jueves, 29 de marzo de 2012

"Observando" un cuásar desde el sofá


El cuásar B0133+47 es un viejo conocido. Es un lejano cuásar (de QSO Quasi Stelar Object, objeto cuasi-estelar), a más de 8000 millones de años luz, en virtud de su elevado corrimiento al rojo, 0.859 (distancia calculada con un valor de la constante de Hubble de 71km/sMegaParsec). En un estado normal, este núcleo de una galaxia activa tiene una magnitud por debajo de la 19, y solo es detectable por telescopios de mediana o gran abertura.


Campo original de una de las imágenes tomadas por el Sonoita Research Observatory, tomada el 26 de octubre de 2011

De hecho, el objeto era conocido desde los años 50 solo como cuásar de ondas de radio, hasta que fue redescubierto, en 2007 por el equipo del Misao Project, dirigido por el astrónomo amateur japonés Seiichi Yoshida, en imágenes CCD, como un objeto variable en el espectro óptico.

Cuásar B0133+47 o MisV1436, señalado con la flecha roja, cuando estaba en magnitud 17.405V el 26 de octubre de 2011

Revisando imágenes del programa Misao, y otras fuentes, se observa que, desde los primeros registro, este objeto ha permanecido inactivo en el espectro visible, solamente caracterizado como un cuásar de débil flujo en radio (identificado como B0133+47 o DA 55), hasta que en los 90 se empieza a activar con pequeños estallidos, y ya hacia el año 2000 comienza un aumento sostenido de brillo, que llega a su máximo en noviembre de 2007 con magnitud 14.

Mapa con la distribución geográfica de los observatorios adheridos a AAVSOnet. El observatorio Sonoita aparace etiquetado.

Casi en esa época, a principios de 2008 empecé a hacer alguna imagen y fotometría del MisV1436. Es en este tiempo cuando aún era bastante brillante en CCD (aun siendo un objeto bastante débil para un observador visual), y aunque empezaba el declive de luminosidad, iba a ir ganando magnitudes de forma irregular, con numerosos episodios pequeños estallidos, los cuales hacían muy interesante el seguimiento de su evolución.


El reflector de 500 mm de abertura en la cúpula que lo alberga en el Sonoita Research Observatory, en Sonoita, Arizona, Estados unidos.

El seguimiento continuó a lo largo de 2009 y 2010, por mi parte y por la de los compañeros del grupo M-1, reflejándose en la lista Destellos, VSNET y la base de datos de la AAVSO. Con el progresivo oscurecimiento del cuásar se iba dificultando el seguimiento de la variación de brillo, requiriendo exposiciones más largas y acumulación de imágenes, o quedándose al alcance solo de los telescopios de más abertura.


Emblema de la AAVSO (Asociación americana de observadores de estrellas variables)

Ante esta circunstancia, unida a la persistencia del tiempo nublado y lluvioso allá por diciembre de 2008 aproveché que como miembro de la AAVSO (Asociación americana de observadores de estrellas variables), tengo acceso a la red de telescopios remotos de esta organización, la AAVSOnet. Desde la web de la AAVSO puedo proponer la observación de una estrella variable, siempre que sea con una periodicidad que se pueda encajar dentro del programa del observatorio, y que no esté siendo ya observada desde estos telescopios.

Propuse tomar imágenes, con una periodicidad semanal o quincenal, del MisV1436, frecuencia suficiente para poder constatar sus cambios de brillo. Se asignó la tarea al telescopio reflector newtoniano de 500 mm de diámetro del Sonoita Reseach Observatory, situado en Sonoita, Arizona, EEUU, que realizaría tandas de 3 imágenes de 180 segundos de exposición cada una en filtro Johnson V. Haciendo imágenes en trío, en caso de obtener un resultado extraño en la fotometría, lo podría confirmar o descartar como error con la medida de las otras dos tomas.

