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Epsilon Aurigae, Almaaz

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Autor Tema: Epsilon Aurigae, Almaaz  (Leído 6657 veces)
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Sebtor
chico de los recados

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Masculino 
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« en: Jue, 01-Abr-2010, UTC 23h.51m. »

Epsilon Aurigae, Almaaz


estrella de tipo supergigante y clasificación espectral F con estrella compañera de tipo desconocido con un disco de material en acreción
binaria variable por eclipse, de larga duración
periodo 9885 días,   27.1 AÑOS

eclipse 2009-2011

1st - inicio fase parcial 2455050 = 6 agosto 2009
2nd - inicio fase totalidad 2455187 = 21 diciembre 2009
mitad eclipse - 2455410 = 01 agosto 2010 (**2455394 = 16 Julio 2010)
3rd - final fase totalidad- 2455633 = 12 Marzo 2011
4th - final fase parcial - 2455697 = 15 mayo  2011

aspecto del eclipse, fotometría del de hace 27 años atrás



identificación




carta para la observación visual, los números son las magnitudes sin el punto decimal para no confundir





Lambda Aurigae, para la comparación fotométrica, es la que está encima de ngc 1857 ( no se ve bien la λ )



Estrella de comparación para fotometría:
Lambda Aurigae   -  SAO40233  -  HR1729 - HD34411 - R.A. (2000) 05h 19m 08.4s  - DEC. (2000) +40d 05' 57"

banda fotométricaEpsilon AurLambda Aur
U3.865.46
B3.535.34
V2.994.71
R2.444.19
I2.003.88
J1.783.62
H1.803.33

modelo del sistema de Epsilon Aurigae
 

http://www.hposoft.com/Astro/PEP/EpsilonAurigae.html

datos: http://www.hposoft.com/Astro/PEP/EAurBasicData.html
estudio fotometría (1986) / http://www.hposoft.com/Astro/PEP/EAUR/EAUR%20pdfs/Photometry/1986Photometry.PDF

bibliografía: http://www.hposoft.com/Astro/PEP/EAUR/EAurRef.html

http://mysite.du.edu/~rstencel/epsaur.htm
http://www.skyandtelescope.com/news/80730537.html


equipo:  MEADE LX200 8" f:6,3, Vixen 150/750 SP, Meade ETX 105 Autostar y ETX 70, R60 Vixen AZ, bin 7x50, bin 10x50 TS, bin Swift 16x70. KT&C650 = (PC164) & WATEC's 902 b&w + video capture devices,  DMK 21AU04.AS b&w, Starlight Xpress MX716, Tucsen color 1/2” 3mpx 2048×1536

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danielcf3

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« RESPONDER #1 en: Jue, 08-Abr-2010, UTC 14h.52m. »

Se trata de la estrella denominada Epsilon Aurigae...http://www.preguntacuriosa.com/2010/04/el-eclipse-de-epsilon-aurigae.html


admin.:  lo añado al post de Epsilon Auriga que está abierto

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Sebtor
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« RESPONDER #2 en: Vie, 09-Abr-2010, UTC 08h.02m. »

http://astrofisicayfisica.blogspot.com/2010/04/se-logra-fotografiar-el-objeto-que.html





MIRC - el instrumento Michigan Infra-Red Combiner (MIRC), que utiliza interferometría para combinar la luz que entra en cuatro telescopios en la matriz CHARA en la Universidad Estatal de Georgia, y la amplifica de modo que parece que hubiese llegado a través de un dispositivo 100 veces más grande que el Telescopio Espacial Hubble.
El MIRC permitió a los astrónomos “ver” por primera vez el objeto que produce el eclipse.






