En esta entrada se presenta un reporte de mi primer encuentro con la Astrometría Relativa de Estrellas Dobles a partir de adquisiciones con equipos propios. El trabajo consistió en un entrenamiento que tuvo como finalidad conocer el equipo y desarrollar destreza en las técnicas que propone dicha disciplina. Se muestran resultados de la reducción astrométrica para 36 pares de la constelación de Lupus que fueron adquiridos entre las noches del 26 de mayo y 6 de junio de 2020.
Introducción
Hace un tiempo empecé a preguntarme que actividades dentro de la astronomía amateur, que tuvieran más relación con la ciencia que con el arte, estaban a mi alcance. Entiéndase por "alcance", equipamiento, tiempo y conocimientos. Afortunadamente, en el grupo de aficionados a la astronomía del que formo parte, Grupo de Astrometría y Fotometría (GAF) de la ciudad de Córdoba, hay una gran cantidad de aficionados con experiencia en las ramas de la astronomía que dan nombre al mismo. Apoyándome en sus conocimientos encontré un gran espectro de opciones que podrían resumirse como la aplicación de distintas técnicas de astrometría y fotometría a estrellas o cuerpos menores del Sistemas Solar. Las dos opciones más acordes a mi alcance resultaron ser la Astrometría Relativa de Estrellas Dobles y la Fotometría de Estrellas Variables Eclipsantes. Finalmente me decanté por iniciar por la primera opción ya que no requiere la captura en instantes específicos de tiempo. La Astrometría Relativa de Estrellas Doble seduce por su sencillez, solo se necesita adquirir una serie de imágenes del objeto de interés en cualquier momento que se encuentre con un ángulo de elevación razonable.Pero... ¿Que son las estrellas dobles?
Una estrella doble es un sistema estelar compuesto por dos estrellas que parecen muy próximas vistas desde la Tierra. También es normal encontrar sistemas que tienen tres, cuatro o incluso más componentes, denominados sistemas múltiples. Por tradición, es frecuente referirse a todos ellos simplemente como estrellas dobles.
Por convención, la estrella principal del par será la más brillante y se designará con la letra A. La secundaria será la B y, en un sistema múltiple, la tercera componente se designará con la letra C y así consecutivamente para los demás miembros si los hubiere. Si se diera el caso de que la principal y secundaria fueran de igual magnitud se tomará como principal a la estrella situada más al norte de las dos.
La propuesta
El objetivo principal era simple, realizar un entrenamiento en todo el flujo de trabajo de la Astrometría Relativa de Estrellas Dobles, desde la planificación hasta la obtención y publicación de los resultados (en este medio). Los objetivos secundarios serían identificar las prestaciones y limitaciones del equipo y aprender sobre las técnicas de procesamiento.
El equipo
No es mas, ni menos, que un modesto telescopio montado en el pequeño patio de un departamento en Córdoba Capital. Para la astrometría de estrellas dobles la sugerencia es utilizar la mayor resolución angular posible. Por esto, entre las opciones disponibles, se decidió utilizar el telescopio Maksutov-Cassegrain sin ningún reductor o extensor de focal. Respecto a la cámara se decidió utilizar la reflex frente a la astronómica T7c principalmente motivado por el amplio campo de visión (Fiel of View, FoV) para una resolución angular prácticamente igual. Este FoV, cercano al grado, ayudó a mitigar los errores del GoTo cuando el telescopio se desplaza de una posición a otra. Quedará para más adelante probar otras configuraciones de equipo. Resumiendo, el equipo utilizado fue:
- Telescopio principal: Sky-Watcher SkyMax 127 (Maksutov-Cassegrain F/11,81).
- Cámara principal: DSLR Nikon D5300 a foco primario.
- Montura: Sky-Watcher NEQ3 con motores dual axis y PicGoTo++.
Y las características teóricas del sistema óptico son:
- Cantidad de píxeles = 6016 x 4016
- Tamaño de píxel = 3,9μm
- Distancia focal = 1500mm
- Apertura = 127mm
- Campo de visión, FoV = 0,9° x 0,6° ≡ 54' x 36'
- Escala de placa, resolución angular, iFoV = 0,54"
- Límite de Rayleigh = 1,1"
La metodología de trabajo
Como la cámara es color y las imágenes se adquirieron en formato FIT con patrón de Bayer, antes de continuar con la reducción, todas las capturas fueron debayerizadas (conversión a RGB) y luego convertidas a monocromo. Además, en caso de que las adquisiciones hubiesen sido realizadas con las pesas al oeste se realizó la rotación de 180° de las imágenes. De esta manera, todo el procesamiento posterior se realizó con imágenes monocromas orientadas con el norte hacia arriba y el este a la izquierda.