El reflector de 500 mm
Al acumular un cierto número de noches observadas, se me proporcionan las imágenes obtenidas en formato FITS, alojándolas en el servidor ftp de la AAVSO. Desde ahí podía descargarlas y efectuar la fotometría con el programa deseado, que fue VPhot.
El seguimiento no ha sido continuo, puesto que el observatorio está sujeto a paradas, tanto por mantenimiento, como estacionales, con el comienzo de la época de tormentas estivales. A pesar de eso, ha sido un excelente recurso complementario a las observaciones realizadas con mi propio equipo. El conjunto de medidas obtenido abarca desde enero de 2009 hasta diciembre de 2011. Una vez reciba nuevas imágenes, podré continuar las medidas de B0133+47 una temporada más.



El "observatorio" virtual

El ritmo de envío de imágenes fue un poco irregular, de manera que me encontré con que a partir de octubre de 2011 tenía de golpe casi todas las imágenes de 2009, 2010 y parte del año pasado. Aprovechando mi reciente estancia en Inglaterra, donde no disponía de telescopio y el clima no era muy propicio para la observación, me dediqué, sentado en el sofá del apartamento, con mi netbook, a ir haciendo la fotometría de todas las imágenes pendientes.

Curva con las 164 medidas obtenidas, desde enero de 2009 hasta diciembre de 2011

Una vez descartadas la imágenes defectuosas, obtuve 164 medidas fotométricas que fueron incorporadas a la base de datos de la AAVSO y al archivo del MISAO Project, el descubridor del cuásar. 

Aunque con bastantes huecos, el conjunto de datos pone en evidencia una progresiva bajada de brillo a la que se superponen pequeños "arranques" de luminosidad. Sin embargo, una vez alcanzado el mínimo en la magnitud 19, durante el año 2010 el objeto se reaviva, con una subida en la que se vuelven a observar pequeños estallidos.

Sin la emoción de la observación en vivo, pero con la comodidad de trabajar en el salón de casa, un lejano telescopio en los Estados Unidos me ha permitido observar un lejano cuásar cuando estaba fuera del alcance de mi propio equipo, o cuando las condiciones del tiempo no me permitían observar en Madrid.

Se puede ver una muy completa curva de brillo elaborada por Yoshida para MISAO en este enlace.

sábado, 24 de marzo de 2012

Una campaña para estudiar CH Cygni, una estrella simbiótica

La categoría de la estrellas simbióticas, o estrellas variables tipo Z Andromedae es ciertamente singular. Más que por un comportamiento característico de su variación luminosa, su característica distintiva es el extraño espectro que presentan al estudiar su distribución energética, imposible de explicar si se piensa en que es un solo objeto el que lo produce. Simultáneamente, en la parte hacia el "azul", la más caliente, presentan un continuo intenso y fuertes líneas de emisión del hidrógeno, a la vez que en la parte "roja", la más fría tiene a su vez un continuo apreciable con lineas de absorción típicas de estrellas frías.

Espectro de Z Andromedae en estado de reposo o aquiescencia, obtenido por Kenyon. Extraido de Kenyon, S.J.,1986, The symbiotic stars, Cambridge University Press.

Se hizo evidente que tal espectro solo se podía explicar por la presencia de dos estrellas muy distintas, una gigante roja de tipo espectral M y una estrella caliente de la secuencia principal, o en ocasiones, una enana blanca. En un sistema tal se pueden dar muchas variantes y fenómenos. A partir del concepto de dos estrellas en un sistema en que interaccionan, se les bautizó como estrellas simbióticas.


Esquema de un sistema binario simbiótico. Formado por una gigante de tipo M y una estrella caliente de la secuencia principal. La distancia entre las componentes posibilita que haya transferencia de materia de la primera a la segunda, lo cual origina un disco de acrección, formación de chorros y nebulosas.

