14 de febrero de 2013

M106 Campo lleno de galaxias

Aprovechando la Luna nueva y el buen tiempo que está haciendo, decidí apuntar el equipo de astrofotografía a esta bonita galaxia y aprovechando el tamaño del chip de la ST8300, amplié el encuadre hasta otras galaxias.

Los cielos de invierno tienen esta peculiaridad, puedes fotografiar fuera de la Vía Láctea, a cielo profundo y entonces se descubren cosas tan bonitas como grupos de galaxias y más galaxias lejanas, pero para captar estos grupos y los detalles de estas galaxias se requiere mucho tiempo de exposición. En esta fotografía, he estirado hasta 1200" la luminancia en bining 1 y RGB 600" en binning 2 teniendo en cuenta que esto ya no es banda estrecha, (entra toda la luz parasitaria), esta vez no me atreví a hacer tomas de 1800".

El resultado del RGB desde el observatorio está siendo muy optimo gracias al filtro IDAS, los gradiantes han disminuido bastante y los colores están saliendo muy acertados, algo tenues pero bien.

Los tiempos de integración son:

15 x 1200" Luminancia
10 x 600" RGB BIN 2

Tiempo total exposición equivalente: 15 Horas.

Recomiendo la visión de esta fotografía en astrobin a tamaño completo, pues así se pueden distinguir estos grupos de galaxias y otras galaxias pequeñas muy lejanas, a parte de la compleja estructura de M106.

En grande a tamaño completo: http://www.astrobin.com/full/32744/0/?mod=none&real=

Espero que os guste.




Teoría de M106 en la wiki:


La Galaxia espiral M106 (también conocida como Messier 106, M106 o NGC 4258) es una galaxia espiral en la constelación de Canes Venatici. Fue descubierta por Pierre Méchain en 1781.
M106 es una galaxia espiral gigante con un diámetro comparable al de M 31 y se encuentra a una distancia entre 21 y 25 millones de años luz de la Tierra. También es una galaxia Seyfert, ya que debido a la emisión de rayos X detectada, se sospecha que parte de la galaxia está cayendo en un agujero negro supermasivo central.
M106 ha sido estudiada en la banda de rayos X mediante el telescopio Chandra, así cómo en la región de las ondas de radio. Dichos estudios muestran un par de brazos espirales extra no alineados con los brazos espirales visibles en las imágenes tomadas en el óptico y que parecen estar hechos de material calentado por ondas de choque y expulsados del núcleo galáctico.


Actualizo el post con una fotografía donde aparecen rotuladas las Galaxias de los catálogos PGC y NGC, voy a investigar un poco a ver si encuentro catálogos de galaxias de magnitudes más elevadas, ya que estos catálogos creo que llegan hasta la 15 y se quedan muchas galaxias pequeñitas por catalogar.



11 de febrero de 2013

Supernovas SN2012ID y SN2013P


Durante este año ya terminados los observatorios, quiero seguir aprendiendo y progresando en esta afición, haciendo medidas de otros fenómenos como Supernovas, que adjunto en esta entrada.

Las Supernovas son explosiones de estrellas que suceden habitualmente en galaxias lejanas, este tipo de fenómeno es curioso observarlo pues en muchas ocasiones el brillo de esta explosión llega a ser similar al brillo que emite la propia galaxia durando entre varias semanas y varios meses.

Es asombroso como desde un pequeño observatorio se pueden divisar, catalogar y medir este tipo de fenómenos de tan grande magnitud. 

Este ha sido mi primer acercamiento con esta variante de la fotometría y espero seguir mostrando mis avances dentro de este campo.

Fotografía de SN2012ID


Fotografía de SN2013P


Si queréis saber más sobre Supernovas, adjunto este texto obtenido del Departamento de Servicios de Información del Royal Greenwich Observatory.

Qué es una Supernova?

Las supernovas son vastas explosiones en las que estalla una estrella completa. Se ven más comúnmente en galaxias distantes, como 'nuevas' estrellas que aparecen cerca de la galaxia de la que son miembros. Son extremadamente brillantes, rivalizando, por unos pocos días, con la emisión de luz combinada de todo el resto de las estrellas en la galaxia.

Dado que la mayoría de las supernovas ocurren en muy distantes galaxias, son demasiado tenues, incluso para los grandes telescopios, como para poder estudiarlas en gran detalle. Ocasionalmente ocurren en galaxias cercanas, y entonces es posible un estudio detallado en muchas diferentes bandas de ondas.

La última supernova vista en nuestra galaxia, el sistema de la Vía Láctea, fue vista en 1604 por Kepler, el famoso astrónomo. La más brillante desde entonces fue la supernova 1987A, en la Gran Nube Magallánica, una pequeña galaxia satélite de la Vía Láctea. La más brillante supernova en el cielo norteño en 20 años fue la supernova 1993J, en la galaxia M81, que fue vista por primera vez el 26 de Marzo de 1993.

Las supernovas se clasifican en dos tipos diferentes por sus distintas historias evolutivas. Las supernovas de Tipo I resultan de la transferencia de masa dentro de un sistema binario que consiste de una estrella enana blanca y una estrella gigante en evolución. Las supernovas de Tipo II son, en general, masivas estrellas individuales que llegan al fin de sus vidas en una forma muy espectacular.

Primero discutiremos las supernovas de Tipo II, y entonces, brevemente, las de Tipo I.


Por qué Ocurren las Supernovas de Tipo II?

La estructura de todas las estrellas está determinada por la batalla entre la gravedad y la presión de radiación resultante de la generación interna de energía. En las etapas primitivas de la evolución de una estrella, la generación de energía en su centro proviene de la conversión de hidrógeno en helio. Para estrellas con masas de cerca de 10 veces la del Sol, esto continúa durante cerca de diez millones de años.

