URANIA.

No hay duda que la irrupción de la IA en la sociedad ha supuesto (y supondrá) un revulsivo en toda regla, y en todos los sectores, en mayor o menor medida. Nos guste o no, la IA ya está aquí, y para quedarse. Estos últimos días en que abrir el observatorio ha sido casi imposible, me he dedicado a "jugar con ella" diseñando aplicaciones/programas para ayudar en la planificación y en el análisis de las observaciones astronómicas. Y así ha nacido "la plataforma" URANIA.

En realidad, se trata de un conjunto de aplicaciones individuales, desarrolladas en Python, con ChatGPT, y reunidas en una única web-local. Son aplicaciones que (la mayoría) las hacía ya en Windows (sistema operativo que NO uso, salvo para esos casos). Algunas ya estaban obsoletas, desfasadas o funcionaban a duras penas (no todas). De modo que decidí hacerlas "por mi cuenta" para poderlas usar en Mac. Y en ese terreno, la IA ha sido protagonista-ejecutor. Yo solo me encargaba de los prompt. 

• El primero de los módulos, "Asteroides", determina y selecciona los asteroides visibles desde una determinada ubicación/fecha/hora por encima de una altura sobre el horizonte a elegir (por defecto 30º). Se pueden seleccionar por periodo, magnitud, etc. Usa los datos del MPCORB. Permite buscar un determinado Asteroide, e incluso "abrir una agenda" para programar observaciones de Asteroides en un periodo determinado, con aviso incluido.

Una vez seleccionado uno de la lista, es posible ver la gráfica de visibilidad y evolución:

O bien, el mapa del cielo donde va a estar situado según la fecha/hora que se introduzca:

• Algo similar es el módulo de Cometas:

• El módulo de Observación de Cometas, está relacionado de alguna manera con el anterior. Se trata, en el fondo, de un histórico, donde puedo ver qué cometas ya he observado, y tengo registrados en mis bases de datos, o bien añadir la observación de algunos nuevos. Muestra, incluso, las imágenes que tengo almacenadas en el disco duro:

• El Diario de Observaciones, es un registro en donde se van incluyendo los datos/imágenes/resultados de las noches de observación:

Por supuesto, con acceso al historial:

Obviamente, este Diario solo contiene, por ahora, datos desde el momento en que comencé a introducírselos (mes de Septiembre'2026).

• Un módulo diferente es el dedicado a las estrellas Delta Scutti, del tipo HADS. Pudiéndolas seleccionar en función de la fecha/hora elegida:

Una vez seleccionada una en concreto, según los filtros aplicados, pues se ofrece esto:

• Vigilar lo que sucede en el observatorio es una de las cuestiones que me gusta controlar. Observo "en remoto-local" pero siempre hay algo que puede quedar fuera de control (un cable que se enreda, la CCD que se para, etc...) y la cámara web me permite tenerlo bajo supervisión, incluso oír el movimiento de la montura, o de la CCD.

Es más, se puede abrir en una ventana independiente para poder seguir trabajando y "escuchar" la CCD y/o la montura al moverse y comprobar que todo marcha bien.

• El módulo de Alerta de Supernovas, conecta directamente con Astro-Colibrí y ofrece los últimos resultados de descubrimiento y ubicación de las supernovas recientes (a elegir periodo) o bien buscar información sobre una en particular:

• La parte de Fits Clean & Solve, es casi protocolaria: calibra y astrometriza las imágenes. Les aplica Dark Bias, Flat. En verdad es el módulo que menos uso, pues mis imágenes ya las calibro directamente con MaximDL.

• Este otro módulo (en idea y colaboración con mi compañero Juan-Luis González) calibra las imágenes (como antes, pero no usa MasterFlat, o MasterDar, sino los FITS de calibración directamente), aplica opcionalmente un pseudoflat a las tomas, las alinea y las apila. Listo para hacerle fotometría.

