Semana del 1 al 6 de enero de 2001 La noticia de esta semana fue sin duda el descubrimiento de la posible Nova Puppis 2000. Ya se ha informado de los hechos en el foro de variables de LIADA. Resumiendo, hasta el momento se tienen los siguientes datos de la nova: POSICION: 07h 37m 56.88s -25º 56' 58.8" (2000.0) [A. Henden, UCAC1] La estrella es, casi con seguridad, USNO0600.03989187. MAGNITUD: entre 9.0 y 9.4 según los diferentes observadores del mundo. En vsnet, Taichi Kato se refiere a un probable flare (aumento rápido y momentáneo de brillo) el día 3 de diciembre aproximadamente entre las 13.15 y las 15.20 UT, registrado por observadores japoneses. Según Kato, todos los observadores a esa hora reportaron una clara variación (aumento de brillo hasta 8.7V). Se basa en las siguientes observaciones:   Ene. 3 Ene. 4  ----------------------------------------  Makiguchi 8.7 9.4  Takao(CCD) 8.7 9.0  Y. Watanabe 8.7 9.3  T. Watanabe 8.8 9.2 20010103.528 91 (P. Nelson) 20010103.549 92 (R. Stubbings) 20010103.553 89 (Y. Atobe) 20010103.560 89 (M. Ogura) 20010103.576 87 (N. Makiguchi) 20010103.607 87C (A. Takao) 20010103.613 87 (Y. Watanabe) 20010103.639 88 (T. Watanabe) 20010103.781 92 (A. Pearce) 20010103.979 92 (J. Hodar) 20010103.983 92 (F. Hodar) 20010104.042 92 (B. Monard) 20010104.080 94 (E. van Ballegoij) 20010104.494 93 (Y. Watanabe) 20010104.523 7.90Ic (S. Kiyota) 20010104.524 9.15V (S. Kiyota) 20010104.525 9.78B (S. Kiyota) 20010104.533 8.74Rc (S. Kiyota) 20010104.608 94 (N. Makiguchi) 20010104.614 88 (H. Itoh) 20010104.646 94 (N. Makiguchi) 20010104.683 92 (T. Watanabe) 20010104.692 90C (A. Takao) 20010104.778 92 (T. Watanabe) 20010104.781 93 (A. Pearce) 20010104.998 92 (E. Eker) 20010105.044 91 (S. Otero) Sin embargo, noten la diferencia entre las dos estimas de Makiguchi en 9.4 y la de Itoh en 8.8 al mismo momento.   Estas son las observaciones fotográficas y de CCD: 19940314.536 146p Tmz.VSOLJ 19941111.731 147p Tmz.VSOLJ 19950203.546 147p Tmz.VSOLJ 19950927.799 145p Tmz.VSOLJ 19951118.744 146p Tmz.VSOLJ 19951222.685 147p Tmz.VSOLJ 19961021.768 146p Tmz.VSOLJ 19961206.707 147p Tmz.VSOLJ 19970103.622 146p Tmz.VSOLJ 19970227.485 145p Tmz.VSOLJ 19971013.798 146p Tmz.VSOLJ 19971103.802 146p Tmz.VSOLJ 19971204.695 146p Tmz.VSOLJ 19971224.633 146p Tmz.VSOLJ 19980121.549 145p Tmz.VSOLJ 19980217.497 146p Tmz.VSOLJ 19980325.453 145p Tmz.VSOLJ 19990208.557 145p Tmz.VSOLJ 19990404.438 144p Tmz.VSOLJ 19991203.790 144p Tmz.VSOLJ 20000926.780 <120p (Y. Nakamura) 20000115.719 <117p (K. Kanatsu) 20001123.780 88p (K. Haseda) 20001128.703 86p (K. Takamizawa) 20001128.748 88p (Y. Nakamura) 20001201.769 88p (K. Haseda) 20001222.578 88p (K. Takamizawa) 20001222.731 87p (K. Kanatsu) 20001222.733 86p (K. Kanatsu) 20001229.733 91p ( Y. Nakamura) 20001230.585 88C (A. Takao) 20001231.323 91V (C. Pullen) 20001231.664 87C (Ouda team) 20010101.525 91V (H. Abe) 20010101.685 86R (K. Torii) 20010102.2: 9.090V (A. Henden) 20010102.2: 9.654B (A. Henden) 20010102.2: 8.715R (A. Henden) 20010102.2: 7.957 I (A. Henden) 20010103.607 87C (A. Takao) 20010104.073 88C (ALDA) 20010104.523 7.90Ic (S. Kiyota) 20010104.524 9.15V (S. Kiyota) 20010104.525 9.78B (S. Kiyota) 20010104.533 8.74Rc (S. Kiyota) 20010104.692 90C (A. Takao) 20010105.083 88C (ALDA)  20010105.562 7.69Ic (S. Kiyota) 20010105.562 8.89V (S. Kiyota) 20010105.562 9.54B (S. Kiyota) 20010105.567 8.471Rc (S. Kiyota) 20010105.605 88C (A. Takao)   En el compendio de observaciones generales es difícil encontrar la variación, pero parece existir si nos basamos en la data fotométrica. Pero hay que tener en cuenta algo: diferentes observadores utilizan diferentes estrellas de referencia para reducir sus imágenes SIN FILTROS, y se basan en las magnitudes V Johnson de las referencias. Como cada estrella tiene un índice de color diferente, el resultado va a ser diferente también. De ahí la importancia de los filtros o de usar las mismas estrellas. O en el caso de las magnitudes R basadas en el USNO, son aproximadas, por lo que estimas aisladas en el rojo basadas en esas magnitudes serían poco útiles como comparación o para medir índices. Usando observaciones consistentes (mismo observador con rueda de filtros) podemos encontrar los siguientes índices de color: 2/1 = 7.957 I - 8.715R - 9.090V - 9.654B  4/1 = 7.90 Ic - 8.74Rc - 9.15V - 9.78B 5/1 = 7.69 Ic - 8.47Rc - 8.89V - 9.54B B-V  2/1 = 0.56 4/1 = 0.63 5/1 = 0.65 V-R 2/1 = 0.375 4/1 = 0.41 5/1 = 0.42 La estrella parece estar enrojeciéndose. Brian Skiff apuntó lo siguiente en un primer momento: "...el color en el extremo rojo (V-I= 1.23) está fuera de lugar para una estrella solitaria común con ese B-V. Dos tercios de la diferencia entre V e I están entre R e I, por lo que emisión probablemente no hay emisión fuerte en H-Alpha . El V-R es muy rojo para ese B-V, por lo que sí debe haber alguna línea de emisión." Luego, como ya se informó, se tomaron espectros que evidenciaron líneas de FeII y He I y también H-Alpha en un espectro más reciente. Brian sugiere que podría tratarse de una erupción en un sistema simbiótico tipo VV Cephei, con una estrella roja luminosa y otra azul más débil. Al parecer en tranquilidad, predomina la estrella azul. En conclusión, no se descarta variabilidad en escalas cortas de tiempo, pero aún así, la nova? es un objeto muy poco activo, ya que hace +- 45 días que se encuentra en 9a. magnitud. De ser una nova, la clasificación Na (con la que se la identificó en la carta AAVSO (??) ) queda excluída. Se trataría de una nova de desarrollo lento (Nb o Nc). Como dijo Taichi Kato, tal vez la estrella despierte nuevamente en camino al verdadero máximo, ya que hasta ahora la amplitud de menos de 6 magnitudes es demasiado pequeña para una nova. Colores y espectro sin embargo, casi descartan los tipos FUOr , ZAND y RCB del tipo Sakurai. Este enigmático objeto sólo revelará su identidad con el tiempo, lo cual lo hace un fantástico target de investigación. El chart para la observación de la nova está en: http://www.shopplaza.nl/astro/vs-charts/novapuppis.htm Carta buscadora en http://www.egroups.com/foro-liada. . R LEPORIS, y el problema del rojo carmesí: Como es de dominio popular, las estrellas más difíciles de estimar son las rojas. Hay que cuidarse del efecto Purkinje al observarlas (por el cual la estrella se hace más brillante a medida de que uno la mira) pero también hay que observarlas de diferente forma que a las azules para hacer una estima correcta, ya que las células de la persferia del ojo (bastones) son ciegas al color, por lo que si se utiliza visión perisférica, una estrella tan "colorida" (B-V de 6 !!!) casi no se va a ver. Casi todos los observadores usan visión perisférica indiscriminadamente y no le prestan atención a esto. Observemos este listado de la semana en vsnet: 20001229.626 98 (M. Ogura) 20001231.988 99 (E. Eker) 20010101.100 90 (S. Otero) 20010102.483 95 (M. Ogura) 20010102.944 99 (E. Eker) 20010103.417 98 (Y. Watanabe) 20010103.575 94 (Y. Atobe) 20010103.878 104 (T. Lange) 20010104.219 98 (E. van Ballegoij) 20010104.485 98 (Y. Watanabe) De aquí se extrae que la estrella no está variando, ya que los dos pares de estimas de Watanabe y Eker la muestran igual. Pero el scatter del conjunto de observaciones es grandísimo debido a este problema del color. ¡¡ Hay 1.4 magnitudes de diferencia entre la observación de S.Otero y la de T.Lange !! Evidentemente hay diferencia de sensibilidad al rojo en los diferentes observadores... es aquí cuando quizás una curva individual es más importante que la suma de las partes. Es obvio que cuando comenzó el 2001 la estrella no subió una magnitud entera para festejar, y tampoco el día 3 cayó una magnitud en 7 horas. Se dice que la sensibilidad al rojo de cada observador puede obtenerse de sus estimas y de ellas hacerse una corrección individual para evitar el problema. En la práctica eso no es así, vsnet da la posibilidad de comparar y monitorear las observaciones de cada persona y por ende de hacer este tipo de estudios: así se comprueba que el observador "A" que ve a una estrella roja casi una magnitud más brillante que el observador "B", es el mismo que a otra estrella del mismo color la ve media magnitud más débil que el mismo observador "B". Asimismo, en un momento dado para un observador la estrella puede estar subiendo de brillo y para otro puede estar bajando. El tema no es sencillo, pero el cuidado en las estimas de estrellas rojas y del rol del color en las estimas en general, es un tema para tratar de lleno en el foro de variables y esta semana R Leporis lo trajo a colación. RR TAURI: Campaña de observación. La variable nebular activa RR Tauri acaba de caer de 11.8 a 12.6 en otro de sus shows de variabilidad en pocas horas. Es una excelente oportunidad de monitorear a esta estrella, ya que astrónomos de la Universidad de Washington (según se informa en el AAVSO News Flash # 720) van a realizar observaciones espectroscópicas en los meses de enero, febrero y marzo. Para reportar estas observaciones a la AAVSO, quien coordina esta campaña, hay que utilizar la carta que hay en: http://charts.aavso.org/STANDARD/TAU/RR_TAU/ -- Fin --