Guia del doblista

Estrellas dobles

Nicolás A. Arias

Procedimientos resumidos para introducirse en el mundo de las estrellas dobles.

¿Qué hace un doblista? 

Básicamente el trabajo que realiza un doblista podría resumirse en la obtención de medidas (ángulo de posición y separación angular) de uno, o una lista de sistemas, para continuar con una tarea que comenzó hace unos cientos de años, para poder, con el correr del tiempo, identificar los sistemas realmente binarios (muchas dobles no lo son, y son meramente compañeras según nuestra perspectiva) e ir obteniendo datos para completar y conocer su órbita. Muchos trabajos astrofísicos dependen de los cálculos de órbita y masas para su desarrollo.

La biblia del doblista es el WDS (Washington Double Stars Catalog), un catálogo que se hospeda en el observatorio naval de estados unidos en Washington.  Dicho catálogo unifica los primeros catálogos y contiene las medidas actualizadas e históricas de todas las estrellas dobles o múltiples catalogadas hasta la fecha. https://www.usno.navy.mil/USNO/astrometry/optical-IR-prod/wds/WDS

Actualmente se encuentra en un mantenimiento y migración, por lo que a veces la página no funciona correctamente, pero tenemos muchos recursos online para consultarlo, entre otros una página que utilizo a diario, y se mantiene actualizada, que es WDSTool, http://wdstool.com/wds_index_es.php, donde se pueden realizar búsquedas por sistema, o un editor de listas, ideal para comenzar.

El primer paso es armar una lista de estudio, que puede contener un sistema en particular, o varios que sigan un criterio definido.

Para dar un ejemplo puntual, les comparto los filtros que suelo usar para mis listas de dobles a medir por constelación, según distintos parámetros que se adecúan a mi equipamiento. Previo a la captura, explico el significado de algunos filtros:

    • Constelación: selector bastante obvio, donde se selecciona una constelación en particular.

    • AR – Dec: se puede seleccionar una zona del cielo en coordenadas ecuatoriales, en lugar de una constelación.

    • Descubridor: Si conocemos el código de Descubridor (primero en registrar el sistema)

    • Rho: Rho es la separación angular de los componentes en segundos de grado, con este filtro podemos definir un mínimo y máximo de separación, muy útil ya que nuestro equipo es limitado, y es mejor descartar los pares que sabemos de antemano que no podremos medir.

    • Delta M: Es la diferencia de magnitud entre las componentes. Si tenemos una primaria de magnitud 3, y su compañera se encuentra a 3 segundos de arco de separación, necesitamos que su magnitud no sea muy diferente, o no podremos obtener buenas imágenes con nuestro equipo.

    • Date 2: es la última fecha de medición registrada.

    • Δ Mp Ra / Dec: Movimientos propios en Ar o Dec, no es un filtro muy usual, pero se puede utilizar. (avanzado)

    • Mag P y S: Magnitudes de Primaria y Secundaria. Un filtro muy útil si trabajamos con equipos sin Goto, ya que la primaria necesitaríamos que sea visible a buscador, y la secundaria de magnitud “capturable”.

    • Abandonada: Los sistemas se consideran Abandonados si no tienen registros en al menos 20 años, o si no se volvieron a encontrar por errores de coordenadas.

    • Orbit 6: Si el sistema tiene una órbita parcial en el catálogo de órbitas.

Una búsqueda habitual se vería de la siguiente manera:

El resultado es una lista de sistemas con los siguientes datos:

    • WDS: el código en el catálogo WDS

    • Nombre: El nombre del sistema (Código de descubridor y numeración escalar)

    • Const: Constelación

    • Fecha: Fecha de la última medición

    • Obs: Cantidad de observaciones

    • T: Theta, es el Ángulo de posición de la secundaria respecto a la primaria, del Norte hacia el Este. Es el segundo parámetro que nos interesa en una medición

    • R: Rho, separación angular

    • MagP: Magnitud de la primaria

    • MagS: Magnitud de la secundaria

    • Sp: espectro

    • Ab: abandonada Si o No

    • + datos de coordenadas, movimientos propios, notas o link al orb6.

Si ingresamos a un par dando clic en wds o el nombre, vemos sus datos de primera y última medida, entre otros:

Medición

Para la medición tenemos que tener en cuenta distintos puntos:

    • La resolución por pixel de la cámara utilizada

    • La posición de la cámara respecto al norte

    • La época exacta de la medición (fecha y hora UTC transportada a época beseliana)

Para conocer la resolución por pixel, se utiliza la siguiente formula:

Para deducir la posición de la cámara respecto al Norte, realizamos 1, o varias, capturas en deriva, osea a motor parado, para poder medir el desplazamiento o traza y conocer exactamente la posición del Norte en nuestro sistema óptico.

La época se calcula con un soft como por ej, 

Tengo la lista y los cálculos, ¿Qué hago?

Apuntar y capturar! La idea es capturar al menos 200 imágenes del par en cuestión, si son más, mejor.

El software utilizado para medir es Reduc, se solicita de manera gratuita a Florent Lose, un excelente compañero francés, http://www.astrosurf.com/hfosaf/sp/tdownload.htm#reduc

En la web hay un tutorial muy detallado, pero hago incapié con capturas a las principales funciones.

Primero abrimos nuestras imágenes:

En mi caso utilizo la misma captura en deriva, ya que no utilizo seguimiento.

Con la herramienta Syntetic Drift, el programa utiliza la estrella más brillante y calcula la deriva. Si el campo de visión es grande y se ven demasiadas estrellas, necesitaremos realizar una astrometría para conocer el ángulo (puede realizarse con Astrométrica)

El Reduc calculó la deriva y nos pide confirmación de la orientación, en este ejemplo, Oeste a la Izq y Norte Abajo.

El programa ya sabe el ángulo de la cámara (-39,07°), y E, es nuestra escala de “/pixel.

Con AutoReduc, indicamos cual es A y cual B, y dejamos que el soft realice las medidas en cada imagen:

Obtenemos las medidas promediadas y sus factores de error, que podremos reducir eliminando malas mediciones

La idea es lograr una buena cantidad de medidas, con el menor error posible (el 0 no existe, el seeing, humedad y otros factores juegan), y podemos y debemos promediar resultados de muchas noches para reducirlo.

De 499 imágenes, me termino quedando con menos del 25%, con márgenes de error de 0,27° para el ángulo, y 0,044” para la separación:

Ese es básicamente el procedimiento para elegir que medir, y como medirlo. El trabajo se hace más complejo al realizar investigaciones de los sistemas con Aladin, GAIA, reducciones de datos, actualizaciones de datos, etc. Pero la idea es dar un pantallazo para comenzar.

Éxitos, y siempre disponible para ayudar, pueden contactarme en arias.na.ed@gmail.com