• El módulo de Astrometría lo he diseñado específicamente para cometas y asteroides. Sería algo así como el equivalente al famoso y popular software Astrométrica de Windows. Incluso, lo he hecho para remitir los informes directamente al MPC (además de poderlos guardar en el disco). Usa catálogo GAIADR3 para astrometrizar el campo. El modo de usarlo es igual que Astrométrica.

• El módulo de Análisis Fotométrico sería el equivalente al famoso FotoDif (para Windows). Su aplicabilidad es la misma (solo que para Mac): hace curvas de luz de las imágenes almacenadas (o "en directo", es decir, durante la sesión de observación, va construyendo la curva punto a punto conforme entran imágenes en la carpeta de imágenes), emite informes, trabaja en magnitud diferencial o absoluta, etc...

El modo de trabajar es similar: se selecciona el objetivo, las estrellas de referencia, su magnitud, filtro usado, catálogo, estrella de control,  y se aplican los círculos fotométricos, pudiendo seleccionar su tamaño. El propio módulo nos advertirá luego si las estrellas están o no saturadas, o (para el caso de asteroides) van a contaminarse con estrellas de fondo:

Se puede elegir ver la curva final a mayor tamaño/resolución, en pestaña independiente:

• En todos los procesos de fotometría se hace necesario buscar las estrellas de referencia/calibración. Para ese menester existía una aplicación de la AAVSO que se llamaba SeqPlot, pero que ya han retirado de la circulación.

Entre Juan-Luis y yo hicimos un módulo que la ha sustituido (y superado ?).

En círculos verdes, las estrellas posibles para ser elegidas como referencia (se incluye, incluso el índice B-V como información complementaria y mucha más información). En rojo, las variables. Por supuesto, que se puede elegir el catálogo (por defecto GAIADR3) a emplear, así como el tamaño del campo a mostrar, según lo que nuestro equipo nos permita ver.

• El módulo de Análisis de Rotación es otro plato fuerte de la plataforma. Comenzó siendo una especie de ensayo, y finalmente se ha convertido en una herramienta imprescindible, sobre todo para Asteroides. Sería algo así como la segunda parte de FotoDif, pues se trata de analizar las series en conjunto y deducir periodos de rotación usando series de Fourier, pudiendo elegir el número de armónicos. De hecho, como módulo independiente lo llamamos ROTATOR, pues fue como módulo html como al principio nació.

Una vez introducidas las series en formato txt, propone un resultado para el periodograma y la curva de fase que se puede aceptar o perfilar

Se proponen varias soluciones posibles para el periodo de rotación del asteroide, pudiéndose "limpiar la curva", calcular efemérides, eliminar series o introducir datos de periodo-prueba para comprobar resultados. Por supuesto, se exportan datos y curvas en formato .png.

• El último módulo es un complemento del anterior. Hay ocasiones que exigen revisar una curva en concreto (de forma individual o dentro de una serie). Para ello, solo basta subirla y ver si hay "un comportamiento extraño"

El resto de URANIA se complementa con previsiones meteorológicas locales, fases de la Luna, y otras cosas menores.

No sé, en absoluto, programar en Python. ChatGPT lo ha hecho por mí. Eso sí: le he dedicado "un poco de tiempo".

Supernova en NGC7331 (otra vez)

Hace casi más de un año, en NGC7331, surgió una supernova: la SN 2025rbs. Descubierta el 1 de Septiembre de 2026, ha surgido otra, del tipo Ia: la SN 2026aaiv. Sin duda, se va a convertir en el objeto estrella a seguir (nunca mejor dicho) durante una buena temporada, a simultanear con otros casos de variables del proyecto SXPMax de Observadores de Supernovas.

Hice una serie de 8 imágenes, a bin1 con filtro V. El resultado de la medición con FotoDifSN fue de 12,28.

