OPM
Observatorio Planetario Moche
1986
The Villanueva Lujan Foundation to support Astronomy in Peru
ESTRELLAS VARIABLES
Son estrellas que muestran una variación o fluctuación en su brillo. Su magnitud aparente es variable con el tiempo. Esto es debido a un cambio en la luz emitida o porque algo bloquea la luz parcialmente.
Las podemos clasificar como:
Intrínsecas: Cuando su luz emitida cambia realmente, por ejemplo cuando la estrella se expande y se contrae periódicamente.
Extrínsecas: Cuando el cambio de brillo es debido a fenómenos externos a la estrellas, por ejemplo cuando la estrella tiene una compañera eclipsante o planetas orbitándola.
Estrella variable tipo Nova (N SCO 2021) Observada desde el Observatorio de Cachicadan - Jul 2021
Nuestro Observatorio Astronómico de Cachicadan, es parte de la Comisión de Estrellas Variables CEV de la LIADA, por lo tanto hacemos seguimiento a estrellas variables de interés.
Estrellas tipo NOVA
Por ejemplo la nova N SCO2021 cuyo nombre formal es V1710 Sco, que fue descubierta de forma independiente y casi simultáneamente por Paul Camilleri (Australia) usando una cámara Nikon D3200 y por la ASAS-SN (All Sky Automated Survey for Supernovae), el 12 de abril del 2021. Sus coordenadas son: R.A. 17 09 08.11 y Dec. 37 30 40.9. Se trata de una nova tipo Fe II, según su espectro obtenido tempranamente a su explosión, por V. Joshi (ATel #14544) .
Esta estrella ha sido observada también desde Uruguay por Sergio Babino (BSFA), por Daniel Mendicini de Argentina (MDJ) y Romel Villanueva (VROB) desde Perú. La estimación de magnitud es mediante fotometría diferencial, con estrellas de referencia, por el método de aperturas.
Nuestras estimaciones con una precisión de +/- 0.02, se reportan oportunamente a la AAVSO (Asociación Americana de Observadores de Estrellas Variables), donde cada observador tiene un código.
A continuación, se muestra la “curva de luz de N SCO 2021” generada por la AAVSO, construida con las estimaciones proporcionadas por los observadores del CEV-LIADA. Se tienen 15 datos de magnitud aparente de la estrella, desde el 3 de junio hasta el 8 de agosto del 2021.
Fotometría Diferencial
En este método se definen tres círculos concéntricos con la estrella de interés. El circulo interno, cuyo radio debe ser aproximadamente el doble de la FWHM y debe “encerrar completamente” al disco estelar. El circulo intermedio define un área que será ignorada por el algoritmo de análisis de cuentas de luz (ADUS). El tercer circulo define el área que será reconocida como el fondo, para establecer el “cero” de las ADUS. La grafica 3D nos da una idea de la saturación de los pixeles, que como regla nunca debe alcanzar su máximo.
Pueden darse algunas situaciones: Cuando la estrella de interés esta rodeada de muchas estrellas, esto dificultara un poco la técnica de las aperturas o cuando la estrella tiene un fondo con gradiente debido a una galaxia o nebulosa cercana. En estos casos suele ajustarse los círculos muy finamente y aumentar la exposición llegando al máximo, al pico rojo de la curva.
En cada observación se toman un conjunto de imágenes (muestras), teniendo cuidado que la FWHM sea menor a 4 y que la SNR sea mayor que 100. Cada imagen pasa por análisis fotométrico con el software MaxIm DL. Después del análisis, la “estrella referencia” que tiene brillo constante en todas las imágenes exhibirá una gráfica continua horizontal. Por otro lado, el brillo estimado de la “estrella de interés” puede cambiar ligeramente de una imagen a otra, debido a las condiciones de la atmosfera del lugar y la masa de aire en el momento de la observación. Por lo tanto, se
reporta el promedio de un conjunto de estimaciones, de las muestras tomadas en una fecha. La fecha expresada en día juliano. A continuación, la gráfica de análisis fotométrico con MaxIm DL.
