Observación e instrumentación · UNIR
Observaciones en modo remoto en el Observatorio de Sierra Nevada
Memoria de una campaña con el telescopio T150 (1,5 m) del OSN: diario de las seis noches, reducción de datos, detección y caracterización de los tránsitos de WASP-103 b y TrES-3 b, e imágenes multibanda y en Hα de NGC 5907, M13, M27, M16 y M51.
Resumen
Esta memoria recoge la campaña de observación del grupo ARIEL en el Observatorio de Sierra Nevada (OSN), con el telescopio T150 de 1,5 m y la cámara CCD Andor iKon-L. Consta de dos partes: la Parte I recoge el diario de las observaciones realizadas y la Parte II describe la reducción de los datos y sus conclusiones científicas. El detalle operativo de cada noche se documenta aparte, en la bitácora de observación.
El resultado científico principal es la detección y caracterización de dos tránsitos de Júpiteres calientes mediante fotometría diferencial: WASP-103 b y TrES-3 b. En ambos casos se midió una caída de brillo con la forma y la profundidad esperadas y se ajustó un modelo de tránsito, del que se obtuvieron la profundidad, el cociente de radios entre el planeta y la estrella y los parámetros orbitales, todos ellos compatibles con los valores publicados.
Además, se obtuvieron imágenes multibanda (B, V, R, I y Hα) de varios objetos extensos: la galaxia de canto NGC 5907, objetivo original de la propuesta; el cúmulo globular M13; y las nebulosas y galaxias M27, M16 y M51, en las que se aprecia con claridad la contribución del filtro Hα, que aísla el gas ionizado.
De WASP-103 b se dispone de dos tránsitos del mismo planeta, observados en fechas y filtros distintos. Su comparación detallada, con cuadernos de Python propios, se plantea como trabajo futuro.
Introducción y objetivos
En enero y febrero de 2026 se presentaron dos propuestas de tiempo de observación: una de fotometría de tránsitos exoplanetarios, centrada en KELT-23 A b con WASP-103 b como observación de control, y otra de fotometría multibanda de galaxias espirales vistas de canto (NGC 4565 y NGC 5907). Ambas fueron aceptadas y se consolidaron en un único plan de observación para el OSN.
Se adjudicaron las noches del 8, 9 y 10 de mayo de 2026, muy afectadas por el mal tiempo (nubosidad y viento). Como compensación, se pudo observar compartiendo el telescopio durante el fin de semana del 22, 23 y 24 de mayo. El observatorio facilitó además el acceso a imágenes de archivo (un tránsito de WASP-103 b del 6 de abril de 2025 y uno de KELT-23 A b del 1 de mayo de 2026), lo que amplía el material disponible para el análisis.
Parte I. Diario de observaciones
Configuración común a todas las noches:
- Telescopio: T150 (1,5 m).
- Ubicación: OSN (IAA-CSIC), Sierra Nevada, Granada (37°04′ N, 03°23′ O, 2896 m).
- Cámara: CCD Andor iKon-L (DZ936N-BEX2-DD), refrigerada a −80 °C; 16 bits; escala de placa de 0,23″/píxel en binning 1×1 (0,46″/píxel en 2×2).
- Filtros: Johnson–Cousins B, V, R, I, Hα y Clear.
- Software: TCS 2 Client (telescopio); MaxIm DL Pro 6 (cámara, gestión de tiempos de exposición, repeticiones y guardado, y tratamiento de imágenes: bias, flats, reducción y composición en color); TheSkyX (planetario); PHD2 y runACiego (autoguiado).
Las horas indicadas son UTC.
Noche 1: 8 de mayo de 2026
- Inicio y fin: ≈ 18:35 (apertura) – ≈ 04:00. Operador: Julio Rodrigo Campos.
