Observatorio Astronómico Ramón María Aller

Medidas de posicións relativas


As coordenadas polares son: o ángulo de posición, θ, contado en sentido norte-leste-sur-oeste e a distancia angular, ρ, que representa o ángulo co cal dende a Terra vemos separadas as dúas estrelas. O ángulo de posición cóntase en graos e decimal de grao, mentres que a distancia angular se mide en segundos de arco e dous decimais ou tres.

Na práctica a medida das coordenadas θ e ρ pode facerse de varias maneiras. O instrumento máis antigo é o micrómetro de fíos. O seu principio consiste en colocar no plano focal do instrumento un bastidor con dous fíos, preferentemente de niño de araña ou semellantes, perpendiculares e fixos, e outro fío móbil vai nun carrete que se move mediante un parafuso micrométrico. Este fío móbil é paralelo a un dos fixos e forma con el a parella de fíos que serven para a medida da distancia angular (ver Figura 4).

Figura 4: Imaxe por un micrómetro de fíos

O conxunto do micrómetro xira arredor do eixe do anteollo e deste xeito pode colocarse o fío perpendicular ao móbil na liña do par de estrelas. A rotación que se dá ao micrómetro mídese nun círculo graduado, que dá directamente o ángulo de posición. A continuación, sepáranse os fíos paralelos, facendo pasar un deles sobre a estrela principal e o outro sobre a compañeira, léndose na escala do parafuso micrométrico a distancia angular. Esta última operación debe repetirse pero cambiando os fíos con respecto ás estrelas co fin de facer outra lectura que compense coa anterior un posible erro de índice. En xeral a operación descrita adoita facerse varias veces para unha mesma estrela, tomando como medida micrométrica a media de todas elas, tanto para θ como ρ. O micrómetro de fíos é un accesorio de gran precisión pero é necesario ter experiencia no seu manexo para obter un bo rendemento.

Para a medida de estrelas dobres visuais tamén se utilizaba a fotografía. Este método presenta grandes vantaxes para a observación dos pares ben separados ρ > 3", pero non supera á medida micrométrica cando se trata de pares cerrados.

Nas últimas décadas, as cámaras electrónicas ou CCDs desprazaron completamente a fotografía tradicional, pois a dixitalización das imaxes e a posibilidade de utilización dun software de redución axeitado axiliza e dá máis precisión aos resultados.

Unha terceira técnica empregada para a medida dos pares moi pechados é a interferometría.

A pesar de que xa na primeira metade do século pasado se obtiveran algúns resultados utilizando métodos interferométricos, foi A. Labeyrie en 1970 quen propuxo unha técnica novidosa que veu a revolucionar o estudo das estrelas dobres: a interferometría speckle.

Esta técnica permite obter información sobre as compoñentes dunha estrela dobre aínda cando estas teñan unha separación angular próxima ao límite de difracción do telescopio, cousa que coa observación visual é practicamente imposible dado que a atmosfera non é un medio homoxéneo e presenta turbulencias que afectan negativamente á imaxe.

O principio da técnica consiste en tomar unhas 2.000-3.000 exposicións moi curtas (duns 20 milisegundos), co que se pode considerar conxelada a atmosfera nos devanditos intervalos.

A forma máis cómoda de traballar coas imaxes speckle (así denominadas polo aspecto granulado que presentan as exposicións) é coa axuda da análise de Fourier.

A función de autocorrelación permite agrupar todos os speckles de cada imaxe comparando a intensidade de cada punto con todos os demais.

Sumando os valores obtidos en todas as imaxes, estamos en condicións de conseguir a información buscada.

A transformada de Fourier da función autocorrelación (image power spectrum, IPS) mostra os speckles agrupados en franxas de maneira que a distancia entre elas é inversamente proporcional á separación angular (ρ), mentres que a orientación das devanditas franxas con respecto á dirección norte nos dá a medida do ángulo posición (θ).

 

Nas últimas décadas é salientable o traballo desenvolvido 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, sen esquecer o grupo do Observatorio Astronómico R. M. Aller (OARMA) da USC.

En efecto, o OARMA que xa dispuña dende 1987 dun magnífico micrómetro de fíos construído no Observatorio de Niza para o seu uso en grandes telescopios, conseguiu adquirir a través doutra convocatoria pública en 1998, unha cámara ICCD para interferometría speckle. Anos máis tarde foi incorporada unha segunda cámara, EMCCD. Con este instrumental propio realizáronse varias campañas de observación en telescopios de clase 2 m. E 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).