Las estrellas variables Z And se comportan como variables eruptivas, con unas variaciones lentas y episodios de fulguración. Existen sitemas de este tipo que han dado lugar a novas, como PU Vulpeculae. Y a su vez, como binarias pueden actuar como eclipsantes. El componente frío, la gigante roja, puede tener variabilidad y pulsar como una variable tipo Mira o semirregular. Todos estos fenómenos se superponen en la curva de brillo, haciéndola difícil de interpretar.

R Aquarii, sistema simbiótico formado por una gigante roja  y una enana blanca. La expulsión de gas ha terminado formando una extensa nebulosa en su entorno. Imagen de David Malin y el Observatorio Anglo-Australiano.


Las simbióticas tienen variaciones muy lentas, pero la interacción entre el disco de acrección y la materia vertida por la gigante roja  a  través del lóbulo de Roche, así como por la formación de chorros, causan fluctuaciones muy rápidas de baja amplitud que pueden ser desentrañadas con una fotometría precisa.

Curva de brillo de Z Andromedae. Fuente: Base de datos internacional de la AAVSO. Esta curva, que abarca 1600 días, más de 4 años, presenta lentas variaciones al estilo de una variable eruptiva, pero extraordinariamente lenta. Están vinculadas al estado de energía del disco de acrección.

No solo en el espectro visible, las estrellas simbióticas tienen una actividad muy variable en rayos X, especialmente en el rango de los rayos X de baja energía. Cuando el componente más caliente es una estrella enana blanca, se forman chorros o jets polares por la interacción del gas con el campo magnético. A través de estos se expulsa gas que suele quedar en su entorno formando una nebulosa de reflexión.


Nebulosa bipolar formada por la expulsión de gas por un jet rotatorio desde una binaria simbiótica

Los sistemas simbióticos todavía siguen planteando dudas importantes. CH Cygni es un representante de esta clase de estrellas variables; durante muchos años desde su descubrimiento, se clasificó como variable semirregular, por presentar una fluctuación periódica bastante definida con un periodo entre 90 y 100 días. Pero a mediados de la década de los 70 su comportamiento cambió radicalmente.


Curva de brillo de CH Cygni, desde su descubrimiento en 1927, hasta la actualidad. Se observa perfectamente el drástico cambio en su variabilidad hacia 1976. Fuente: base de datos internacional de la AAVSO.

Es cuando la variación comenzó a ser de gran amplitud e irregular, a la vez que los espectros iban mostrando que un componente caliente, que había pasado inadvertido, se iba haciendo predominante en la emisión, mostrándose como un fuerte componente continuo en el azul. Sin lugar a dudas, CH Cyg tenía que ser reclasificada como simbiótica o Z And.


Posiblemente a causa del comienzo de una intensa transferencia de materia, se formó un disco de acrección alrededor de la componente compacta y caliente, o se densificó uno que ya existía. Por un proceso de transferencia de energía cinética al gas del disco, este, en un determinado punto de presión y temperatura se hace transparente a la radiación  y empieza a brillar considerablemente en el visible y ultravioleta, haciéndose el elemento que aporta la mayor parte del brillo total del sistema. En virtud de este proceso, se experimenta una erupción muy prolongada que llega a su máximo brillo en 1983, inferior a magnitud 5.5


CH Cyg en ondas de radio observado por el VLA. La composición, obtenida por interferometría, muestra dos protuberancias simétricas, a un lado y a otro de la estrella, que está en el centro. Se trata de los chorros eyectados desde la componente compacta.


El estallido observado en el visible coincide en el tiempo con un potente chorro observado en ondas de radio, aunque es esta región del espectro electromagnético, la máxima emisión está algo retrasada respecto al óptico. A medida que el sistema va relajando su actividad a partir de la mitad de los años 90, se empezaron a dar condiciones favorables para estudiar el chorro polar


Composición de imagen óptica del campo de CH Cyg (la estrella brillante en el centro) con imagen en infrarrojo del IRAS. En las longitudes de onda más largas se ve claramente la estrella simbiótica como un objeto difuso con dos extensiones simétricas, que son los jets.
La presencia de episodios tan marcados de actividad y de tranquilidad, marcadamente alternados es muy difícil de explicar. Hay tres modelos, basados en un sistema binario, acompañado de un tercer componente:


  • Un sistema binario que interacciona, el que ya conocemos, con un periodo de revolución de 2.07 años, circundado por una tercera componente que sería una estrella fría de baja masa de la secuencia principal, con un periodo de 14 años. Se apoya en medidas de velocidad radial.
  • El mismo sistema binario, circundado por una gigante roja con una órbita de 14 años. Tanto el par más cerrado, como este y el tercer miembro, producen eclipses, que con distinta periodicidad, explican las variaciones periódicas observadas en espectros ultravioletas y ópticos de gran resolución.
  • El sistema binario está acompañado por un tercer miembro que  sería una enana blanca, en una órbita muy inclinada respecto a la del sistema más interior. Esta circunstancia hará que por unas perturbaciones (la llamada resonancia de Kozai), la inclinación y excentricidad de la órbita de las dos estrellas interiores varíe gradualmente. Con una alta excentricidad, el sistema expele gas, que al ser atrapado por la enana blanca más exterior, produce la alta actividad observada.
El poder dar uno de los modelos por válido, y desechar los otros dos requerirá más trabajo de investigación. La posibilidad de observar con una gran resolución, gracias al Telescopio Espacial Hubble (HST), tanto para tomar imágenes como espectros, puede ser decisiva para progresar en el conocimiento de los sistemas simbióticos, y de CH Cygni en particular.


Margarita Karovska, del Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, realiza observaciones con el HST y el Chandra (telescopio espacial en Rayos X) de la región central y del chorro que se genera en esta. Durante este mes de marzo se le ha concedido tiempo de observación, pero va a necesitar la ayuda de los astrónomos aficionados.


Carta de observación de CH Cygni. Para hacer fotometría CCD consultar la tabla de fotometría, que se puede generar en el VSP de la AAVSO


El pasado 15 de marzo, la AAVSO informó en el Alert Notice #454, y en el Special Notice #267 de la solicitud de observaciones. Por un lado, se pueden hacer estimaciones visuales con una cadencia de una observación por semana. Y por otro, se necesita fotometría CCD, ya sea de un punto por noche, como, preferiblemente, series de medidas con alta resolución temporal, si es posible al minuto. 

Son validas todas las bandas estándar, desde U o B hasta J, H o K; para los aficionados serán más usuales las bandas B, V, Rc e Ic. Si no se dispone del juego de filtros fotométricos para CCD y se esté pensando la adquisición de uno, se recomienda el V.

Dado que CH Cygni está en una magnitud aproximada de 7.1, no es en absoluto difícil conseguir una relación señal/ruido muy alta que permita una fotometría de bastante precisión. Pero de hecho, la estrella es tan brillante que va a saturar con exposiciones cortas. Por ello se recomienda desenfocar la imagen, hasta que la estrella se pueda exponer sin saturar en aproximadamente 60 segundos, De esta forma obtendremos medidas con mucha precisión evitando que se "queme" la estrella, y a la vez evitando el centelleo.


La ronda de observaciones con el HST tuvo lugar el 18 de marzo, pero las medidas siguen siendo necesarias, puesto que se pretende que sirvan para interpretar los datos obtenidos, para lo cual es necesaria la fotometría, tanto antes, como durante y después. Una vez obtenidas las medidas de brillo estaría bien hacerlas llegar a la AAVSO cuanto antes.


Desde el J30 se intentará hacer una serie fotométrica corta cuando CH Cyg sea visible de madrugada, si el tiempo lo permite. Sería apasionante poder colaborar, siquiera sea mínimamente, en esta campaña.

lunes, 19 de marzo de 2012

Fotometría con la técnica del desenfoque


Mis recientes observaciones de la estrella variable GSC 03755:00845 me hizo comprobar el problema de la fotometría de estrellas que son brillantes para el telescopio que manejamos; requieren exposiciones cortas y por ello se ven afectadas por el centelleo en el momento en que se analiza la imagen con fotometría de apertura, ya que la turbulencia altera la PSF de la estrella de forma considerable de una imagen a otra.

