarme a las 2 de la madrugada y abrir el observatorio, me lo ponía relativamente fácil, aunque muy muy justo, pues al proceso de localizar la estrella de marras, hay que sumarle el buscar los mejores tiempos de exposición, afinar el guiado, etc. Y eso lleva cierto tiempo. Además, a las 2:30 horas de la madrugada, Qatar-1b no había cruzado el meridiano todavía. Le faltaba muy poco. Tuve que esperar, y dar comienzo la observación casi a las 02:40 HL

Disparando con 1 minuto de exposición a bin 1 x 1, la SNR era más que adecuada. El seeing no era malo, pues el objeto estaba bastante alto en el horizonte (a unos 62º en el comienzo, y a unos 57º al finalizar) Debería hacer uso, la verdad, con más frecuencia del filtro V, y vencer la pereza de tener que mover (manualmente) la rueda portafiltros, y re-enfocarlo todo, para repetir los pasos a la inversa una vez finalizado todo. 

Prácticamente, el 90 % del tiempo de observación se lo dediqué al tránsito. La curva obtenida muestra que, en efecto, el inicio del tránsito está cogido por los pelos, pero dentro de lo admisible (aunque mejorable, pero las condiciones del paso del meridiano no daban para más)

Como era de esperar, se aprecia la bajada de brillo de la estrella principal ante el eclipse de su planeta, si bien ese paso es casi rasante:

De forma algo más limpia:

Tras subir los datos de la observación, y el informe correspondiente a la web del ETD, me asignaron un DQ = 2 (Data Quality) en una escala de 1 al 5. "La amiga" IA, aclara ese aspecto:

Seguramente, de haber podido comenzar antes y poder alargar después, el DQ igual podría haber sido mejor, pero las limitaciones son las que son.

En Febrero del 2021, hice igualmente el seguimiento de este mismo tránsito. Esa vez con filtro V. El DQ en esa ocasión fue de 3.

Así se vio el tránsito "desde la web de Exoclock":

Sigo prefiriendo el formato y la usabilidad de ETD, la verdad. Y más ahora, que se han remodelado. Es verdad que desde la web de Exoclock ponen a disposición un software muy bueno, hecho en Python (llamado HOPS) que de forma fácil analiza los datos, y elabora un reporte en .txt que es válido tanto para ETD como para Eoclock.

De todos modos, no deja de asombrarme y maravillarme que este tipo de fenómenos puedan seguirse y "estudiarse" con un simple telescopio amateur, desde la azotea de tu casa. La estrella en cuestión está a 550 años luz, y se "apaga" un poquito, por el tránsito de un planeta que le pasa por delante. Lo mismo habría que decir de supernovas, variables, y demás fenómenos alejados en el espacio (y en el tiempo).

Antes de que terminase de amanecer, me dio tiempo de darle unos tiros al cometa C/2025 K1, y al que le medí una magnitud de 14,66 con FoCAs (coincidente, por cierto, con el resultado dado por Tycho)

Y para no perderle la pista, también le eché un ojo a "la famosa" supernova SN 2025rbs, que por supuesto, a esas horas de la madrugada, ya había cruzado el meridiano:

La otra supernova que vengo siguiendo (SN 2025plf) no pude verla/medirla, pues el amanecer se echó encima. Solo "hice un pirujo" con M57 antes de cerrar el kiosko:

Hoy tocará descanso.