SN 2026aaiv

m = 12,28 V

Un detalle-resumen del origen y proceso de este tipo de supernovas Ia:

Antes de que llegase el momento de dedicarme a la supernova, estuve trabajando con una estrella del proyecto SXP: la V3632 Oph. Tiene esta variable un periodo muy largo: unos 241 minutos. Como lo que interesa fundamentalmente para ese proyecto es llegar al máximo, apunté a la estrella con la esperanza, no de medir su periodo completo, sino de poder "verle el máximo de la curva". No hubo suerte. Concretamente llegué en el momento en que estaba justo en el mínimo de la curva de luz, y tras más de 2 horas haciendo tomas de 60 segundos a bin 2 x 2, con filtro V, apenas casi se movió del mínimo. Esperaba una subida rápida, pero no tenía pinta de ello. Y puesto que Ofiuco me cae muy al SW del observatorio, sabía que pronto la perdería de vista.

Sin embargo, usé la curva de puntos para comparar los resultados gráficos que ofrecía FotoDif, con los resultados gráficos de una aplicación fotométrica que me he fabricado usando la IA. Llevo ya varias días trabajando en una especie de "plataforma" para preparar y "registrar" las observaciones

Aún se puede decir que está "en fase beta", pero los módulos que he ido agregando funcionan perfectamente.

Aquí una comparativa del mínimo de la curva de V3632 Oph con FotoDif (que uso como referente, obviamente) y la obtenida en el módulo de "Fotometría FITS" de mi "plataforma":

Un detalle más de la preparación de círculos fotométricos y demás parámetros:

La plataforma está elaborada en Python. Concretamente para ordenadores Mac. Pero ya he hecho algunas pruebas para convertirlas a Windows (que NO uso) y funcionan perfectamente. En cuando las pruebas de "la fase beta" concluyan satisfactoriamente, la pondré por aquí para su libre descarga. Por ahora, los resultados son la mar de prometedores.

Algunas pantallas más:

Ya me falta menos para terminarlo y depurarlo.

El caso de V1139 Her (2ª parte).

Como continuación de la entrada anterior (y "promesa" implícita en ella de seguir con el tema de esta variable) la noche del 29 al 30 de Agosto, la dediqué casi en exclusividad a seguir la evolución de V1139 Her, conjuntar y analizar las dos últimas noches y sacar consecuencias.

Para no introducir modificaciones importantes, usé el mismo tiempo de exposición de 40 segundos, a bin 1 con filtro V.

Las curvas en fase de las dos noches, no dio problema alguno, y ya apuntaba a un buen resultado:

Sin "limpiar" tanto los datos:

Para llevar el asunto casi al limite, procedí con los análisis de Fourier y de Lomb-Scargle (ver entrada anterior) y comprobar si conducían a conclusiones similares. El hecho de ya disponer de dos noches de observación, permitía un mayor margen de maniobra.

Por lo pronto, la amplitud observada era entre 0,32 y 0,36.

El gráfico del análisis de Lomb-Scargle muestra varios picos posibles

El análisis con FotoDif, marca una buena coincidencia con el resultado marcado en negrita.

Como las curvas de observación NO son simétricas (hay una fuerte subida y una lenta bajada, que se aprecian mejor en las curvas de FotoDif, de hecho, pasar del mínimo al máximo en la curva, requiere unos 36 minutos, y pasar del máximo al mínimo, unos 63 minutos) la opción senoidal hay que tomarla con pinzas, de ahí que contemplase con el análisis de Fourier, que resultó casi del todo coincidente en el resultado de los 98,75 minutos para el periodo

El resultado oficialmente publicado es de 98,77 minutos.

Resumiendo:

Con otra sesión de observación de unas 3-4 horas, podría intentar obtener un período definitivo, su incertidumbre, una efeméride de máximo/mínimo y un ajuste Fourier de orden superior (no de solo 2 armónicos, como se ha hecho). Pero ya nos metemos en unas fechas en que como mucho, solo 2 horas de seguimiento es posible desde mi observatorio, antes de que la tapia del vecino me impida seguir la observación.