En realidad este es un problema para la astronomía desde hace mucho tiempo, y la razón por la que se ha desarrollado la óptica adaptativa, o por la que se lanzan telescopios al espacio, donde no tienen que observar a través de una capa de aire.

En mi caso, yo podría compensar el centelleo en gran medida si me fuera posible alargar el tiempo de exposición hasta hacer que los cambios rápidos de la forma de la estrella causados por la turbulencia no tengan casi efecto en la imagen final. Para ello tendría que hacer que entrase menos luz por el telescopio, diafragmándolo, o, mucho más simple y cómodo, desenfocando la imagen.

El desenfoque ya se viene usando en la fotometría con CCD para hacer que la luz de una estrella se expanda por más píxeles del detector y mejorar el muestreo, lo que al final repercute en una mejor calidad de los datos fotométricos. Este mismo desenfoque, al expandir la luz recibida en un mayor número de celdas, hace que en cada una de ellas el numero de cuentas sea menor, y por tanto se evite alcanzar el nivel de saturación, o ni siquiera el de pérdida de linealidad.

Esta "ayudita" del desenfocado de la imagen para la fotometría fue  difundida por Ramón Naves entre los observadores españoles, dado el buen resultado que le reportó en el caso de estrellas brillantes que había que medir para observar tránsitos de exoplanetas.

Fotometría de la noche del 14 al 15 de marzo. Superpuesta a los puntos, se visualiza una media móvil de 2 minutos.


De esta forma, tal y como he probado esta noche, desenfocando hasta aproximadamente duplicar el tamaño de la estrella en FWHM, podía dar 60 segundos de exposición a las tomas, en lugar los 20 segundos sin desenfocar. Con este aumento del tiempo, las distorsiones rápidas causadas por la turbulencia se suman al disminuir la resolución temporal, haciendo que solo contribuyan a la imagen final en un cierto grado de degradación de la nitidez, mientras que las variaciones de entre una imagen y la siguiente se deban en más medidas a variaciones reales de brillo.

Fotometría de la noche del 18 al 19 de marzo de 2012. La mejora es evidente con la reducción de la dispersión de los datos


Y el efecto ha sido evidente. Solo hay que comparar la curva de esta noche, del 18 al 19 de marzo de 2012, con, por poner un ejemplo, la de la noche del 14 al 15. La dispersión se reduce drásticamente, de 0.05 a 0.01 magnitudes, y la variación es claramente más suave. Esta mejora, evidentemente, tiene su coste en pérdida de resolución temporal. Si con exposiciones de 60 segundos tenemos una frecuencia de muestreo suficiente para cubrir perfectamente la variación de esta delta scuti, habría que procurar no sobrepasar este tiempo si queremos llegar a cubrir bien la fluctuación de una variable tan rápida.

miércoles, 14 de marzo de 2012

Una observación simultanea con el Observatorio "Cerro del viento" I84


La noche del lunes 12 de marzo de 2012 al martes 13, como venía haciendo desde hace unas semanas apunté el telescopio a la GSC 3755:845, variable pulsante de tipo delta scuti, con alta amplitud y periodo muy corto, que no llega a dos horas.

Campo de la estrella variable GSC 3755:845
Pero esta noche se unió mi colega y amigo Juan Luis González Carballo desde el observatorio I84 "Cerro del viento", en la azotea de su casa, un observatorio con mayúsculas, yo diría, desde que puso su equipo fijo, protegido en una caseta especialmente habilitada, y que por la noche abre su techo para dejar pasar la luz de las estrellas.

