La noche del 29 de julio le dediqué una hora y media a la supernova SN2025 rbs. Como anda muy brillante, solamente expuse 30 segundos en cada toma. Tras pasar el script de apilado con cuatro imágenes, pude obtener la siguiente curva.
Mantiene una ligerísima subida aún, por lo que no ha llegado al máximo todavía. Intentaremos obtener un nuevo espectro la próxima noche que las condiciones lo permitan (viento nulo, que no es fácil por estos lares).
La noche del 24 de julio parecía propicia para intentar obtener una serie extensa de espectros de la supernova 2025 rbs. No hacía aire ni se esperaban nubes. Así que programé una serie de 60 tomas de 300s.
Y no falló nada, dado que disparo a bin 1x1 me salen ficheros de 91 megas y son imposibles de manejar por mi ordenador, el primer paso es recortar las imágenes a la zona donde se encuentra el espectro de la supernova. Así el siguiente paso es alinear en MaximDL los espectros usando la opción overlay para ajustar al pixel las imágenes unas con otras.
Tras este entretenimiento manual, porque hay que hacerlo a mano, podemos apilar las 60 tomas obteniendo un resultado como el siguiente:
Que tras calibrar con una estrella del tipo A0 de otra toma de la noche, nos permite (yo uso el programa BASS) obtener el espectro calibrado de la supernova, que muestra las señales propias de las supernovas del tipo Ia.
Es un botón de lo que podemos conseguir con el SA100 a baja resolución y apilando muchas tomas, la posibilidad de clasificar una supernova por su espectro.
Comparándolo con la entrada anterior, se puede ver como la calidad del espectro aumenta con el número de tomas promediadas.
La pasada noche, sabiendo que la supernova SN2925brs anda por la magnitud cercana a la 12, intenté sacar el espectro de dicha supernova. Para ello coloqué el SA100 con la esperanza de llegar a la magnitud de la supernova.
Tras sacar imágenes para poder medir su brillo, pasé a las tomas para sacar el espectro. Planificadas había 60 tomas de 3 minutos, pero debieron pasar nubes altas, porque al final solamente pude tener 23 tomas decentes para apilar. Una pena, porque hubiera obtenido una imagen con mucho menos ruido.
Cuando trabajo con BASS sobre la imagen, el espectro resultante (bastante ruidoso) es el siguiente:
Usé la estrella HD214588 del tipo A0 para calibrar el espectro de la supernova, donde aún con ruido se puede observar al gunas "depresiones" correspondientes a las banda propias de las supernovas del tipo SN Ia.
Los próximos días parece que las nubes impedirán repetir la experiencia, si me dejan repetirlo cuando la supernova siga brillante , intentaré recopilar más imágenes para conseguir un espectro más claro.
Nunca hay que dejar de intentar retos "imposibles".
Ayer dediqué toda la noche a la supernova SN2025 rbs. Coleccioné 145 tomas de dos minutos disparando con la ASI294 a bin 2x2. Tras apilar las 145 tomas, la imagen resultante es la siguiente:
Como en la sesión anterior me decanté por usar la sustracción de la mediana con SIPS. Usé un radio de 10 píxeles viendo los resultados delas pruebas de ayer (entrada anterior).
Sobre estas imágenes hice la fotometría.
Usando las cuatro estrellas de comparación que indico en la imagen
obtuve la curva de la supernova a lo largo de la noche.
Parece claro que la supernova había subido de brillo en cinco horas. Tras aplicar el script de apilado Fernandez , y apilar sobre cinco imágenes la curva resultante queda:
donde en Peranso he calculado la recta de regresión para esta noche y parece que va a aumentar su brillo aproximadamente 0.7 magnitudes por día. Si está a unos diez días del máximo, puede llegar a una magnitud muy, muy interesante.
Cuando una supernova aparece en las zonas externas de la galaxia, podemos medirla con Fotodif o mejor aún con FotoDifSN (un programa específico para medir supernovas en el interior de galaxias).
Habiendo usado SIPS en otras ocasiones para "aislar" una supernova en el interior de una galaxia, se me ocurrió la idea de usarlo con fines fotométricos.
La herramienta que trae SIPS es restar la mediana de una zona de radio R a cada píxel. Con esto se consigue que desaparezca el fondo, dejando las estrellas más visibles.
