Calores

No alcanzo a recordar otros veranos como el que este año estamos padeciendo. Malas rachas de altísimas temperaturas, superiores a las del infierno, no solo han traído consigo un cielo nocturno con un seeing de pena, sino que me ha obligado a desmontar la CCD del C11 y sacar el ordenador del observatorio. Gracias a los 8 cm de chapa sandwich, hay del orden de 9-10 grados de menos con respecto al exterior, pero ni aún así me fiaba. Otros años hemos "tenido días extremos sueltos", pero lo de este 2022 está siendo casi la norma.

El ritmo de las observaciones, por tanto, ha decrecido, y solo he aprovechado algunas noches sueltas a altas horas de la madrugada, cuando "refrescaba" algunas décimas. Los cometas "de moda" han sido uno de los objetivos de estas noches (C/2022 E3 y el C/2017 K2) si bien anoche pude también hacer medidas de otros más olvidados, como el C/2020 O2 (magnitud = 17,34 en 10 x 10) y el C/2020 K1 (magnitud =  14,65 en 10 x 10). Aquí un stack de 15 imágenes de 30 segundos del E3 de anoche, que lucía con magnitud 14,09.

Aquí, con algo más de detalle usando el software Tycho:

Hay un par de asteroides pendientes. Sin embargo la mala calidad del cielo de estos días está retrasando su observación y seguimiento, de modo que he colaborado con la observación del 4368-Pillmore, iniciado por mi amigo Javier Ruiz, del observatorio de Cantabria. No tiene periodo publicado, y con las observaciones que se han hecho hasta ahora, parece apuntar a un periodo de unas 3,26 horas:

Es un asteroide que no se mueve muy rápido, y de magnitud aparente cercana a la 16,5. Anoche iba a seguir con él, pero por aquello de que Murphy siempre juega en el equipo contrario, justo estaba pasando por encima de una estrella, de modo que no tuve más remedio que dedicarme a otra cosa:

Por cierto, que recientemente, el observatorio de Ginebra, en la página de Raoul Behren, ha incluido como definitivas mis pasadas observaciones sobre 1369-Ostanina (ver entrada anterior):

Mantiene Raoul (en provisional) el mismo comentario de "Parece estar compuesto de dos señales" para 4221-Picasso, cuyas últimas observaciones envié el pasado 6 de junio, con la diferencia de que ha incorporado también observaciones suyas, que parecen confirmarlo.

Gracias a la lista de correos del TNT, recibí la información de una nueva (y débil) supernova en NGC5875 (UMa): la SN 2022oqm. Con ayuda de FotoDifSN, le medí (sin filtro) m = 16,32. Aquí el apilado de 5 imágenes de 2 minutos, y "limpiada" con MaximDL:

SN 2022oqm

Algunas semanas antes, le había echado el ojo también a otra SN débil, a la que me resultó imposible medir nada, dada la escondida posición que tenía entre los brazos de la galaxia huésped. Se trata de la SN2022 nxe.

SN 2022 nxe

Me temo que hasta que las temperaturas no bajen, no se podrá hacer una fotometría fiable de ciertos objetos, pues el seeing importa, y mucho, en tales operaciones. A ver cómo se presenta Agosto.

Cuatro noches con Ostanina

A pesar de que esta no es la mejor época del año para observar asteroides, entresaqué del listado del MPB uno que supuestamente tenía un periodo de rotación y una amplitud definidas: el 1369-Ostanina. Se trata de un asteroide perteneciente al cinturón principal, descubierto el 27 de agosto de 1935 por Pelagueya Fiodórovna Shain desde el observatorio de Simeiz en Crimea. Tiene un diámetro de unos 42,4 km y un albedo geométrico de 0,052. Está nombrado por Ostanina, un pueblo del distrito de Perm.

Los últimos datos registrados para su periodo y amplitud fueron de 8,394 horas y una amplitud que oscila entre 0,73 y 1,11 magnitudes. Justamente fueron esos "datos fáciles" los que me hicieron decantarme finalmente por su observación. Y de hecho, bastaron 4 noches para completar su curva completa, que a diferencia de otros asteroides, pude sacar una "curva limpia", con poca dispersión.

