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Cielos de Osuna

miércoles, 22 de marzo de 2017

Cometa 41P

El pasado 10 de marzo me propuse sacar una imagen del cometa 41P y de su espectro. Estaba bastante brillante por lo que decidí aventurarme a buscar su espectro. La imagen final no pudo ser tratada con flats como hubiese sido lo correcto por falta de tiempo.

Así lucía el cometa 41p en el cielo.


La imagen es resultado de sumar 11 tomas de 30 segundos adquiridas con el C8 a f6,3 y Atik460.

Pasé a intentar obtener el espectro, confiado en que estaba bien brillante, así que coloqué el SA100 en el equipo.


La imagen es la suma de 19 imágenes de 35 segundos de exposición y como podéis ver se tuvo que rotar unos 10 grados para colocar los espectros horizontales (ya estoy pensando solucionar este problema mecánicamente para conseguir la máxima precisión).

En la imagen aparecía una estrella del tipo A0 que me sirvió para calibrar el espectro.Con la calibración hecha me fuí a intentar sacar un espectro lo más limpio posible del cometa.

Así el espectro de la estrella A0 se pudo representar mediante el programa BASS de la siguiente manera.

Mostrando las líneas del Hidrógeno, necesarias para obtener el calibrado que en esta ocasión acabó dando 4,62 Amstrong/pixel.

El espectro del cometa quedaba altamente afectado por el gradiente de la imagen como se aprecia en su gráfica. Por otro lado al rotar la imagen también perdí un poco del espectro, aunque de partida no andaba bien colocado para tener el espectro bien centrado en la imagen.

Para paliar el efecto del gradiente calculé un polinomio de grado 25 que se ajustase a la curva del espectro, para después restárlo de la curva original. De esta manera me quedaba una curva horizontal donde era más fácil intentar localizar picos o valles de algún elemento químico presente en el espectro.

Finalmente sobre dicho espectro el programa BASS me colocó los siguientes indicadores señalando donde parecía haber una línea identificativa de un elemento.

Aparecen identificadas líneas de Hidrógeno, Mecurio, Magnesio, Sodio, Oxígeno y Silicio.

En otro intento buscaremos afinar mucho más los resultados.

martes, 28 de febrero de 2017

Tiempos fotométricos

La noche del 6 de febrero tomé diferentes fotografías del cúmulo M67 con la intención de calibrar los tiempos necesarios para obtener una fotometría de calidad. El caso es que en fotometría no debemos dejar que las estrellas se saturen, ésto es, que no deben llegar los niveles de las esttrellas al máximo de los 16 bits que permite alcanzar una cámara ccd. Por consiguiente si una estrella llega a tener píxeles con valor de 65536 ya sabemos que esa estrella ha llegado a saturar y al usarla para comparar brillos con otra estrella no es válida ya que se ha perdido la linealidad de dicha operación.

Los programas que calculan el valor fotométrico de una estrella usan la suma de valores del área cubierta por la estrella. Así por ejemplo, si la estrella se satura su perfil sería de la siguiente manera.


Donde aparece una zona plana que corresponde a muchos píxeles de valor 65356. Otro ejemplo de estrella menos brillante que la anterior pero que ha llegado a la saturación también es la siguiente:


Igualmente tiene una porción de píxeles saturados que hacen que la comparativa con las estrellas de referencia pierda linealidad necesaria para obtener valores precisos de fotometría.

Lo que realmente buscamos es obtener un perfil de estrella como el que sigue:


donde los valores máximos no llegan a los 65356.

Por este motivo es importante conocer nuestro equipo y saber dar los tiempos de exposición adecuados para no saturar las estrellas que vamos a medir. Para ello basta coger un cúmulo como M67 y tomar varias exposiciones de diferentes tiempos. Seleccionamos unas estrellas de magnitud conocidas y vamos observando a que valor máximo llegan los píxeles conforme aumentamos los tiempos.

Para la combinación del C8 a f3,3 y la ccd Atik460 a bin 2x2 hice el estudio correspondiente.


Las estrellas seleccionadas para el estudio fueron las siguientes (todas ellas de tipo espectral parecido):

estrella identificación magnitud
A HD75700 7,83
B HIP43465 10,03
C UCAC4-509-047205 10,9
D UCAC4-509-047307 11,27
E UCAC4-510-048659 12,18
F UCAC4-510-048534 12,86
G UCAC4-510-048662 13,85
h UCAC4-509-047344 14,53
i UCAC4-509-047327 15,53
j UCAC4-509-047341 16,27


Y habiendo realizado tomas de 5, 10, 15, 20, 25 y 30 segundos se obtuvo la siguiente gráfica, donde el eje Y representa niveles y el eje X representa las magnitudes de las estrellas usadas.