Luego de este tiempo, todo el hidrógeno en el centro de tal estrella se agota, y el 'quemado' de hidrógeno sólo puede continuar en una capa alrededor del núcleo de helio. El núcleo se contrae bajo la gravedad, hasta que su temperatura es lo suficientemente alta como para que pueda ocurrir el 'quemado' del helio en carbono y oxígeno. La fase de 'quemado' del helio dura cerca de un millón de años, pero eventualmente el helio en el centro de la estrella se agota, y continúa, como el hidrógeno, 'quemándose' en una capa. El núcleo de nuevo se contrae, hasta que está suficientemente caliente como para la conversión de carbono en neón, sodio y magnesio. Esto dura por cerca de unos 10 mil años.

Este patrón de agotamiento del núcleo, contracción, y 'quemado' de capas, se repite mientras el neón es convertido en oxígeno y magnesio (durante unos 12 años), el oxígeno se convierte en silicio y azufre (cerca de 4 años), y finalmente el silicio se convierte en hierro, en cerca de una semana.

No puede obtenerse más energía por fusión una vez que el núcleo ha llegado al hierro, así que no hay presión de radiación para balancear la fuerza de la gravedad. El colapso ocurre cuando la masa de hierro alcanza 1,4 masas Solares. La compresión gravitacional calienta el núcleo hasta un punto en el que decae endotérmicamente en neutrones. El núcleo colapsa desde la mitad del diámetro de la Tierra hasta cerca de 100 Km en unas pocas décimas de segundo, y en cerca de un segundo se convierte en una estrella de neutrones de 10 Km de diámetro. Esto libera una enorme cantidad de energía potencial, principalmente en forma de neutrinos, que transportan cerca del 99% de la energía.

Se produce una onda de choque que pasa, en dos horas, a través de las capas externas de la estrella, causando que ocurran reacciones de fusión. Estas forman los elementos pesados. En particular el silicio y el azufre, formados poco antes del colapso, se combinan para producir níquel y cobalto radioactivos, que son responsables por la forma de la curva de la luz luego de las primeras dos semanas.

Cuando la onda de choque llega a la superficie de la estrella, la temperatura alcanza los 200.000 grados, y la estrella explota a cerca de 15.000 Km/seg. Esta envoltura en rápida expansión se ve como la veloz elevación inicial del brillo. Es más bien como una enorme bola de fuego que se expande rápidamente y se adelgaza, permitiendo ver la radiación de más adentro, cerca del centro de la estrella original. Subsecuentemente, la mayor parte de la luz proviene de la energía liberada por la descomposición radioactiva del cobalto y el níquel producidos durante la explosión.


Supernovas de Tipo I:

Las supernovas del Tipo I son objetos aún más brillantes que aquellos del Tipo II. Aún cuando el mecanismo de la explosión es algo similar, la causa es muy diferente.

El origen de una supernova del Tipo I es un antiguo, evolucionado sistema binario, en el que al menos un componente es una estrella enana blanca.
Las enanas blancas son muy pequeñas y compactas estrellas que han colapsado hasta un tamaño cercano a un décimo del tamaño del Sol. Ellas representan la etapa evolutiva final de todas las estrellas de poca masa. Los electrones en una enana blanca están sujetos a restricciones de la mecánica cuántica (la materia se llama degenerada), y este estado sólo puede ser mantenido para masas estelares menores que cerca de 1,4 veces la del Sol.

El par de estrellas pierde momento angular, hasta que están tan cercanas que la materia de la estrella compañera es transferida a un grueso disco alrededor de la enana blanca, y es gradualmente incorporada por la enana blanca.
La masa transferida desde la estrella gigante, aumenta la masa de la enana blanca hasta un valor significativamente mayor que el valor crítico, y como consecuencia de ello, toda la estrella colapsa, y la 'combustión' nuclear del carbón y el oxígeno en níquel, produce suficiente energía como para volar la estrella en pedazos. La energía liberada subsecuentemente es, como en el caso del Tipo II, proveniente de la descomposición radioactiva del níquel, a través del cobalto, en hierro.


Después de la Explosión:

La evolución de la supernova después de la explosión, es una en la cual el material eyectado continúa expandiéndose en una capa alrededor del sitio progenitor, mientras que, en las supernovas del Tipo II, la estrella de neutrones central permanece. El material eyectado continúa expandiéndose durante miles de años, hasta que choca con gases y nubes de polvo en el espacio interestelar circundante. Allí el gas eyectado se mezclará con el material interestelar, y eventualmente podrá ser incorporado a una nueva generación de estrellas.


El Origen de los Elementos:

Las teorías del Big Bang han predicho exitosamente las abundancias de los elementos 'livianos'. Las primeras estrellas estaban compuestas de hidrógeno, helio, una muy pequeña cantidad de litio y berilio, y casi nada más. Algunas de estas estrellas se convirtieron en supernovas, y distribuyeron los elementos 'pesados', hechos en sus interiores, en el ambiente interestelar. Subsecuentes generaciones de estrellas han aumentado aún más la proporción de los elementos 'pesados', como el carbono, oxígeno, fósforo y hierro.

Es un pensamiento desembriagante, el de que todos los elementos pesados que encontramos, fueron formados de esta manera, en el centro de estrellas, y que sin tales violentas explosiones, nosotros no existiríamos.

La evolución de la supernova después de la explosión, es una en la cual el material eyectado continúa expandiéndose en una capa alrededor del sitio progenitor, mientras que, en las supernovas del Tipo II, la estrella de neutrones central permanece. El material eyectado continúa expandiéndose durante miles de años, hasta que choca con gases y nubes de polvo en el espacio interestelar circundante. Allí el gas eyectado se mezclará con el material interestelar, y eventualmente podrá ser incorporado a una nueva generación de estrellas.

Producido por el Departamento de Servicios de Información del Royal Greenwich Observatory


Cometas y Medidas

En esta entrada actualizo unos cometas que he fotografiado últimamente, del que destaca el C/2012 K5 que ya nos abandona alejándose de su paso por el Sol.



Cometa C/2012 L1, aproximándose al perihelio, que alcanzará a principios de Abril.


C/2012 L2, al igual que el anterior cometa también alcanzará el perihelio a principios de abril, llegando a alcanzar la magnitud 14


C/2012 J1 también está por llegar al perihelio, pero en este caso el brillo aparente irá disminuyendo debido a la posición respecto a nuestra órbita.