Para determinar la resolución angular real del sistema se realizó el Plate Solving de una imagen de la sesión con PlateSolve2. Se obtuvo un iFoV=0,52" invariante entre noches. La diferencia entre la resolución angular teórica (0,54") y la calculada (0,52") se debe posiblemente a una distancia focal real más larga que la indicada por el fabricante del instrumento. Para determinar la rotación de la cámara se procesó la captura a motor parado con Reduc. La rotación de campo dependió de cada sesión, pero se mantuvo siempre inferior a ±1°.
La reducción se realizó con Reduc. En primer lugar, se alinearon las imágenes a nivel sub-pixel, luego se ordenaron por calidad y se descartaron las imágenes degradadas (estrellas deformadas por seeing o estrellas oblongas por error de seguimiento). Desde este punto en adelante se aplicaron dos flujos de procesamiento distintos dependiendo del caso.
- Flujo 1: Se realiza una reducción automática (AutoReduc) y por último se eliminan los valores atípicos. En la tabla de resultados se identifican con la etiqueta AutoReduc en la columna método.
- Flujo 2: Se realiza el apilado de las imágenes, luego se hace una reducción manual con las 10 imágenes step (apilado de deciles) y se eliminan los resultados atípicos. Para pares de poca separación, se utilizó la función QuadPix para mejorar la detección de los centroides de estrellas. En la tabla de resultados se identifican con las etiquetas Stack y Stack-QP respectivamente.
Resultados
La tabla a continuación muestra el resumen de los resultados de la reducción obtenida para cada uno de los 36 pares estudiados y la comparación con la última medición publicada en el catálogo WDS (Washinton Double Star). En la misma, se incluye además, el nombre del par (construido a partir del identificador de descubridor, número y componentes), la fecha de medición (en formato de año decimal besseliano) y el tiempo de exposición de las capturas. Respecto a los resultados de la reducción se pueden observar los valores medios de θ y ρ junto con las desviaciones estándar de su estimación, 𝜎𝜃 y 𝜎𝜌. Continuando, dM es la estimación de la diferencia de magnitud entre las componentes; N la cantidad de imágenes efectivamente utilizadas, luego de rechazar las defectuosas o las que arrojan resultados atípicos; y la columna Método, refiere al flujo de procesamiento aplicado tal como fue mencionado anteriormente. Notar que cuando el método corresponde a un caso del Flujo 2, se informa la cantidad de imágenes usadas en la reducción pero cada una es el resultado de un apilado. El lector puede encontrar una tabla ampliada haciendo clic aquí. Respecto a los resultados de la última medición informada en el WDS se muestran: θ, ρ, la magnitud de las componentes y el año en que fue realizada. El lector puede encontrar una tabla ampliada con las entradas del WDS estudiadas haciendo clic aquí. Además de la tabla de resultados, se muestran imágenes que ilustran cada uno de los pares, las más grandes corresponden a un recorte de 256 x 256 píxeles (133" x 133") y las más pequeñas a un recorte de 128 x 128 píxeles (66,5" x 66,5"). Cada imagen es el apilado de un conjunto de las capturas obtenidas.
Discusión y análisis
Se midieron sistemas con magnitudes de componentes que van de 3,4 a 13,3, donde la diferencia de magnitud más grande entre dos componentes fue de 5,5. La reducción de sistemas con las magnitudes más altas fue posible gracias al apilado, de otra manera la impronta de la estrella era demasiado irregular para una buena estimación del centroide. Dicha magnitud parece un límite razonable para el equipo, podría llegarse a valores más altos aumentando el tiempo de integración pero antes deben solucionarse algunos problemas de seguimiento. Aunque la puesta en estación fue muy buena la montura presenta un error periódico tan grosero que para tiempos de exposición de 10s implica descartar hasta el 50% de las adquisiciones.
En cuanto a la separación angular, el par más separado es ARG28AD, con ρ=88,56" y el más cerrado SEE221, con ρ=5,22". La reducción de pares con separaciones de ρ>8" pudo realizarse sin complicaciones y existe confianza de los resultados. Por otro lado la reducción de los pares con ρ≈5" tuvo dificultades mayores y fue necesario aplicar un procesamiento más elaborado. Dichos resultados sugieren que el límite del sistema óptico, y la calidad de este cielo, ronda tales valores para las técnicas de procesamiento aplicadas. Quizás parezca una conclusión prematura, pero difícilmente la realidad difiera demasiado.
