Medir la magnitud de una estrella variable (Algol, Mira y Delta Cephei) por fotometría y obtener sus curvas de luz.

Antes de empezar con la toma de datos propiamente dicho hay que realizar un estudio de la linealidad de nuestra cámara para saber en qué rango trabaja y a partir de que nivel de exposición los datos no son representativos.

Como ya sabéis uso una compacta Canon Powershot A2300 de 48 bit y chip CCD. Para obtener la lineadad tan solo he tenido que hacer una foto de algún lugar donde exista una luz y se puedan crear zonas claras y oscuras. Sobre un trípode se realizan varias fotografías del mismo lugar con diferentes exposiciones. Después de elige una zona con una luminosidad baja, otra media y otra alta y ayudándonos del programa Iris se va calculando esa luminosidad en ADUs (lo que se obtiene no son magnitudes absolutas). Con los valores de tiempo de exposición y ADUs se va haciendo una tabla como la que ven a continuación. Mientras la gráfica salga una recta ascendente no hay problema porque eso significa que la cámara reacciona ante la diferente luminosidad. Pero si la gráfica sale como una parábola y llega un momento en que los valores no crecen sino que se estabilizan quiere decir que la Canon está usando el antiblooming porque esas zonas (en nuestro caso serán estrellas) están demasiado saturadas. Como veen, la primera gráfica referente a un objeto tenue sale lineal para cualquier tiempo de exposición. En la segunda gráfica también sale una línea recta. En la tercera gráfica sale una linea recta al principio aunque a 6813 ADUs pueden observar como esta se pierde y poco después la gráfica se vuelve horizontal. Esto quiere decir que la cámara ya ha llegado a su nivel de saturación y en estas condiciones es imposible trabajar.

Así que vamos a considera nuestro nivel límite sobre los 6000 ADUs aproximadamente.

 
El proceso seguido viene perfectamente explicado en el siguiente video:

ESTUDIO DE DELTA CEPHEI

Delta Cephei es una estrella bien conocida. Exactamente cada 5,36 días cambia su luminosidad desde los 4,5 a 3,6. Como pueden ver en la gráfica aumenta muy rápido su brillo para luego descender en intensidad poco a poco y luego volver a aumentar rápidamente.

Delta Cephei apilada

Esta estrella ha dado nombre a otro tipo de estrellas semejantes llamadas cefeidas que se han convertido en "candelas standard" muy importantes para conocer las distancias en el universo. Todas cambian su brillo a intervalo regulares. Se ha demostrado una relación lineal de modo que cuanto más largo es el ciclo de cambio mayor es la magnitud de la estrella.

Los astronomos han medido la distancia a algunas estrellas por paralaje y con esa información y su ciclo han establecido relaciones que permiten calcular distancias sabiendo dichos periodos. 

La manera de observar Delta Cephei se consigue orientando su telescopio hacia la constelación de Cefeo. En uno de los extremos de la "casita" está lo que buscamos.

La idea es ir realizando una gráfica Luminosidad (magnitud aparente) vs Tiempo para confirmar el periodo de variabilidad de la cefeida. Gracias a la bibliografía sabemos que el próxima máximo lo alcanza el 26 de Agosto del 2015 a las 23:06 U.T. Por eso los datos tomados empiezan el día 25 de Agosto y se alargan los siguiente cinco para intentar captar la tendencia. Para comprobar la variabilidad vamos a superponer una gráfica tipo para observar las correspondencias ya que por motivos de tiempo no voy a poder hacer tanta observaciones como me gustaría. 
Esa noche realicé fotografías con 3 exposiciones diferentes: 1 segundo, 0,5 segundos y 0,25 segundos. Por razones obvias de visibilidad probé con la de un segundo porque me iba a proporcionar un campo de estrellas superior. Cuando realicé la prueba con el Iris para ver su ADUs este era de 4112 bastante mejor que 6000 y por lo tanto un valor correcto que me permitirá realizar fotometría en el rango de linealidad. Después descompuse la imagen en los tres canales RGB y trabajé con el G (green o verde). El proceso que viene a continuación viene mejor explicado en el siguiente video de Youtube en el que me basé:

Estos son los valores de luminosidad que he obtenido. En la tabla podéis ver la fecha en que se realizaron las observaciones y a la izquierda el tiempo exacto (Juliano). En ese instante se midió la luminosidad con el programa Iris, apareciendo al lado la luminosidad real que establece la bibliografía. Nos van a salir dos líneas de tendencia, la azul que se refiere a la curva real y la roja que se refiere a nuestros valores experimentales. En los datos de "Luminosidad medida" aparecen unos números en rojo y otros en negro. Los "negros" son valores experimentales tomados por mi mismo. Los "rojos" son valores estimados teniendo en cuenta la desviación media de los demás valores. Esa desviación ronda los 0,55 unidades de magnitud. Eso significa que he supuesto que siempre que hago una medida, debido a la cámara, al método o a cualquier otra causa, siempre obtengo valores 0,55 más altos que lo que debería.
Viendo ambas gráficas observamos la similitud entre ellas.