La puesta en fase de los datos, y la resolución a magnitud reducida en V, dio como resultado un periodo y amplitud que difieren muy poco de los estudiados anteriormente (del año 2019, los más recientes): Periodo = 8,382 horas, Amplitud = 1,11 +/- 0,01. El ángulo de fase en los momentos de las observaciones fue de 17º, una elongación de 128,6º y una distancia de 2 UA. Su magnitud aparente osciló entre la 15 y la 16.

Tal vez, lo más destacable de su curva de luz, sean esos "máximos en meseta". 

Esta es su gráfica polar, en base a las 4 noches de observación:

Los modelos 3D propuestos para este piedrolo, y con los datos acumulados hasta el 2019, muestran un asteroide "bastante liso", en comparación con otros del cinturón:

Tampoco me he olvidado estas noches de echar un vistazo al cometa de moda: el C/2017 K2, que anda bastante resultón estos días, y que sin duda, con mejores cielos y una CCD de más campo, se sacarían mejores tomas. Desde mi ubicación, solo pude llegar a esto:

En la imagen de falso color, se puede apreciar mejor parte de la cola.

Picasso: no solo un pintor.

En esta época del año, la eclíptica suele andar muy baja en el horizonte durante la noche, de modo que la mayoría de los asteroides (que se mueven casi en multitud por su estela) resultan complicados de observar. 

Cada tres meses, la revista Minor Planet Bulletin, suele publicar al final de sus páginas, una lista de asteroides recomendados, teniendo como criterio la escasez y/o la antigüedad de datos y parámetros físicos, y urgiendo a remitir observaciones al ALCDEF, con idea de tener actualizadas las bases de datos, que a su vez son de utilidad en la confección de modelos 3D entre los profesionales. Justamente, desde hace algunos meses, seleccioné (casi al azar) en ese listado al asteroide 4221-Picasso, y durante unas cuatro noches "le seguí la pista" tras haber cruzado el meridiano, y siempre en declinaciones negativas. La magnitud aparente tampoco era fácil, (por encima de la magnitud 16 y pico) de modo que la dispersión de los datos iba a estar más o menos asegurada, y de hecho, los datos de una quinta noche, fueron directamente a la papelera de reciclaje. Con todo y con eso, la curva de luz de cada observación no dejaba de dar sorpresas: unas veces resultaba tremendamente aburrida y casi plana, y otras en cambio emulaba montaña rusa.

La puesta en fase de los datos finales, la hice con el script para MatLab "Periodos". Este fue el resultado final:

El dato encontrado para periodo final y la amplitud, no desentonan en absoluto con el "oficial" registrado desde 2018 de 3,111 horas y 0,31 magnitudes. No es un asteroide que al parecer tenga datos muy desactualizados, si bien el ángulo de fase en las noches en que lo observé, era alrededor de los 20 grados. En todos los casos trabajé a bin2 y con 120 segundos de exposición por captura, sin filtro. 

El asunto habría quedado ahí sin más, como una observación casi rutinaria de un asteroide, de no ser porque desde el observatorio de Ginebra, se lanzó una campaña para su seguimiento y observación, justamente a los 3 días de yo haber concluido la mía y haber obtenido la curva. La coincidencia hizo que al igual que otras veces, remitiera los 4 informes de mis observaciones a Raoul Behrend, responsable de la web y miembro de ese observatorio, que las cotejó con otras de Maurice Audejeau para poder elaborar la curva, obtener los datos y esta imagen:

Como se ve, la curva "está en modo raw", sin "limpiar" y el grado de su ajuste, tampoco parece muy afinado del todo. Por contra, los datos obtenidos por el análisis de Raoul, son prácticamente un calco de lo que había obtenido. Sin embargo, Raoul se puso en contacto conmigo, y me solicitó las imágenes, pues en su opinión, 4221-Picasso, "podría tener premio". Serán necesarias más observaciones para poder confirmar (o no) la binariedad y/o extrañeza de este asteroide. Unas observaciones, que desde mi latitud se me hacen ya del todo imposibles. Por lo pronto está "catalogado" como provisional y "Semble composé de deux signaux" (Parece consistir en dos señales)