Al momento de evaluar la calidad de los resultados obtenidos, no se han encontrado, durante este trabajo, criterios concluyentes. No obstante, a continuación, se analizan distintos aspectos complementarios. Una primera comparación subjetiva muestra que, en general, las mediciones no difieren demasiado de los últimos valores reportados en el catálogo WDS. Tanto en el ángulo como en la separación no se observan sesgos lo cual indica que tanto la rotación de la cámara como la resolución angular fueron bien caracterizados. En un intento de sumar objetividad al análisis, se identificaron aquellos pares en los cuales la medición de θ difiere en más de un grado y la de ρ en más de un iFoV (0,52"), sin demasiado asidero. De las 36 estrellas dobles bajo estudio, los pares DUN177, DUN182AC, DUN187, HDO244, HJ4750 y HWE76 no satisfacen el criterio de ángulo y los pares DUN163, DUN180BC y DUN187 no cumplen con el de separación. El caso más llamativo es DUN187, donde θ es 3,4° menor y ρ es 1,08" menor respecto a la última medición reportad en WDS para 2015. Dichas diferencias podrían deberse a un error en la medición o realmente a un cambio de posición de la componente A respecto a la B, entre otros motivos posibles. Analizados los posibles sesgos resta analizar la dispersión de las mediciones. En ausencia de criterios se procuró mantener 𝜎𝜃 <0,5° y 𝜎𝜌<0,15" y se logró cumplir en todos los pares excepto en DUN176, HJ4750 y HWE77. En el presente párrafo se intentó analizar la calidad de los resultados, no obstante, lo más importante en esta etapa es dejar a disposición del interesado todos los datos tal cual se ha hecho.
En lo que refiere a la naturaleza de los pares bajo análisis, tal como muestra la figura, de acuerdo al criterio aplicado en Stelle Doppie [3], el 33,3% de los pares estudiados son físicos, mientras que los restantes son de naturaleza incierta u ópticos. Dicho criterio se basa, en primer lugar, en las notas del catálogo WDS y en ausencia de estas se aplica el criterio de movimientos propios relativos (rPM) descrito en [4]. La naturaleza de cada par puede verse aquí.
¿Qué sigue?
Este fue un trabajo de entrenamiento y por lo tanto no se puso demasiado esfuerzo en la selección de los objetivos ni en su análisis previo. Queda para trabajos futuros la selección de estrellas dobles de mayor interés científico, binarias u olvidadas. A su vez, dicha selección deberá ser complementada con un relevamiento preliminar de las mediciones existentes en distintas fuentes. Este enfoque llevará resultados dignos de ser publicados en medios afines. Una opción es continuar con el estudio de los pares físicos e inciertos de esta entrada, no obstante, la existencia de mediciones que oscilan solo los 5 años de antigüedad parece restar interés.
En lo relativo al hardware, aunque la decisión fue tomada a consciencia, la metodología de trabajo produce un desgaste significativo en la cámara DSLR respecto a su vida útil (≈100.000 capturas según datos del fabricante). Para este trabajo, de entrenamiento, se realizaron aproximadamente 5.000 capturas, lo que implica aproximadamente un 5% de la vida útil de la cámara. Quizás estos números no son exactos, pero al menos muestran el orden de magnitud del problema. En efecto lo más razonable sería adquirir una cámara astronómica dedicada, aun perdiendo algo de FoV para no incurrir en grandes gastos. Dicho cambio también permitirá aplicar otras técnicas de procesamiento.
Conclusión
En el presente artículo se ha plasmado la motivación, objetivos, metodología, resultados del trabajo abordado y un análisis de los mismos. En cuanto a los objetivos se puede considerar que fueron superados, se experimentó el flujo de trabajo completo incluyendo algunas alternativas de procesamiento, se identificaron las limitaciones del sistema utilizado y se obtuvieron mediciones confiables. Por otra parte, quedaron planteados los lineamientos mínimos para futuros trabajos. Por último, y no por esto menos importante, cabe destacar que se disfrutó del proceso de aprendizaje y experimentación.
Agradecimientos
A Florent Losse por compartir amablemente el software Reduc y brindar soporte. A PlaneWave Instruments por PlateSolve2. A Torsten Bronger, desarrollador de PP3, software utilizado para generar la carta celeste. A los compañeros del GAF que me guiaron.
Referencias
[1] El observador de estrellas dobles; revista El observador de estrellas dobles, N° 1; E. Masa; abril 2009.
[2] Nuevo Catálogo Comellas de Estrellas Dobles Visuales; R. Benavides, E. Masa, F. Rica, J. González; 2013. Versión digital.
[3] Stelle Doppie; v2.6; 05/09/2019; última consulta 01/07/2020.
[4] CCD Measurements of 141 Proper Motion Stars: The Autumn 2015 Observing Program at the Brilliant Sky Observatory, Part 3; R. Harshaw; Journal of Double Star Observations; 2016.
[5] Observación de estrellas dobles; R. Benavides, J. González, E. Masa; Ed. Marcombo; 2017.
Excelente trabajo! Con todo el detalle respectivo sirve, además de la experiencia y desarrollo personal, como certera ayuda a cualquier aficionado. Un lujito!
ResponderBorrarMuchas Gracias!
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