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Albert

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Universo Fractal


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« RESPONDER #3 en: Dom, 30-May-2010, UTC 07h.35m. »

Es impresionante la resolución e imagenes conseguidas con  la interferometria,
sera cuestion de echarle unas medidas CCD cada mes con un pequeño instrumento,
quien se anima a la cobertura,no es dificil unas tomas CCD cada 15 dias?...
Deberiamos saber quien tiene CCD para poder realizarlo claro... OKOK.
Seria muy interesante para el foro,para el grupo...en fin para la ciencia! Sonreir
se podria ya calcular el periodo de visibilidad de Auriga en el proximo año e ir cubriendola.
saludos y animos
Albert

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mercè
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« RESPONDER #4 en: Dom, 30-May-2010, UTC 11h.47m. »

He estado mirando y hacia finales de Agosto (sobrte las 3am ) parece que Auriga estara a suficiente altura . No es mi cso ( aunque pienso practicar mucho) , ya que en la costa , queda sobre el mar y la parte mas alta de contaminacion . Pero la propuesta es guapa .Seguro que mas de uno se anima . OKOK

Newton SW 200/1000... HEQ 5 Pro
Oculares varios
Barlows varias
Filtros y cosas de esas
Camaras :DBK21au618 pá planetas   
               ASI 120MM pá la luna

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Bufot
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MPC-D02

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« RESPONDER #5 en: Dom, 30-May-2010, UTC 15h.41m. »

MMMmmm.... que interesante, aunque me va grande... pero ¡narices! yo me apunto a un bombardeo!


Orion Atlas EQ-G // Orion N200 f/4 - Vixen ED80Sf - GSO6RC - Scopos ED66
Canon Eos500D Mod+BCF / Atik314L+ / Lodestar

Und seines Bellens lauter Schall / Beweist nur, daß wir reiten (Goethe)

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« RESPONDER #6 en: Dom, 30-May-2010, UTC 16h.17m. »

Yo me he hecho mi historia que consiste en que es hacer las fotos .Luego los OTROS QUE SABEN se encargarian de hacer mediciones y todo eso .Je je no se bien bien si va por ahi .

Saludos

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Bufot
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MPC-D02

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« RESPONDER #7 en: Dom, 30-May-2010, UTC 17h.29m. »

Me temo que no vale cualquier foto, que la cámara debe ser apta para este tipo de mediciones

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Sebtor
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« RESPONDER #8 en: Dom, 30-May-2010, UTC 22h.13m. »

o observarla visualmente con medidas

--------

fué mi "primer descubrimiento" cuando no tenía ni idea, y salía a vigilar estrellas por la noche, noté como había variado 1 magnitud respecto al año pasado,  y hasta les envié una carta a la A A de Sabadell 
XD
vamos que la estrella estaba fuera de mag. de catálogo,  y hasta deformaba el "asterismo" ese que forma con Capella

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Bufot
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MPC-D02

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« RESPONDER #9 en: Dom, 30-May-2010, UTC 22h.17m. »

¿¿a eso le llamas tú "no tener ni idea"??

Y a mi que me cuesta encontrar Capella, como para andar diferenciando magnitudes Sonreir

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Sebtor
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« RESPONDER #10 en: Dom, 30-May-2010, UTC 22h.24m. »

¿¿a eso le llamas tú "no tener ni idea"??

Y a mi que me cuesta encontrar Capella, como para andar diferenciando magnitudes Sonreir


es algo que siempre se me dió muy bien medir los brillos, me gustaba.
los catálogos, han mejorado mucho, sobretodo se aclaran mejor con las especificaciones de los filtros


tiraba de la vista y fuerza bruta ja ja

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Albert

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Universo Fractal


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« RESPONDER #11 en: Lun, 31-May-2010, UTC 15h.45m. »

Bueno!!! ya somos 4 animados y 2 CCD (contando con las de Sebas) Cheesy...
es cuestion de que la camara o  dispositivo permita la catura en FITS,
(Flexible Image Tranport Sistem) es el formato Astronomico estandar o generico...
el vuestro,el de todos...o al menos deberia ser asi  OKOK
cualquier pequeña CCD monocromo de 16 bits serviria (la mas economica)
del tema de la Fotometria es un rato en el observatorio y lo pillais rapido...
animo,... para que mojarse solo los pies en la Orilla si podeis nadar por todo el Oceano?... Sonreir
un saludo
Albert

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mercè
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« RESPONDER #12 en: Mar, 01-Jun-2010, UTC 11h.39m. »

Me encanta oirte y leerte . Todo se ve sencillo y a nuestro alcance ja ja . Pero ten en cuenta que apenas nos hemos mojado los dedos de los pies  Indeciso .Pero que bonito ese Oceano .