Paralelamente a estas observaciones, el seguimiento de cometas, como es habitual, se ha estado realizando como siempre, al igual que el envío de las medidas al MPC. Uno de los más llamativos estas noches está siendo el cometa C/2017 K2:

y más recientemente, aunque en bastante menos medida, el casi recién descubierto C/2022 E3:

Paralelamente, la supernova SN2022 hrs ha dado muy buenos resultados y una magnífica curva de luz-de-libro de esta clase de supernovas del tipo Ia. Esta es una de las últimas actualizaciones de la curva, que puede verse en la web de ObSN:

Justamente, la participación en la campaña de observación y seguimiento de novas enanas, dentro de un proyecto profesional más amplio, de la nova RY Ser, ha dado como resultado la detección de un estallido inesperado, por lo que el telescopio espacial Hubble (HST), (que inicialmente tenía prevista su observación para el pasado día 10 de Junio) tuviera que cambiar de objetivo, gracias a que la curva de luz mostraba una magnitud en estallido más brillante que la magnitud 15,5. Así lo decidió el equipo de profesionales a los que les proporcionábamos los datos. Actualmente, se ha seguido observando RY Ser, y parece que vuelve a su estado habitualmente más tranquilo:

También ha habido, cómo no, noches seguidas de nubes que han hecho imposible la observación. Esos días he aprovechado para empezar a meterle el diente a otro programa de fotometría (otro más) que goza de cierta fama no solo entre aficionados, sino también en el mundo profesional. Se trata de AstroimageJ, que más que un programa, es un script de Java, por lo que es fácilmente multiplataforma. De entrada, no es intuitivo en modo alguno, aunque eso sí, suministra muchísima más información final que la que realmente el amateur necesita. Le he echado un vistazo, y he comenzado a hacer algunos pinitos. Sin embargo, no termina de convencerme, entre otras cosas porque los informes que genera hay que posteriormente tratarlos en una hoja de cálculo. Y no solo por eso: es un tanto farragoso, y los datos que finalmente proporciona son iguales (o muy similares) a los de FotoDif y/o Tycho. Por lo visto, AstroimageJ está especialmente indicado para la observación de tránsitos de exoplanetas. Hasta ahora, los tránsitos que he observado, los he cubierto sin problemas con FotoDif (y también ahora es posible hacerlo con Tycho).

Por lo general, la observación de tránsitos de exoplanetas reviste la dificultad de que muchos de ellos (la mayoría) suceden con cambio de meridiano, y dado que mi montura es ecuatorial alemana (que no de horquilla) eso es un inconveniente. Eso sin contar que por lo general, las variaciones de magnitud de la estrella que va a ser eclipsada, como es fácil de suponer, son del orden de las centésimas y/o milésimas de magnitud. Hay varias web que informan del "calendario" de exoplanetas. Particularmente me gusta la de Exoclock. Precisamente de ella, obtuve los datos para el tránsito de TOI 1259Ab, que estaba prevista para las 23:20 HL del día 23 de Junio. 

Aunque como siempre las imágenes las tomé con MaximDL, los datos los traté con Tycho, y la curva de luz obtenida fue

He subido los datos a la web de ExoClock, donde son tratados con su software específico:

Respecto al modelo previsto (en línea verde) se puede apreciar una mayor profundidad en la caída de magnitud. Habrá que esperar noticias de Exoclock (si se producen) en el caso de que soliciten las imágenes por si detectaran algo inusual.

No me gustan las noches de verano: por lo general, con frecuencia nubes altas, vientos, anochece muy muy tarde y amanece muy pronto.... y calores.....

Estimando distancias (IIIª parte)

Pretender aportar algo al siempre escabroso tema de las distancias a galaxias, portadoras de supernovas del tipo Ia, usando "datos de azotea", no deja de ser un "gozoso atrevimiento". Sin embargo, no voy a negar que proporciona un verdadero placer el comprobar cómo los datos de las curvas de luz, obtenidos por instrumental y medios de aficionado, junto con una poca sencilla matemática, permite "confirmar" las distancias a galaxias que con anterioridad, el mundo profesional ha determinado, a veces por cierto, sin mucho acuerdo en los resultados, dado el número de variables que en ocasiones es preciso tener en cuenta.

