Búsqueda de Novas
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Proyecto búsqueda
de novas OSJ
Para consultar por el proyecto contactarse con Juan Diego Giraudi
Las novas son estrellas que aumentan súbitamente su brillo en forma inesperada, con una amplitud de 7 a 16 magnitudes, volviendo lentamente a su magnitud original en el transcurso de varios meses, años o décadas.
Su nombre tiene origen en el latín “Nova Stella” que significa estrella nueva. Esto era debido a que en la antigüedad al no existir registros precisos la estrella poco brillante que precedía a la nova, se consideraba este fenómeno simplemente como el nacimiento de una nueva estrella.
Curva de luz de la nova Cygni
1975 - Cortesía AAVSO
El proceso
no es inmediato y se requiere cierto periodo de tiempo para que el
material acumulado haga que la gravedad sobre la superficie de la enana
blanca sea lo suficientemente alta para que espontáneamente se reinicien
las reacciones nucleares que hace tiempo habían cesado. El aumento
de brillo aunque depende de la subclase de nova puede alcanzar entre
10 o 12 magnitudes Las novas
son laboratorios a escala cósmica de reacciones entre elementos que se
encuentran en condiciones extremas. Estas condiciones son imposibles de
reproducir en la tierra, de allí que el estudio en fase temprana del fenómeno
nova es de gran interés científico. Interpretaciones
Artísticas de una Nova - Cortesía AAVSO. –Mark A.Garlik
http://space-art.co.uk Clases de
Novas Si bien
todas las novas se incluyen en el tipo de variables cataclismicas, según
la forma en como varia el brillo de la estrella se puede establecer una
clasificación dentro de las mismas. Na Novas
Rápidas Este tipo de
estrellas novas presenta un extremadamente rápido aumento de magnitud
hacia el máximo, el cual es mantenido por apenas unos pocos días. Luego
del máximo existe una caída de brillo brusco que será seguida por un
descenso posterior algo mas lento, alcanzando tres magnitudes menos que el
máximo en un periodo de aproximadamente 110 días. El descenso puede
presentar también una serie de fluctuaciones pronunciadas.
Nb Novas
Lentas Este tipo de
nova tiene un aumento de magnitud gradual hacia el máximo permaneciendo
en el mismo por varias semanas o meses antes de declinar. El descenso de
brillo es lento al inicio y con algunas fluctuaciones paras ser seguido
por un descenso posterior mas rápido. A medida que el brillo continua
diminuyendo es común ver un segundo máximo mas irregular el que
será seguido por el decaimiento final. El periodo que le lleva a este
tipo de nova disminuir tres magnitudes desde el máximo puede ser de 150 días
o mas.
Nc Novas
Muy Lentas Existe un
pequeño grupo de novas extremadamente lentas que si bien su curva de luz
es similar a las anteriores el máximo se extiende durante años y su
proceso de descenso de brillo es extremadamente lento. Nr Novas
recurrentes Se diferencian
de las otras en que sus explosiones se producen con cierta periodicidad.
Los intervalos entre explosiones pueden estar comprendidos entre 10 a 80 años. Novas
Enanas (Variables tipo U Geminorum) Astronómicamente
no son consideradas novas si no estrellas variables pero el fenómeno físico
que ocurre es el mismo que en de las novas pero en un par de estrellas de
corto periodo de orbital de rotación. (de 0,05 a 0,5 días). Son
sistemas binarios cercanos compuestos por una estrella subgigante del tipo
K-M similar a nuestro sol y una enana blanca rodeada por un disco de
acrección. Se
producen súbitos aumentos de brillo de varias magnitudes para luego
volver a su magnitud original, después de varios días. La frecuencia de
este tipo de variables varían para cada estrella, siendo bastante
irregulares. Lamentablemente
existen muy pocos programas de búsqueda sistemática de novas. La
mayoría de las novas son descubiertas por astrónomos aficionados. Si
bien los astrónomos profesionales se dedican a hacer estudios detallados
una vez que las novas son descubiertas, no disponen de tiempo en los
grandes telescopios para efectuar largas búsquedas. Si
bien existen actualmente algunos sistemas que buscan novas
auntomatizadamente en el cielo norte, no cubren la totalidad del cielo y
menos aun la región sur. Existen varios
procedimientos de búsqueda: Visión
directa: Los observadores efectúan patrullaje periódico de diversas
regiones del cielo usando binoculares y auxiliándose por cartas
estelares detalladas para poder descubrir estrellas que variaron
súbitamente su brillo Búsqueda
fotográfica: Se utilizan fotografias de las regiones estelares a
buscar que luego son comparadas con otras tomas efectuadas con
anterioridad. Por medio de Comparaciones se puede establecer si
existio alguno objeto que vario su magnitud entre una exposición y
otra. Búsqueda
electrónica: Semejante al metodo fotográfico pero la toma es
efectuada por medio de cámaras CCD, donde la comparación se efectúa
mediante computadora y programas adecuados. Proyecto
búsqueda de novas OSJ Método: Periódicamente
se efectúan tomas de áreas determinadas del cielo, efectuando una
comparación por “blink” en PC en el mismo momento contra los campos
registrados en ocasiones anteriores, a fin de detectar alguna posible
diferencia de brillo. Instrumentos: Se utiliza
una camara CCD ST7 junto a un objetivo Canon de 50mm de distancia focal
con f:3 logrando en cada exposición un campo de 7,8º x 5,25º. Area de búsqueda: La búsqueda
se realiza en dos áreas de 15,6 x 10.5 grados cada una, centradas
en las constelaciones de crux-carina y escorpio-sagitario respectivamente. Estas
zonas fueron elegidas inicialmente por poseer altas probabilidades de
registrar novas y ser parte del hemisferio sur que es el menos rastreado.
