jueves, 26 de abril de 2012
viernes, 13 de abril de 2012
Trabajo final del Curso de estrellas dobles de la LIADA
Hace poco finalizó el Curso de Estrellas Dobles 2011 que convoca de forma periódica la LIADA, tras el mismo he obtenido la calificación de 10 (sobresaliente).
Además de los valiosos contenidos de cada lección, el curso incluye la realización de
un trabajo práctico final sobre un Sistema Binario propuesto por los profesores del curso donde el alumno debe determinar la naturaleza del Sistema, además de los datos astrofísicos más determinantes.
El sistema propuesto para la edición 2011 del curso fue el STF 1341
De forma previa identifiqué y descargué las imágenes disponibles de diferentes épocas donde aparece este par situado en las coordenadas: RA 09 22 37.58 + DEC 50 36 13.5, obteniendo de esta manera las siguientes placas para su posterior estudio:
IDENTIFICACION DE PLACA FECHA (J2000) HORA (UT)
POSS I-O 18/02/1953 07:12
POSS II-N 30/01/1992 07:46
POSS II-J 02/01/1993 09:48
POSS II-F 30/03/1995 03:34
2MASS J 01/11/1999 12:12
La primera impresión tras superponer la placa del año 1953 con respecto a la del año 1999 es que los movimientos propios aparentan ser muy parecidos

