sábado, 6 de enero de 2018

Disponible el n.º 20 de El Observador de Estrellas Dobles



Un año más, como un regalo traído por los Reyes Magos, tienes en tus manos un nuevo ejemplar del El Observador de Estrellas Dobles. Un número realmente especial en el que pretendemos incentivar y fomentar la observación de todos los aficionados ampliando los objetos que podemos observar.

Como descubrirás en las páginas centrales, Juan-Luis González Carballo nos hace una puesta a punto sobre las binarias eclipsantes, estrellas que han caído siempre en el campo de estudio de los aficionados a las variables, pero que obviamente su carácter binario hace de ellas que deban ser protagonistas indiscutibles de nuestra revista. De este modo, proponemos que las observes y que en próximos números puedan aparecer trabajos de caracterización y observación de nuestras queridas eclipsantes.

Otra de las propuestas que hemos querido rescatar es el proyecto SEDA-WDS que tanto éxito tuvo hace algunos años entre nuestros lectores. Con la idea de que todos podamos participar hemos incluido sistemas, por lo general no observados desde hace algunas décadas, para todos los equipos y configuraciones. Desde parejas fáciles asequibles a los equipos más modestos, hasta estrellas dobles únicamente observadas por el satélite Hipparcos en 1991 y que necesitarán de la técnica de lucky imaging. Desconocemos en la actualidad cuál habrá podido ser su evolución y esto es lo que hace tan atractivo este proyecto. Del mismo modo, también hemos incluido en el listado parejas que por su naturaleza astrofísica merecen ser observadas y estudiadas con todo detalle, nos referimos a los sistemas orbitales y parejas de alto movimiento propio común que siempre son tan llamativas en su recorrido sobre el cielo estrellado. Esperamos que sea del agrado de todos.

Francisco Rica nos pone al día con las noticias de Actualidad, comentándonos todos los trabajos y artículos  sobre estrellas binarias publicados recientemente.  En las noticias de la comisión G1 de la Unión Astronómica Internacional, Edgar R. Masa nos ofrece un regalo realmente muy especial como son algunas de las obras firmadas por F.G.W. Struve, un auténtico tesoro editado en la primera mitad del siglo XIX y que constituye uno de los principales pilares de nuestra afición.

Y no podían faltar los trabajos de medidas astrométricas. En este caso disfrutamos de los resultados obtenidos con la técnica de lucky imaging obtenidos por Luis Ribé y además contamos también con un nuevo observador y colaborador, Antonio Egea, que nos hace especial hincapié en el cálculo de los errores en la presentación de medidas.

En ¿Por qué observo estrellas dobles? contamos con un invitado muy especial procedente de Italia, Giuseppe Donatiello. Y en la sección Fuera de Foco, Amadeo Aznar nos presenta uno de los proyectos punteros en el estudio de asteroides cercanos a la Tierra: EURONEAR, donde están obteniendo unos resultados absolutamente impresionantes.

Los editores de la revista os deseamos un feliz año 2018 con cielos claros y despejados  lleno de observaciones de estrellas dobles.

Puedes descargar la revista desde este enlace. ¡Qué lo disfrutes!

martes, 7 de marzo de 2017

M 40, una estrella doble en el catálogo Messier

El catálogo Messier, que tantas veces hemos consultado y todos conocemos, contiene algunos objetos inusuales que no son propiamente de cielo profundo. Uno de ellos es Messier 40 y se trata precisamente de una estrella doble.



Su historia es verdaderamente curiosa. La noche del 24 de octubre de 1764 Charles Messier (1730 - 1817) se encontraba buscando un objeto nebuloso que Johann Hevelius incluyó en la Osa Mayor y no fue capaz de encontrar. En el supuesto lugar donde debía aparecer, solo observó una débil pareja de estrellas de la novena magnitud.

En la primera versión del famoso catálogo Messier indicaba lo siguiente:

“La misma noche del 24-25 de octubre  [1764], busqué la nebulosa encima de la cola de la Osa Mayor, que se indica en Figure of the Stars, segunda edición: debería tener, en 1660, la ascensión recta 183º 32' 41", y la declinación norte 60º 20' 33". He descubierto, en esta posición, dos estrellas muy cercanas entre sí y de igual brillo, de aproximadamente la 9 magnitud, que están situadas al comienzo de la cola de la Osa Mayor: uno tiene dificultad para distinguirlas con un refractor ordinario de 6 pies [FL]. Aquí están sus posiciones: ascensión recta, 182º 45 '30", y 59º 23' 50" de declinación norte. Hay razones para suponer que Hevelius confundió estas dos estrellas con una nebulosa.”

Al anotar su posición en el cielo, Messier dio entrada a este objeto en su catálogo. Desgraciadamente, algunas versiones posteriores impresas lo omitieron y el objeto volvió a perderse. Años después grandes observadores de la talla de William Herschel no pudieron volver a encontrar ningún objeto digno de mención en aquella posición, a pesar de que lo buscaron.

El astrónomo alemán Friedrich August Theodor Winnecke (1835 – 1897) publicó en 1869 un artículo en Astronomische Nachrichten, una de las primeras revistas internacionales especializada en Astronomía, con medidas de estrellas dobles realizadas desde el Observatorio de Pulkovo, entre ellas incluía 7 nuevas parejas detectadas por él en sus observaciones. Una de ellas la formaban dos estrellas de la novena magnitud separadas por una distancia de 49,2” en 1863, fecha en que la observó, y que fue catalogada como WNC 4, la  cuarta estrella perteneciente al catálogo de Winnecke.



Casi un siglo después John H. Mallas, un astrónomo amateur americano,  escribió en agosto de 1966 una carta al editor de la revista Sky & Telescope comentándole sus sospechas de que las posiciones de Messier 40, el objeto perdido del famoso catálogo, y Winnecke 4 eran muy parecidas y debían ser el mismo objeto. De este modo se recuperó a M 40 y se le identificó como una estrella doble.



Se encuentra en las inmediaciones de Megrez y muy cerca de 70 Ursae Majoris, una estrella anaranjada de la magnitud 5,5. Su posición exacta es 12 h22 m 12,53s +58º 04’ 58,6” y la componen dos estrellas de magnitudes 9,7 y 10,2 separadas por una distancia de 53,2”. Su debilidad hace difícil que sea asequible a unos prismáticos de 10x50, aunque es perfectamente posible hacerlo desde cielos oscuros. Un pequeño telescopio nos la muestra sin la menor dificultad a bajos aumentos.

Consultando las bases de datos encontramos clases espectrales G0 y F8 para la primaria y la secundaria respectivamente, aunque es mucho más acertado el estudio que realizó el astrofísico Brian Skiff donde indica K0 III y G0 V. Es decir, la principal es una alejada gigante roja y la secundaria una estrella más cercana perteneciente a la Secuencia Principal. Sus movimientos propios también son incompatibles, por lo que en realidad se trata de una clara pareja óptica sin el mayor interés. Desde la observación de Winnecke, se observa un continuo y constante aumento en la distancia angular entre las dos estrellas.


En el número 1496 se encuentra Supra tergum nebulosa, la misteriosa entrada en el catálogo estelar Prodomus Astronomiae de Hevelius y que fue buscada por multitud de astrónomos a partir de su publicación. Muchos de los estudios actuales piensan que se refería a la brillante pareja de estrellas 74 y 75 Ursae Majoris que se encuentra un poco más hacia el este. ¿Qué pensáis vosotros?

(Artículo aparecido en mayo de 2016 en la sección de Estrellas Dobles de la revista española AstronomíA)

lunes, 20 de febrero de 2017

Tegmine, un sistema orbital fascinante

Tegmine (Zeta Cancri) es un un sistema doble fascinante. Se encuentra solo a 83 años-luz en la constelación de Cáncer. Esa cercanía ofrece al aficionado la posibilidad de adentrarse en algunos de sus secretos mejor guardados durante algunos siglos. En este gráfico podemos ver la localización de dicha estrella.


Fue descubierta como sistema doble por Tobías Mayer en 1756, desdoblando las estrellas AB - C. En aquel momento se encontraban separadas por algo más de 6 segundos de arco.  En 1781 William Herschel fue capaz de desdoblar al sistema principal A-B separado solo por una distancia de 1 segundo de arco. Desde un primer momento, debido al rápido movimiento orbital de esta pareja principal, se pudo determinar su naturaleza. El último periodo orbital calculado asciende a 59,58 años. Esto significa que en apenas unos años podemos advertir el cambio en la posición de ambas estrellas. Para ello nada mejor que usar como referencia a la estrella C descubierta por Mayer. También está ligada físicamente al sistema con una órbita calculada de más de 1100 años, pero en el lapso de tiempo que nos ocupa su movimiento es casi inapreciable y esto es perfecto para comprobar el movimiento del sistema A-B mucho más rápido. 



La composición de imágenes muestra la evolución del sistema desde el mes de marzo de 2002 hasta febrero de 2017. Las imágenes están tomadas con diferentes equipos y técnicas, que es un reflejo de la evolución de mi equipo observacional en estos años. El cambio de posición de la estrella B respecto a la estrella A es espectacular en este periodo de tiempo. En realidad, como todos sabemos, ambas orbitan en torno al centro de masas, pero nuestra visión hace todo más fácil si tomamos como referencia a la estrella principal A. Pinchad sobre la imagen para verla a tamaño original.


Todo esto puede verse mejor en este pequeño vídeo que he realizado con las mismas imágenes. 




John Herchel, hijo de William, detectó perturbaciones en la órbita del sistema Por este motivo, Otto Struve, hijo también de otra de las sagas de observadores de estrellas dobles más importantes de toda la historia, postuló que la estrella C debía ser doble cerrada. Esto se confirmó muy poco tiempo después. Pero no fue hasta el año 2000 cuando esta cuarta estrella, llamada Cb, pudo ser detectada visualmente por el equipo de Griffin, Hutchings y Ménard usando la técnica de óptica adaptativa desde el telescopio de 3,6 metros de diámetro (CFHT) ubicado en observatorio de las islas Hawai. La separación en aquel momento entre ambas estrellas (Ca-Cb) era de 0,17". En este caso el periodo orbital de estas estrellas tan próximas entre sí es de solo 17 años.



Si nos fijamos bien en el vídeo en la primera imagen (año 2002) prácticamente las tres estrellas (A-B-C) formaban una línea recta. La imagen tomada por el equipo de Griffin es de dos años antes y si trazamos la línea entre la estrella A y C, la componente B quedaría por debajo de esta línea. Es muy gratificante visualizar la evolución desde el año 2000 hasta este mismo año. Siempre es espectacular contemplar el movimiento orbital de las estrellas dobles físicas y en este caso está a nuestro alcance constatarlo y medirlo todos los años. Os animo a intentarlo. Es algo mágico y difícil de explicar con palabras. Os garantizo que no os defraudará.



sábado, 18 de febrero de 2017

Júpiter se acerca a la oposición

El planeta Júpiter se acerca a su fecha de oposición, cuando Sol - Tierra - Júpiter se alinean en línea recta y por tanto su distancia a nosotros es menor. Tendrá lugar el 7 de abril. Es en estos momentos cuando alcanza su mayor diámetro aparente y mayor detalle podemos llegar a visualizar en nuestras imágenes.

La madrugada del 18 de febrero se encontraba a más de 719 millones de km (4,8 unidades astronómicas) alcanzando los 41" de diámetro aparente y su aspecto es realmente impresionante.


A bajos aumentos la imagen ganaba espectacularidad por la presencia de los satélites descubiertos por Galileo. A la izquierda se encontraba Io y a la derecha Europa.



miércoles, 15 de febrero de 2017

Primera luz para la cámara ZWO ASI290MM

Llevo varios años usando la técnica de lucky imaging en estrellas dobles cerradas y siempre he necesitado un poco más de sensibilidad en las cámaras de las que disponía. La mayoría de las noches la turbulencia me limitaba las exposiciones a las que podía trabajar y la magnitud límite se quedaba en torno a la octava o novena. Estos sistemas dobles brillantes por lo general son muy medidos, tanto por profesionales como amateurs, y siempre son interesantes. Aunque a mí me llaman más la atención aquellas estrellas dobles débiles y cerradas que apenas tienen medidas y su dificultad reside principalmente en su debilidad (en torno a la magnitud 10-11). Pocas eran las noches que por su especial estabilidad podía llegar a ellas.

A finales del mes de enero me atreví a preguntarle a Christopher Go que desde su observatorio de Cebu (Filipinas) es uno de los mayores expertos en cámaras y técnicas en imágenes planetarias. Le pregunté por el sensor más sensible para aplicarlo en esta técnica y sus palabras fueron claras: el imx290 era el más sensible con una gran diferencia. Así que me animé y le encargué la cámara a los amigos de Telescopiomania. Exactamente el modelo ZWO ASI290mm Mono.


Después de tenerla en casa durante varios días, como suele ser habitual, el mal tiempo se adueñó de la península y fue imposible estrenarla y por fin anoche se abrieron algunos claros. No es que fuese una gran noche porque había nubes altas que provocaban que la Luna tuviese cerco, pero los resultados fueron realmente muy prometedores.

Al tener un sensor de tamaño respetable, te permite tomar campos amplios que posteriormente serán de gran ayuda a la hora de la calibración para poder medir todas nuestras imágenes. Esta toma corresponde al promedio de 300 imágenes de 87 milisegundos de la zona central del cúmulo abierto Messier 67. Evidentemente no pretende ser una imagen bonita, solo útil para realizar todo el posterior trabajo de medir nuestras estrellas dobles. Astrometrica ha calculado una resolución de 0,21"/píxel.



Uno de los primeros sistemas que probé fue Zeta Cancri (STF 1196), mi sistema orbital preferido. En la imagen se separa correctamente el par más apretado con una separación de 1,1". La velocidad a la que se descargaron las 3000 imágenes fue inferior al minuto. Impresionante.


A 1985 está formado por dos estrellas de magnitudes 9,1 y 9,2 separada por una distancia de 1,57".  Me sorprendió que con solo 55 ms salieran con tanta señal.


Otro de los sistemas elegidos fue HDS1136, perteneciente a catálogo de estrellas dobles descubiertas por la misión Hipparcos,  formada por dos estrellas de magnitudes 11,4 y 11,5 separadas por 3". Una prueba para evaluar la sensibilidad. Con 82 ms las captaba perfectamente.



Solo ha sido una noche, pero las impresiones no pueden ser mejores. Habrá que seguir haciendo pruebas para valorar en su justa medida lo que podemos esperar de esta cámara.

sábado, 11 de febrero de 2017

Cúmulos globulares en la galaxia de Andrómeda (I)

La galaxia de Andrómeda se encuentra a 2,5 millones de años-luz, siendo el objeto visible a simple vista más lejano que podemos llegar a ver. Cuando tomamos imágenes de ella, siempre la vemos en un rico campo estelar que acentúa aún más su belleza. Esta imagen la tomé hace dos meses con el refractor de 130 mm y la cámara QHY-9. Os recomiendo pinchad sobre ella para verla a total resolución.



Lo curioso es saber distinguir entre las que son realmente estrellas de nuestra propia galaxia que pueden estar a cientos o miles de años-luz de objetos pertenecientes a la galaxia de Andrómeda (M 31) que como hemos comentado se encuentra a 2,5 millones de años-luz.  Para ello he escogido una zona algo alejada del núcleo, centrándonos en la región de la galaxia satélite NGC 205 (Messier 110) que se encuentra a unos 190.000 años de M 31. Me he basado en la carta número 23 del Atlas of the Andromeda Galaxy para identificar a todos los cúmulos globulares de esta zona.


Después de identificar y reconocer la zona, he llegado a detectar 19 cúmulos globulares en la zona escogida de mi imagen,



Estos son los cúmulos globulares identificados, con sus coordenadas (Ascensión Recta y Declinación) y su magnitud en fitro V.

Nombre           A.R.             Dec           Mag V
 G 041      00:39:55,292 +41:47:45,92   16,573
 G 056      00:40:25,586 +41:42:53,68 17,724
 G 057 00:40:26,151 +41:42:04,25 18,191
 G 058      00:40:26,488 +41:27:26,71 15,500
 G 059      00:40:27,278 +41:29:09,82   17,841
 G 061      00:40:30,703 +41:36:55,61   16,920
 G 063      00:40:31,879 +41:39:16,91 16,578
 G 073      00:40:55,261 +41:41:25,26 14,910
G 082      00:41:11,861 +41:45:49,17 16,800
G 108      00:41:43,108 +41:34:19,99 15,780
G 109 00:41:44,601 +41:46:27,71 17,810
G 111 00:41:45,568 +41:42:04,15 17,510
G 114    00:41:46,682 +41:25:19,23 16,080
G 113 00:41:46,267 +41:32:18,48 16,840
G 132  00:42:05,513 +41:26:09,38   18,160
G 135 00:42:08,041 +41:43:21,62   16,650
G 137      00:42:09,428 +41:28:31,32   17,865
G 146 00:42:16,440 +41:45:20,76   17,090
G 150 00:42:21,063 +41:32:14,20   15,420

Podemos comprobar como el rango de magnitudes se encuentra entre 14,91 de G 073, realmente fácil, hasta 18,191 de G 057. Del mismo modo, nos podría llamar la atención que G 059 con una magnitud de 17,84 aparezca tan brillante en la imagen. En realidad se encuentra pegado a dicha estrella y prácticamente no se ve, pero ahí está.

La galaxia de Andrómeda tiene alrededor de 450 cúmulos globulares, siendo mucho más rica que nuestra propia galaxia, y tenemos diversión para varios días identificándolos en nuestras imágenes. 


viernes, 10 de febrero de 2017

El sistema de marcas radiales de Copérnico

El sistema de marcas radiales del cráter se extiende hasta 800 km a través de los marias circundantes, invadiendo los sistemas de rayos de los cráteres Aristarco y Kepler. Forman un patrón nebuloso con marcas en forma de punta. En varios lugares los rayos se encuentran en ángulos enfrentados, en lugar de formar una verdadera dispersión radial. También se puede observar un modelo de cráteres secundarios más pequeños que rodean a Copernicus. Algunos de estos cráteres secundarios forman cadenas sinuosas en el cráter eyectado.


El depósito del material de los rayos sobre otros elementos de la superficie puede ser muy útil como indicador de la edad relativa del cráter de impacto, porque con el tiempo diversos procesos tienden a borrar los rayos. En cuerpos carentes de atmósfera como la Luna, la erosión espacial causado por la exposición a los rayos cósmicos y a la caída de micrometeoritos, reduce progresivamente la diferencia de albedo entre el material eyectado y el material subyacente. Los micrometeoritos en particular producen un proceso de fundido vítreo en el regolito de superficie, reduciendo su albedo. Las marcas radiales también pueden ser recubiertas por flujos de lava, o por otros cráteres de impacto o sus materiales eyectados.

Estudios recientes sugieren que el brillo relativo de un sistema de rayos lunares no es siempre un indicador fiable de la edad de la formación, dado que el albedo también depende de la cantidad presente de óxido de hierro (FeO). Proporciones bajas de FeO dan como resultado materiales más brillantes, por lo que la formación de rayos formados a partir de este tipo de materiales pueden presentar un aspecto más brillante por un periodo de tiempo mayor. En consecuencia, es necesario conocer la composición de los materiales como un factor de importancia para que un análisis de albedo permita determinar la edad de un sistema de marcas determinado.

La misión Apolo 12 aterrizó al sur del cráter Copérnico sobre el lecho de basalto de Oceanus Procellarum, en una zona que se creía que había estado en la trayectoria de uno de los rayos del cráter. Los científicos esperaban que la exposición de los muestras del suelo a los rayos cósmicos ayudaría a determinar la edad del cráter, y aunque los resultados no fueron demasiado concluyentes, la edad estimada fue de unos 800 millones de años para la formación del cráter. Por este motivo fue escogido para nombrar al periodo geológico Copernicano que engloba un rango de edad desde hace 1100 millones de años hasta la actualidad.




Históricamente la naturaleza física de los rayos lunares ha sido un tema de especulación. Las primeras hipótesis sugirieron que eran depósitos de sal procedentes de la evaporación del agua. Posteriormente se pensó que podrían ser depósitos de ceniza volcánica o vetas de polvo. Finalmente, después de que el origen de impacto de los cráteres fuese aceptado, el astrónomo estadounidense Eugene Shoemaker sugirió durante la década de 1960 que los rayos eran el resultado de los fragmentos del material eyectado de la colisión.

Esta imagen la tomé el 8 de enero de 2017 a través de un Celestron 11" y se puede apreciar perfectamente el sistema radial del cráter. Merece la pena verse a tamaño completo pinchando sobre ella.


Para desarrollar el texto me he basado en Wikipedia.