Con todo, y a modo de complemento, si le añado la primera sesión del mes de Mayo, el valor final del periodo calculado, es muy muy cercano "al oficial":

Me lo he pasado bien con esta variable. Que es, al final, de lo que verdaderamente se trata.

El caso de V1139 Her.

La estrella V1139 Her, es una estrella variable pulsante muy parecida a las Delta Scuti del tipo HADS. Su magnitud oscila entre la 12,2 y la 12,5 y una amplitud de 0,3 unidades.

Actualmente se la clasifica como estrella del tipo SXPHE (variable del tipo SX Phoenicis). Las SX Phoenicis son estrellas pulsantes parecidas a las Delta Scuti, pero asociadas normalmente a poblaciones estelares más antiguas y pobres en metales. Sus variaciones se producen porque la estrella se expande y contrae, cambiando simultáneamente su radio y su temperatura superficial. Por tanto, la variación de V1139 Her no es debida a eclipses de una compañera, sino que estamos viendo esencialmente la propia estrella “latir”.

Algunos estudios apuntan a que su variabilidad es multiperiódica, de modo que sus curvas de luz no tienen por qué repetirse de forma matemáticamente idéntica entre un ciclo y otro. Justo por todo ello, y hallarse bien situada en el Oeste a buena altura al anochecer, decidí profundizar en sus observaciones, si bien éstas ya las había iniciado dentro de la campaña de ObSN.

La primera noche de observación para la campaña de ObSN fue a finales de Mayo (ver entrada anterior). La noche del 28 al 29 de Agosto decidí volver a observarla con filtro V. Empleé unos 95 minutos de seguimiento a bin1. La curva obtenida no fue "tan limpia" como en la noche de Mayo (reduje el tiempo de exposición a tan solo 40 segundos, para capturar el máximo con la mayor densidad de puntos posibles, y eso se tradujo en algo de más dispersión):

Con tan solo esa curva me aventuré a hacer un análisis preliminar de los resultados y ver si cuadraban con los datos publicados en el mundo profesional, que le asignan un periodo de 98,77 minutos para su variación de brillo.

Un periodograma Lomb–Scargle con solo esos datos de una sola noche, es algo aventurado, pero me servía para ir tomando una idea de por dónde podían ir los tiros.

El periodograma Lomb–Scargle es una técnica para buscar periodicidades en series temporales, especialmente útil cuando las observaciones no están perfectamente espaciadas en el tiempo (no es el caso, pero ya digo: estaba en modo prueba). En astronomía se usa muchísimo para curvas de luz de estrellas variables, exoplanetas, rotación estelar, asteroides, etc.

La idea básica es esta: probar muchas frecuencias posibles y, para cada una, calcular si una función sinusoidal puede explicar los datos. El resultado es una gráfica de potencia frente a frecuencia —o, si se transforma, potencia frente a período. Los picos indican los períodos que mejor encajan con la variación observada.

El periodograma muestra un máximo alrededor de 105,5 minutos. Eso significa que, entre los períodos probados, una oscilación de aproximadamente 105,5 min es la que mejor reproduce la forma de la curva observada.

Sin embargo, es fácil observar que la curva original no es muy sinusoidal que se diga. De modo que se me ocurrió probar "el ajuste de Fourier" para ver si -a pesar de solo una noche de observación- iba por buen camino y conseguía acercarme al resultado oficial de los 98 minutos.

Sin lugar a dudas, el cambio de modelo de análisis va en la buena dirección, pues el resultado indica que la curva obtenida reproduce muy bien el período principal conocido para V1139 Her, siempre que se tenga en cuenta que la pulsación no es sinusoidal, como eso creo.

El resultado del periodo deducido de 98,55 minutos, se acerca al dato oficial, teniendo en cuenta que solo ha sido una noche.

Espero poder ir haciendo más observaciones de este interesante objeto a lo largo de estas noches, antes de que definitivamente se me pierda por el Oeste.