lunes, 19 de noviembre de 2012

ASTEROIDE 43 ARIADNE

En virtud de una propuesta de observación de Ramón Naves a través de su foro:
http://cometas.sytes.net/foro/
Me embarqué en hacer una monitorización del asteroide 43 Ariadne, que está bastante bien caracterizado en cuanto a su período de rotación, 5,762 horas, lo cual permite seguirlo bastante bien en el transcurso de una noche.
En este caso, me planteé hacer el seguimiento a lo largo de cuatro noches, con casi 4 horas de seguimiento cada una, para intentar captar el máximo de su periodo.
Ariadne fue descubierto en 1857 por Norman Robert Pogson y pertenece a la denominada Familia Flora. Dista unas 1,80 UAs y su periodo orbital es un poco menor de 1195 días avanzando unos 0,3 grados por día. Es un asteroide brillante, de magnitud en torno a 7,60 y un tamaño estimado de unos 66 kms aproximadamente y un asteroide rocoso de silicatos duros (Clasificación Tholen S, y SMASS Sk), a los que pertenece prácticamente el 17% de los asteroides del Cinturón.
En las fechas del seguimiento (15/10; 11/11; 12/11; 13/11, todos en este año 2012) se encuentra en la constelación de Géminis, introduciéndose en los campos estrellados de la Vía Láctea del brazo de Orión, por lo que ahora, en pocos meses, su fotometría será compleja al presentar muchos pasos cercanos a estrellas. Como anécdota contaré que la noche del 15-16/10 Ariadne pasó muy cerca (en el firmamento) de Sylvia, permitiendo tomar datos también de este asteroide que posee un pequeño satélite. También en las noches del 11/11 y el 12/11 se pudo hacer seguimiento de una variable, NVS 2868, que se hallaba en las inmediaciones. Se encuentra cercano a la Tierra, por lo que se muestra muy brillante, como puede verse en el dibujo de su posición orbital actual:


Este es el periodo previo sacado de los datos compilados y analizados con FOTODIF:



Estos datos, con algunas modificaciones en la cabecera tal como los exporta FOTODIF se envían al Observatorio de Genéve en Suiza, a Raoul Behrend para su validación e inclusión en la extensa base de datos donde, además, se estudia el perfil del objeto que mejor se ajusta a la curva:



La dirección es ésta:


Seguiremos con la campaña de observación de estos cuerpos, de los que, asombrosamente, hay muchos de los que todavía se desconoce el periodo exacto de rotación y su perfil.



lunes, 12 de noviembre de 2012

NUEVAS MEDIDAS COMETAS 168P Y 260P

Cada vez más débiles, pero no menos interesantes.
El cometa 168P, tras su estallido y parece que pequeña fragmentación, prosigue su camino en el post-perihelio, debilitándose su brillo poco a poco. Se aleja a 30,77 km/s y actualmente se encuentra a 0.654 UAs.


la posición actual en su órbita, dirigiéndose a algo más alejado de Júpiter, con todos los planetas interiores representados (Programa Órbitas de Julio Castellano)



El cometa 260P presenta la misma situación, alejándose a una velocidad de 29,09 km/s y debilitándose paulatinamente, a una distancia actual de 0,711 UAs.


Como podéis ver, muy similares en posición orbital




Seguiremos su evolución paulatinamente. Ambos se encuentran en buena posición, en el cénit o próximos al comienzo de las noches otoñales e invernales.




miércoles, 7 de noviembre de 2012

RESPUESTA LINEAL DE UN CHIP CCD REFRIGERADO

Cuando utilizamos nuestra cámara CCD para fines de fotometría -y no para astrofotografía- es interesante, y casi diría imprescindible- realizar una prueba de linearidad.
¿Y qué es la linearidad?
Básicamente, el chip de la CCD consiste en un dispositivo de captura de fotones dispuestos en una malla o celda. Cada fotón que incide sobre éste genera una señal y entrega al ordenador que "lee" la información un valor denominado ADU. Este valor tiene unos límites. En el caso de un CCD de 16 bits, el valor máximo de ADUs es de 2 elevado a 16, es decir, 65.536 cuentas. Lo que pretendemos ver es si esta respuesta es lineal, es decir, si elevando el número de fotones captados (lo que se hace aumentando el tiempo de exposición) la respuesta es proporcional linealmente.
Pero esto que en apariencia debiera ser fácilmente alcanzable, resulta que viene limitado por la estructura del mismo dispositivo. Para captar estos fotones, el dispositivo consta de una serie de "pocillos" que se llenan de fotones. En los sistemas actuales, estos pocillos se desbordan al llegar a su capacidad máxima de almacenamiento (la denominada Full Well Capacity) que varía de CCD a CCD, e incluso, antes de llegar a este límite, las interacciones electrostáticas hacen que se llegue a este límite mucho antes.
Este efecto es más evidente en la parte alta de intensidades, y marca un límite donde nuestra CCD deja de ser lineal, y por lo tanto, ya no es útil para fotometría. Es lo que denominamos un objeto "saturado". Como veremos más adelante, en otra entrada futura, un objeto saturado nos va a dar muchos problemas, siendo uno de ellos el que no sea válida su fotometría.
Pero, lo mismo que es válido en intensidades altas, puede pasar en intensidades bajas. Y esto ocurre con bastante frecuencia: hay que tener en cuenta que muchas veces medimos -o tratamos de medir- objetos muy tenues con una SNR muy baja y pocas cuentas de intensidad.
Y, por añadidura, tendremos que contemplar esta respuesta lineal de la cámara tanto en Bin 1x1, como en Bin 2x2. Aunque, por elección, el Bin 2x2 es más aconsejable por su mayor sensibilidad y mayor SNR, veremos que puede llevar a unos resultados engañosos.
Antes que nada quiero agradecer a Julio Castellano Roig sus consejos y su estudio sobre el que he basado este trabajo:

Para empezar, debemos enfocar la CCD a una fuente uniforme de luz, y una vez realizadas las tomas calibrarlas convenientemente con sus flats y bias correspondientes. Mediremos el promedio de píxeles y elaboraremos una tabla con los resultados, tanto en Bin 1x1 como en Bin 2x2. Todos los resultados están basados en el Chip Sony ICX285AL de la cámara Atik 314L refrigerada -10º sobre la temperatura ambiente, esperando 25 minutos desde su conexión para que alcanzara el Duty Cicle de enfriamiento el Peltier.

Este es el resultado en Bin 2x2.


Y este el resultado en Bin 1x1, en el primer tramo:


Y en el segundo tramo:


El intervalo de tiempo para ambos modos de Bin fueron de 0,5 segundos.
Podemos, a primera vista, extraer varias conclusiones.
En principio la CCD parece lineal en Bin 2x2 hasta el límite teórico, al igual que en Bin 1x1.  En Bin 1x1, si nos fijamos detenidamente, en las primeras exposiciones hay un pequeño desvío de la linearidad teórica, pero luego la curva es, en apariencia, perfecta.
Sin embargo, una duda nos asalta. ¿Realmente, en este caso, midiendo de esta manera, podemos estar seguros de que la cámara es completamente lineal? De hecho, personalmente, al realizar fotometría a Bin 2x2 con intensidades elevadas, los resultados fotométricos a veces no eran muy precisos en mis medidas.
De esta forma, realizaremos la gráfica de otra manera: esta vez, dividiremos los ADUs obtenidos en las medidas por el tiempo de exposición, y los confrontaremos contra intensidad. Y veremos que nos llevaremos una sorpresa.
Esta es la gráfica a Bin 2x2:


Aproximadamente a 50.000 cuentas, la linearidad cae en picado. Es decir, la CCD en modo Bin 2x2 es lineal, y por lo tanto últil en fotometría, sólo hasta el rango de las 50.000 cuentas aproximadamente. Si  nos hubiéramos sólo por la primera gráfica de linearidad, podríamos haber pensado que en este modo la CCD era perfectamente lineal hasta las 65.536 cuentas. Ahora sabemos que esto no es así.
¿Y que ocurre a Bin 1x1? Si analizamos la primera parte de la nueva curva, obtenemos esto:


Hasta prácticamente las 15.000 cuentas, la CCD no es lineal, o lo que es lo mismo, en los primeros tiempos de exposición rápidos, posiblemente por efecto del obturador electrónico, la cámara no responde linealmente. Esto es importante. Si tomamos, por ejemplo, medidas de fotometría de variables muy brillantes con tiempos de exposición muy pequeños cuya intensidad no alcance por encima de 15.000 cuentas, tenemos muchas posibilidades de que no obtengamos una buena linearidad en las imágenes. Hablamos de tiempo de exposición entre 0,001s a 0,401s. Esta misma respuesta se da a Bin 2x2, pero menos evidente, entre los mismos tiempos de exposición 0,001 y 0,401s. No hay duda de que se trata del efecto del obturador electrónico en este CCD. Sin embargo, la cámara si presenta un rango mayor de linearidad hasta las 65.536 cuentas a Bin 1x1.


Así que podemos extraer varias lecciones de este experimento:
A Bin 2x2 tendremos que tener cuidado conque los objetos no saturen por encima de 40.000 cuentas a nivel general, ni que el tiempo de exposición caiga por debajo de medio segundo en términos generales.
A Bin 1x1, por contra, la respuesta lineal es la esperada hasta las 65.536 cuentas, pero siempre teniendo en cuenta también el efecto del obturador electrónico en exposiciones por debajo de 0,5 segundos.
Estas consideraciones hay que tenerlas presente cuando realicemos fotometría. Es evidente que si con poca exposición tenemos un objeto que fácilmente satura, es aconsejable desenfocar para que la intensidad total disminuya (ya que vamos a distribuirla por mayor área al desenfocar) y podemos, a la vez, subir el tiempo de exposición. Para Astrometría o Interferometría Speckle para estrellas dobles, por ejemplo, (dentro de las posibilidades de que disponemos) estos factores no influyen de manera tan determinante.
Esto lo trataremos en una entrada futura.
Saludos









jueves, 1 de noviembre de 2012

NEBULOSA DE LA BURBUJA Y ALREDEDORES

Hacía tiempo que no procesaba imágenes de este verano, que es el tiempo que dedico normalmente a la astrofotografía, junto con algunas noches de invierno -por razones obvias-.
Este verano quise -vanamente- completar una serie de mosaicos en la zona de Cefeo, Perseo, Casiopea y Cisne. Y aunque he recabado muchas horas de datos, no he logrado completarlos todos....con lo que espero ansiosamente ya el verano que viene.



El mosaico comprende 6 teselas que abarcan desde Sh2-157, a la izquierda, hasta buena parte de Sh2-155 (nebulosa de la caverna) que en un principio quería que quedara incluída, pero no pude abarcarla.
En la foto de abajo podéis ver marcadas los principales objetos. A destacar el bello joven cúmulo abierto  M52; a su izquierda y un poco abajo la Nebulosa de la Burbuja, que en realidad es el límite formado por la onda de choque producida por el intenso viento estelar de la estrella central al chocar contra el gas circundante. La masa de esta estrella, SAO 20575, es de 10 a 20 veces la solar, y la velocidad del viento estelar es de 2000 km/s.


                               Francisco Soldán @2011. Composición banda estrecha Halfa y OIII                                                              Nebulosa Burbuja


Sh2-157, que para mí tiene forma de Cangrejo, es una nebulosa de reflexión, situada en el Brazo de Perseo y conectada con la asociación de formación estelar OB2 Cas.  La forma de los "brazos o pinza" del la nebulosa la forman los vientos estelares de las gigantescas estrellas OB que se están formando en esta nebulosa, mientras que la zona iluminada lo es por esta misma clase de estrellas. Es una nebulosa muy interesante, llena de estructuras finas que requieren un detenido exámen.
Justo pegada a Sh2-157, abajo, se encuentra un pequeño cúmulo de una forma curiosa, NGC7510, justo en el Brazo de Perseo, a unos 3.500 años-luz y bastante joven.
Si seguimos hacia abajo, nos tropezamos con IC1470 es una pequeña y delicada nebulosa de reflexión asociada a una brillante estrella, que estaba clasificada hasta hace relativamente poco como Nebulosa Planetaria.
Si volvemos a situarnos sobre la Nebulosa de la Burbuja (también denominada NGC 7635) justo encima de ella, a su izquierda, se encuentra una curiosa nebulosa planetaria, KJPN8. En realidad se trata de dos nebulosas una dentro de la otra, que sugiere dos sucesos de expansión estelar que la crearon. Es decir, el sistema, binario, creó dos nebulosas separadas entre ellas unos 10.000 años cuando primero una de ellas produjo la más grande, y la segunda estrella la interior. Os adjunto una imagen tomada por mí y ampliada en filtros Halfa y OIII, y una magnífica imagen tomada por NOAO.


Francisco Soldán @ 2011


National Optical Astronomy Observatory/Association of Universities for Research in Astronomy/National Science Foundation

Dejando la zona de la Burbuja, vamos a la derecha de la imagen, y nos centramos en Sh2-161, que en realidad consta de dos nebulas, Sh2-161a y Sh2-161b. Ésta segunda nebulosa está mejor estudiada, conectada a NGC7538 y Sh2-159.
NGC7538 está situada a unos 9.100 años-luz y alberga una protoestrella gigante: 300 veces el tamaño de nuestro Sistema Solar. Sh2-159 es una pequeña nebulosa que encierra una brillante y muy caliente estrella clase O9 que ioniza el gas circundante haciéndolo brillar (y emitiendo ondas de radio).
Si siguiéramos hacia abajo por los ríos de polvo oscuro de la parte inferior derecha del mosaico, nos encontraríamos con Sh2-155, o Nebulosa de la Caverna...pero eso, será otra historia.