C/2012 X1 cometa descubierto recientemente que promete ser interesante llegando a alcanzar entre los meses de febrero y mayo de 2014 la magnitud 11.5.




Medidas:



COD I57
CON J. Lozano,. 
CON Observatory name: Elche 
OBS J. Lozano MEA J. Lozano TEL 0.25-m f/10 Schmidt-Cassegrain + CCD
AC2 
ACK I57_2013_02_10-1

NET CMC-14

    CK09P010  C2013 02 10.03400 08 50 55.68 -10 53 20.5          16.5 N      I57
    CK09P010  C2013 02 10.03727 08 50 55.49 -10 53 22.0          16.5 N      I57
    CK09P010  C2013 02 10.04017 08 50 55.41 -10 53 19.3          16.6 N      I57

    CK12J010  C2013 02 09.81786 01 19 12.35 +17 36 47.1          14.8 N      I57
    CK12J010  C2013 02 09.81903 01 19 12.44 +17 36 47.1          14.8 N      I57
    CK12J010  C2013 02 09.82021 01 19 12.58 +17 36 46.7          14.8 N      I57

    CK12S010  C2013 02 09.98690 07 07 53.75 +31 46 53.0          15.9 N      I57
    CK12S010  C2013 02 09.99550 07 07 53.20 +31 46 53.5          15.9 N      I57
    CK12S010  C2013 02 10.00161 07 07 52.80 +31 46 53.3          15.9 N      I57

    CK12X020  C2013 02 10.01106 07 13 29.80 +02 44 15.5          18.2 N      I57
    CK12X020  C2013 02 10.01877 07 13 29.67 +02 44 10.9          18.1 N      I57
    CK12X020  C2013 02 10.02649 07 13 29.49 +02 44 08.6          18.4 N      I57

COD I57
CON J. Lozano,. 
CATALOGO: USNO A2.0 / CMC-14 - BANDA: R

                                   10x10  20x20  30x30  40x40  50x50  60x60   RSR   FC   COD
OBJETO        FECHA      HORA        +/-    +/-    +/-    +/-    +/-    +/-     N  FWHM  CAT
------------  ---------- --------  -----  -----  -----  -----  -----  -----  ----  ----  ---
C/2009 P1     10/02/2013 00:53:33  16.52  15.61  15.09  14.73  14.44  14.20   7.1  17.8  I57
C/2009 P1     10/02/2013 00:53:33*  0.03   0.05   0.04   0.04   0.02   0.04     5   4.9  CMC
C/2012 J1     09/02/2013 19:39:24  14.80  14.16  13.93  13.83  13.78  13.77  17.6  17.9  I57
C/2012 J1     09/02/2013 19:39:24*  0.02   0.03   0.01   0.02   0.03   0.04     3   4.9  CMC
C/2012 S1     09/02/2013 23:52:26  15.92  15.45  15.25  15.11  15.04  15.02  10.8  18.4  I57
C/2012 S1     09/02/2013 23:52:26*  0.05   0.13   0.17   0.21   0.29   0.39     8   4.8  CMC
C/2012 X2     10/02/2013 00:27:02  18.28  17.65  17.53  17.04  16.64  16.31   5.8  17.9  I57
C/2012 X2     10/02/2013 00:27:02*  0.17   0.10   0.17   0.18   0.35   0.38     5   5.1  CMC

COD I57
CON J. Lozano,. 
CON Observatory name: Elche OBS J. Lozano MEA J. Lozano TEL 0.25-m f/10 Schmidt-Cassegrain + CCD
AC2
ACK I57_2013_02_08-1

NET CMC-14

    CK06S030  C2013 02 06.19170 15 30 42.23 -17 26 50.1          14.8 N      I57
    CK06S030  C2013 02 06.22030 15 30 41.64 -17 26 50.3          14.8 N      I57
    CK06S030  C2013 02 06.25367 15 30 40.95 -17 26 50.2          14.7 N      I57

    CK12K050  C2013 02 02.78580 04 04 05.80 -11 38 18.2          14.8 N      I57
    CK12K050  C2013 02 02.79995 04 04 05.68 -11 38 35.8          14.8 N      I57
    CK12K050  C2013 02 02.81419 04 04 05.42 -11 38 53.7          14.8 N      I57

    CK12L010  C2013 02 07.83355 03 41 03.24 +47 41 25.4          16.3 N      I57
    CK12L010  C2013 02 07.83484 03 41 03.36 +47 41 22.4          16.2 N      I57
    CK12L010  C2013 02 07.83613 03 41 03.46 +47 41 19.3          16.2 N      I57

    CK12L020  C2013 02 07.84208 01 51 27.79 +46 46 00.1          14.3 N      I57
    CK12L020  C2013 02 07.84334 01 51 28.01 +46 45 58.1          14.3 N      I57
    CK12L020  C2013 02 07.84461 01 51 28.25 +46 45 55.8          14.3 N      I57

    CK12S010  C2013 02 04.80878 07 13 21.42 +31 45 57.3          16.0 N      I57
    CK12S010  C2013 02 04.84678 07 13 18.94 +31 45 58.0          15.9 N      I57
    CK12S010  C2013 02 04.90307 07 13 15.32 +31 46 00.0          15.9 N      I57

    CK12X010  C2013 02 02.89636 09 11 36.50 +37 11 25.0          17.5 N      I57
    CK12X010  C2013 02 04.90948 09 09 57.17 +37 26 33.0          17.5 N      I57
    CK12X010  C2013 02 04.92405 09 09 56.52 +37 26 40.6          17.6 N      I57

    CK12X020  C2013 02 02.87973 07 16 27.87 +02 57 17.6          17.8 N      I57
    CK12X020  C2013 02 02.88619 07 16 27.75 +02 57 15.2          17.5 N      I57
    CK12X020  C2013 02 02.88942 07 16 27.57 +02 57 12.3          17.6 N      I57