Las mismas coinciden con las áreas de búsqueda 166, 167, 168 y 134, 133,
132, 147, 148 del comité de Novas de AAVSO. Introducción Esta sección
no pretende ser un tratado específico sobre cámaras CCD, simplemente es
una recopilación de varios conceptos que ayudarán al lector a la
comprensión del funcionamiento de este fabuloso dispositivo. El
enfriamiento de la CCD es fundamental para bajar el “ruido térmico”.
El mismo se produce por los electrones que se generan espontáneamente en
el detector, llamados “dark current”, los cuales son proporcionales
a la temperatura a que se encuentra el chip y al tiempo de exposición.
Este efecto se corrige operando la imagen con el “dark frame”. Por
cada 5ºC que se reduzca la temperatura el ruido térmico se reduce a la
mitad. Para este tipo
de cámaras la "dark current" comienza ser significante cuando
se acumulen 280e-, siendo el ruido térmico igual a la raíz cuadrada del
numero de electrones acumulados durante el tiempo de integración. El Setpoint
ideal se obtendrá: En
la ST7 Tset
= Tambiente – 22.5 ºC Ruido
de lectura Es producido
por los electrones que se generan durante la lectura del chip. Es
corregido junto con le ruido térmico al operar la imagen con el
"dark frame". Seeing Este término
indica que resolución máxima se puede lograr debido a las perturbaciones
atmosféricas que existentes. Resolución
(arcseg/pixel) = 205 x tamaño pixel (micrones) / dist. focal telescopio
(mm) Para la ST7 Tamaño
del pixel = 9 mm distancia
focal telescopio Mailhat = 1880 mm è 0.98
arcseg/pixel distancia
focal lente 50mm = 50 mm è
37.0 arcseg/pixel Binning El
“binning” consiste en agrupar varios fotodetectores como si fueran
uno, acumulando así el resultado de ellos en un solo pixel de la imagen.
La ST7 efectúa los siguientes binnings: x 1 - no
agrupa detectores, a cada fotodetector se asigna un pixel. x 2 - agrupa
4 detectores (2x2) que corresponderán a un solo pixel x 3 - agrupa
9 detectores (3x3) que corresponderán a un solo pixel A medida que
se aumenta el binning se baja la resolución pero se aumenta la
sensibilidad de la imagen. La técnica correcta consiste en lograr un
compromiso entre estos dos factores, de modo que sin disminuir la resolución
obtenga la máxima sensibilidad. Zona
Critica de Foco (CFZ) Es el rango
de distancias focales en que la CCD podrá lograr el foco óptimo. Depende
de la relación focal del telescopio, a mayor relación focal mayor será
la CFZ. Los valores para un
sistema óptico ideal son: Para
el Mailhat f =14.8
è CFZ
= 0,63 mm Para
lente 50mm f =1.8
è CFZ
= 0,01 mm Método
de Enfoque Usar
binning 3x3 a pantalla completa y logra un foco inicial a ojo de la
imagen Con un
“subframe” sobre una estrella y en forma “continua” tomar
varias exposiciones hasta lograr el mayor pico de nitidez (sharpness). Repetir
el paso 2 con binning 1x1. La
nitidez inicial será 1, los posteriores valores darán la relación entre
el primero tomado y el último. El valor subirá bruscamente cerca del
foco y levemente lejos del mismo. El punto óptimo se estará por lograr
al llegar a los hombros superiores. Si
bien la nitidez no es tan influenciada por la condiciones climáticas
como el valor máximo de pixel, unas pobres condiciones climáticas darán
un comportamiento errático en la lectura de la nitidez cerca del foco,
por lo que dicho valor también nos indicara que tan serena es la noche.
CURSOS
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JORNADAS ABIERTAS
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LA NOCHE DE LOS MUSEOS
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CONCIERTOS DE LA TORRE
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PROYECTO ERATÓSTENES
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BÚSQUEDA DE NOVAS
Ejemplo:
GK Persei (Nova Persei 1901)
Ejemplo
RR Pictoris (Nova Pictoris 1925) - De Hoffmeister, 1985, p.83
Ejemplo: RT Serpentis
(Nova Serpens 1910)
Ejemplo: T Corona
Borealis (Nova Corona Borealis 1866/1966).
Enfriamiento y ruido
térmico
Tset
= Tambiente – Denfriamiento
de camara x 0.75
Denfriamiento
de camara = 3 ºC
CFZ
(mm) = f2 x 0.0022
Para un
sistema real estamos hablando de valores un 30% mayores, con lo que
CFZ
(mm) = f2 x 0.00286