Un abrazo OKOK

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Albert

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Universo Fractal


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« RESPONDER #13 en: Mar, 01-Jun-2010, UTC 14h.53m. »

Gracias por el comentario Merce!!... smitten
es relativamente facil hacer fotometria y un poco mas dificil hacer buena fotometria!!
si os fijais el rango de caida de la estrella (figura que ha puesto Sebtor) es del orden de
+1.5 magnitudes...el unico inconveniente es el alto brillo de la Estrella Epsilon Auriga(Mag.+3.03R)
se debera hacer con un pequeño instrumento, seria ideal difragmar
el telescopio a una apertura de 40 o 50mm ,e incluso adaptando un teleobjetivo convencional al CCD sirve,
animos...que el agua no esta fria!! OKOK
saludos
Albert

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Sebtor
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« RESPONDER #14 en: Lun, 20-Sep-2010, UTC 18h.34m. »


http://elojoenelcielo.blogspot.com/2010/09/el-aumento-de-brillo-durante-la.html

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crisyo

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« RESPONDER #15 en: Lun, 20-Sep-2010, UTC 19h.29m. »

Yo tengo la DBK 21, supongo que valdrá, el problema es que el tema de astrometría se me escapa de las manos, aunque reconozco que me interesa, incluso le he echado un vistazo a algunos artículos y al software astrometrica. El problema que al no tener base se me hace un poco cuesta arriba.
Pero como dice Bufot, yo me apunto y algo aprenderemos, supongo.

A la espera de instrucciones.

Saludos.
Jose Luis.

Tubos: WO FD 80, SW 200/1000 PDS.
Monturas: SW NEQ6 Pro.
Oculares: LV 6 mm, SW ploss 28 mm.
Filtros:IDAS LPS, UV/IR cut, Red 610nm, Ha 7nm, OIII 8,5nm, film baader astrosolar, RGB BAADER.
Cámaras:Canon 1000D, QHY6, Atik 314L+ mono.


http://www.astrobin.com/users/crisyo/

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Sebtor
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« RESPONDER #16 en: Lun, 20-Sep-2010, UTC 21h.18m. »

astrofotometría

chupado
solo hay que tener un poco de cuidado con lo que se hace,  nunca saturar,  ... y luego las tomas como es debido con los darks  y flats



que no sea en color

y que la respuesta sea lineal  ( gamma = 1  , y eso linealidad en los fotones capatados versus respuesta)

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franki

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quien dijo miedo?

37  Masculino  Rubi, BCN 
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« RESPONDER #17 en: Lun, 20-Sep-2010, UTC 21h.38m. »

pues si esto tira adelante tendré que claudicar y comprar una CCD....la verdad que me interesa, es de aquellas cosas que me ponen leng

lo tenia pensado para mediciones de dobles, lo que a largo plazo...pero bueno algo se puede mirar.

pregunta del millón: cuanto tendría que invertir?  perdonarme pero hasta ahora no me había interesado por las cámaras y estoy totalmente pez.
 OKOK



celestron c102r (C4R) Motorizado A.R. y Dec. enfocador motorizado
celestron  70mm AZ
oculares 32mm 20mm 10mm 6,3mm
binoculares 8x30
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http://perdidoenelcielo-fran.blogspot.com/

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SERGIT

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« RESPONDER #18 en: Lun, 20-Sep-2010, UTC 22h.07m. »

Yo tengo la DBK 21, supongo que valdrá, el problema es que el tema de astrometría se me escapa de las manos, aunque reconozco que me interesa, incluso le he echado un vistazo a algunos artículos y al software astrometrica. El problema que al no tener base se me hace un poco cuesta arriba.
Pero como dice Bufot, yo me apunto y algo aprenderemos, supongo.

A la espera de instrucciones.

Saludos.
Jose Luis.

Con la DBK 21 no conseguirás buenos resultados, se necesita una monocromatica de 16 bits y que guarde las imagenes en formato FITS. La DBK 21 es de color, con 8 bits y guarda las imágenes en formato BMP o JPEG. La que si podría dar buen resultado, siendo una CCD bastante económica, es la QHY6, pues cumple todos los requisitos.

Saludos.

Sergi.