COD I57
CON J. Lozano,.
CATALOGO: USNO A2.0 / CMC-14 - BANDA: R

                                   10x10  20x20  30x30  40x40  50x50  60x60   RSR   FC   COD
OBJETO        FECHA      HORA        +/-    +/-    +/-    +/-    +/-    +/-     N  FWHM  CAT
------------  ---------- --------  -----  -----  -----  -----  -----  -----  ----  ----  ---
C/2006 S3     06/02/2013 05:17:14  14.75  14.02  13.69  13.48  13.32  13.20  23.9  17.2  I57
C/2006 S3     06/02/2013 05:17:14*  0.01   0.02   0.03   0.03   0.03   0.03    15   5.1  CMC
C/2012 K5     02/02/2013 19:12:55  14.78  14.05  13.70  13.47  13.29  13.15  15.1  17.6  I57
C/2012 K5     02/02/2013 19:12:55*  0.02   0.04   0.05   0.06   0.07   0.08    21   4.7  CMC
C/2012 S1     04/02/2013 20:23:38  15.93  15.44  15.32  15.23  15.24  15.32  12.1  18.3  I57
C/2012 S1     04/02/2013 20:23:38*  0.08   0.13   0.19   0.28   0.35   0.42     5   4.8  CMC
C/2012 X1     04/02/2013 01:50:21  17.53  16.88  16.59  16.32  16.23  16.23   6.7  18.4  I57
C/2012 X1     04/02/2013 01:50:21*  0.20   0.40   0.60   0.77   1.01   1.29    12   4.8  CMC
C/2012 X2     02/02/2013 21:14:33  17.64  16.96  16.45  16.09  15.90  15.76   5.3  17.8  I57
C/2012 X2     02/02/2013 21:14:33*  0.08   0.16   0.19   0.28   0.36   0.38     3   4.9  CMC
C/2012 L1     07/02/2013 20:02:10  16.25  15.64  15.39  15.18  14.95  14.70   6.7  18.0  I57
C/2012 L1     07/02/2013 20:02:10*  0.10   0.11   0.14   0.11   0.14   0.17     5   4.6  CMC
C/2012 L2     07/02/2013 20:14:24  14.30  13.55  13.16  12.89  12.68  12.49  13.7  18.0  I57
C/2012 L2     07/02/2013 20:14:24*  0.03   0.05   0.06   0.05   0.04   0.04     5   4.8  CMC


Cometa C/2012 S1 ISON (Febrero)

Desde el descubrimiento de este cometa y el cálculo de su órbita, se le está haciendo el seguimiento constante para saber como evoluciona pues si los cálculos previstos se cumplen puede que sea el cometa más espectacular nunca visto por nuestras latitudes.

Según los estudios que le están realizando astrónomos profesionales, el cometa está sufriendo una bajada de brillo (-30%) y debilitación considerable, debido a el acercamiento al Sol y la pérdida de escarcha superficial, hielo, metano, etc... 

Tendremos que seguir la evolución del comenta haciéndole fotografías y medidas para ir actualizando datos.

Esta es la actualización del comenta desde el observatorio donde ya se le aprecia una coma, debido a la sublimación del hielo, también dejo una prueba que hice con filtros fotometricos sobre el cometa, donde se aprecia en color verde (banda V), el hielo que desprende el cometa en la coma.



Integración de fotografías en banda (LRVB).


Animación del cometa realizada unos días atrás.


Posición orbital del cometa a la toma de las imágenes:


5 de febrero de 2013

Exoplaneta WASP-43B

Me gusta hacer tránsitos de exo-planetas, es parecido a la astro-fotografía, configuras el equipo, apuntas donde tiene que fotografiar, enfocas y lo dejas haciendo fotos durante horas para después procesar un resultado, mientras tanto puedes hacer otra cosa o comprobar que el equipo está trabajando como se espera.

Intenté en otras ocasiones hacer curvas de luz complejas, pero esta vez me fui a lo seguro, un exo-planeta o (planeta extra-solar) bien grande que hiciera una curva de luz bastante pronunciada, para facilitar el procesado debido a que en estos días de invierno las chimeneas están a pleno rendimiento en perjuicio de la fotografía astronómica.

WASP-43B, es un planeta que órbita alrededor de una estrella joven y de poca masa (WASP-43), en la constelación de Sextante. Este planeta es denominado tipo Júpiter Caliente, ya que está muy cercano a la estrella y tiene una masa dos veces la de Júpiter y un radio igual a Júpiter. Este planeta se descubrió el 14 de abril de 2011.
Tiene un periodo orbital de unos 0.8 días (19.2) horas, la órbita más corta segunda vez detectada, sólo superado por WASP-19B. WASP-43B es el Júpiter caliente que tiene la órbita más estrecha conocida, fenómeno que probablemente se pueda explicar debido a la baja masa de su joven estrella anfitriona.

Como dije en el anterior tránsito realizado, estoy totalmente sorprendido de ver como nosotros con pequeños observatorios y equipos de aficionados podemos ser testigos de algo que hace pocos años era impensable, detectar planetas fuera de nuestro sistema solar.

Este es el informe del tránsito presentado a la Sección de Exoplanetas y Estrellas Variables de la Czech Astronomical Society.

http://var2.astro.cz/EN/tresca/transit-detail.php?id=1360234923

Fotografía de la estrella WASP-43. (Var-1)



Curva de luz del tránsito del exoplaneta:



Curvas de calidad de cielo donde se pueden apreciar las turbulencias provocadas por el calor de las chimeneas próximas, pero que no han impedido que se pudiera realizar el tránsito con total claridad y calidad.




