Observatorio Astronómico Ramón María Aller
Medidas de posicións relativas
Las coordenadas polares son: el ángulo de posición, θ, contado en sentido norte-este-sur-oeste y la
distancia angular, ρ, que representa el ángulo
con el cual desde la Tierra vemos separadas las dos estrellas. El ángulo de
posición se cuenta en grados y decimales de grado, mientras que la distancia
angular se mide en segundos de arco con dos o tres decimales.
En la práctica la medida de las coordenadas θ y ρ puede
hacerse de varias maneras. El instrumento más antiguo es el micrómetro de hilos.
Su principio consiste en colocar en el plano focal del instrumento un bastidor
con dos hilos, preferentemente de nido de araña o semejantes, perpendiculares y
fijos, y otro hilo móvil va en un carrete que se mueve mediante un tornillo
micrométrico. Este hilo móvil es paralelo a uno de los fijos y forma con él la pareja
de hilos que sirven para la medida de la distancia angular (ver Figura 4).
Figura 4: Imagen por un micrómetro de hilos
El conjunto del micrómetro gira alrededor del eje del anteojo y de
este modo puede colocarse el hilo perpendicular al móvil en la línea del par de
estrellas. La rotación que se da al micrómetro se mide en un círculo graduado,
que da directamente el ángulo de posición. A continuación, se separan los hilos
paralelos, haciendo pasar uno de ellos sobre la estrella principal y el otro
sobre la compañera, leyéndose en la escala del tornillo micrométrico la distancia
angular. Esta última operación debe repetirse pero cambiando los hilos con
respecto a las estrellas, con el fin de hacer otra lectura que compense con la
anterior un posible error de índice. En general la operación descrita suele hacerse
varias veces para una misma estrella, tomando como medida micrométrica la media
de todas ellas, tanto para θ como para ρ. El micrómetro de hilos es un accesorio de
gran precisión pero es necesario tener experiencia en su manejo para obtener un
buen rendimiento.
Para la medida de estrellas dobles visuales también se utilizaba
la fotografía. Este método presenta grandes ventajas para la observación de los
pares bien separados (ρ > 3"),
pero no supera a la medida micrométrica cuando se trata de pares cerrados.
En las últimas décadas, las cámaras electrónicas o CCDs han desplazado
completamente la fotografía tradicional, pues la digitalización de las imágenes
y la posibilidade de utilización de un software de redución adecuado agiliza y da
más precisión a los resultados.
Una tercera técnica empleada para la medida de los pares muy cerrados
es la interferometría.
A pesar de que ya en la primera mitad del siglo pasado se habían obtenido
algunos resultados utilizando métodos interferométricos, fue A. Labeyrie en
1970 quién propuso una técnica novedosa que vino a revolucionar el estudio de las
estrellas dobles: la interferometría speckle.
Esta técnica permite obtener información sobre las componentes de
una estrella doble incluso cuando estas tengan una separación angular próxima
al límite de difracción del telescopio, cosa que con la observación visual es prácticamente
imposible dado que la atmósfera no es un medio homogéneo y presenta
turbulencias que afectan negativamente a la imagen.
El principio de la técnica consiste en tomar unas 2.000-3.000
exposiciones muy cortas (de unos 20 milisegundos), con lo que se puede
considerar congelada la atmósfera en dichos intervalos.
La forma más cómoda de trabajar con las imágenes speckle
(así denominadas por el aspecto granulado que presentan las exposiciones) es con
la ayuda del análisis de Fourier.
La función de autocorrelación permite agrupar todos los speckles
de cada imagen comparando la intensidade de cada punto con todos los demás.
Sumando los valores obtenidos en todas las imágenes, estamos en
condiciones de conseguir la información buscada.
La transformada de Fourier de la función de autocorrelación (image
power spectrum, IPS) muestra los speckles agrupados en franjas de
manera que la distancia entre ellas es inversamente proporcional a la separación
angular (ρ), mientras que la orientación de dichas franjas con respecto a
la dirección norte nos da la medida del ángulo posición (θ).
En las últimas décadas es destacable el trabajo desarrollado
usando esta técnica por astrónomos como Harold A. McAlister, Yu. Yu. Balega,
Daniel Bonneau, Andrei Tokovinin, William F. van Altena, William Hartkopt,
Brian Mason, Elliott Horch, etc, sin olvidar el grupo del Observatorio
Astronómico R. M. Aller (OARMA) de la USC.
En efecto, el OARMA que ya disponía desde 1987 de un magnífico micrómetro de hilos
construído en el Observatorio de Niza para su uso en grandes telescopios, consiguió
adquirir a través de otra convocatoria pública en 1998, una cámara ICCD para
interferometría speckle. Años más tarde fue incorporada una segunda
cámara, EMCCD. Con este instrumental propio se realizaron varias campañas de
observación en telescopios de clase 2 m. y 4 m. (J. A. Docobo, V. Tamazian, P.
Abelleira, J. Blanco, J. F. Ling, M. Andrade, J. R. González, J. Gómez, L.
Piccotti, P. P. Campo).