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Grupo de Estudios Fotométricos (GEF)

Desde hace unos años en la Asociación Valenciana de Astronomía se constituyó casi por azar un grupo dedicado a estudios fotométricos de estrellas. La idea era dar salida a las múltiples posibilidades que a nivel científico y de divulgación nos ofrecía un telescopio como el Meade LX200 ubicado en Centro Astronómico del Alto Turia.

 

Los que iniciamos la etapa fuimos Alejandro Vera y José Bosch, a quienes más tarde se añadieron Ángel Flores y Eduardo Calvo. Con el tiempo ha pasado también a formar parte del grupo Salvador Moros. Después de este dilatado periodo hemos decidido bautizar a nuestro grupo con el nombre de Grupo de Estudios Fotométricos, GEF.

Hacer fotometría, es decir, medir la cantidad de luz que nos llega de los astros , calibrarla y estandarizarla para que nuestros resultados sean comparables a los de cualquier observatorio del mundo, no es una tarea tan fácil como en un principio se cree. Se necesita primero tener un buen conocimiento de la máquina y el instrumental con el que se va a trabajar, verbigracia el telescopio, el dispositivo de carga acoplado o CCD y el software utilizado para la obtención de los flujos o energías en función del tiempo que nos llegan de las estrellas o galaxias. A nivel fotográfico ya sabemos que todas las imágenes, si queremos hacer un trabajo serio, han de estar convenientemente calibradas con las denominadas tomas planas, oscuras y de polarización del chip de la CCD. Una vez realizado todo ese proceso viene el análisis de todos los datos, con herramientas como por ejemplo hojas de cálculo o programas de data mining.

Todo lo dicho anteriormente fue lo que más nos costó. De esta manera habíamos adquirido ya una metodología de trabajo bastante eficiente. En algunos congresos y jornadas, como los de sismología estelar que se realizaron en Aras de los Olmos en mayo de 2013, pudimos presentar nuestros trabajos y aprender de profesionales del GEOS (Grupo Europeo de Observación Estelar), que nos indicaron muy bien el camino a seguir.

Cuando alguien empieza siempre quiere hacerlo a lo grande, así que nuestro pecado de juventud fue nada menos que empezar a hacer fotometría de estrellas variables cataclísmicas. Estos sistemas son estrellas binarias próximas, separadas del orden de un millón de km con un periodo orbital de pocas horas. Sus componentes son una enana roja y una enana blanca, que si están en línea de visión con la Tierra se eclipsan mutuamente. No solo eso, sino que además existe un disco de acreción de masa procedente de la enana roja que supera el denominada lóbulo de Roche y que cae literalmente a la enana blanca. Este disco a su vez emite luz por su cercanía con la caliente blanca y también el punto donde el chorro de masa impacta sobre el disco también emite luz, lo que se denomina mancha brillante. Así pues ya nos podemos imaginar la curva tan compleja de luz, de eclipses mutuos, a que dan lugar las cataclísmicas. Empezamos con WZ Sagittae, CR Bootis y LX Serpentis. De esta última obtuvimos una magnífica curva de luz que mostraba a las claras los múltiples eclipses de la enana blanca, el disco de acreción y la mancha brillante.

 

Estos trabajos dieron sus frutos y publicamos un artículo en la revista AstronomíA en julio de 2012.

Dada la complejidad de las curvas y su análisis empezamos luego a trabajar con variables cefeídas, que son estrellas pulsantes cuyo brillo viene producido por el cambio de tamaño de la estrella. Poseen variaciones más dilatadas en el tiempo, del orden de días. Con ello se pueden hacer estimaciones de las distancias, y así lo hicimos con CY Aquarii, estrella ampliamente estudiada, y XX Cygni. Corroboramos las distancias a las que se encuentran dichas estrellas, lo cual fue un aliciente pues nos indicaba que nuestro trabajo lo hacíamos bien y que el LX200 era una máquina muy potente de trabajo astronómico serio.

Esta investigación también fue aceptada en el congreso estatal de astronomía celebrado en Gandía en 2012 y en el que presentamos dos posters que pueden verse en la sede de AVA.