Informe de la fotometría diferencial del tránsito:


 NUM  FECHA J HELIO   N    WASP_43B    +/-     RSR   AIRMS  TRANS  FWHM"   FONDO
----  -------------  --  ----------  -------  -----  -----  -----  -----  ------
0001  2456328.43935  01      -0.007    0.010    105  2.216   0.95   4.85   -0.19
0002  2456328.44089  01       0.001    0.010    105  2.191   0.96   4.99   -0.18
0003  2456328.44243  01      -0.006    0.010    105  2.167   0.96   5.22   -0.16
0004  2456328.44397  01      -0.003    0.010    105  2.143   0.96   4.92   -0.15
0005  2456328.44551  01      -0.011    0.010    105  2.120   0.96   4.93   -0.13
0006  2456328.44705  01      -0.003    0.010    105  2.098   0.97   4.67   -0.11
0007  2456328.44860  01      -0.008    0.010    105  2.077   0.96   5.34   -0.12
0008  2456328.45014  01      -0.011    0.010    104  2.056   0.93   5.69   -0.15
0009  2456328.45168  01      -0.015    0.010    103  2.036   0.92   5.42   -0.17
0010  2456328.45322  01      -0.010    0.010    105  2.016   0.95   5.03   -0.13
0011  2456328.45475  01      -0.006    0.010    105  1.998   0.96   4.96   -0.10
0012  2456328.45629  01      -0.009    0.010    106  1.979   0.98   4.75   -0.07
0013  2456328.45937  01      -0.004    0.010    106  1.944   0.97   5.35   -0.07
0014  2456328.46091  01      -0.002    0.010    106  1.928   0.97   5.13   -0.06
0015  2456328.46245  01      -0.004    0.010    106  1.911   0.98   5.34   -0.04
0016  2456328.46399  01      -0.006    0.010    106  1.896   0.97   5.12   -0.05
0017  2456328.46553  01      -0.009    0.010    104  1.880   0.94   5.68   -0.08
0018  2456328.46708  01      -0.012    0.010    106  1.866   0.98   5.02   -0.01
0019  2456328.46862  01      -0.003    0.010    106  1.851   0.99   5.15    0.00
0020  2456328.47016  01      -0.011    0.010    108  1.837   1.00   4.67    0.03
0021  2456328.47170  01      -0.008    0.010    108  1.824   1.00   5.33    0.04
0022  2456328.47324  01      -0.005    0.010    107  1.811   1.00   5.07    0.03
0023  2456328.47480  01      -0.009    0.010    107  1.798   1.00   5.32    0.03
0024  2456328.47634  01      -0.003    0.011    101  1.785   0.90   6.33   -0.11
0025  2456328.47787  01      -0.015    0.010    106  1.773   0.98   5.43    0.02
0026  2456328.47942  01      -0.005    0.011    102  1.762   0.91   6.22   -0.06
0027  2456328.48095  01      -0.006    0.010    108  1.750   1.01   4.97    0.08
0028  2456328.48250  01       0.001    0.010    107  1.739   1.00   5.37    0.07
0029  2456328.48404  01      -0.005    0.010    107  1.729   1.00   5.19    0.06
0030  2456328.48556  01      -0.008    0.010    108  1.718   1.01   5.08    0.07
0031  2456328.48710  01      -0.002    0.010    108  1.708   1.01   5.12    0.09
0032  2456328.48864  01      -0.002    0.010    108  1.699   1.01   5.62    0.09
0033  2456328.49018  01      -0.002    0.010    104  1.689   0.94   6.25    0.00
0034  2456328.49172  01       0.002    0.010    108  1.680   1.01   5.34    0.10
0035  2456328.49326  01       0.000    0.010    105  1.671   0.97   5.89    0.03
0036  2456328.49480  01       0.009    0.010    108  1.663   1.02   4.85    0.12
0037  2456328.49634  01       0.015    0.010    107  1.654   1.02   5.08    0.11
0038  2456328.49788  01       0.017    0.010    108  1.646   1.03   4.68    0.13
0039  2456328.49942  01       0.020    0.010    107  1.638   1.02   4.77    0.12
0040  2456328.50096  01       0.021    0.010    107  1.631   1.02   4.65    0.11
0041  2456328.50251  01       0.025    0.010    107  1.624   1.03   4.64    0.13
0042  2456328.50404  01       0.028    0.010    106  1.617   1.01   4.75    0.11
0043  2456328.50559  01       0.028    0.010    106  1.610   1.00   4.86    0.09
0044  2456328.50713  01       0.028    0.010    108  1.603   1.04   3.97    0.14
0045  2456328.50867  01       0.022    0.010    107  1.597   1.03   4.04    0.13
0046  2456328.51329  01       0.024    0.010    104  1.579   0.97   5.88    0.07
0047  2456328.51483  01       0.025    0.010    107  1.573   1.03   5.01    0.13
0048  2456328.51637  01       0.025    0.010    108  1.568   1.04   4.73    0.14
0049  2456328.51791  01       0.022    0.010    108  1.563   1.04   4.54    0.14
0050  2456328.51945  01       0.024    0.010    108  1.558   1.03   4.81    0.13
0051  2456328.52099  01       0.028    0.010    108  1.554   1.04   4.55    0.13
0052  2456328.52253  01       0.025    0.010    108  1.549   1.04   4.42    0.14
0053  2456328.52407  01       0.025    0.010    108  1.545   1.04   4.66    0.13
0054  2456328.52561  01       0.023    0.010    108  1.541   1.04   4.64    0.13
0055  2456328.52715  01       0.022    0.010    108  1.537   1.04   4.77    0.13
0056  2456328.52870  01       0.016    0.010    108  1.533   1.03   5.05    0.12
0057  2456328.53024  01       0.011    0.010    108  1.530   1.03   5.24    0.12
0058  2456328.53178  01       0.011    0.010    108  1.526   1.03   5.37    0.12
0059  2456328.53332  01       0.008    0.010    109  1.523   1.04   5.27    0.14
0060  2456328.53486  01       0.000    0.010    109  1.520   1.04   4.82    0.13
0061  2456328.53640  01      -0.006    0.010    110  1.517   1.04   4.90    0.13