Sergi Torrents Gonzalez

Vixen NA 120
Sky Watcher NEQ 6 Pro
Oculares: Baader Hyperion Aspheric 31, Vixen LVW 22 y 13, Nirvana UWA 7, Vixen LV 4, Takahashi HI-LE 2.8
Barlows: Celestrón Última 2X, TAL 3X, TV Powermate 5X
Filtros: Fringe killer, CLS-CCD, UHC-S, 11, 21, 47, 80A
Diagonales: Takahashi 1.25", Long Pern 2"
Flip Mirror Vixen
Cámara planetaria: TIS DMK 21AU04.AS
Cámara de cielo profundo: Orion SSDSMI-2
Autoguiado Lunatico (EGZ 60 y QHY5)

Blog personal: http://astronomiayastrofotografiaaamateur.blogspot.com.es/

Galería fotográfica en AstroBin: http://astrobin.com/users/SERGIT/

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crisyo

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« RESPONDER #19 en: Mar, 21-Sep-2010, UTC 06h.56m. »

Yo tengo la DBK 21, supongo que valdrá, el problema es que el tema de astrometría se me escapa de las manos, aunque reconozco que me interesa, incluso le he echado un vistazo a algunos artículos y al software astrometrica. El problema que al no tener base se me hace un poco cuesta arriba.
Pero como dice Bufot, yo me apunto y algo aprenderemos, supongo.

A la espera de instrucciones.

Saludos.
Jose Luis.

Bueno, pues nos quedaremos en planetaria, ahora mismo no voy a invertir en otra CCD, a lo mejor más para delante, cuando haya evolucionado lo necesario en astrofotografía para hacer autoguiado, entonces seguramente iré a por una QHY6 y ya mato dos pájaros de un tiro.
En cuanto a lo de los FITS, si no estoy equivocado, es el formato RAW de vídeo, pues si es así, la DBK 21 puede grabar en formato RAW, concretamente en Y800, eso si a 8 bit.

Saludos.
Jose Luis.
Con la DBK 21 no conseguirás buenos resultados, se necesita una monocromatica de 16 bits y que guarde las imagenes en formato FITS. La DBK 21 es de color, con 8 bits y guarda las imágenes en formato BMP o JPEG. La que si podría dar buen resultado, siendo una CCD bastante económica, es la QHY6, pues cumple todos los requisitos.

Saludos.

Sergi.

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Sebtor
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« RESPONDER #20 en: Mar, 21-Sep-2010, UTC 14h.17m. »


yo no soy de mucho gastar, incluso ya veis que para ir por ahí, llevo oculares y material standart (a veces cutre)

pero una buena CCD  (por no asustar y decir dos ja jaa)  pues es una gran ventaja

mucha gente gasta el 200%  para aumentar el 20% de rendimiento del telescopio de base

con una CCD refrigerada, una webcam que funcione bien y se sepa utilizar, ya veis que el rendimiento supera el 1000 % o mas  (por decir algo)

visto así,  no tiene rival

-------

el problema es que la CCD ideal no existe,   XD   

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Sebtor
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« RESPONDER #21 en: Mié, 01-Dic-2010, UTC 18h.39m. »


 arriba_up


venga !

que aún no se ha acabado el eclipse !  no ha salido ni de la fase "total"

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Luis Alonso

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« RESPONDER #22 en: Dom, 16-Ene-2011, UTC 20h.45m. »