En los últimos días, mi compañero Juan_Luis González y un servidor, hemos sometido a prueba los datos de la web de ObSN de campañas anteriores (y también con la actual, en la SN 2022hrs, como puede verse en las dos entradas anteriores dedicadas a esta temática) y la relación de Philips. Para ello, hasta la fecha, hemos usado 6 supernovas del tipo Ia (con datos en la banda V) corroborando con poco error -de no más del 10 % respecto de los datos oficiales- las distancias oficialmente estimadas. Algunos ejemplos de esos resultados se han plasmado en la entrada anterior dedicada a este tema.

El último aporte ha consistido en comprobar la relación lineal de Philips entre el máximo absoluto (M) de la supernova (en nuestro caso, en banda V, que es donde tenemos más datos) y el decaimiento de magnitud a los 15 días de ese máximo. Los datos recogidos no dejan lugar a dudas:

La ecuación matemática para la recta obtenida es M = 0,731 · (delta_m) - 20,041, donde los parámetros a = -20,041 y b = 0,731 son muy comparables con los valores originales de la relación de Philips, que fueron a = -20,044 y b = 0,732.

Las SN utilizadas han sido:

SN 2021wuf (NGC 6500)

• Distancia calculada = 135,7 millones de años luz
• Distancia oficial estimada = 137 millones de años luz
• Error = 0,91 %

SN 2018gv (NGC 2525)

• Distancia calculada = 87,6 millones de años luz
• Distancia oficial estimada = 83 millones de años luz
• Error = 5,57 %

SN 2011fe (M101)

• Distancia calculada = 24,3 millones de años luz
• Distancia oficial estimada = 27 millones de años luz
• Error = 9,77 %

SN 2022 hrs (NGC4647)

• Distancia calculada = 80,2 millones de años luz
• Distancia oficial estimada = 83,3 millones de años luz
• Error = 3,76 %

SN 2019np (NGC 3254)

• Distancia calculada = 119 millones de años luz
• Distancia oficial estimada = 123 millones de años luz
• Error = 3,21 %

SN 2020ue (NGC4636)

• Distancia calculada = 55,6 millones de años luz
• Distancia oficial estimada = 53 millones de años luz
• Error = 4,87 %

Ensayamos también con la antigua SN 2014J en la galaxia M82 (galaxia del cigarro). Aquí las cosas no fueron tan bien, alcanzando un error muy por encima de lo permitido, rozando el disparate.

Por más vueltas que le dimos a los cálculos, no dábamos con la clave. ¿Qué estábamos pasando por alto? Tal vez, esta SN tenía un índice de metalicidad muy elevado, estaba demasiado cerca de nosotros, o..... estaba demasiado metida en la propia galaxia como para que el factor de la extinción calculado fuese más importante de lo esperado. En la bibliografía profesional hallamos la respuesta:

"Observations of the diffuse interstellar bands in the spectrum of the supernova indicated that it lay behind a significant quantity of interstellar medium in M82. The supernova therefore suffered from interstellar extinction, with a reddening of at least one magnitude. The degree of light extinction from M82 dust blocking SN 2014J reduces its value as an observational prototype for Type Ia supernovae, but makes it a powerful probe of the interstellar medium of M82".

Aquí podría estar la respuesta, y así lo hemos asumido.

Con todo, puede resultar desconcertante que el tema de la estimación de distancias, es un asunto muy abierto en el mundo de la astrofísica profesional. Al viejo método del paralaje (que se mostró inservible muy pronto) le han sucedido otros con desigual éxito (como el las cefeidas, o el de Tully-Fisher, basado en técnicas espectroscópicas) o éste de las Supernovas tipo Ia (existiendo otros y sin agotar los recursos). Sin embargo, la disparidad de resultados, en ocasiones, se hace evidente. Un botón como muestra:

De todos modos, dentro de nuestros medios, el "calcular" distancias a galaxias "desde la azotea", no deja de ser, sin duda, muy estimulante.

Estimando distancias (IIª parte)

El uso de las supernovas del tipo Ia, no es el único procedimiento para estimar distancias a galaxias u objetos lejanos. Otras técnicas como la de Tully-Fishcer (del año 1977), las cefeidas, o las que hacen uso del propio diagrama de Hubble, o las que se basan en cúmulos globulares, son algunos ejemplos usados para intentar resolver este perenne y fundamental problema de la astrofísica, con la peculiaridad de que los resultados que se consiguen para un mismo objetivo, en muchas ocasiones, ni si quiera son parecidos. De entre todas esas técnicas, el uso de las supernovas del tipo Ia se ha mostrado -hasta el momento- como uno de los de mayor prestigio (desde el año 1993, gracias a la relación de Philips, con algunas correcciones posteriores).