0062  2456328.53794  01       0.003    0.010    109  1.515   1.05   4.77    0.13
0063  2456328.53948  01      -0.004    0.010    110  1.512   1.05   4.67    0.13
0064  2456328.54101  01      -0.007    0.010    110  1.510   1.05   4.67    0.14
0065  2456328.54255  01      -0.008    0.010    110  1.508   1.04   4.97    0.13
0066  2456328.54409  01      -0.002    0.010    109  1.506   1.04   4.72    0.12
0067  2456328.54563  01      -0.006    0.010    110  1.504   1.04   4.93    0.12
0068  2456328.54717  01      -0.004    0.010    109  1.502   1.04   4.77    0.11
0069  2456328.54871  01      -0.006    0.010    109  1.501   1.04   5.23    0.11
0070  2456328.55025  01      -0.002    0.011    102  1.500   0.91   5.73   -0.06
0071  2456328.55179  01      -0.006    0.010    104  1.498   0.94   5.63   -0.01
0072  2456328.55334  01      -0.001    0.011     99  1.497   0.86   6.83   -0.12
0073  2456328.55488  01      -0.007    0.010    106  1.497   0.98   5.84    0.04
0074  2456328.55642  01      -0.004    0.010    105  1.496   0.96   5.79    0.02
0075  2456328.55796  01      -0.009    0.011    102  1.496   0.90   6.64   -0.07
0076  2456328.55950  01      -0.005    0.011    100  1.495   0.86   7.23   -0.12
0077  2456328.56104  01      -0.002    0.010    103  1.495   0.93   6.54   -0.03
0078  2456328.56258  01      -0.003    0.010    109  1.495   1.04   5.11    0.10
0079  2456328.56410  01      -0.003    0.010    109  1.495   1.04   5.07    0.09
0080  2456328.56564  01      -0.004    0.010    109  1.496   1.03   5.42    0.08
0081  2456328.56718  01      -0.002    0.010    109  1.496   1.04   5.22    0.09
0082  2456328.56872  01      -0.007    0.010    110  1.497   1.04   4.84    0.09
0083  2456328.57026  01      -0.008    0.010    110  1.498   1.04   5.57    0.08
0084  2456328.57181  01      -0.002    0.010    109  1.499   1.04   5.12    0.06
0085  2456328.57335  01       0.003    0.010    109  1.500   1.03   5.60    0.06
0086  2456328.57489  01      -0.010    0.010    110  1.501   1.04   5.16    0.06
0087  2456328.57642  01      -0.004    0.010    109  1.503   1.04   4.88    0.06
0088  2456328.57797  01       0.001    0.010    109  1.504   1.04   4.87    0.05
0089  2456328.57951  01      -0.007    0.010    109  1.506   1.04   4.86    0.04
0090  2456328.58105  01      -0.003    0.010    109  1.508   1.04   5.15    0.03
0091  2456328.58258  01      -0.009    0.010    110  1.510   1.04   5.21    0.04
0092  2456328.58412  01      -0.005    0.010    109  1.513   1.04   4.93    0.03
0093  2456328.58566  01      -0.003    0.010    109  1.515   1.04   5.24    0.03
0094  2456328.58720  01      -0.004    0.010    109  1.518   1.03   5.28    0.02
0095  2456328.58873  01      -0.003    0.010    109  1.521   1.03   5.21    0.01
0096  2456328.59027  01      -0.007    0.010    109  1.524   1.03   5.51    0.00
0097  2456328.59180  01      -0.004    0.010    109  1.527   1.03   5.51   -0.01
0098  2456328.59334  01      -0.001    0.010    109  1.530   1.03   5.32   -0.02
0099  2456328.59489  01      -0.002    0.010    109  1.534   1.03   5.34   -0.02
0100  2456328.59643  01       0.000    0.010    108  1.538   1.02   5.74   -0.03
0101  2456328.59797  01      -0.005    0.010    107  1.541   1.00   6.79   -0.06
0102  2456328.59950  01      -0.003    0.010    107  1.546   1.00   6.70   -0.06
0103  2456328.60104  01      -0.003    0.010    108  1.550   1.01   6.32   -0.05
0104  2456328.60258  01      -0.002    0.010    108  1.554   1.02   5.82   -0.06
0105  2456328.60413  01      -0.009    0.010    108  1.559   1.01   6.59   -0.07
0106  2456328.60566  01      -0.008    0.010    108  1.564   1.01   6.20   -0.08
0107  2456328.60720  01       0.000    0.010    107  1.569   1.00   6.80   -0.09
0108  2456328.60873  01      -0.001    0.010    108  1.574   1.01   6.41   -0.09
0109  2456328.61027  01      -0.007    0.010    108  1.580   1.01   6.02   -0.09
0110  2456328.61181  01       0.001    0.010    107  1.586   1.00   6.04   -0.10
0111  2456328.61643  01      -0.009    0.010    106  1.604   0.97   7.16   -0.16
0112  2456328.61797  01      -0.010    0.010    106  1.611   0.96   7.53   -0.18
0113  2456328.61951  01      -0.007    0.010    107  1.618   1.00   6.06   -0.14
0114  2456328.62106  01      -0.009    0.010    107  1.625   1.00   6.06   -0.14
0115  2456328.62260  01      -0.004    0.010    108  1.632   1.01   5.34   -0.14
0116  2456328.62414  01      -0.007    0.010    107  1.640   1.00   5.74   -0.16
0117  2456328.62568  01       0.000    0.010    107  1.648   1.01   5.66   -0.16
0118  2456328.62722  01      -0.002    0.010    107  1.656   1.00   5.82   -0.17
0119  2456328.62876  01      -0.011    0.010    107  1.664   1.00   5.77   -0.18
0120  2456328.63030  01      -0.008    0.010    106  1.673   0.98   6.71   -0.19
0121  2456328.63184  01      -0.006    0.010    105  1.682   0.95   6.99   -0.23
0122  2456328.63338  01      -0.010    0.010    105  1.691   0.95   7.23   -0.23
0123  2456328.63647  01      -0.008    0.010    105  1.710   0.95   7.01   -0.24
0124  2456328.63801  01      -0.008    0.011    103  1.720   0.92   8.27   -0.28