Sin lugar a dudas, no soy yo la persona más adecuada para hablar de estrellas variables, pero creo que esta, bien merece el esfuerzo.
Básicamente las estrellas variables son soles que sufren una variación en su brillo con el transcurso del tiempo. Los prototipos de algunas de estas variables son bien conocidos por la mayoría de nosotros; cefeidas (Delta Cephei), algólidas (Algol) o tipo Mira (Tau Ceti, Mira).
Epsilon Aurigae (Almaaz), es una de esas estrellas, que varía de brillo cada 27,1 años y con un periodo de bajada de brillo de unos 18 meses, pero con un comportamiento que ha desconcertado durante casi dos siglos a los astrónomos. Parece claro que algún consorte estelar pasa por “delante” de ella, pero sus variaciones en el brillo no encajan perfectamente en los modelos existentes.
Si algo tiene de privilegiado la astronomía, es la contribución que los aficionados hacemos a los profesionales mediante nuestras observaciones. Desde su fundación en 1911, la American Association of Variable Star Observers (AAVSO), es el referente en la recopilación de datos y medidas de este tipo de estrellas, gracias  a las observaciones realizadas tanto por astrónomos profesionales como aficionados.
En la actualidad posee más de 12 millones de curvas de estrellas variables, recibiéndose una media de 500000 observaciones anuales.
Pero volvamos nuestra mirada a la Epsilon de la constelación de Auriga. Situada a unos 4000 años luz y en nuestra visión desde la Tierra cerca de Capella, en cuestión de meses su magnitud baja de 2.9 a 3.8, se recupera un poco, vuelve a bajar y recupera paulatinamente su brillo habitual hasta que pasan otros 27 años.
Sabemos que es una variable eclipsante, similar a Algol, pues las caídas en su brillo se producen en intervalos regulares en el tiempo. Al eclipse de 1956 le siguió el de 1983 y ahora el que dio comienzo en agosto del 2009 y que recuperará su brillo seguramente, en el mes de mayo del 2011.
Pero ¿Cuál es la naturaleza exacta tanto de la estrella como del objeto que la eclipsa?
Una de las hipótesis que se proponían, era la existencia de un anillo de polvo, que desde la Tierra vemos casi de canto. Cuando el “agujero” central pasa por delante de la estrella se produciría ese ligero repunte de brillo en medio del eclipse. Incluso se especula con la posibilidad de que ese anillo contenga una estrella binaria.
Algunas observaciones recientes del telescopio espacial Spitzer, en combinación con datos previos de la radiación emitida en la banda de infrarrojo, ultravioleta y espectro visible parecen llevarnos a dos posibles teorías. Una de ellas es similar a lo expuesto anteriormente; Epsilon es una supergigante masiva que es eclipsada periódicamente por dos estrellas unidas entre sí dentro de un remolino de polvo.
La otra teoría, plantea que Epsilon es una estrella moribunda, que periódicamente es eclipsada por otra estrella que se encuentra dentro de un disco de gas.
Una de las grandes ventajas de esta variable para el aficionado, es el que se puede observar incluso en cielos iluminados, con lo cual nuestra aportación puede resultar relativamente sencilla. Como diría Arne Henden, director de la AAVSO, “los astrónomos aficionados resultan ideales para este proyecto, ya sea utilizando cámaras digitales o a ojo desnudo”.
Algún científico que estudió el eclipse producido durante el periodo 1982-84 en la NASA, ya comenta que simplemente mirando los datos en el espectro visible ya se pueden notar cambios fundamentales entre ambos.
Que el eclipse comenzara coincidiendo con el Año Internacional de la Astronomía, nos debería haber servido de estimulo suficiente para observar la variación de brillo a lo largo del año 2010. Pero para aquellos despistados, los primeros meses del año 2011 en donde retornará a su brillo original, aun pueden servirnos para comparar su cambio de intensidad.
Tenemos pues, una estrella variable que tiene ciertos titubeos en su brillo durante el eclipse. Nos encontramos ante una supergigante tipo F, de veinte veces la masa solar  y 300 veces su diámetro, al menos eso nos dice su espectro. Es la estrella variable binaria eclipsante de periodo más largo conocido, pero los trabajos realizados desde el Spitzer Science Center en el California Institute of Technology en Pasadena, dirigidos entre otros por Donald Hoard, ya dieron sus primeros resultados durante el año 2009.
