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Descubierto el periodo de rotación de un NEO-PHA desde el CAAT

Descubierto el periodo de rotación de un NEO ( 35396 1997 XF11) desde el CAAT por el grupo OBAS.

Hace pocos días el grupo OBAS(1) ha logrado medir el periodo de rotación del asteroide (35396 1997 XF11) que ha resultado ser de 3,25 horas. Se ha catalogado entre los más rápidos, ya que los periodos de rotación de estos astros van de unas horas a algunos días. El asteroide fue descubierto en 1997 por James V. Scotti y catalogado como objeto peligroso NEO-PHA(2) se aproximara a sólo 950.000 kilómetros de la Tierra el 26 de octubre de 2028. Su diámetro es de 1,3 km.

En este trabajo ha sido de gran importancia del uso de un telescopio de gran diámetro como el instalado en el CAAT, con el que se pueden realizar tomas cortas a objetos de poco brillo. La variación de magnitud del asteroide (35396 1997 XF11) es de 0,6 magnitudes. La dispersión de medidas del telescopio de 17" del CAAT es muy baja, por debajo de 0,1 magnitud, lo que ha permitido obtener curvas de rotación de asteroides cuya variación era de solo 0,4 magnitudes. En esta ocasión el telescopio ha estado operado por Gonzalo Fornas en modo telemandado y ha demostrado su papel decisivo. La obtención de imágenes ha sido completada con las de los observatorios: Zona Lunar de Alfonso Carreño y Observatorio Vallbona de Enrique Arce.

Curva de brillo del asteroide. El tiempo entre dos mínimos consecutivos se corresponde con el
periodo de rotación del asteroide. En algunas ocasiones la curva resulta más compleja con
dos mínimos o máximos de diferente amplitud.

La selección del asteroide se hace sobre la base de PHA gestionada por Brian Warner, la selección se hace en base a la magnitud y la fecha de oposición del asteroide. En la primera selección se tomaron seis candidatos. Posteriormente se obtienen las efemérides de cada pre-candidato del MPC y en base a sus coordenadas y velocidad se selecciona el asteroide que será objeto del estudio.

La mayoría de los asteroides pequeños son cuerpos irregulares, las fotografías obtenidas de estos astros muestran cuerpos sólidos cuya forma está más próxima a la de una patata que a una esfera(3). Esta característica hace que la luz reflejada por sus diferentes caras sea diferente, debido a que estos cuerpos giran sobre si mismos el cambio de la cara visible desde la tierra se traduce en que la luz reflejada sufre variaciones periódicas. La esencia del método para averiguar el periodo de rotación consiste en realizar un seguimiento fotométrico del asteroide para detectar el periodo de repetición de la curva de luz. Esto requiere realizar muchas fotografías consecutivas del mismo astro para después analizar el cambio de brillo del asteroide. Los periodos de rotación de los asteroides van desde algunas horas hasta algunos días, el seguimiento necesario para obtener la curva completa suele durar varias noches.

Telescopio del Centro Astronómico Alto Turia desde el que se han tomado muchas
de las fotografías necesarias para constatar el cambio de brillo del asteroide.

La realización de este tipo de trabajo entraña varias dificultades. La primera por que es un astro en movimiento, lo que obliga a sucesivas correcciones de la orientación del telescopio para que siga la trayectoria del astro. En el caso que les ha ocupado en los últimos días y que ahora publicamos se trata de un astro que se mueve a 3 segundos de arco por minuto (recorrería el diámetro aparente de Júpiter en 15 minutos) y cuya velocidad además aumenta. Las exposiciones tienen que ser forzosamente cortas para que el asteroide tenga aspecto puntual en la imagen y no una línea. No por el aspecto más o menos estético de la imagen, si no por que si el astro se mueve la luz recibida no se suma en el mismo punto del sensor y dificulta su medida. De ahí la importancia de utilizar un telescopio de gran diámetro que permite reducir el tiempo de exposición. En el caso de este asteroide se han empleado tomas de un minuto de exposición.

Una vez obtenidas las tomas fotográficas hay que realizar la reducción de datos, es decir transformar dichas imágenes a números que se puedan plasmar en un programa de cálculo y puedan ser procesados. La reducción de datos la ha realizado Alfonso Carreño con el Software Canopus.


NOTAS

(1) El grupo OBAS (OBservadores de ASteroides) está compuesto por Alfonso Carreño, Gonzalo Fornas, Enrique Arce, Pedro Brines, Álvaro Fornas, Juan Lozano y Onofre Rodrigo. En su mayoría son miembros de la AVA, varios de ellos tienen observatorio propio y se dedican, entre otras tareas a seguimiento de asteroides. La Asociación Valenciana de Astronomía participa cediendo tiempo de uso del telescopio del Centro Astronómico Alto Turia.

(2) Un NEO- PHA (Near Earth Objet o Potencial Hazarous Aster), es un asteroide que en algún punto de su órbita se aproxima a la de la Tierra a menos de 0,05 AU. (Unos 3,75 millones de kilómetros)

(3) Un cuerpo adopta la forma esférica cuando ha pasado por una fase líquida que propicia que toda la masa se aproxime al centro de gravedad del cuerpo. Esto sólo sucede en los cuerpos de gran masa que en algún momento de su formación han acumulado suficiente calor para alcanzar un estado de fusión. Conviene recordar que la esfera es el cuerpo que encierra el mayor volumen con la menor superficie, por lo que cualquier cuerpo fluido, ajeno a otras fuerzas la adopta.