Como ya adelanté en la entrada anterior, es posible estimar la distancia a galaxias que albergan supernovas del tipo Ia, si se conoce la magnitud aparente (m) y la magnitud absoluta (M) y aplicar la relación del módulo de distancia:

(m - M) = 5 · log (D) - 5

En esta simple expresión, los parámetros "m" y "M" son los protagonistas para obtener "D". La magnitud "m" se obtiene del pico de la curva de luz aplicándole las correcciones de extinción oportunas. La única posible con los medios de aficionado, es la debida a la propia Vía Láctea, y que puede estimarse fácilmente con solo conocer las coordenadas de la galaxia en cuestión. La extinción debida a la propia galaxia donde la SN se sitúa es harina de otro costal. De todos modos, si la SN está retirada del núcleo de la galaxia, ese factor pierde relevancia.

El parámetro M se obtiene a partir de la relación de Philips (ver entrada anterior) que usa datos del pico máximo de magnitud aparente en la curva de luz en banda B, y la diferencia del valor de esa "m" quince días más tarde, llevando esa información a la ecuación:

M = a + b · (delta_m_15días)

donde los coeficientes "a" y "b" dependen del filtro usado en cuestión. Para el caso de la banda B, esos valores (corregidos/actualizados) son a = -20,157 y b = 0,837.

Hasta aquí, someramente, "la teoría". A la hora de la verdad, como siempre, surgen los problemas. El primero de ellos es que NO tengo filtro B, y los datos que hay en la web de ObSN, en la mayoría de los casos, no cubren el máximo y los 15 días posteriores, por lo que no me ha quedado más remedio que "aproximar" usando la banda V. Para esa banda a = -20,044 y b = 1,033.

En el caso de la SN2022 hrs, usando los datos de ObSN, sí se ha podido determinar el valor de "m" en banda B, y por tanto, conocer mejor el valor de M para usarlo en la ecuación del módulo de distancia. Se obtuvo de la curva-B un pico máximo en m = 12,7367 y una caída de 1,1419 magnitudes a los 15 días. La extinción debida a nuestra propia galaxia no era muy relevante (apenas 0,095 unidades de magnitud). Esto da como resultado un M = -19,2012297, que llevado al módulo de distancia, nos da un D = 76,21 millones de años luz. El dato "oficial" para la distancia a la galaxia anfitriona (NGC4647) es de 83,3 millones de años luz. El acuerdo de resultados, teniendo en cuenta los medios usados (telescopio de azotea y cielos asquerosos) es más que espectacular.

Para poner a prueba el método, y ver si había sido o no pura casualidad, decidí aplicarlo, junto con mi estimado amigo, colega y compañero Juan-Luis González, a la SN2021 wuf, que se estudió a finales del verano pasado. En esta ocasión, no había datos en banda B suficientes, de modo que no quedó más remedio que "aproximar" para la banda V. El máximo en esa curva daba una m = 13,966 al que había que aplicar -ahora sí- una extinción de 0,248 unidades de magnitud por efecto de la Vía Láctea. La caída de magnitud fue de 1,033 unidades. Como antes, calculando M, y llevando esos datos al módulo de distancia, dio un resultado final de D = 135,7 millones de años luz. El dato "oficial" (obtenido por la ley de Hubble) es de 137 millones de años luz. El grado de acuerdo, de nuevo, simplemente sorprendente. 

Por si todavía quedaban dudas, volví a aplicar el método a una tercera supernova: la SN2019 ein, usando datos en banda V de la web de ObSN. Aquí el resumen de los resultados:

Magnitud aparente del pico máximo, m = 12,880 (V)

Extinción = 0,034

Caída de magnitud a los 15 días = 0,64

M = -19,57552

Distancia estimada en el cálculo, D = 99,4 millones de años luz

Distancia oficial = 107 millones de años luz.

SORPRENDENTE...!!