Tras consultar diferentes catálogos obtengo los siguientes valores en cuanto a movimientos propios /errores para cada componente del par.
COMPONENTE PM RA ERROR PM DEC ERROR
A 57.8 +-1.1 11.7 +-1.2
B 53.3 +-1.2 11.2 +-1.3
A la vista de los movimientos propios de las componentes del sistema aparentan ser muy similares.
A continuación expongo los datos de Astrometría relativa de ambas componentes, previamente calculo el ángulo de desfase de cada placa asimismo calculé la época Besseliana para cada placa obteniendo los siguientes valores:
COMPONENTE (B-V) (V-I)
A 0.63 0.73
B 0.65 0.76
Con todos estos datos podemos calcular el movimiento propio reducido:
BANDA Mag(A) H(A) Mag(B) H(B)
V 9,009 7,9 9,078 7,8
K 7,316 6,2 7,389 6,1
Con estos datos podemos representar las componentes del sistema en un gráfico que representa la evolución estelar, donde podemos comprobar que las componentes se hallan situadas en la secuencia principal(enanas) asimismo el diagrama de color (J-H) vs (H-K) apunta en la misma dirección:
Para determinar el espectro de cada estrella obtenemos la “Espectroscopía Fotométrica” de cada componente, esto es el gráfico de la emisión de energía de cada estrella en determinadas franjas del espectro, obteniendo para cada estrella los siguientes tipos esectrales:
COMPONENTE ESPECTRO
A G6V
B G6V
Ambas componentes presentan el mismo espectro G6V.
Con los datos fotométricos podemos hallar el módulo de la distancia y determinar si ambas componentes se hallan a distancias similares, para ello hallamos la Magnitud absoluta de cada estrella y se la restamos a la Magnitud V calculada anteriormente, la corrección bolométrica está obtenida de una tabla que relaciona diferentes valores de magnitud absoluta con los tipos espectrales y estos con la corrección bolométrica, en mi caso para calcular la magnitud absoluta decidí utilizar la expresión:
Mv = 0,427 + 8,121*(B-V)-1,777*(B-V)^2
Para la secuencia principal y 0.4 >= B-V <= 1.3 y metalicidades +0,1 > [Fe/H] > -0,3
la cual depende del valor del índice de color(B-V). Tras los cálculos pertinentes obtuve los siguientes datos:
COMPONENTE DEL SISTEMA TIPO ESPECTRAL MAGNITUD BANDA V MAGNITUD ABSOLUTA CORRECCION BOLOMETRICA MODULO DE DISTANCIA DISTANCIA PARSECS DISTANCIA AÑO-LUZ
A G6V 9,009 4,84 - 0.117 4.17 222 68.2
B G6V 9,078 4,95 - 0.117 4.13 218 66.9
La afinidad de la distancia de una componente con respecto a la otra podemos calificarla de 100%, por lo que podemos afirmar que ambas componentes se hayan a la misma distancia.
Otros datos relevantes calculados:
COMPONENTE MASA MAGNITUD BOLOMETRICA MAGNITUD BANDA K
A 0.99 4.82 3.14
B 0.96 4.93 3.26
La magnitud conjunta de este sistema es de 8.29
Por último queda analizar las conclusiones de los diferentes criterios que ayudan a determinar la naturaleza de un Sistema:
- CRITERIO DE LA PARALAJE DINAMICA (JEAN DOMMANGET, 1955)
Este criterio establece la distancia máxima a la que pueden encontrarse 2 estrellas para que su órbita sea periódica, en este caso obtenemos un valor en “ de 0.013 (75.4 parsecs), según este criterio podemos considerar este par como Físico
- CRITERIO HIPERBOLICO (PETER VAN DE KAMP, 1961)
Este criterio permite deducir si las componentes del Sistema siguen un patrón Kepleriano, es decir que la órbita es parabólica y cumple la 2º ley de Kepler cumpliendo la condición: V^2R<8pi^2(Ma+Mb). En este caso el sistema cumple este criterio ya que obtenemos que 130.4 < 153.4, Por lo tanto este sistema establece al sistema como Físico
- CRITERIOS EMPIRICOS (AITKEN, CURTISS, 1932)
Estos criterios establecen el límite de la separación angular para que el sistema sea considerado físico, en este caso nuestro sistema no cumple este criterio y lo califica como Optico
- CRITERIOS ABT, 1988 Y CLOSE, 2003
Estos criterios establecen basándose en la masa de las componentes de un sistema, la distancia máxima a la que pueden estar separadas sus componentes, en este caso supera ambos criterios y establecen al sistema como Físico
- CRITERIO HALBWACHS (1986)
Este criterio se basa en la similitud de los movimientos propios de cada componente del sistema y en este caso establece al sistema como MPC
- CRITERIO RICA
Este criterio se basa en el valor obtenido por T=p/u asignando un porcentaje de probabilidad de que el sistema sea físico, en este caso esta probabilidad queda en un 86% y establece el sistema como probablemente físico (T=364)
Como conclusión y a la vista de los resultados obtenidos, se cumplen los requisitos para considerar a este sistema como físico ya que posee similares movimientos propios, similar velocidad tangencial, 100% de posibilidad de que sus componentes se hayan a la misma distancia y además se cumple con casi todos los criterios.
A mi modo de ver se trata de un Sistema relativamente sencillo de estudiar y asequible para cualquier aficionado a los Sistemas Binarios
Además de los valiosos contenidos de cada lección, el curso incluye la realización de
un trabajo práctico final sobre un Sistema Binario propuesto por los profesores del curso donde el alumno debe determinar la naturaleza del Sistema, además de los datos astrofísicos más determinantes.
El sistema propuesto para la edición 2011 del curso fue el STF 1341
De forma previa identifiqué y descargué las imágenes disponibles de diferentes épocas donde aparece este par situado en las coordenadas: RA 09 22 37.58 + DEC 50 36 13.5, obteniendo de esta manera las siguientes placas para su posterior estudio:
IDENTIFICACION DE PLACA FECHA (J2000) HORA (UT)
POSS I-O 18/02/1953 07:12
POSS II-N 30/01/1992 07:46
POSS II-J 02/01/1993 09:48
POSS II-F 30/03/1995 03:34
2MASS J 01/11/1999 12:12
La primera impresión tras superponer la placa del año 1953 con respecto a la del año 1999 es que los movimientos propios aparentan ser muy parecidos