- Condiciones: nublado (cielo no fotométrico). T ≈ 11 → 16 °C, humedad del 63 %. Viento de 5 km/h al inicio, con rachas de 60–65 km/h tras la medianoche. Sin datos científicos aprovechables; noche de validación operativa.
| Objeto | (AR, Dec) | Inicio UTC | Exposición | Filtros | Comentario |
|---|---|---|---|---|---|
| NGC 4565 | 12 36 20.8, +25 59 14.6 | ~19:30 | 120–600 s | B, V, R, I, Hα | Intento; indetectable con cielo no fotométrico (nubes). |
| Markarian 421 | 11 04 27.3, +38 12 31.8 | ~23:30 | 60–300 s | B, V, R, I | Blazar puntual detectado en bin 2×2 (programa de altas energías). |
| Mizar, Arcturus, Vega | — | Madrugada | Cortas | Clear | Verificación óptica y de saturación con estrellas brillantes. |
Noche 2: 9 de mayo de 2026
- Inicio y fin: 19:38 – ≈ 20:15 (calibración). Operador: Julio Rodrigo Campos.
- Condiciones: clima adverso que impidió hacer ciencia. Noche dedicada a imágenes de calibración (bias y flats por filtro y binning) y a formación: demostración de apilado y del flujo de análisis de tránsitos con FotoDif sobre KELT-23 A b.
| Objeto | (AR, Dec) | Inicio UTC | Exposición | Filtros | Comentario |
|---|---|---|---|---|---|
| Bias 1×1 y 2×2 | — | 19:50–19:52 | 0 s | — | 22 tomas (11 + 11) de pedestal electrónico. |
| Flats 1×1 | Crepúsculo | 19:38–19:47 | 4–8 s | B, V, R, I, Hα, Clear | 42 tomas; un flat por filtro y binning. |
| Flats 2×2 | Crepúsculo | 19:59–20:10 | 1–10 s | B, V, R, I, Hα, Clear | 42 tomas; tiempos ajustados para no saturar. |
| KELT-23 A b (demostración) | 15 28 35.2, +66 21 32 | — | — | R | Curva de luz de archivo (1 de mayo) mostrada en FotoDif. |
Noche 3: 10 de mayo de 2026
- Inicio: 21:02. Fin: cúpula cerrada. Operador: Julio Rodrigo Campos.
- Condiciones: humedad más baja, pero viento intenso que impidió abrir la cúpula con seguridad. Se revisó el enfoque y se localizó WASP-103 con Astrometry.net para tenerlo preparado; finalmente se desistió. Sin datos.
Noche 4: 22 de mayo de 2026
- Inicio y fin: 21:31 – 03:43. Operador: Alfredo Sota.
- Condiciones: excelentes. Transparencia cercana al 100 %, fondo de cielo estable, buen seeing y dispersión fotométrica de ~0,2 %. Binning 1×1 para el tránsito (máxima resolución; la CCD no tiene antiblooming). Autoguiado con runACiego para mantener la estrella sobre los mismos píxeles.
| Objeto | (AR, Dec) | Inicio UTC | Exposición | Filtros | Comentario |
|---|---|---|---|---|---|
| UGC 10214 | 16 06 15, +55 25 17 | 21:31:56 | 180–300 s | B, Hα, I, R | Galaxia del Renacuajo; 15 tomas (bin 2×2). |
| NGC 4565 | 12 36 22, +25 59 14 | 22:48:27 | 120–300 s | B, V, R, I, Hα | Objetivo de ARIEL; 16 tomas (bin 2×2). |
| WASP-103 b | 16 37 09, +07 08 10 | 23:49:39 → 03:40:58 | 40 s | R | Tránsito. 306 tomas, bin 1×1, cadencia ~40 s, autoguiado con runACiego. |
| Bias 1×1 | — | 03:42 | 0 s | — | 10 tomas de calibración al cierre. |
Noche 5: 23 de mayo de 2026
- Inicio y fin: 19:15 – 03:22. Operador: Alfredo Sota.
- Condiciones: nubosidad alta intermitente (más nubes que la noche anterior), con tramos despejados; seeing estable y algo mejor que el día anterior. La fotometría diferencial permitió un ajuste correcto del tránsito pese a las nubes.