Está claro que en este tema hay filón de estudio....!! (Otro más).

Estimando distancias con SN2022hrs

Uno de los muchos intereses de las supernovas del tipo Ia, es que gracias al seguimiento de sus curvas de luz, puede determinarse/estimarse la distancia a galaxias lejanas donde han nacido y se alojan. En una primera aproximación (que es necesario matizar), todas estas explosiones son "exactamente" iguales, de la misma potencia, ya que siempre se producen en estrellas del mismo tipo y con la misma masa. Eso hace que su luminosidad intrínseca (magnitud absoluta, imaginándola a una distancia de 10 parsecs) sea la misma, M = -19,3. Su gran luminosidad permite detectarlas a distancias muy grandes, a lo que se le suma una curva de luz muy característica. Solo queda conocer entonces (luego vendrán las matizaciones) la magnitud aparente, m, del máximo de esa curva de luz. 

Tras varias noches interrumpidas por el meteorológico, los datos que he obtenido para la supernova SN2022hrs es esta, con un pico máximo de alrededor de m = 12,47

A fecha de hoy, la SN ya está en retirada.

Sin embargo, dado que conocemos M, y m, podemos usar esos parámetros para estimar la distancia a la galaxia anfitrión, la NGC4647:

m - M = 5 · log (D) - 5

donde D es la distancia buscada. 

A la diferencia (m - M) se lo suele denominar "módulo de distancia". Solo basta sustituir los datos y despejar D con una simple operación matemática.  Así, obtenemos D en unidades parsec (1 parsec = 3,26 años luz) que nos da un resultado final D = 80,2 millones de años luz. El "dato oficial" para esta galaxia es de unos 83,3 millones de años luz. Como primera aproximación, no hay demasiado disparate entre el resultado oficial y el determinado en base a la curva. Sin embargo, ahora vienen las matizaciones.

En primer lugar hay que tener presente que he usado el dato de m con filtro V, y aunque el módulo de distancia (m - M) no depende del filtro elegido, sí que dependen los valores individuales de m y de M. 

En segundo lugar, es imposible poder considerar ni siquiera de modo aproximado, el posible efecto de atenuación del brillo de la supernova por la acción del polvo de la propia galaxia. Justamente, cabría preguntarse qué magnitud debería haber tenido el pico de la curva para que diese como resultado final los 83 millones de años luz del dato oficial. Un simple cálculo matemático nos dice que esa magnitud del pico debería haber sido de m = 12,13 (ignorando otra vez "el efecto del filtro").

En tercer lugar, aunque la masa y el tipo de estrellas que dan lugar a estas supernovas son iguales, puede variar entre ellas el índice de metalicidad, que no las hace igualmente brillantes (a mayor metalicidad, mayor brillo, lo que haría que la M no fuese para todas ellas igual a -19,3 como he utilizado), o el posible desplazamiento al rojo de su luz (si bien esta NGC4647 está cerquita).

Y por último, y no por ello menos interesante, está la conocida "relación de Philips" que permite determinar con mucha más precisión el valor de la magnitud absoluta, M, a partir de los datos de la curva de luz con filtro B, justo en su pico máximo, y 15 días después de él. Según esa misma relación, cuanto más brillante es una supernova del tipo Ia, más rápidamente decae en brillo. Según esto, bastaría conocer el dato en B de ese pico de curva y evaluar la diferencia 15 días después. El problema es que, por un lado, NO tengo filtro B, y los datos que hay en ese filtro en la web de observadores de supernovas, para el pico de máximo brillo, tiene demasiada dispersión. 

Con todo, el cálculo (mejor, la estimación) y el resultado inicial, sin tener presente esas consideraciones, de 80 millones de años luz, no deja de ser un punto a favor del modelo de estimación de distancias estelares, si es que necesitaba algún punto más. Pero sobre todo, lo que más "me llena de orgullo y satisfacción" es que este tipo de cálculo y medición, (con todas las consideraciones antepuestas) está al alcance de "un simple telescopio de azotea".

