ASTEROIDES

Resumen:

La noche del 13 al 14 de julio del 2002 obtuvimos 8 imágenes del asteroide 29 Amphitrite. Esta es la primera observación de esta campaña cuyo  objetivo es comprobar el estado de nuestro equipo mediante la observación de varios asteroides bien conocidos para obtener medidas astrométricas lo más precisas posible y compararlos con los valores teóricos. De este modo tendremos una idea de lo preciso y exacto que es nuestro equipo a la vez que los propios observadores vamos ganando experiencia. 

Encontramos que el equipo puede dar resultados bastante aceptables, errores astrométricos inferiores a 1" de arco, sin embargo es muy importante cuidar los detalles, especialmente sincronizar adecuadamente los relojes para dar la hora de toma de las imágenes lo más exacta posible.

Comentarios:

El asteroide 29 Amphitrite se encontraba esa noche a una distancia de la Tierra de (Delta= ) 1.640 u.a. y del Sol (r= ) 2.641 u.a.,  formando una elongación 167.3º [1]. Obtuvimos un total de 8 imágenes en dos grupos de 4. En la figura 1 se muestra la primera y última, superpuestas con sus horas de toma expresadas en T.U. La imagen ocupa una extensión aproximada de 11.6' x 8.8' (binning 2x2 y sin reductora de focal) y las dos tomas fueron tomadas con 46 minutos de diferencia. Su magnitud visual era V = 9.4 [1]. 

Figura 1: El asteroide 29 Amphitrite en dos 

tomas superpuestas. 

En la tabla 1 se muestra el resultado de la astrometría de las 8 imágenes [2]. El error indicado en la cuarta columna es una estimación del mismo a partir de la desviación estándar de las desviaciones entre las posiciones catalogadas de las estrellas usadas de referencia y las posiciones obtenidas en el ajuste. Esto merece un análisis detallado que se hará en otra ocasión. 

La cuestión ahora es, hasta qué punto hemos acertado el tiro. En la tabla 2 se muestra la posición teórica del asteroide [1]. Notar que la precisión dada es de ±0.05 seg en A.R. y de ±0.5" en DEC y lo deseable sería que fueran menores porque esta incertidumbre se va a añadir a las de nuestras medidas que van a tener los mismos ordenes de magnitud y nos dejará siempre con la incertidumbre de saber hasta que punto son certeras nuestras medidas. Nuestras observaciones se encuentran todas comprendidas entre las 2h TU y las 3h TU y las posiciones observadas son bastante próximas a las teóricas. Se ha obtenido las posiciones teóricas por interpolación lineal entre estos dos puntos y en función del tiempo dado en cada una de las imágenes. Las horas indicadas para cada imagen obtenida son las dadas por el software de la cámara CCD que la tomaba de la hora indicada por el ordenador y mucho me temo que no comprobamos que estuviera bien sincronizada. Esto es muy importante, porque la exactitud de las medidas es muy sensible a la hora, como se puede comprobar en esta experiencia en particular. En la tabla 3 aparece la distancia angular en segundos de arco de las posiciones observadas respecto a las teóricas y respecto a la recta que une los dos puntos dados por MPC para las 02 TU y las 03 TU. Mientras que la distancia máxima de nuestras observaciones a la recta es de 0.37 segundos de arco, las distancias a los puntos calculados por interpolación lineal no bajan de 0.82 segundos de arco. En la figura 2 aparece dibujada la recta de ajuste y los puntos observados. Los ejes están a escala y la ascensión recta aumenta de izquierda a derecha, al contrario de lo que aparece en la figura 1. 

Figura 2. Gráfico de las posiciones observadas del asteroide y 

de la recta de ajuste a los datos teóricos.

En la figura 3 se muestra los cuatro últimos datos con detalle. La línea negra es la recta que une los puntos correspondientes a las 02 TU y 03 TU dados por MPC [1]. Los puntos azules corresponden a las posiciones obtenidas con la astrometría. Las cruces negras centradas en ellos son una estimación del error astrométrico (Tabla 1). Las cruces negras pequeñas, centradas en la línea negra son las posiciones teóricas del asteroide para las horas de observación. La línea azul es la de ajuste a los datos de observación. Todo esto señala que la causa más probable de la discrepancia entre los valores teóricos y los observados se debe a un error en la hora de toma de las imágenes más que las limitaciones de la propia imagen. Tenemos por tanto, que nuestros datos obtenidos en la observación están contaminados por un error sistemático grave. Sin embargo, una vez localizado es fácil corregirlo, simplemente poniendo el reloj del ordenador en hora antes de comenzar a observar o anotar en una tabla las horas de inicio y fin de la toma de una imagen. Cosas de la inexperiencia. Es verdad que nos cuidamos de poner en hora el reloj del telescopio pero se nos escapó la del ordenador. Sirva de lección. La diferencia entre el reloj del ordenador y el real podía rondar entre 1.5 y 2 minutos.

Figura 3. Detalle de los cuatro últimos datos astrométricos. 

Como conclusión, podemos decir que nuestro equipo es capaz de obtener datos astrométricos bastante buenos pero es importante no descuidar algunos detalles. Uno de ellos es tomar nota de la hora exacta en la que fueron tomadas las imágenes. Otro detalle muy importante es tener cuidado con la época del catálogo usado. Hay ciertos programas que se empeñan en expresar las coordenadas en la época del día de observación, mientras que la mayoría lo expresan en el año 2000. Si en algún momento se mezclan ambas épocas, los resultados aparecerán nuevamente contaminados por un error sistemático también grave y de difícil localización una vez que hemos llegado al final.  

J. L. Doreste, 10 oct. 2002.

Fuentes, Referencias y software:

[1]  Datos obtenidos en "Minor Planet Ephemeris Service", Minor Planet Center, http://cfa-www.harvard.edu/iau/mpc.html 

[2] Software usado para obtener la astrometría:  "Astroart", MSB Software. M. Nicolini, F. Cavicchio

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