| Objeto | (AR, Dec) | Inicio UTC | Exposición | Filtros | Comentario |
|---|---|---|---|---|---|
| Calibración | — | 19:15–19:58 | 0–8 s | B, V, R, I, Hα, Clear | Bias y flats en 1×1 y 2×2. |
| Júpiter | 07 36 18, +22 01 00 | 21:09:47 → 21:23:38 | 1 s | Hα | 123 tomas; registro de las lunas galileanas (bin 1×1). |
| M97 | 11 14 48, +55 01 22 | 21:43 → 01:09 | 60–120 s | Hα, V, R, I | Nebulosa del Búho; 21 tomas (bin 2×2). |
| TrES-3 b | 17 52 26, +37 32 30 | 21:56:55 → 00:07:27 | 40 s | R | Tránsito. 186 tomas (bin 2×2). |
| Mrk 501 / Mrk 421 | 16 54 01 / 11 04 35 | 00:21 / 00:26 | 60 s | R | Blazares (altas energías). |
| OP 313 | 13 10 31, +32 20 43 | 00:31:19 | 300 s | R | Blazar lejano (z alto); fuente débil. |
| UGC 10214 | 16 06 10, +55 25 20 | 01:26 → 02:25 | 200 s | B, I, R | 18 tomas; reencuadre para la cola de marea. |
| NGC 5907 | 15 15 52, +56 19 55 | 02:43 → 03:22 | 120–180 s | B, V, R, I, Hα | Objetivo de ARIEL; 16 tomas (bin 2×2). |
Noche 6: 24 de mayo de 2026
- Inicio y fin: 21:10 – 03:23. Operador: Alfredo Sota.
- Condiciones: variables. Sesión dedicada al sistema solar (Júpiter en Hα, el cometa 24P y el planeta enano Haumea), al seguimiento de blazares (segunda noche, para estudiar su variabilidad) y a objetos extensos (NGC 5907, M13, M27, M16 y M51).
| Objeto | (AR, Dec) | Inicio UTC | Exposición | Filtros | Comentario |
|---|---|---|---|---|---|
| Júpiter | 07 37 00, +21 59 26 | 21:10:23 → 21:13:30 | 1 s | Hα | 30 tomas; lunas en distinta posición que el día 23. |
| Mrk 501 / Mrk 421 | — | 22:06 / 22:10 | 60 s | R | Blazares; segunda noche, control de variabilidad. |
| OP 313 / 1ES 1218 | 13 10 38 / 12 21 32 | 22:14 / 22:21 | 300 s | R | Blazares (altas energías). |
| 24P/Schaumasse | 14 19 21, −02 23 43 | 22:33 → 22:52 | 120 s | R | Cometa; 10 tomas. |
| NGC 5907 | 15 15 59, +56 20 07 | 23:01 → 00:31 | 120–180 s | B, V, R, I, Hα | Objetivo de ARIEL; 33 tomas. |
| M13 | 16 41 47, +36 27 30 | 00:48 | 60 s | B, I, R | Cúmulo globular. |
| M27 | 19 59 44, +22 43 06 | 01:12 → 01:37 | 60–180 s | B, V, R, I, Hα | Nebulosa Dumbbell. |
| Haumea | 14 39 46, +14 43 19 | 01:46 → 02:43 | 60 s | R | Planeta enano. |
| M16 / M51 | — | Madrugada | 60–180 s | B, V, R, I, Hα | Nebulosa del Águila y galaxia del Remolino. |
Parte II. Resultados científicos
1. Metodología de reducción
La reducción sigue el flujo estándar de la fotometría CCD: primero se corrige cada imagen de los defectos del instrumento y después se mide en ella la magnitud relativa de las estrellas o se compone la imagen final de los objetos extensos.
- Calibración. Se construyen un bias maestro y un flat maestro por filtro y binning, combinando las tomas por mediana (lo que elimina los rayos cósmicos), y se aplica la corrección (imagen − bias) / flat. No se usan darks: a −80 °C y con exposiciones de 30–60 s, la corriente de oscuridad es despreciable.
- Tránsitos. Durante la noche se siguió la curva en tiempo real con FotoDif. La reducción definitiva se hizo con AstroImageJ mediante fotometría diferencial de apertura: se mide el flujo de la estrella anfitriona respecto a varias estrellas de comparación del mismo campo, lo que cancela la extinción atmosférica. Con una apertura variable automática y el ajuste de un modelo de tránsito (incluido el oscurecimiento al limbo) se obtienen la profundidad, el cociente de radios Rp/R, el semieje a/R, la inclinación i y el instante central Tc.
- Objetos extensos. Se alinean y se apilan por mediana las tomas de cada filtro, se compone la imagen en color (RGB) a partir de las bandas anchas y se realza por separado la señal de Hα.
- Verificación propia. Además de AstroImageJ, se generaron curvas propias con un cuaderno de Python para reproducir y comprobar los resultados de forma independiente; estos resultados requieren más trabajo y no se presentan en este informe.
2. Tránsitos exoplanetarios
Un tránsito es la disminución periódica del brillo de una estrella cuando uno de sus planetas pasa por delante de ella. La profundidad de la caída es igual al cociente entre el área del planeta y la de la estrella, es decir, (Rp/R*)², de la que se obtiene directamente el tamaño relativo del planeta. Ajustando la forma completa de la curva se recuperan además la inclinación de la órbita, la duración y el instante central del tránsito.
WASP-103 b (22 de mayo, filtro R). WASP-103 b es un Júpiter caliente en una órbita muy corta (periodo de 0,925 días) alrededor de una estrella de tipo F. La curva muestra un tránsito limpio y bien definido. El ajuste con AstroImageJ da una profundidad de 15,15 ppt (1,52 %) y un modelo con (Rp/R)² = 0,0124, es decir, Rp/R ≈ 0,111, con a/R ≈ 3,0, inclinación i ≈ 90° (tránsito central) e instante central Tc (BJD) = 2461183,576. La dispersión de los residuos es de solo 1,42 ppt, muy inferior a la profundidad, lo que confirma que la detección es robusta. El valor de Rp/R es compatible con el publicado (≈ 0,115; Gillon et al., 2014) e implica, con R ≈ 1,44 R☉ (Gillon et al., 2014), un radio planetario de aproximadamente 1,55 radios de Júpiter, coherente con el publicado (~1,53 RJ). La profundidad ajustada (15,15 ppt) es algo mayor que (Rp/R)² = 12,4 ppt por el oscurecimiento al limbo, que hace más profundo el centro del tránsito. La inclinación de 90° es la que mejor ajusta estos datos; el valor publicado es de unos 86° (Gillon et al., 2014).
TrES-3 b (23 de mayo, filtro R). TrES-3 b es otro Júpiter caliente (periodo de 1,31 días) alrededor de una estrella de tipo G. Su tránsito es más corto y más profundo que el de WASP-103 b. El ajuste da una profundidad de 22,66 ppt (2,27 %) y (Rp/R)² = 0,0246, es decir, Rp/R ≈ 0,157, con a/R ≈ 6,1, inclinación i ≈ 81,6° e instante central Tc (BJD) = 2461184,455, con una dispersión residual de 2,73 ppt. Estos valores concuerdan muy bien con la literatura (Rp/R ≈ 0,166 e i ≈ 81,9°; O’Donovan et al., 2007) y corresponden a un planeta de aproximadamente 1,3 radios de Júpiter. Esta observación se realizó en binning 2×2, y la fotometría diferencial permitió recuperar la señal pese a la nubosidad intermitente de la noche.
Las tablas siguientes resumen los parámetros medidos y los comparan con los valores de referencia de la literatura.
| Sistema | Profundidad | (Rp/R*)² | Rp/R* | a/R* | i (°) |
|---|---|---|---|---|---|
| WASP-103 b (R) | 15,15 ppt | 0,0124 | 0,111 | 3,0 | 90,0 |
| TrES-3 b (R) | 22,66 ppt | 0,0246 | 0,157 | 6,1 | 81,6 |
Tabla 1. Parámetros medidos con AstroImageJ.
| Sistema | P (días) | Rp/R* (lit.) | Profundidad (lit.) | Estrella anfitriona |
|---|---|---|---|---|
| WASP-103 b | 0,925545 | ~0,115 | ~1,2–1,4 % | F8 V, Tef ≈ 6110 K, V ≈ 12,1 |
| TrES-3 b | 1,306186 | ~0,166 | ~2,6–2,9 % | G, i ≈ 81,9°, V ≈ 12,4 |
Tabla 2. Valores de referencia de la literatura.
3. Objetos extensos
Durante la campaña se observaron varios objetos extensos en distintas bandas. Además de la imagen en color (RGB), en las nebulosas y galaxias con formación estelar se tomó el filtro estrecho de Hα, que aísla la emisión del hidrógeno ionizado a 656,3 nm y revela estructuras (regiones HII, cáscaras de gas) que apenas se aprecian en banda ancha.
M13. M13 es un cúmulo globular de la constelación de Hércules, formado por cientos de miles de estrellas viejas, que en la imagen aparece resuelto casi hasta el centro. Destaca una clara diversidad cromática que refleja el estado evolutivo del cúmulo: predominan las estrellas de tonos amarillentos y anaranjados, correspondientes a gigantes rojas (estrellas viejas, frías y expandidas), y, en contraste, se aprecian puntos azulados que corresponden a estrellas más calientes, típicas de la rama horizontal o de las llamadas “rezagadas azules” (blue stragglers).
NGC 5907. NGC 5907 es una galaxia espiral vista casi exactamente de canto, cuya banda de polvo oscurece el plano del disco. Es el objetivo original de la propuesta de objetos extensos, pensado para estudiar la separación entre bulbo y disco. Al comparar la observación con las imágenes de archivo de DSS2 se detecta una fuente nueva sobre el disco: la supernova SN 2026kid, descubierta el 22 de abril de 2026 por Yasuo Sano y clasificada espectroscópicamente como de tipo II (Transient Name Server, 2026), tal como indicó el operador.
M27, M16 y M51: comparación RGB–Hα. En estos tres objetos se dispone de la imagen en color y de la imagen en Hα, lo que permite ver directamente dónde se encuentra el gas ionizado.
4. Trabajo futuro
El aspecto más prometedor de los datos es que se dispone de dos tránsitos del mismo planeta, WASP-103 b: el observado el 22 de mayo de 2026 en el filtro R y uno de archivo del 6 de abril de 2025 en el filtro Clear. Con más tiempo, se compararán ambos con cuadernos de Python propios: se plegarán en fase, se analizarán los tiempos de mínimo (O−C) frente a la efeméride publicada para comprobar su consistencia y se estudiará la pequeña diferencia de profundidad entre filtros, atribuible al oscurecimiento al limbo. Tener el mismo tránsito en dos épocas y filtros distintos permite verificar que la señal es astrofísica y no instrumental, un ejercicio poco frecuente a este nivel.
En cuanto a los objetos extensos, queda pendiente la reducción completa de la fotometría superficial de NGC 5907 (isofotas, perfiles de brillo superficial, descomposición bulbo–disco y gradientes de color) y la fotometría de SN 2026kid, que requiere una calibración fotométrica cuidadosa. Por último, la fotometría de los blazares observados (Mrk 421, Mrk 501 y OP 313) puede integrarse en las series históricas del programa de altas energías.
Conclusiones
La campaña cumplió sus objetivos científicos pese al mal tiempo de las noches adjudicadas inicialmente. Se detectaron y caracterizaron dos tránsitos de Júpiteres calientes, WASP-103 b y TrES-3 b, cuyas profundidades, cocientes de radios y parámetros orbitales concuerdan con la literatura, lo que valida el procedimiento de reducción y la aptitud del telescopio T150 para la fotometría de precisión.
Se obtuvieron además imágenes multibanda de varios objetos extensos (NGC 5907, M13, M27, M16 y M51), en las que la comparación entre las bandas anchas y el filtro Hα permite localizar el gas ionizado y las regiones de formación estelar. Disponer de dos tránsitos de WASP-103 b abre la puerta a un estudio comparativo, que se abordará como trabajo futuro con herramientas propias. El detalle operativo de cada noche se encuentra en la bitácora de observación.
Agradecimientos a los operadores del OSN, Julio Rodrigo Campos y Alfredo Sota.
Referencias
- Gillon, M., et al. (2014). WASP-103 b: A new planet at the edge of tidal disruption. Astronomy & Astrophysics, 562, L3.
- Johns, D., et al. (2019). KELT-23Ab: A hot Jupiter transiting a near-solar twin. The Astronomical Journal, 158, 78.
- O’Donovan, F. T., et al. (2007). TrES-3: A nearby, massive, transiting hot Jupiter in a 31 hour orbit. The Astrophysical Journal, 663, L37.
- Transient Name Server (2026). SN 2026kid (AT 2026kid). International Astronomical Union.
- Grupo ARIEL (2026). Bitácora de observación OSN, mayo de 2026. Documento interno.