Llevado por este resultado, me decidí a repetirlo con otras supernovas de este mismo estilo. En esta ocasión tiré de archivo y lo apliqué a la SN2021 wuf que seguí y estudié el verano pasado:

El dato adoptado para el máximo es m = 14,00 (en filtro V), y asumo de nuevo la forma más simple de M = -19,3 (entre otras cosas porque no tengo más alternativas de cribar/mejorar ese dato, y puede servirme como aproximación). Repitiendo el cálculo anterior, se deduce una distancia a la galaxia anfitriona (la NGC 6500 Her) de 135,7 millones de años luz. En la bibliografía, el dato es de unos 137 millones de años luz. Dentro de los medios con los que cuento, y las aproximaciones y cautelas oportunas, el acuerdo de resultados es considerable. 

Además de la SN2022hrs, en los últimos días, se ha cruzado otra supernova, si bien "ya algo pasada de rosca" como para poder hacer su seguimiento. Se trataba de la SN2022fuc, a la que detecté una magnitud (SIN filtro V) de m = 17. Pedía una foto a gritos:

SN 2022fuc

m = 17,00 (CV)

Los asteroides, ciertamente, los tengo algo dejados de la mano. Esta época del año, la eclíptica anda muy baja y resulta complicado hacer seguimiento de "los piedrolos". En su lugar, he seguido con los cometas de rigor. El último más o menos vistoso, anoche, en la foto siguiente: C/2017 K2. Había (hay) otros, pero algo más anodinos en su aspecto.

Y por último, hoy me ha llegado el borrador con "la co-autoría-contribución" para un paper, en el siempre complicado mundo de los exoplanetas, en el que he participado 

Se acercan días de nubes..... y de calor...! Ya empezamos...! Y todavía no es Junio...!

Feos piedrolos, Cometas y Supernovas.

Esto de perder la continuidad de las observaciones -por los imponderables del meteorológico-, hace que en lo referente a asteroides, se pierdan días importantes al cambiar el ángulo de fase (sobre todo, si hay mucho retraso entre las noches). Es lo que está pasando con el piedro 2802-Weisell, que comencé hace ya casi más de un mes. Supuestamente, según la bibliografía, tiene un periodo de rotación algo más de 14 horas, y por lo que llevo visto, "sin grandes sobresaltos"; quiero decir, que no se ven profundas alteraciones en su curva de luz. Al menos en las 4 salpicadas noches que llevo vigilándolo. Ello lo convierte en un piedro bastante aburrido de seguir, la verdad. De todos modos, espero poderlo acabar, antes de que sea imposible observarlo, en los días que vienen, si bien se avecina de nuevo una racha de nubes y (escasas ?) lluvias para la semana que entra.

Además "del Weisell", estas noches he podido dedicarlas al seguimiento de un par de supernovas y de algunos cometas que estaban a punto de caer en (mi) olvido. 

La SN2022 hrs ya ha comenzado su "fase de meseta" y en lo sucesivo, se espera que inicie la fase descendente de la curva propia de las supernovas tipo Ia. Aquí la imagen de anoche, en filtro V (m = 12,47 V)

Desde el comienzo del seguimiento en la web de Observadores de SN, en filtro V, esta ha sido hasta el momento la evolución:

Como puede verse, "estamos ya en fase meseta"

Del mismo modo, la SN 2022ewj entra ya en una fase estancada complicada de seguir en lo sucesivo, pues se espera su bajada. Prácticamente en unos 10 días ha pasado de magnitud 16,61 V a la de ayer: m = 16,70 V:

El tema de los cometas sí ha estado algo más variado, ya que hacía tiempo que les tenía perdida la pista. Llama la atención sobremanera, el 67P, antaño "el ídolo de las noches" y ahora en una magnitud de 16,81 CV (10 x 10) apenas identificable:

Esta ha sido la evolución que le he hecho desde mediados del verano pasado:

Otros cometas igualmente interesantes en su seguimiento:

C/2019 L3 (última medida m = 12,69 CV (10 x 10). Seguido desde el verano del 2020

O el C/2017 K2 (última reciente medida m = 13,21 CV 10 x 10) cuyo seguimiento comencé a finales del 2018:

O algunos "más nuevos" en estudio, como el C/2020 V2, de m = 14,6 CV (10 x 10) en la pasada noche de finales de Abril:

Seguramente, la de hoy será la última noche antes de entrar de nuevo "en secano" ante los días/noches que se acercan: