OBSERVACIONES ACTUALMENTE EN CURSO

Las Observaciones hasta este momento han sido realizadas desde la ciudad de Cabudare edo Lara Lat: 10.03082527, Log: -69.26624423, Altura: 459 - 486  MSNM. Las señaladas desde Bobare aun no han sido desde el sitio del complejo, sino a Lat: 10.26149436, Log: -69.47817361, Altura: 662 MSNM. La hora para la captura se sincroniza con el reloj atomico de Boulder - Colorado usando Atom Time Pro.

Agradezco especialmente al Prof. Enrique Torres por facilitarme un sitio adecuado para realizar las observaciones actuales.

Para tener una idea del campo abarcado por el Telescopio Refletor de 8 pulgadas F 1000 mm con el sensor de la Webcam Celestron NexImage, podemos ver abajo la ubicaciòn de la Estrella Binaria Eclipsante ET Leo, en un mapa de parte de la constelación, mas abajo vemos el campo teòrico de 12.68 x 9.5 minutos de arco en el programa Cartes du Ciel que nos muestra cuanto abarca el sensor y un cuadro RAW en bruto de una secuencia de esta estrella obtenida con la càmara. Siempre verifico el campo abarcado por la càmara para constatar que en el caso de fotometria diferencial, tenga estrellas de comparaciòn dentro del mismo.

                  FOTOMETRIA ABSOLUTA DE EPSILON AURIGA (ALMAAZ)

La componente visible de Almaaz es una supergigante blanco-amarilla  tipo F0 o A8 con una luminosidad de 47.000 soles, un diámetro unas 100 veces mayor que el del Sol, y de 15 a 19 veces su masa. La naturaleza de la otra componente del sistema no es conocida; ya que no es visible, pero ha de ser enorme por la duración del eclipse de mas de 600 dias.  La teoría actual más probable acerca del cuerpo que ocaciona el eclipse cada 27,12 años. Es que se trata de una única estrella que ha desarrollado un disco de polvo oscuro alrededor debido a un fuerte viento estelar —la hipótesis más aceptada— o bien pueden ser dos estrellas de tipo B muy próximas entre sí. Se piensa que puede(n) estar separada(s) de Almaaz A unas 30 UA, siendo el diámetro del anillo de ~ 20 UA. El anillo parece tener un agujero en su centro, ya que el brillo del sistema aumenta ligeramente a mitad del eclipse, como muestran las curvas inferiores.

Como la separación entre esta y las estrellas de comparación es mayor a 5º, es necesario corregir el diferencial en masa de aire. Como las estrellas son brillantes, se pueden tomar secuencias de 30 segundos para cada estrella y obtendremos unas 60 imagenes por secuencia, el tiempo que usaremos para la reducción será el tiempo central de todas las secuencias que no debe pasar de 5 minutos. Abajo se puede visualizar la carta con las estrellas de comparación adaptado de Citizensky. En el periodo fuera de los eclipses es tambien necesario su seguimiento, a fin de monitorear cualquier irregularidad.

.     FOTOMETRIA DE ESTRELLAS ROJAS Y VARIABLES RAPIDAS EN M37

En este trabajo se colabora con el fotometrista español Francisco Violat Bordonau, en seguir el comportamiento fotometrico de las estrellas rojas brillantes, ademas de algunas binarias eclipsantes cuyo periodo no ha sido aun determinado.

 

La imagen inferior de M37 ha sido la primera usada en el estudio por parte del CAAB, es la adicion de 66 imagenes de 12 seg de exposicón el 04 de Marzo de 2017 obtenida con una webcam modificada y filtro badder IR Cut montada en un telescopio reflector de 8 pulgadas desde cabudare estado Lara.

.      FOTOMETRIA VISUAL DEL SISTEMA BINARIO SIMBIOTICO R AQR

Fotometria visual y DSLR, para contribuir con la campaña indicada en el aviso de alerta 535 de la AAVSO.

Este sistema R Aqr por ser brillante y de gran amplitud mag 11 - 6, puede cubrirse facilmete con observaciones visuales, pero ademas permite su monitoreo con nuestras cámaras para cubrir los canales RGB. El sistema esta compuesto por una estrella Mira con un periodo de 387 dias, este periodo se altera cada 43.6 - 44 años por la presencia de una estrella compañera ZAND, y ambas estan envueltas por una nebulosidad.

La causa del eclipse se desconoce, pero varias teorías han sido propuestas, incluyendo un flujo de acreción centrado, un disco o nube alrededor de la secundaria, y una pérdida de masa provocado que produce una nube opaca. Una cuidadosa investigación de este próximo evento debe ayudar a resolver esta cuestión.

El último eclipse de R Aqr fue en 1978. El minimo del proximo eclipse, se prevé para el 2022, pero la caida comienza años antes, y puede ademas adelantarse. El comportamiento actual de R Aqr sugiere que el eclipse, que tiene una duración de varios años, puede estar comenzando, ya que el minimo (de la mira) a principios de diciembre de 2015 presentaba magnitud V = 11.4, y actualmente se encuentra en la magnitud visual 11,0. Durante esta fase de la aproximadamente 44 años-ciclo de eclipse, el máximo puede ser tan brillante como V ~ 6.0 a 6.5.

 

La curva inferior dominada por el ciclo de pulsación de la gigante mira de amplitud 4 mag, muestra como el eclipse interactua con este, en episodios de amplitud reducida. Entre 1928 y 1934, la profundidad de los minimos pasaron de magnitud 11 a magnitud 9 y los máximos pasaron magnitud 6 a 8. Durante este tiempo, el espectro continuo de la componente azul durante este tiempo se hizo muy fuerte. Merrill (1940) encontró que las líneas nebulosas se convirtieron en poco visible y que la estrella azul caliente suprimen la amplitud de la variable a largo plazo. "Normales" variaciones de luz se reanudaron en 1934. En cuanto a la curva de luz temprana, parece que tal actividad puede haber estado presente entre 1905 y 1910, y en base a las primeras observaciones no archivados en la base de datos de AAVSO Internacional, puede haber ocurrido en los años 1870 y 1890 también (Mattei y Allen 1979). La estrella se sometió a una similar, pero no como un episodio extrema entre 1974 y 1983. Además, entre 1964 y 1973, los mínimos fueron significativamente más brillante, y en varios ciclos había un brillo aún más, se asemeja a una joroba en la curva de luz.

Aqui se puede acceder a la carta de la AAVSO con las magnitudes para las estrellas de comparación, y su lista de magnitudes. si las observaciones la va a realizar visualmente y la estrella esta en el minimo y se encuentra en el limite de su telescopio, use el metodo de Argelander para no desenfocar la misma, si esta mas brillante use el de Beyer. En el caso de la Webcam, su sensor no abarca las estrellas de comparación junto a la variable, por lo que hay que realizar capturas individuales, como estan cercanas, se apila la misma cantidad de imagenes para cada una, se mide y se reduce con el procedimiento habitual, como estan relativament cercanas, no es necesario corregir por masa de aire.

.                                     OTRAS OBSERVACIONES VISUALES

Un programa de seguimiento de variables de largo periodo se ha comenzado visualmente desde Bobare, a intervalos de 2, 3 o 4 semanas cuando las condiciones climaticas lo permiten, en especial para estrellas de gran amplitud como R Leo. Estas observaciones compensan de algún modo el mal tiempo que hay en esta época del año en Venezuela, del mismo modo sive para mantenerse activo en las tecnicas, donde cabe citar que con esta finalidad se han incluido del programa binocular de la AAVSO, las estrellas V1943 Sgr y AH Sco. Estas dos ultimas con menor coberturas que otras en la misma región, un factor tambien a tomar en cuanta para aprovechar el poco tiempo observacional disponible.