Corazón de la Nebulosa Roseta

Después de hacer ajustes en el observatorio, como regular el contrapesado, ajustar el enfocador, aflojar los tornillos que apreté buscando quitar holguras de la montura, hacer una puesta en estación precisa, vi que la gráfica de guiado volvía a su normalidad, y encima reinstalé el focusmax e hice chorrocientas curvas (para mejorar el enfoque) y decidí probar suerte captando estructuras nebulares complejas la nebulosa Roseta, llevando al límite los tiempos de exposición (media hora por foto) confiando en el guiado.

Creo que ha salido un buen resultado, aunque he tenido de desechar unas cuantas tomas, estoy muy satisfecho y sorprendido por los detalles de información que se recogen en estos tiempos de exposición, además que el ruido se mitiga muchísimo en los canales O3 y S2.

Para el procesado, he elegido el estilo clásico de la paleta hubble.

Esta realizada desde el observatorio de Astrofoto, en la periferia urbana, y los tiempos de integración son:

17 x 1800" HA Bin 1x1
10 x 1800" O3 Bin 1x1
10 x 1800" S2 Bin 1x1

Total tiempo exposición: 18.5 Horas.

http://www.astrobin.com/full/31843/?mod=none

Espero que os guste!! :)



La Nebulosa Roseta (también conocida como NGC 2237) es una región H II grande y circular, ubicada en el borde de una gigantesca nube molecular en la constelación del Unicornio Monoceros, situada en la banda de la Vía Láctea. El cúmulo abierto NGC 2244 (Caldwell 50) está estrechamente asociado con la nebulosa, en virtud de que las estrellas del cúmulo se han formado de la materia de la misma.


El cúmulo y la nebulosa se encuentran a una distancia de unos 5.200 años luz de la Tierra (aunque los cálculos de la distancia varían considerablemente, hasta llegar a 4.900 años luz)3 y medir unos 130 años luz de diámetro. La radiación de las estrellas jóvenes excitan los átomos de la nebulosa, haciendo que emitan radiación que hace brillar a la nebulosa. La masa de la nebulosa se ​​estima en unas 10.000 masas solares.
Se cree que el viento estelar de un grupo de estrellas O y B está ejerciendo presión sobre la nube, causando su compresión, y generando la formación de estrellas en la nebulosa. Esta formación estelar está aún en curso.
Una imagen de la nebulosa tomada por el Observatorio de rayos X Chandra en 2001, ha permitido observar la zona de las estrellas jóvenes y calientes que están en el centro de la Nebulosa Roseta. Las estrellas han calentado el gas que las rodea a una temperatura del orden de 6 millones de grados Kelvin, haciendo que emitan grandes cantidades de rayos-X.


El compañero Ramonman en el foro Astrónomo.org, me comentó si veía el guepardo, el burro y el pavo real, y la verdad es que no llegué a localizarlos, pero al final dio la solución y ahora si que los veo claramente, dejo aquí las porciones de la nebulosa donde aparecen estas curiosas formas.




Quiero dar las gracias a todos los compañeros de los foros de astronomía a nivel local, provincial, y nacional por felicitarme por la fotografía, esta fotografía y todo el trabajo realizado en este blog es resultado de la aplicación con esfuerzo de todas vuestras experiencias en blogs y foros.




Dejo esta foto en pequeño para adjuntar a los foros.



3 de febrero de 2013

NGC 891 (RGB desde el observatorio)

Esta fotografía la hice poco después de volver de la salida a Revolcadores en Elche (a principios de Diciembre), quería ver la diferencia que hay entre un cielo y otro, por lo tanto no lleva filtro anti-contaminación.

Los resultados obtenidos me han sorprendido, desde cielos con contaminación lumínica también se pueden captar buenos detalles, no pensé que se podía llegar tan lejos desde mi cielo.

La principal desventaja que proporciona la contaminación lumínica respecto a los cielos oscuros es el fondo de cielo, desde aquí (la periferia urbana), se aprecia mucho ruido de fondo que además impide ver pequeños detalles de la fotografía, (pequeñas galaxias, estrellas muy lejanas, etc...), pero aumentando los tiempos de exposición, haciendo buenos flats y trabajando bien el procesado se pueden conseguir buenos detalles.

Esta es la NGC 891 terminada desde el observatorio.

La integración es:

15 x 900" Luminancia Bining 1 = 3.75H
9 x 300" RGB Bining 2 = 4.5H Equivalentes

Total tiempo integración: 8.25H




Aquí pongo una versión con anotaciones de las galaxias que aparecen en la fotografía (color verde), y estrellas por encima de la 19 magnitud, me he sorprendido mucho al ver estrellas rozando la magnitud 21.




En estos recortes se pueden apreciar detalles de las galaxias pequeñas que hay en la fotografía y algunas estrellas con magnitudes bastante altas.





Este es un recorte de la galaxia principal NGC 891, el primero corresponde a la toma realizada desde Elche con aproximadamente 8.25H, y el segundo corresponde a una pequeña prueba que hice desde Revolcadores y corresponde a 3 tomas de 900", total  0.45H, y sin Flats, prácticamente se pueden distinguir los mismos detalles.




Poco a poco voy aprendiendo y voy afianzando conceptos y comprobando lo que está más que probado, es muy importante hacer fotografía del objeto cuando esté lo más cercano al zenit, pues ahí es donde se mitiga mejor los efectos perniciosos de la contaminación lumínica, tener muchísima paciencia, y todo el equipo optimizado al 100%, para conseguir hacer una foto decente.

Enlace a Astrobin de la NGC891: http://www.astrobin.com/28061/0/?mod=none






2 de febrero de 2013

Asteroide (99942) Apophis

Anoche, a pesar del viento y el mal seeing que hizo por aquí, pude hacer algunas medidas y decidí fotografiar el famoso asteroide Apophis, nombre griego que viene de Apep, el antiguo dios egipcio de la oscuridad y destrucción.

A pesar que tiene un nombre aterrador y realmente es un objeto que está muy cerca de nuestra órbita, los cálculos que se le llevan realizando desde su descubrimiento allá por el 2004 indican que no hay peligro de colisión con la tierra en su máximo acercamiento en el año 2029, bajo mi punto de vista veo más probable que nosotros impactemos con el para extraer material en un futuro no muy lejano, que él impacte con nosotros.