En principio, esta operación no es lineal, pero he querido comprobar si las estrellas de un campo fotométrico mantenían la linealidad y se podía medir entonces la magnitud de la supernova "incrustada" en la galaxia.
El objeto del test ha sido la SN2025rbs en la galaxia NGC7331, descubierta el 14 de julio (ayer). La imagen resultante de apilar 74 tomas de 45 segundos es la siguiente:
Donde señalo la supernova (cerca del núcleo) y he seleccionado unas estrellas para intentar medir dicha supernova.
Como la luz de la galaxia me va a afectar al valor del fondo de cielo cuando haga las mediciones, me paso a SIPS para intentar eliminar la influencia de la galaxia (usando la herramienta de sustraer la mediana).
Se pueden elegir valores de píxeles para el radio de la zona en la que se calcula la mediana que se sustrae.
Según el radio que se elija, se obtiene un nivel de "limpieza" de la galaxia. Os dejo tres elecciones para que veáis como queda la imagen de la galaxia con la supernova.
La primera imagen corresponde a usar un radio de 5 píxeles.
La segunda imagen corresponde a usar un radio de 10 píxeles.
Y la tercera imagen corresponde a usar un radio de 20 píxeles.
Parece la supernova mejor definida en la elección de 5 píxeles, pero se comprueba que a menor píxel menor señal de la estrella, como se puede ver en las siguiente imágenes:
Para un radio de 5 píxeles.
Para un radio de 10 píxeles.
Para un radio de 20 píxeles.
Usando las estrellas de comparación que mostraba en la primera imagen, he calculado con Fotodif el valor de cada estrella, para comprobar si el proceso acaba siendo lineal. Donde he podido medir la supernova he calculado con Fotodif el valor de la magnitud de la supernova.
Se puede observar que hay una estrella "díscola" que parece más brillante de lo que dice el catálogo.
Por último, parece que la imagen de radio 10 da unos valores más fiables, en tanto que su linealidad es casi idéntica a la imagen original y el error de medición es menor que en la imagen de radio 5.
En conclusión, que el método de sustraer el valor de la mediana parece un camino más que correcto para medir supernovas en el interior de galaxias.
El pasado 29 de junio le disparaba unas tomas a la supernova existente en NGC5033, la SN2025mvn.
La imagen final fue la siguiente:
Donde se distingue perfectamente la supernova cerca del núcleo. Andaba por la magnitud 15 y pico. Se me ocurrió que podía intentar obtener su espectro, haciendo uso del SA100.
La imagen que pude obtener tras 70 minutos de observación (tomas de cinco minutos) fue la siguiente:
En BASS he intentado "aislar" el espectro de la supernova, pero hay muchísimo ruido de fondo y no puede distinguirse un espectro medianamente claro.
Como puede apreciarse, los dos espectros están alineados en el orden cero (estrella) para poder calibrar los espectros, pero puede apreciarse que en el espectro de la supernova, únicamente se observa ruido.
De otras supernovas, sé que el SA100 es capaz de obtener resultados con magnitudes cercanas a la 12ª, pero con magnitud 15ª ya se ve que hace falta mejor cielo y equipo.
Esta pasada noche intenté medir la rotación del asteroide 1991 VH (un NEO). Con una magnitud cercana a la 16, dejé tomas de tres minutos, donde se veía que el asteroide salía "alargado". Con el C8 y el cielo que "disfruto" no se podía pedir menos exposición.
Las cinco horas de observación se resumen en:
Y la curva obtenida de dichas observaciones quedó como sigue:
para la que no hay un periodo de rotación claro... En Peranso no sale un resultado muy claro, aunque está dentro del los valores asignados a este asteroide.
No queda más remedio que esperar a que el pedrusco suba de magnitud para tener observaciones más certeras.
He intentado obtener el espectro de la nova V462 Lup con el SA100, intentando optimizar el montaje del filtro con la ASI294 mono.
Lo que obtuve fue la siguiente imagen, resultado de 10 tomas de 10 segundos con el C8 a f6,3 tomadas la noche del 1 de Julio.
El posterior análisis del espectro muestro como las líneas del Hidrógeno están en emisión.
Con una dispersión de 1,7 A/pix no podemos llegar más lejos, pero sigue funcionando el SA100 para mostrar detalles gruesos dentro del espectro.