¿Cómo se interpreta esta gráfica?. Pués observando como para cada exposición (línea en la gráfica) hay unas magnitudes que saturan las tomas y otras que no. Así por ejemplo con 5 segundos se saturan con esta combinación estrellas hasta la magnitud 10, por lo que para medir fotométricamente estrellas de dicha magnitud tendría que disminuir las exposiciones por debajo de 5 segundos. Para dicha exposición estrellas de magnitud ~11 llegan a unos 40000 niveles.
Con dicha gráfica  podemos deducir los tiempos necesarios según la magnitud a estudiar. lo normal es que queramos que los niveles máximos se encuentren en la mitad del rango de nuestra ccd , es decir cercano a al nivel 30000. 

Esta gráfica debería de sacarse para cada combinación de telescopio-ccd que estemos usando para garantizarnos siempre trabajar en el rango correcto.

domingo, 26 de febrero de 2017

Exprimiendo el filtro SA100

El pasado 8 de febrero tras la ocultación de Aldebarán por la Luna me propuse averiguar a que resolución podía llegar con el C8 el SA100 y la Atik460. Para ello utilicé el reductor de f6,3 y un tubo portaocular de los que permiten introducir un ocular para proyectar la imagen en una cámara.
Para colocar el filtro SA100 rompí un viejo ocular para conseguir la pieza donde roscar el propio ocular. Esta pieza se sujetaba en el tubo a una distancia apropiada para obtener la mayor imagen del espectro.
De este modo conseguí optimizar la distancia de la estrella (nivel cero) al extremo opuesto del espectro (nivel uno).



De este modo se podía grabar un espectro de Aldebarán.


Para calibrar los espectros me fuí a por la estrella de tipo A0 TYC5330-179-1

 
Ésta era la máxima resolución que me permite la combinación SA100 con CCD, unos 3,9 Amstrongs por pixel que permite distinguir bastantes más detalles de los que ofrecía la ccd mammut429.

De este modo pude obtener este espectro de Aldebarán.

Es una resolución para esperanzarse en futuros espectros de estrellas.

 


sábado, 11 de febrero de 2017

Aldebarán ocultado por la luna espectral

El pasado 5 de Febrero la Luna ocultó a la estrella Aldebarán (alpha de Tauro). La fase de la luna estaba muy avanzado por lo que molestaba un poco para el proyecto a llevar a cabo.
La idea era sacar unos espectros de Aldebarán mientras era ocultado por la Luna. Como la Luna no tiene atmósfera no debería haber cambios en el espectro de la estrella cuando es ocultada.
El equipo a utilizar fue el C8 a f6,3 con el SA100 y la ccd atik460. A este conjunto hay que añadir los adaptadores para acoplar todo lo anterior.

Unido a que Aldebarán es muy brillante y a que la luz de la luna molestaba muchísimo las tomas fueron de décimas de segundo para no saturar el espectro y que el espectro lunar no se comiera al espectro de Aldebarán (de hecho si se comió a la propia estrella mucho antes de tener lugar la ocultación).

Las capturas se ven en la siguiente animación.


Para calibrar los espectros obtenidos fotografié la estrella 58Tau que siendo de clase espectral A se encuentra muy cercana.

De la calibración promedio de las líneas del Hidrógeno se obtuvo una resolución de 5.14831238 Amstrong por pixel (nada que ver con los 16 Amstrongs por pixel que podía permitirme con la mmamut429). Se nota el salto cuantitativo en el número de píxeles de pasar de setecientos a unos dos mil doscientos.

Así pues pasamos a calibrar los espectros obtenidos de Aldebarán.

 Se observa como afecta la luminosidad del campo al espectro, ya que por la parte izquierda fue aumentado el brillo conforme se acercaba el reflejo de la Luna que afectaba al brillo de la imagen. Como Aldebarán desapareció pronto en el brillo de la Luna tuve que alinear todos los espectros manualmente en MaximDL centrándome en la caída del Oxígeno atmosférico (cerca de los 7400 Amstrongs).

Las dos últimas curvas representan el gradiente del brillo de la imagen una vez ocultada Aldebarán.

Aquí dejo la animación de lo que pude captar durante bastantes minutos previos a la ocultación.


Aparecen dos picos que me hicieron pensar en "capa gaseosa fina que rodea la Luna" pero evidéntemente la Luna no tiene atmósfera por lo que una señal de absorción no es posible. El causante de dicha caída fue un pixel frío (que hasta la fecha con la mmamut429 no tenía el gusto de conocer). Como las medidas son de tomas individuales no han desaparecido afectando a la curva espectral.


En la imagen anterior (ampliada tres veces) se observa el pixel discordante que no habría aparecido si el espectro fuera la suma/promedio de varias imágenes.

En fin esta actividad era un ensayo de buscar registros espectrales de atmósferas en otros cuerpos celestes. Tendremos que mejorar la técnica poco a poco.