Tras consultar diferentes catálogos obtengo los siguientes valores en cuanto a movimientos propios /errores para cada componente del par.
COMPONENTE PM RA ERROR PM DEC ERROR
A 57.8 +-1.1 11.7 +-1.2
B 53.3 +-1.2 11.2 +-1.3
A la vista de los movimientos propios de las componentes del sistema aparentan ser muy similares.
A continuación expongo los datos de Astrometría relativa de ambas componentes, previamente calculo el ángulo de desfase de cada placa asimismo calculé la época Besseliana para cada placa obteniendo los siguientes valores:
EPOCA BESSELIANA THETA RHO
1953.1332 88.81 20.413
1992.0800 88.47 19.745
1993.0057 87.84 20.002
1995.2145 88.9 19.818
1999.8343 88.22 20.835
Antes de acometer el estudio fotométrico del Sistema es necesario obtener las coordenadas galácticas del sistema para calcular el enrojecimiento estelar, en este caso obtengo las siguientes coordenadas:
1953.1332 88.81 20.413
1992.0800 88.47 19.745
1993.0057 87.84 20.002
1995.2145 88.9 19.818
1999.8343 88.22 20.835
Antes de acometer el estudio fotométrico del Sistema es necesario obtener las coordenadas galácticas del sistema para calcular el enrojecimiento estelar, en este caso obtengo las siguientes coordenadas:
LATITUD LONGITUD
44.31 / 167.42
Quedando este valor en (B-V)=0.01, este valor debe aplicarse a los resultados obtenidos.
En base a los movimientos propios de los componentes del sistema se obtienen los siguientes datos cinemáticos:
44.31 / 167.42
Quedando este valor en (B-V)=0.01, este valor debe aplicarse a los resultados obtenidos.
En base a los movimientos propios de los componentes del sistema se obtienen los siguientes datos cinemáticos:
A B
mu(alfa) = 0,058 0,053
mu(delta) = 0,012 0,011
Pi (") = 0,0147 0,0149
T (km/s) = 19 17
T (km/s) = 4 4
Vt (km/s)= 19 17
Donde se aprecia la similitud entre los datos de ambas componentes.
-Para calcular la fotometría consulto el catálogo 2mass el cual aporta información fotométrica en 3 bandas del infrarrojo para prácticamente todas estrellas relativamente brillantes, obteniendo los siguientes datos para cada estrella
COMPONENTE J H K
A 7,702 7,400 7,316
B 7,798 7,509 7,389
Con estos datos y usando las fórmulas adecuadas,obtengo los siguientes valores fotométricos deducidos partiendo de los anteriores J, H, K, obteniendo los índices de color (B-V) y (V-I):
mu(alfa) = 0,058 0,053
mu(delta) = 0,012 0,011
Pi (") = 0,0147 0,0149
T (km/s) = 19 17
T (km/s) = 4 4
Vt (km/s)= 19 17
Donde se aprecia la similitud entre los datos de ambas componentes.
-Para calcular la fotometría consulto el catálogo 2mass el cual aporta información fotométrica en 3 bandas del infrarrojo para prácticamente todas estrellas relativamente brillantes, obteniendo los siguientes datos para cada estrella
COMPONENTE J H K
A 7,702 7,400 7,316
B 7,798 7,509 7,389
Con estos datos y usando las fórmulas adecuadas,obtengo los siguientes valores fotométricos deducidos partiendo de los anteriores J, H, K, obteniendo los índices de color (B-V) y (V-I):
COMPONENTE (B-V) (V-I)
A 0.63 0.73
B 0.65 0.76
Con todos estos datos podemos calcular el movimiento propio reducido:
BANDA Mag(A) H(A) Mag(B) H(B)
V 9,009 7,9 9,078 7,8
K 7,316 6,2 7,389 6,1
Con estos datos podemos representar las componentes del sistema en un gráfico que representa la evolución estelar, donde podemos comprobar que las componentes se hallan situadas en la secuencia principal(enanas) asimismo el diagrama de color (J-H) vs (H-K) apunta en la misma dirección:
Para determinar el espectro de cada estrella obtenemos la “Espectroscopía Fotométrica” de cada componente, esto es el gráfico de la emisión de energía de cada estrella en determinadas franjas del espectro, obteniendo para cada estrella los siguientes tipos esectrales:
COMPONENTE ESPECTRO
A G6V
B G6V
Ambas componentes presentan el mismo espectro G6V.
Con los datos fotométricos podemos hallar el módulo de la distancia y determinar si ambas componentes se hallan a distancias similares, para ello hallamos la Magnitud absoluta de cada estrella y se la restamos a la Magnitud V calculada anteriormente, la corrección bolométrica está obtenida de una tabla que relaciona diferentes valores de magnitud absoluta con los tipos espectrales y estos con la corrección bolométrica, en mi caso para calcular la magnitud absoluta decidí utilizar la expresión:
Mv = 0,427 + 8,121*(B-V)-1,777*(B-V)^2
Para la secuencia principal y 0.4 >= B-V <= 1.3 y metalicidades +0,1 > [Fe/H] > -0,3
la cual depende del valor del índice de color(B-V). Tras los cálculos pertinentes obtuve los siguientes datos:
COMPONENTE DEL SISTEMA TIPO ESPECTRAL MAGNITUD BANDA V MAGNITUD ABSOLUTA CORRECCION BOLOMETRICA MODULO DE DISTANCIA DISTANCIA PARSECS DISTANCIA AÑO-LUZ
A G6V 9,009 4,84 - 0.117 4.17 222 68.2
B G6V 9,078 4,95 - 0.117 4.13 218 66.9
La afinidad de la distancia de una componente con respecto a la otra podemos calificarla de 100%, por lo que podemos afirmar que ambas componentes se hayan a la misma distancia.
Otros datos relevantes calculados:
COMPONENTE MASA MAGNITUD BOLOMETRICA MAGNITUD BANDA K
A 0.99 4.82 3.14
B 0.96 4.93 3.26
La magnitud conjunta de este sistema es de 8.29
Por último queda analizar las conclusiones de los diferentes criterios que ayudan a determinar la naturaleza de un Sistema:
- CRITERIO DE LA PARALAJE DINAMICA (JEAN DOMMANGET, 1955)
Este criterio establece la distancia máxima a la que pueden encontrarse 2 estrellas para que su órbita sea periódica, en este caso obtenemos un valor en “ de 0.013 (75.4 parsecs), según este criterio podemos considerar este par como Físico
- CRITERIO HIPERBOLICO (PETER VAN DE KAMP, 1961)
Este criterio permite deducir si las componentes del Sistema siguen un patrón Kepleriano, es decir que la órbita es parabólica y cumple la 2º ley de Kepler cumpliendo la condición: V^2R<8pi^2(Ma+Mb). En este caso el sistema cumple este criterio ya que obtenemos que 130.4 < 153.4, Por lo tanto este sistema establece al sistema como Físico
- CRITERIOS EMPIRICOS (AITKEN, CURTISS, 1932)
Estos criterios establecen el límite de la separación angular para que el sistema sea considerado físico, en este caso nuestro sistema no cumple este criterio y lo califica como Optico
- CRITERIOS ABT, 1988 Y CLOSE, 2003
Estos criterios establecen basándose en la masa de las componentes de un sistema, la distancia máxima a la que pueden estar separadas sus componentes, en este caso supera ambos criterios y establecen al sistema como Físico
- CRITERIO HALBWACHS (1986)
Este criterio se basa en la similitud de los movimientos propios de cada componente del sistema y en este caso establece al sistema como MPC
- CRITERIO RICA
Este criterio se basa en el valor obtenido por T=p/u asignando un porcentaje de probabilidad de que el sistema sea físico, en este caso esta probabilidad queda en un 86% y establece el sistema como probablemente físico (T=364)
Como conclusión y a la vista de los resultados obtenidos, se cumplen los requisitos para considerar a este sistema como físico ya que posee similares movimientos propios, similar velocidad tangencial, 100% de posibilidad de que sus componentes se hayan a la misma distancia y además se cumple con casi todos los criterios.
A mi modo de ver se trata de un Sistema relativamente sencillo de estudiar y asequible para cualquier aficionado a los Sistemas Binarios
jueves, 29 de marzo de 2012
Marte 25/3/2012
martes, 20 de marzo de 2012
3º LPOD: A big Dark Mantle Depot (DMD)

http://lpod.wikispaces.com/March+9%2C+2012
El depósito de materiales piroclásticos Sinus Aestuum sur se extiende por un área de nada más y nada menos que 30000 k2, siendo la mayor extensión de este tipo que podemos encontrar en nuestro satélite. El origen de esta formación apunta al mismo episodio que originó el Mare Imbrium (impacto) aunque de momento no se afirma al 100%, sobre todo debido a que este tipo de materiales no se encuentran en otros depósitos situados en la periferia del propio Mare Imbrium... aunque esta teoría no es del todo descabellada.
La homogeneidad de los materiales que forman a este depósito es total caracterizándose por su color oscuro, detalle este perceptible incluso con instrumentos de poco diámetro. La región contiene grietas fisuras e innumerables colinas, además se aprecian varias canalizaciones posiblemente originadas por emanaciones de magma posteriores a la formación del propio depósito, incluso se aprecian zonas llanas que sin duda fueron rellenadas por el magma tras discurrir por estos canales.
AL zona llana que se puede apreciar en la parte superior de la toma es el Sinus Aestuum, una zona totalmente recomendada para observar con cualquier instrumento

domingo, 18 de marzo de 2012
Marte 14/3/2012

Toma de Marte con buenas condiciones atmosféricas, se aprecia el Olympus mons y los cráteres de la región de Tharsis bordeados por nubes orográficas de gran envergadura, sin duda las mayores elevaciones del Sistema Solar, no en vano la región de tharsis es bastante interesante, se formó por acumulamiento de lava y está elevada unos 10 kms con respecto a la región circundante, dando como resultado un abultamiento notable

Marte 11/03/2012
jueves, 8 de marzo de 2012
2º LPOD: 2/3/2012 MAGNIFICENT MAGINUS

Esta toma de uno de los cráteres lunares más representativos fue designada como imagen lunar del día el 2/3/2012: http://lpod.wikispaces.com/March+2%2C+2012
Maginus se trata de un cráter muy antiguo que se formó durante el periodo pre-Nectariano (-4.55 hasta -3.92 mil millones de años) y está situado entre el cráter Tycho y el circo lunar Clavius. Debido a su antigüedad se haya muy acribillado por impactos posteriores a su creación, las paredes están asimismo muy desgastadas por este motivo. Maginus es más antiguo que prácticamente todos sus vecinos, superando incluso Clavius (Nectariano), por lo que podría deducirse que durante bastante tiempo este cráter estaba prácticamente aislado. El interior de Maginus es plano, quizás debido a posteriores emanaciones de lava aunque abundan varios cratercillos, la Rima Maginus se aprecia en la fotografía aunque está fuertemente erosionada por varios impactos, también pueden apreciarse las cimas de los antiquísimos picos centrales, así como alguna colina

The Lunar Observer (A.L.P.O.)
En la edición monográfica de Marzo de esta prestigiosa revista científica aparece una de mis tomas del cráter Archímedes, además también figuran tomas de Orlando Benítez Sánchez, presidente de SOMYCE (http://www.somyce.org/), (http://astronomiagrancanaria.net/), quién también obtiene tomas planetarias desde la localidad grancanaria de vecindario y demostrando la calidad del cielo de la comarca para llevar a cabo este tipo de trabajos
http://moon.scopesandscapes.com/tlo_back/tlo201203.pdf
http://moon.scopesandscapes.com/tlo_back/tlo201203.pdf
Museo de la ciencia y el cosmos de Tenerife: Artículo Sobre la oposición de Marte
En un artículo de Oswaldo González sánchez (G.O.A.T.), responsable del departamento de Didáctica del Museo de la Ciencia y el Cosmos de Tenerife, figura una de mis tomas de Marte correspondientes al seguimiento que le estoy dando en esta campaña 2012. Desde aquí aprovecho para agradecerle este detalle.
http://www.museosdetenerife.org/museos/descarga.php?ID=602
http://www.museosdetenerife.org/museos/descarga.php?ID=602
miércoles, 7 de marzo de 2012
domingo, 26 de febrero de 2012
Marte: 26/02/2012

En esta ocasión, además de varios detalles de superficie he podido captar varias nubes sobre el planeta con mejor contraste y usando 2 procesados diferentes

En esta toma señalo algunas de las nubes presentes... hay muchas más

En esta ocasión señalo los detalles superficiales cercanos a Syrtis Major

La misma toma con 2 procesados diferentes.
Marte: 24/02/2012
jueves, 23 de febrero de 2012
Marte: 21/02/2012


Marte se encuentra muy cerca de la oposición y a pesar de su pequeño tamaño aparente de sólo 12-14", nos muestra muchos detalles

Además de los detalles superficiales clásicos, durante estos días se está produciendo un retroceso del casquete solar, o cual es normal ya que, en cierta medida, podemos decir que se producen las estaciones a semejanza con la Tierra pero a menor escala. Este retroceso se debe a que el casquete polar apunta directamente al sol y durante este proceso se forman nubes

En estas tomas se pueden apreciar algunas de estas nubes

Todas estas tomas han sido obtenidas desde Vecindario con el siguiente equipo: Celestron CPC XLT 11" + Lumenera Skynyx 2-0M + RGB Filters + Barlows x2 + x4
miércoles, 22 de febrero de 2012
lunes, 13 de febrero de 2012
Archimedes

Un simple refractor de 50mm es suficiente para mostrarnos a este "clásico lunar", de formación claramente circular, el diámetro de Archímedes es de unos 85 Kms y está situado en el margen Este del Mare Imbrium.
Archímedes se formó hace unos 3.8 - 3.2 miles de millones de años, presentando a pesar de esta antiguedad, unas paredes escalonadas en forma de terrazas muy escarpadas con alturas que superan los 2000 metros en algunos puntos, en la fotografía se puede apreciar este detalle prestando atención a la sombra proyectada hacia el interior del cráter.
Posteriormente a su formación, el interior de Archímedes quedó cubierto por lava, dando como resultado una superficie muy plana salpicada por algunos impactos posteriores de escasa envergadura, en le fotografía se aprecian claramente impactos de 3 y 2Kms, intuyéndose incluso cratercillos / pozos de 1 kms y algo menos, lo cual dadas las condiciones de seeing irregular que reinaban en el momento de la obtención de esta toma , podría considerarse un éxito.
En la periferia del cráter destacan los montes Archímedes al Sur del mismo y una pequeña e interesante extensión de 8 Km2 que contiene un depósito de piroclastos denominada "Piroclástica Archímedes".
En la toma se intuye perfectamente la tenue y poco profunda rima /grieta Archímedes de 155 Kms de longitud, más evidente a su paso por las cercanías del cráter Bancroft, así como el cráter semienterrado Spurr, relleno en su totalidad por lava procedente del Palus Putredinis.
Mención aparte merecen los picos situados en la parte izquierda de la toma donde incluso he podido obtener detalles

miércoles, 25 de enero de 2012
Suscribirse a:
Entradas (Atom)