Dejo aquí una fotografía, animación del susodicho, representación del la órbita, enlace a los datos de Neodys (organismo europeo encargado de procesar medidas de NEOS), información del mismo de la wikipedia y el último reporte enviado al MPC y listas de observadores, con mis medidas del asteroide y otros objetos.




Esta es la animación del asteroide, donde se aprecia claramente el movimiento del mismo, está realizada con 294 Fotografías de 29" cada una, se puede apreciar el mal seeing de la noche (turbulencia atmosférica) debido a las chimeneas y fuertes rachas de viento.



Esta es la representación de la órbita y posición en el momento de la toma de imágenes. (la Tierra es el punto azul y el asteroide el punto rojo).




Información del mismo en la Wiki:

(99942) Apofis (conocido anteriormente por su designación provisional 2004 MN4) es un asteroide Atón, con una órbita próxima a la de la Tierra (objeto próximo a la Tierra). En diciembre de 2004, algunas observaciones indicaban una probabilidad relativamente alta de colisión con la Tierra (del 2,7%) en el año 2029. Sin embargo, observaciones adicionales ayudaron a mejorar el cálculo de la órbita, demostrando remota la posibilidad de un impacto con la Tierra o la Luna en 2029. Aun así, persistía la posibilidad de que durante el encuentro cercano de 2029 con la Tierra, Apofis pasase por una "cerradura gravitacional", una región muy precisa del espacio de no más de 400 metros de diámetro, que lo situaría en trayectoria de colisión para un futuro impacto el día 13 de abril de 2036. Esta posibilidad mantuvo al asteroide en el nivel 1 de la escala de Turín hasta agosto de 2006. Nuevas observaciones de la trayectoria de Apofis revelaron que muy probablemente no pasará por la "cerradura", por lo que el 5 de agosto de 2006, Apofis fue rebajado al nivel 0 de la escala de Turín. El 19 de octubre de 2006, la probabilidad de impacto estimada para el 13 de abril de 2036 era de 1 en 45.000. Se ha identificado otra posible fecha de impacto en 2037, pero las probabilidades de colisión durante ese encuentro son de 1 en 12,3 millones.
Tras el acercamiento del 9 de enero de 2013, el Laboratorio de Propulsión a Chorro en Pasadena (California) de la NASA descartó la posibilidad de una colisión de este asteroide, tanto en 2029 como en 2036.
"Con los nuevos datos proporcionados por los observatorios de Magdalena Ridge y Pan-STARRS, junto con los de Goldstone Solar System Radar, podemos efectivamente descartar la posibilidad de un impacto de Apophis con la Tierra en 2036. Las probabilidades de impacto según los últimos cálculos son de 1 entre un millón, lo que nos hace sentir cómodos al afirmar que descartamos la posibilidad de impacto."

Aquí está el enlace a los datos de Apophis en Neodys, donde aparece el acercamiento calculado, es interesante ver el acercamiento que tendrá en 2029.




Por último dejo el reporte enviado:

COD I57
CON J. Lozano,. 
CON Observatory name: Elche 
OBS J. Lozano 
MEA J. Lozano 
TEL 0.25-m f/10 Schmidt-Cassegrain + CCD
AC2 
ACK I57_2013_02_02-1

NET CMC-14

    CK12K050  C2013 01 30.80609 04 04 55.87 -10 30 19.8          14.6 N      I57
    CK12K050  C2013 01 30.81852 04 04 55.47 -10 30 38.1          14.3 N      I57
    CK12K050  C2013 01 30.82426 04 04 55.40 -10 30 46.9          14.5 N      I57

0029P         C2013 02 01.25199 14 10 46.59 -23 06 14.9          16.6 N      I57
0029P         C2013 02 01.25564 14 10 46.62 -23 06 18.5          16.5 N      I57
0029P         C2013 02 01.25927 14 10 46.72 -23 06 17.7          16.9 N      I57

0262P         C2013 02 01.82956 02 26 11.25 -07 15 01.4          15.9 N      I57
0262P         C2013 02 01.83052 02 26 11.41 -07 15 01.7          15.9 N      I57
0262P         C2013 02 01.83148 02 26 11.65 -07 15 00.7          15.9 N      I57

99942         C2013 02 01.87764 07 16 20.53 -08 29 22.4          15.5 R      I57
99942         C2013 02 01.95342 07 16 04.61 -08 25 51.2          15.4 R      I57
99942         C2013 02 02.01098 07 15 52.61 -08 23 09.7          14.9 R      I57

COD I57
CON J. Lozano,. 
CATALOGO: USNO A2.0 / CMC-14 - BANDA: R

                                   10x10  20x20  30x30  40x40  50x50  60x60   RSR   FC   COD
OBJETO        FECHA      HORA        +/-    +/-    +/-    +/-    +/-    +/-     N  FWHM  CAT
------------  ---------- --------  -----  -----  -----  -----  -----  -----  ----  ----  ---
29P           01/02/2013 06:08:06  16.66  15.83  15.34  15.01  14.73  14.45   9.1  16.4  I57
29P           01/02/2013 06:08:06*  0.16   0.05   0.04   0.07   0.07   0.07     3   4.9  CMC
262P          01/02/2013 19:55:57  15.93  15.10  14.62  14.31  14.10  13.96   8.2  17.4  I57
262P          01/02/2013 19:55:57*  0.01   0.03   0.01   0.01   0.02   0.05     3   4.8  CMC
C/2012 K5     30/01/2013 19:35:05  14.44  13.71  13.33  13.07  12.88  12.70  15.2  17.2  I57
C/2012 K5     30/01/2013 19:35:05*  0.10   0.08   0.05   0.04   0.05   0.04     5   4.8  CMC


Pd. A mediados de este mes pasará un asteroide (mucho más pequeño, 40km de diámentro) más cerca de la Tierra que Apophis en 2029 (27700 Km), el asteroide 2012 DA14, del cual haré si el tiempo me deja una entrada.