Hoard planteó el problema desde un punto de vista tecnológico. Como el Spitzer es demasiado sensible para la observación por infrarrojos de la estrella brillante directamente, Hoard comenta: “Apuntamos la estrella con la esquina de cuatro de los pixels de Spitzer, en vez de directamente con uno, para efectivamente reducir su sensibilidad. Las exposiciones solo duraron una centésima de segundo, las imágenes más rápidas que pueden ser obtenidas por el Spitzer”.
Los resultados obtenidos junto con otras observaciones anteriores, confirman la presencia de una estrella compañera y establecen que el tamaño de las partículas del disco son como gravilla más que como polvo fino.  Hoard y sus ayudantes han medido el radio del disco de un tamaño aproximado como cuatro veces la distancia entre el Sol y la Tierra. Según ellos, “si asumimos que la estrella de tipo F es en realidad una estrella moribunda mucho menos masiva, y también asumimos que el objeto eclipsado era una única estrella de tipo B incrustada en el disco de polvo, resulta que todo encaja”.
Pero todavía hay detalles que comprender, por eso las observaciones del año 2010 y 2011 pueden ser decisivas, como el proyecto Citizen Sky*, que fue creado para motivar el estudio de esta binaria eclipsante por parte de todos. Por ejemplo, durante el año 2010, el Michigan Infra-Red Combiner (MIRC), creado por la propia Universidad de Michigan, tomó una secuencia de fotografías de este fenómeno que mediante un proceso de interferometría, combina la luz de cuatro telescopios en la red CHARA de la Universidad Estatal de Georgia, que ayudaran al estudio y comprensión de esta variable.
¿Pero tenemos realmente certezas?
Desde que Johan Fritsch notó por primera vez la variabilidad de la estrella en la mitad del eclipse de 1821, otros fueron después, Argelander y Heis, los que hicieron observaciones sistemáticas de la variable a mediados del siglo XIX. Lundendorff publicó en 1904 un artículo con los primeros estudios, siendo el primero en sugerir que se podía tratar de una estrella de tipo Algol.
Las especulaciones desde entonces se han disparado. Supongamos que la estrella principal es una supergigante FOI pulsante y que sufre leves variaciones en su brillo, como lo hacen las variables cefeidas. Supongamos que el objeto secundario es un disco tenue y de opacidad variable que esta inclinado con respecto a su órbita en torno a la estrella principal. En el centro del disco tendría que haber un objeto muy masivo, caliente, probablemente un sistema binario muy cercano. Supongamos pues, que el aumento del brillo se debe al hueco central del disco de gas y polvo, por donde se escaparía un poco de luz de la estrella principal. Este hueco se produciría por la presencia en el centro del mismo de la supuesta binaria.
Especulemos de otra manera exponiendo que la estrella principal es una F2, y que el objeto que la eclipsa sea, una inmensa estrella, tan grande que podría ser casi transparente y que la eclipsaría por completo, pero no pudiendo oscurecerla completamente al dispersarse su luz en la tenue atmósfera de ese supuesto astro eclipsante.
Supongamos para añadir más emoción un dato objetivo. La ligera pulsación que muestra la estrella se ha acelerado desde los 95 días hasta los 67 días en los últimos años (comparativa con los anteriores eclipses). Además la estrella se está encogiendo un 0,5 % por año. La duración del eclipse de 1983 fue un 25% mayor que la del eclipse de 1956, dato que sugiere por parte de algunos especialistas, un posible cataclismo en la próximas décadas dentro de este siglo. 
El primer contacto en el anterior eclipse se produjo el 23 de mayo de 1982. El periodo de totalidad duró desde octubre del mismo año a octubre del año siguiente, volviendo a su brillo habitual durante la primavera de 1984. Pero ahora nos encontramos de lleno en el que tuvo comienzo en el año 2009,  que tal vez, sea definitivo para el esclarecimiento de nuestras dudas sobre la Epsilon de Auriga.
Robert Stencel, uno de los asesores científicos en el proyecto Citizen Sky, comenta, que aunque desde los datos obtenidos con el eclipse de 1982 y el de este evidencia que un disco oscuro se sitúa frente a nuestra visión de Epsilon Aurigae, otras ideas rondan por algunas cabezas. Algunos piensan que hay múltiples estrellas en el sistema y, tal vez, hasta planetas cayendo en espiral hacia una de las estrellas.
Pero dejemos las  especulaciones propias e inevitables cuando nos enfrentamos a un enigma cosmológico y centrémonos en nuestras aportaciones como aficionados. Tenemos un método relativamente sencillo y que podemos aplicar a ojo desnudo. Pero debemos evitar ciertos errores básicos antes de comenzar:

-   No nos dejemos influenciar por observaciones de otras personas, pues nos pueden llevar a errores de sugestión.
-   Debemos asegurarnos de que hemos identificado correctamente a la estrella.
-   Como el método que vamos a utilizar es de comparación, nunca debemos estimar el brillo de dos estrellas a la vez. Colocaremos alternativamente las estrellas en el centro del campo del ocular.
-   Como la mayoría de las estrellas variables tiene un tono rojizo, su observación prolongada puede hacernos creer un brillo más elevado de la misma. Las observaciones se realizarán a golpe de vista.
-   No debemos usar estrellas de comparación de brillo muy dispares respecto a la estrella variable a medir. Como mucho una magnitud de diferencia.

Teniendo claro los errores a evitar, podemos intentar aplicar este método visual creado por Friedrich Wilhelm Argelander, astrónomo nacido en 1799 y que se dedicó entre otras cosas a la medición de estrellas variables.

Este método se utiliza para estimar el cambio de brillo de una estrella variable utilizando otras estrellas en la comparación. Tomemos un par de estrellas cercanas a la variable (en este caso Epsilon Aurigae), una de brillo superior (A) y otra de brillo inferior (B) siempre que las magnitudes de estas sean conocidas. Una vez que tengamos claro esto, actuemos del siguiente modo en la estimación de grados:

-   Grado 1: (A) es más brillante que V, en un grado, cuando ambas estrellas parecen de igual brillo al primer golpe de vista, pero cuando hacemos una observación más pausada, nos da la sensación de que en ciertos momentos A es ligeramente más brillante que V.
-   Grado 2: (A) es más brillante que V en dos grados, cuando en una primera impresión ambas parecen igual de luminosas pero inmediatamente y sin vacilación, observamos que A es más brillante que V.
-   Grado 3: (A) es más brillante que V en tres grados, cuando se aprecia una ligera diferencia de brillo entre ambas estrellas desde el primer momento.
-   Grado 4: (A) es más brillante que V en cuatro grados, cuando hay una notable diferencia de brillo entre ambas.
-   Grado 5: (A) es más brillante que V en cinco grados, cuando entre ambas estrellas hay una evidente y llamativa desproporción de diferencia en el brillo.

Se pueden dar valores intermedios cuando la valoración de grados exactos no sea posible. La formula a aplicar sería la siguiente:

                                                        a
Magnitud Variable= Ma + --------------------  (Ma – Mb)
                                                     a+b 
                                                     

Denominaremos (a) al grado de comparación de la estrella más brillante A con la variable V. Denominaremos (b) al grado de comparación de la estrella de inferior brillo B con la variable V.

Para la observación de Epsilon Aurigae tenemos la suerte de contar con una serie de estrellas de referencia situadas en la misma constelación.
Como ya sabemos Epsilon varia aproximadamente entre magnitud 3,0 y 3,8.
La estrella ί (Hasseleh) tiene magnitud 2,7. La estrella υ, es una binaria de magnitud 2,6. La estrella η es de magnitud 3,17 y muy próxima a esta se encuentra la variable Azaleh de magnitud 3,8.
Como podemos observar tenemos estrellas muy cercanas de brillo parecido a Epsilon ideales para la comparación.
Pongamos un ejemplo práctico. Supongamos que la comparamos con Hasseleh (2,7) y que nuestra impresión visual fuese grado 3; y supongamos que la comparásemos con Azaleh (3,8) y que nuestra impresión visual fuese grado 2. El resultado aproximado del brillo de la variable Epsilon es en este caso de 3.36.

Para aquellos que tengan curiosidad por ver una animación del eclipse os recomiendo el siguiente enlace: http://www.youtube.com/watch?v=84wJYwsEx0s

Desde estas líneas me gustaría animar a todos en la observación de esta estrella en sus últimos meses de eclipse, en donde la veremos resurgir de su palidez  para volver a la normalidad, hasta que dentro de otros 27 años otro nuevo eclipse la envuelva en su misterio, que tal vez deje de serlo.


*Citizen Sky es una colaboración de la AAVSO, la Universidad de Denver, el Planetario y Museo de Astronomía Adler, la Universidad John Hopkins y la Academia de las Ciencias de California.


fuente http://www.laisladelaastronomia.com/

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« RESPONDER #23 en: Mar, 01-Feb-2011, UTC 02h.39m. »


recuerdo que aún está por salir de la totalidad

eclipse 2009-2011

1st - inicio fase parcial 2455050 = 6 agosto 2009
2nd - inicio fase totalidad 2455187 = 21 diciembre 2009
mitad eclipse - 2455410 = 01 agosto 2010 (**2455394 = 16 Julio 2010)
3rd - final fase totalidad- 2455633 = 12 Marzo 2011
4th - final fase parcial - 2455697 = 15 mayo  2011


y el eclipse es cada 27 años !

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