Telescopio en Madrid, con Venus y Júpiter al fondo, en conjunción el 13 de marzo

Juan Luis se animó a intentar hacer fotometría de la estrella a raíz del post que publiqué en Variastar. La experiencia prometía ser interesante por la posibilidad que nos daría de comparar las medidas obtenidas con telescopios distintos (Schmidt-Cassegrain y Ritchey-Chretien, ambos de 8"), en focales distintas (1000mmm y 1600mm) con cámaras con distinto detector (Sony ICX285AL y Kodak KAF-8300).

Pasadas las 10 y media de la noche, Juan Luis me comunica en un e-mail que está empezando la observación. Yo no comenzaría hasta eso de las 12 menos cuarto, cuando GSC 3755:845 estuviese a 50 grados de altura y por tanto visible con mi equipo. A partir de es momento empezaría el "chorreo" de correos, contándonos como iba la cosa, qué exposición estábamos dando a las imágenes, y la impresión que nos estaban dando los datos a medida que los visualizábamos en Fotodif.

Hacia la una de la madrugada, Badajoz ya iba terminando la sesión, mientras que a mi me quedaba cerca de una hora. Juan Luis parecía algo decepcionado al examinar su curva, por la dispersión que presentaban las medidas. Sin embargo, la  dispersión era similar a la que presentaban mis medidas, esa y otras noches. Ambos nos enfrentábamos a los efectos del llamado centelleo. Por lo brillante de la estrella para un equipo de 200 mm de abertura con CCD, en torno a magnitud 10, las exposiciones habían de ser bastante cortas. para evitar que el nivel de cuentas superase el umbral de la linealidad. Con tiempos de integración de 10 segundos (Badajoz) o de 20 segundos (Madrid), el perfil de la estrella cambia bastante de una imagen a otra por causa de la turbulencia, y eso induce un error en las medidas que se evidencia en la dispersión de los puntos de la curva de brillo.

Curva de brillo obtenida entre Juan Luis y yo. I84 empieza a observar antes que yo y así conseguimos ampliar la muestra de medidas mientras la estrella variable está alta. Los datos de Badajoz son las aspas rojas, y las de Madrid son las cruces azules
Una vez realizada la fotometría pudimos comparar nuestros resultados. Empleando la misma estrella de comparación, TYC 3755:851, con magnitud 10.570 en banda V en el catálogo Tycho-2 hicimos fotometría diferencial referida a dicho valor de magnitud estándar. Superponiendo las dos series de datos observamos un grado de dispersión similar, en torno a 0.05 magnitudes, y un ajuste casi completo tanto en la forma de la variación de brillo como en los mínimos y máximos. Ambos hemos llegado a registrar las "chepas" que la curva presenta en la subida al máximo y la bajada al mínimo. Los puntos obtenidos por el I84 extienden la cobertura hasta una hora antes de que yo pueda observar la estrella, mientras que el J30 llega extender la fotometría hasta una altura de menos de 30 grados. A la vista de la curva creo que podemos sentirnos satisfechos del trabajo hecho.

La idea que resulta evidente de este experiencia es que estas sesiones conjuntas casi-simultáneas, pueden ser muy útiles para conseguir una serie de medidas de brillo de una estrella variable con una cobertura temporal superior a la que podemos conseguir los dos observatorios por separado. Espero poder volver a hacer más observaciones a medias. Así que, Juan Luis, a ver si te animas para otro día...

Por cierto, en "La Décima Esfera", Juan Luis os contará cómo lo vivió.

viernes, 9 de marzo de 2012

Una variable pulsante muy rápida: GSC 03755-00845 (tipo delta Scuti)



Campo de la estrella variable

GSC 3755-0845 está en la constelación de Auriga. En coordenadas:
AR 06h 05m 01.8649s
Dec +55 09 51.605
Su periodo es de 0.07609773 días (1.82634552 horas, o sea, algo menos de 2 horas) según se determinó en el estudio publicado en el IBVS 5878.

Curva de brillo con puntos de 5 noches


Diagrama de fase con un periodo de 0.07609773 días