.                     NOVA EN ESCORPION - PNV J16521887-3754189

Informada por la AAVSO como la Alerta 568, fue descubierta por Hideo Nishimura de (Shizuoka-ken, Japan), en mag 11.7 con un CCD, monocromo no filtrado  el 1 de Febrero de 2017. Sus coordenadas son: (2000.0): R.A. 16 52 18.87  Decl. -37 54 18.9. Puede observarse con DSLR o tambien visualmente. Tres mapas con diferente escala se muestran abajo para su identificaciòn, el del centro con magnitudes de estrellas mas brillantes que el derecho.

.            FOTOMETRIA DSLR DE VARIABLES NEBULARES EN M42 Y 43

Luego de detectar que una imagen de Salomon Gómez de la nebulosa de Orión presentaba la variable EXor v1118 Ori, se tuvo noticia de que esta habia sufrido un nuevo estallido a mediados de 2015. A partir de esta imagen se comenzo a reportar a la AAVSO el brillo de esta, pero ademas se aprovecharon imagenes de archivo para reportar la gran cantidad de variables que pueblan esta nebulosa y son accesibles al aficionado. Luego de medir una imagen obtenida con webcam del 10 de enero de 2015, se siguio con la medición de otros imagenes de astrofotografos como Jesus Piñeiro, donde con la misma filosofia, se utilizan un grupo de estrellas de brillo fijo para la calibración, en lugar de solo unas pocas estrellas de comparación. La grafica inferior muestra en azul el grupo de estrellas usadas para la calibración, y en rojo las estrellas que no estan en su brillo tabulado, por lo que hay que reportarlas.

La curva inferior muestra uno de los reportes a la AAVSO, un trabajo con las cartas y magnitudes de las estrellas se puede descargar desde Aqui para aportar nuestras mediciones a estas bases de datos. Si queremos las cartas con mas definición podemos descargarlas desde la pestaña Investigaciones Realizadas.

Para el dias 5 de Agosto de 2016 me disponia a cubrir con la webcam modificada un minimo de la binaria eclipsante HV Aqr, pero lo unico que pude fue obtener una secuencia de 35 imagenes utiles de la region central de M8 (el reloj de arena) antes de que se nublara. A pesar de esto, dicha secuencia fue suficiente para estudiar 12 estrellas sospechosas de variabilidad que no tienen reportes en la base de datos de la AAVSO. Se puede ver los valores para una buena cantidad de estrellas de comparaciòn que me encuentro usando para la reduccion.

 

Actualmente me encuentro realizando un trabajo donde he realizado una secuencia de estrellas de briillo fijo para usar como estrellas de comparacion, que sera puplicado en un estudio de la variable SV Sgr. Posteriormente tengo pensado realizar un trabajo similar al realizado con la nebulosa de Orion, donde se presenten resultados del seguimiento de sospechosas de variabilidad y una carta y lista con las variables de diferente amplitud que pueden ser seguidas con fotometria DSLR.

           FOTOMETRIA DE BLAZARS (QUASARS CON EL JET DE FRENTE)

A raiz de un interesante Trabajo realizado por Adolfo Darriba publicado en el Foro en Español de la AAVSO comence la revisión de algunos blazars para elaborar una lista de los mas interesantes de medir fotometricamente con la webcam. En estos objetos el JET relativista apunta directamente al observador, y los cambios bruscos de brillo se deben al bamboleo ocasionado al no coincidir el eje magnetico segido por el jet con el eje de rotación.

 

Según el criterio de Adolfo Darriba, muchos observadores quieren resultados rápidos, por lo que observar estos tipos de objetos a medio y largo plazo, no suelen ser de su agrado, esto sumado a sus cambios tan aleatorios, los llevan a buscar otro tipos de objetos mas compresibles. De este modo los realmente interesantes serían los que tienen una amplitud considerable, de unos 2 a 4 magnitudes en periodos de algunos meses a un año más o menos, lo que los hace facil de seguir y ver cambios, y no los cuasar con amplitudes de 0.5 magnitud en años. Es decir, los importantes son los realmente variables.

Los blazares más débiles, aproximadamente de la magnitud 16 no son muy estudiados y no tienen mucho seguimiento, por lo que habrá muchos que aunque estén catalogados como blazares, su variabilidad será mínima o ninguna, pero hasta que no lleve un pequeño seguimiento, no se sabra.

 

Estas dos listas 1 y 2 permiten obtener cartas y secuencias fotometricas de muchos blazars, y con la ayuda de la Herramienda de busqueda de fotometria de APASS se puede encontrar las magnitudes r´ Sloan de las estrellas de comparación de las secuencias de las cartas, ya que asi como V Johnson se ajusta al canal G de nuestras camaras a color, r´se ajusta al canal R, por lo que si las medidas estan transformadas son bastanta equivalentes. Las medidas se recomienda que se envien a la AAVSO a traves de esta Herramienta. Para usarla debemos estar registrado y contar con codigo de observador, ver un ejemplo de como Aqui.

 

La curva inferior tomada del trabajo de A Darriba muestra las variaciones de BL Lacerae.

El primer objeto de este tipo que he programado medir, es OJ 287 en Cancer, un blazar con doble agujero negro, en este corto articulo de Wikipedia podemos ver nu configuración. Abajo se puede ver una carta para su ubicación.

A pesar de que las cartas generadas por la herramienta de la AAVSO tienen magnitudes para las estrellas de comparación, se adjunta la carta inferior con un mayor número de estrellas, esta se elaboro con los valores de este sitio, podemos remitir las observaciones a la AAVSO, y tambien a otras organizaciones que tienen campañas con este objeto.

Sus variaciones de 5 magnitudes fueron estudiadas por Mauri Valtonen en el Observatorio Tuorla (Turku, Finlandia), el formulo que las caidas de brillo no podían ser eclipses como se habia pensado inicialmente, y al tatar con detenimiento los datos, encontro un doble maximo cada 11.85 años separado por 13 meses, estos se indican abajo con lineas rojas en su curva de luz historica. Es tambien posible ver que hay un ciclo muy lento donde todas estas variaciones se hacen más brillantes y más debiles en un ciclo de alrededor de 60 años, en 1914 vemos la parte alta de este ciclo y tambien en 1970.

El doble maximo sugirio un agujero negro binario supermasivo, donde el componente menos masivo de 100 millones de masas solares atraviesa el disco de acrecion del supermasivo de 18 mil millones de masas solares, lo que produce un enorme aumento en el brillo, esto ocurre de nuevo al regreso, como ilustra el diagrama inferior derecho de Andres Rojas. La órbita del compañero está decayendo debido a la emisión de ondas gravitacionales y se espera su fusión con el agujero negro central en aproximadamente 10.000 años.

La grafica inferior izquierda adaptada del trabajo del Dr Mark Kidger de (Instituto de Astrofísica de Canarias), mustra la superposición de medidas de 5 épocas, estas indican un periodo de 11.85 años.

            CAPTURA DE M67 PARA FINALIZAR CALIBRACIÓN ABSOLUTA

Con el fin de realizar una caracterización y calibración absoluta del sensor ICX 098AK de la webcam Celestron NexImage, se han realizado capturas a varias masas de aire de los campos M7, M8, Landolt SA98 y M67. Este trabajo abarca imagenes desde 2011 hasta 2015, los resultados seran publicados en esta pagina en un documento en el cual se trabaja actualmente. El campo M 67 se comenzo a capturar en optico e IR a principios de 2015, pero debido a que se necesitan imagenes a masas de aire adicionales, se continuaran el trabajo hasta 2016. El trabajo se extiende tambien a las bandas infrarrojas, y es expuesto en el foro de fotometria de la AAVSO, para entrar en el foro pulse sobre la imagen inferior.

    CALCULO DE MINIMOS EN ESTRELLAS BINARIAS ECLIPSANTES W UMA

Los minimos de muchas estrellas Binarias Eclipsantes pueden cubrirse en una sola sesión de observación. El proyecto W Uma-type Stars, recoge observaciones de las binarias de contacto W Uma, cuyos periodos son menores a 1 día. Se puede acceder a las efemerides de una Lista General de Eclipsantes reducida a esta Lista filtrada de W UMa del Trabajo de J.M. Kreiner, 2004, Acta Astronomica, vol. 54, pp 207-210. La lista completa de eclipsantes se encuentra en esta Dirección. Este es un proyecto coordinado por el Mt. Suhora Astronomy Observatory a traves de universidad de Cracovia en Polonia. Estos estudios permitiran contribuir a la elaboración del Atlas de Diagramas O-C para Binarias Eclipsantes, el cual permitira conocer la taza de transferencia de masa de un componente a otro y otros detalles en su dinamica, la fotometria de los minimos se envia a traves de esta Herramienta.

La Sociedad Britanica BAAVSS impulsa tambien un programa de Binarias Eclipsantes para que los observadores debidamente equipados concentren sus esfuerzos en estas a fin de constatar si se muestran los eclipses o no, y en otro pequeño Grupo de Novas Enanas . Tambien la AAVSO tiene un Sitio para enviar estas observaciones, y a traves del proyecto  B.R.N.O, de la Sociedad Astronomica Checa, ella tambien posee una Lista General de donde obtener sus datos y desde Aqui sus efemeridas, en esa herramienta se puede configurar las coordenadas del lugar de observación, y la magnitud maxima y minima de las estrellas que estamos buscando observar, puedes usar el traductor de google para ver el sitio traducido al español. De especial interes es su indicador en la tercera columna, para las estrellas cuyos minimos tienen varios años sin medirse, estos se indican con 10, si se tienen mas de 10 años sin medirse, 9, para las que tienen una sola observacion en los ultimos 10 años, 8 para las que tienen 2 en los ultimos 10 años, etc. Es posible tambien acceder a sus diagramas O-C atualizados a traves de esta Herramienta. Para poder enviar nuestros minimos, debemos Registrarnos  para obtener el nombre de usuario y contraseña, y con la sesión abierta las cargamos a traves de esta Herramienta, para visualizar nuestro minimo en el diagrama O-C vamos a este Enlace. Luego de ser publicados nuestros datos en el Open Europen Journal on Variable Stars "OEJV", seran agregados permanentemente la base de datos de diagramas O-C de B.R.N.O. En este Video podemos ver el procedimiento, y en este otro, como calcular nosotros mismos las efemrides para su observación.

Los criterios que he escogido, obedece a que trabajo con una webcam, cuyo campo es pequeño 12,7 x 9,5 minutos de arco, asi que las estrellas que he escogido, tanto W Uma como otras eclipsantes, es que esten descuidadas con indice 10, 9, y 8, en requerimiento de observaciones, que tengan una estrella de brillo similar dentro del campo de la webcam para usarse como estrella de comparación, que tenga alguna estrella brillante cercana para encontrarla con el buscador y el telescopio guia (ya que no poseo go-to), y que no se mas debil que la magnitud V = 12, para no tener que hacer exposiciones de mas de 10 segundo de exposición, para evitar problemas de seguimiento y asi poder realizar una cobertura sin lagunas.

ET Leo es una WUMa que a pesar de no estar catalogada con 10, es accesible a instrumental pequeño y mediano en ciudades contaminadas de Venezuela. Adjunto una carta con magnitudes Johnson BVRc obtenidas de Tycho transformadas y magnitudes Sloan de Aldeman Mc Cartey para la estrella HD 91395 candidata para estrella de comparaciòn. Las efemerides mostradas aqui las he generado con los parametros de BRNO usando RGB FotoCalc y sus parametros y diagrama O-C se puede ver aqui

HV Aqr es tambien otra binaria eclipsante cuyos minimos pueden ser cubiertos. Adjunto una carta con magnitudes Johnson BV, las estrellas señaladas en el cuadro rojo, son las mejores candidates para estrellas de comparación ya que a demas caben en el mismo campo de la variable en un CCD de pequeño formato. Las efemerides del sitio de Crakovia se pueden ver Aqui, y sus parametros y diagrama O-C se puede ver Aqui. Sin embargo yo prepare efemerides para lo que queda del año 2016 para Venezuela y en TU, se pueden descargar desde Aqui.

En la constelación de Pegaso encontramos otras estrellas observables, aunque de muy pequeñas amplitudes. 478 Peg es una de ellas, con una amplitud de 0.7 mag es la que posee el eclipse mas profundo, sus efemerides las podemos ver aqui, tengase en cuenta T.U y luego HLV (Hora Local de Venezuela). Abajo un mapa de su ubicación, donde una estrella de mag 5.7 nos ayuda a encontrarla por estar a su vez muy cerca de otra de mag 6.4, la variable es del tipo EA.

V467 Peg y PU Peg son otras dos eclipsantes, en este caso las dos son brillantes y faciles de localizar, pero su caidas de brillo son de 0.09 y 0.099 mag respectivamente, v467 Peg es binaria de contacto (EW), mientras que PU Peg es tipo Beta Lira (EB), sus efemerides se pueden encontrar aqui para v467 Peg, y aqui para PU Peg.

.                              TRANSITO EXTRASOLAR DE HD189733B

La estrella HD 189733 de mag V = 7,68, en Vulpecula, posee un compañero planetario de alrededor de la masa de Jupiter, que la orbita en un periodo de 2.2185733 días. Las graficas comparativas inferiores dan una idea con respecto al Sol y Jupiter. Desde hace varios años conozco un aficionado (Robin Leadbeter) que registro en 2005 uno de sus transitos con una webcam ver enlace, Cristian Buil tambien lo hizo ese mismo año desenfocando una cámara DSLR Canon 350D. He tenido en mente desde hace tiempo intentar registrarlo con la webcam, y he visto otros aficionados que lo han hecho con camaras DSLR y lo han reportado a la base de datos de TRESCA, Gabriel Murawski que lo hace en 2016 con una Canon EOS 60D y lo repite en una segunda oportunidad. Colin Littlefield tambien lo registro en 2009 desde indiana con una Canon 20Da, en la pag 74 de este PDF (correspondiente a la 212 de la publicación) se puede ver el trabajo, en las paginas 80, 81 y 82 (126, 127, y 128) se pueden ver las curvas de luz muy bien definidas. TrES-1 es otro exoplaneta que Robin registro con la webcam en 2004, pero ademas Fernand Emering lo hizo con una Canon EOS 1000D en 2012, y lo volvio a repetir ese mismo año. Esta quizas es una estrella que por ser mas débil 11,62 en V, no me entusiasme a intentarlo, pero HD 189733b queda dentro de los proyectos a efectuar con la webcam. M Zhang hace un estudio de la presición de las DSLR para fotometria usando una Canon EOS 60D y mide un transito de KELT-3, una estrella de magnitud 9,8 en V cuya caida de brillo es de solo 0,0098 mag, la curva de luz aparece en la pagina 14 del documeto. Hay otro caso de WASP-11b/HAT-P-10b usando una Canon Rebel XT (350D), y se pueden consegir otros ejemplos.

Adjunto un mapa para su localización. El campo en el recuadro, es el que cubre la webcam en un telescopio de 1000 mm de focal (9,2 x 12,3 minutos de arco). Aqui pueden obtener efemerides hasta el año 2022 de sus transitos.

Las observaciones de Transitos Extrasolares, se almacenaron al inicio en AXA o Amateur Exoplanet Archive), un proyecto iniciado por Bruce L. Gary, pero luego se movieron a ETD - Exoplanet Transit Database de la Sociedad Astronomica Checa, desde alli se monitorea toda la data recabada de estos objetos para detectar cambios de periodo, duracion del transito su profundidad, y otras alteraciones. Estas graficas son accesibles al publico escogiendo la estrella en el enlace anterior.

 

En este sitio de la sociedad checa se puede acceder a las efemerides de los transitos actuales para la fecha, y para los proximos dias del proximo mes, este enlace se puede ver traducido al español aqui.

.       OCULTACIONES DE ESTRELLAS POR ASTEROIDES Y POR LA LUNA

Estas observaciones he preferido realizarlas grabando en una laptop los tiempos de inicio y fin del evento con una campana u objeto metalico en vez de con la voz, y superpuesto a la grabaciòn el mensaje con la hora del reloj atomico del Observatorio Cagigal, antes y despues de la ocultaciòn, luego con un programa de ediciòn de audio se establece el tiempo exacto tomando como referencia el timbre patròn. Es importante tener en cuenta el retraso o adelanto que pueda tener este con relaciòn a otros relojes atomicos que prestan servicio via internet, lo cual he comprobado en una oportunidad anterior.

Para la noche entre el Domingo 27 y Lunes 28 de Nov de 2016 a las 00:47 UT o 20:47 HLV en Cetus (197) Arete de mag 13.4 oculta 4U 429-1086 de mag 11.6.

 

Para el Domingo 18 de Dic de 2016 a la 01:05 UT 0 21:05 HLV en Tauro cercac de las Pleyades (806) Gyldenia de mag 15.2 oculta a HIP 15958 de mag 9.5

 

Para el Viernes 13 de Enero 2017 a las 10:24 UT o 18:24 HLV en Leo el asteroide (2911) Miahelena de mag 15.9 ocultara a TYC 0838-01362-1 de mag 9.3, pero po la hora del atardecer no sera muy favorable esta ocultaciòn.

 

Para el Miercoles 20 de Dec 2017 a las 07:08 UT 0 03:08 HLV el asteroide (334) Chicago de mag 13.3 ocultara a TYC 1336-01544-1 de mag 10.8

 

Una guia en PDF para observar las ocultaciónes usando varios metodos posibles se puede descargar Aqui. La LIADA tambien muestra los eventos para latinoamerica en la seccion  Eclipses Transitos y Ocultaciones.

 

Las observaciones con los tiempos de inicio y fin de la ocultaciòn se envian a la LIADA "Liga Iberoamericana de Astronomia" usando su Formato de Reporte a traves del correo seto.liada@gmail.com y “con copia” a: bgiacchini@yahoo.com.bren para ver la información de detalles del envio valla a Esta Sección, los resultados seran publicados en Este Sitio, y luego de su analisis y reduccion son enviados a la IOTA.

 

Para estrellas brillantes se puede mosntar una webcam al telescopio y grabar en video para cronometrar. El siguiente video muestra la ocultaciòn de  la estrella SAO 117176 de mag 7 en Hydra por el asteroide Juno el 19 de noviembre de 2014 a las 6:50 UT, fue obtenido por Jennifer West, Ian Cameron (Universidad de Manitoba, Canadá) y Jay Anderson (Royal Astronomical Society of Canada) usando un telescopio de 16 " y una cámara CCD Apogee AP47 La ocultación entera duró aproximadamente 20 segundos, pero el video esta acelerado alrededor de 20 veces en relaciòn la velocidad real.

.                        MEDIDAS VISUALES DEL BRILLO DE COMETAS

Muchos objetos todavia se benefician de las observaciones visuales dado que la gran amplitud en sus curvas de luz permiten una incertidumbre en la medida alta (0.5 mag), tal es el caso de los cometas. Este sitio me lo recomendo el observador de cometas español Jose Pablo Navarro Piña, y se puede acceder a informacion sobre los cometas visibles en todo el año, con su magnitud maxima pronosticada.

 

Mi principal interes es la magnitud, que se reporta a la base de datos de cometas COBS donde es util para saber a que distancia del Sol aparece la coma debido a la sublimacion de los gases congelados, esto permite saber la composicion de estos porque dependiendo del gas o la combinacon de gases, cambia la temperatura de sublimación de los mismos, y por ende la distancia al sol en que se activan. Las curvas de cometas muestran mayor brillo despues del perihelio porque el núcleo queda caliente y se mantiene asi durante un tiempo despues.

Los primeros que intentare observar seran usando el Método de Beyer seran, el 252P/LINEAR con mag 7 para abril de 2016 y el C/2013 X1 PANSTARRS que llegara a magnitud 6 a mediados de 2016. Los mapas para su observación se pueden obtener de  Aqui. La grafica superior muestra las medidas de brillo reportadas por todos los observadores de 252P/LINEAR.

.                                  CAIDAS DE BRILLO DE 31 ORIÓN

A finales del 2011 fue detectada de manera visual por Jesús H. Otero (SOVAFA), que la estrella 31 Ori (CI Ori), no era visible a simple vista en la constelación de Orión mientras realizaba observaciones de radiantes meteoricas, por lo que informo a diferentes observadores via correo electrónico.

Luego de comenzar a seguir esta variable semirregular, me comunique con la AAVSO para verificar, y Sebastian Otero me dio algunas recomendaciones: la primera es que como su brillo varía solo 0.04 magnitudes en el visual, su seguimiento solo tiene sentido con relación a detectar la caida de brillo, ya que las otras variaciones serian indetectables visualmente, y los reportes sólo mostrarán la dispersión propia de las observaciones visuales generando falsas conclusiones a analistas desprevenidos.

Como es una gigante tipo K, no tiene mucho sentido que presentara caidas, la única forma de explicarlas sería por eclipses. Sin embargo, no hay ninguna caida en los datos de HIPPARCOS entre 1989 y 1993, ni en el seguimiento de ASAS-3 entre 2000 y 2009. Y no se ha reportado nada al respecto en su literatura VSX de CI Ori.

Si se trata de una eclipsante el período es extramadamente largo. Si el período es extremadamente largo, el eclipse también duraría muchos días.  Cuando algo así ocurre hay que obtener observaciones confirmatorias inmediatamente por parte de otros observadores y continuar observando la estrella. En la data de la AAVSO mostrada arriba se ve una medida en mag 8, pero puede deberse problemas de identificación, etc.

 

Para los observadores que quieran participar en el seguimiento de esta estrella, visualmente, con binoculres o telescopios, se adjuntan 3 mapas de la región de diferentes escalas pero con las mismas magnitudes para las estrellas en común, y en este VIDEO se  describen unos sencillos pasos para su observación, busque un lugar oscuro y apliquelos, el seguimiento se podria reducir solo a verificar que 31 Ori (CI ori) este en un brillo similar  la estrella señalada como D en los mapas. Envie sus observaciones a la base de datos de la AAVSO a traves de esta Herramienta, hay que estar registrado en la AAVSO, los aficionados que quieran participar y no posean codigo de la AAVSO pueden enviar las observaciones al correo olichris26@gmail.com (Complejo Astronomico Andres Bello). Indique su nombre y grupo (si pertenece a alguno), fecha y hora, lu gar de observación, instrumento y aumento u ocular usado (si uso telescopio o binoculares). Las estrellas usadas y el método.

 

Si esta caida fuese real, un trabajo crucial consistiria en realizar una busqueda por intenet, asi como por los diversos foros y grupos de astrofotografia en las redes sociales para encontrar imagenes de la constelación de orión obtenidas en el año 2011, y asi constatar si la estrella esta presente o no en su brillo habitual, si te interesa este proyecto puedes enviar cualquier novedad a la misma dirección indicada.

Si la busquyeda fuese negativa, tendria tambien mucho valor para descartar tal acontecimiento.

carta 31 ori.ppt.pps
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Orion Mermillon.gif
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