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Teoría de novas

Métodos de búsqueda de novas

Proyecto búsqueda de novas OSJ

Conceptos de CCD

Para consultar por el proyecto contactarse con Juan Diego Giraudi

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Teoría de estrellas novas

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

Físicamente el proceso se origina en estrellas  binarias cercanas que poseen períodos orbitales de 0,05 a 230 días. Una de los componentes del sistema, es  una enana caliente, y la otra una estrella subgigante similar al Sol. El aumento de brillo es el resultado final de una violenta reacción nuclear producida por la acumulación de material que cae sobre la superficie de la compacta enana blanca, quien draga el mismo de su compañera mediante la acción de su gravedad.

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.

Ejemplo: GK Persei (Nova Persei 1901)

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.

Ejemplo RR Pictoris (Nova Pictoris 1925) - De Hoffmeister, 1985, p.83

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.

Ejemplo: RT Serpentis (Nova Serpens 1910)

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.

Ejemplo: T Corona Borealis (Nova Corona Borealis 1866/1966).

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. Las variables tipo U Geminorum, se subdividen en tres tipos : SS Cygni, SU Uma y Z Cam.

 

 

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Métodos de búsqueda de novas

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.

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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.

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Conceptos de CCD

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.

Enfriamiento y ruido térmico

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. En la ST7 a 0ºC la "dark current" es de 36 e-/min (Electrones/minuto).

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. Para que la regulación sea eficiente se debe trabajar a un 75% de la regulación del elemento peltier, de esta manera existe posibilidad de sobrenfriar si hubiera un aumento de temperatura y reutilizar los mismos “darks frames” ya almacenados.

El Setpoint ideal se obtendrá:

Tset =  TambienteDenfriamiento de camara x 0.75

 En la ST7

Denfriamiento de camara =  3 ºC

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". En la ST7 este ruido es menor a los 15e- rms.

Seeing

Este término indica que resolución máxima se puede lograr debido a las perturbaciones atmosféricas que existentes. En una noche típica el seeing  promedio ronda los 2 a 4 segundos de arco. Para fotografías de gran resolución estaremos usando menos de 2 arcseg/pixel, pero esto solo lo lograremos en noches óptimas y tendrá sentido cuando estemos realizando tomas de planetas o galaxias finas. Para fotografías de baja resolución estaremos usando mas de 4 arcseg/pixel y podrán ser efectuadas con cámaras o telescopios de baja distancia focal. Claro que en estos casos la calidad de la atmósfera no influirá tanto. La formula que da cuantos arcseg/pixel da un sistema camara telescopio es:

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. Es recomendable para lograr este compromiso trabajar con no menos de 2 arcseg/pixel. En el caso del Mailhat si efectuamos un binning de 2x2 vemos que el tamaño del pixel queda en 18 mm, con lo que la resolución queda en 1,98 arcseg/pixel, inferior a dos. No tendrá pues sentido usar un resolución  menor a menos de que se trate de una noche excelente y estemos fotografiando planetas o nebulosas con detalles muy finos.

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:

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

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. Para mejorar el enfoque inicial se pueden usar mascaras con dos agujeros que se colocan delante del telescopio, a medida que se enfoca las imágenes de los dos agujeros convergerán en una solo.

 

 

 

 

 

 

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