Ya que permitía este procedimiento determinar las distancias estelares fuimos una vez más en busca de algo grande, así que nos dirigimos al cúmulo globular NGC 2419 en la constelación de Lynx, el llamado vagabundo interestelar, situado nada menos que a 270.000 años-luz, en el otro extremo de la galaxia. Fuimos capaces de localizar en él algunas cefeídas pero su variación resultó ser demasiado débil para poder sacar una buena curva de luz y estimar su distancia.

Siguiendo con las curvas de luz nuestro siguiente paso fue profundizar en las variables RR Lyrae, cuyo nombre les viene de la estrella variable RR situada en la constelación de Lyra. Son también variables cefeídas pero de periodos bastante más cortos, del orden de horas. Una vez empezado su estudio nos enteramos que algunas de ellas presentan el denominado efecto Blazhko, que no es más que una doble modulación en la amplitud de los máximos o los mínimos, es decir, como si los máximos y mínimos tuvieran otra curva de luz. Nos metimos a ello y fue un trabajo arduo y difícil, ya que estos peridos Blazhko eran del orden de varios días, lo que nos obligaba a hacer un seguimiento con mucha dedicación. Fuimos capaces de obtener dos periodos Blazhko pertenecientes a las estrellas DR Andromedae y SS Cancri. Los resultados los presentamos en una charla en el congreso estatal de astronomía en Granada en 2014. La siguiente gráfica es una curva de luz de DR Andromedae.

 

El análisis de este efecto resultó también ser algo muy exigente así que una vez más dirigimos nuestros pasos a la lejanía.

En esta ocasión hemos apuntado a los quasars. Son fundamentalmente galaxias en formación que presentan una gran emisión en radio, en ultravioleta, en radiación sincrotrón y con un gran corrimiento hacia el rojo, con lo que se hallan muy distantes, del orden de centenares y miles de millones de años-luz. Se cree que la gran mayoría poseen enormes agujeros negros en su interior a los que al caer la masa se desprende una gran cantidad de energía en rayos X y con contrapartidas en otras bandas del espectro. Casos conocidos son la galaxia M 87 en Virgo y el quasar 3C 273, ambos al alcance de un telescopio convencional. Dentro de este clase de objetos tenemos también los objetos BL Lacertae o BL Lacs que en un principio se tomaron como estrellas variables. Son objetos de una variabilidad fotométrica muy acusada, del orden de unas cuantas magnitudes en muy pocas horas y que emiten luz fuertemente polarizada debido a los inmensos campos magnéticos que puede haber en su interior. Cuando eventualmente el chorro de emisión está dirigido hacia la Tierra tenemos lo que se denomina un blazar, que viene de unir las palabras quasar y BL Lac.

Nuestro grupo está ahora metido en un proyecto para obtener curvas de luz de estos exóticos astros en vistas a presentar los resultados en el próximo congreso estatal de astronomía en Navarra, en septiembre de 2016. Hemos obtenido precisamente la curva de luz de BL Lac, con unos notables cambios de brillo en poco tiempo, lo cual nos estimula a seguir con el proyecto. Esperamos en un futuro próximo ser capaces de obtener más curvas de luz, y lo que es más difícil y desafiante, el saber interpretarlo.

 

 

Campaña 2018-2019

Después de un parón técnico del Meade LX-200 de casi un año para reajustarlo y ponerlo en estación hemos vuelto al estudio de las variables cataclísmicas y esta vez contamos con la importante novedad de que la fotometría la hemos realizado con el PixInsight. Es una aplicación de tratamiento fotográfico que en las últimas versiones incorpora un módulo que permite hacer fotometría. La idea es siempre partir de una secuencia temporal de imágenes para luego calibrarlas, buscar una solución astrométrica y luego obtener una tabla con los flujos fotométricos. Estos últimos datos pueden tratarse con aplicaciones de hoja de cálculo o programas de reducción de datos como MicroCalc Origin. Hemos desarrollado un pequeño manual que se puede consultar on-line en donde explicamos como realizar paso a paso la fotometría. A continuación mostramos los resultados obtenidos para CR Boötis y RZ LMin. Nuestros datos han sido aceptados por la AAVSO y mostramos nuestros datos conjuntamente con los de otros observadores.

 

 

 

 

 

 

 

 Autor: José Bosch Bailach