PÁGINA DE ASTEROIDES DE LA LIADA

 LIGA IBEROAMERICANA DE ASTRONOMÍA

 

 

 

Hola a todos los amantes de la astronomía de la LIADA, y en particular a los aficionados a la observación de asteroides.

Jorge Coghlan me hizo la propuesta de coordinar la sección de asteroides de la LIADA, sección que ha estado  inactiva durante los últimos dos años, la he aceptado con mucho gusto y con ilusión, en esta labor me ayudará, o mejor dicho la realizaremos conjuntamente mi amigo y compañero de observación Rafael Pacheco y yo.

La observación de asteroides como la de otros objetos astronómicos, puede realizarse a diferentes niveles dependiendo del equipo que cada uno disponga, si no se dispone de cámara fotográfica o CCD, uno puede intentar observar el movimiento de los asteroides más brillantes sobre el fondo estelar a través del ocular. Si se dispone de cámara fotográfica se pueden fotografiar asteroides, y comprobar su movimiento realizando fotografías en diferentes instantes, o si se realizan fotografías de larga exposición, un asteroide aparecerá como un trazo en la imagen. Si se dispone de cámara CCD las posibilidades aumentan, pudiendo registrar asteroides de la magnitud 18 con un telescopio de 20 cm y tres minutos de exposición. También son bonitos los trazos que dejan en las imágenes los cuerpos que pasan relativamente cerca de la Tierra como en el caso reciente de Toutatis.

Pero la importancia de la observación de los asteroides, no radica en la espectacularidad de las imágenes que obtengamos, ya que nunca la imagen de un asteroide podrá competir en belleza con la de una galaxia, de una nebulosa o de Saturno por poner ejemplos. La importancia de la observación de asteroides para el aficionado, radica en las aportaciones científicas de interés que se pueden realizar a partir de nuestras observaciones. Para los aficionados que realizamos astrometría, o fotometría de asteroides, es muy gratificante saber que los datos de nuestras observaciones forman parte de un conjunto mucho más extenso, que pertenece a la comunidad científica internacional, datos que por ejemplo, pueden descartar la peligrosidad futura de un NEO (asteroide cercano a la Tierra) descubierto recientemente.

Veamos cuales son las principales observaciones de interés científico que se pueden realizar en el campo de los asteroides:

 ASTROMETRÍA:
Consiste en la medida precisa de las coordenadas astronómicas del asteroide en un instante determinado.
La astrometría es lo primero que se debe realizar cuando se descubre un asteroide, ya que esta permite determinar su órbita, y con medidas posteriores se podrá refinar. La astrometría de asteroides cercanos a la Tierra (NEOs), es muy importante ya que permitirá saber si encierran algún peligro de colisión con nuestro planeta en el futuro. Actualmente muchas de las medidas astrométricas de NEOs son realizadas por aficionados, principalmente norteamericanos, alemanes, españoles, ingleses, etc, la mayoría de ellos tienen su lugar de observación en el hemisferio Norte, pero hay pocos aficionados que realizan astrometría desde el hemisferio Sur.
El equipo básico para realizar astrometría es un telescopio de 20 cm. de abertura o más y una cámara CCD, es aconsejable que el telescopio sea controlado por ordenador, ya que así se podrá acceder a más objetos en menos tiempo.

FOTOMETRÍA:
Consiste en la medida de la cantidad de luz que emite o refleja un cuerpo celeste, es decir, la medida precisa de la magnitud.
En el caso de un asteroide su magnitud depende de la distancia al Sol y de su distancia a la Tierra, las cuales en general varían lentamente. Pero también la cantidad de luz reflejada depende de las características de la superficie que presenta a la Tierra, y dado que esta cambia cuando el asteroide gira sobre su eje, la variación de la magnitud de un asteroide permitirá determinar su período de rotación. Así pues mediante la fotometría de asteroides podremos medir períodos de rotación de asteroides, muchos de los cuales son desconocidos o inciertos. A partir de la curva de luz de un asteroide en diferentes puntos de su órbita, se puede obtener una idea bastante precisa de su forma y tamaño, actualmente un grupo de astrónomos profesionales de la universidad de Helsinki ha obtenido la forma y tamaño de más de 100 asteroides basadas en curvas de luz, algunas de ellas obtenidas por aficionados.
El equipo para la fotometría es el mismo que para la astrometría, aunque la técnica de fotometría es algo más compleja. También son varios los aficionados que actualmente se dedican a la realización de fotometría de asteroides.

CRONOMETRAJE DE OCULTACIONES:
A veces ocurre que un asteroide pasa justo delante de nuestra visual y una estrella, produciendo un eclipse de la misma u ocultación. Si el asteroide es más débil que la estrella, cuando la oculte el brillo de la estrella disminuirá. Si se mide con precisión el instante en que comienza la ocultación y en que acaba, se puede saber el tamaño de la sección que el asteroide presenta a nuestra visual, y si esto se mide desde diferentes lugares en que ocurre la ocultación, se puede tener una idea aproximada del tamaño e incluso de la forma del mismo. La ocultación sólo es observable en una franja de la Tierra, de un tamaño aproximado al del asteroide, por esto es interesante conocer la órbita del asteroide con precisión, a lo cual también puede contribuir el aficionado realizando astrometría precisa del mismo varios días antes. El equipo básico para cronometrar ocultaciones es un telescopio que permita ver la estrella, y uno o varios cronómetros, aunque las cámaras de video y webcam pueden ayudar.

He expuesto los principales campos de interés de la observación de asteroides, de ellos pienso que el más sencillo es la astrometría, y en la revista UNIVERSO tengo previsto hacer de es una exposición más detallada que espero que sirva de guía para aquel que quiera introducirse en este campo, tratará de programas informáticos, donde mandar las medidas, como saber si estas tienen la precisión adecuada, qué objetos observar, etc.

Para aquellos que ya tenéis experiencia en cualquiera de estos campos, deseo animaros a observar y para aquellos que no la tenéis, animaros a comenzar, ya que realizar estas observaciones no es difícil, y puede aportar una gran satisfacción personal, por lo menos este es el caso de Rafa y mío. Como ejemplo, deciros que las noches del 16 y 17 de noviembre pasado, sentimos una gran satisfacción, cuando observamos y medimos las coordenadas de SEDNA, el objeto del Sistema Solar más distante, estaba en la magnitud 21,1.

Espero tener noticias vuestras a través del foro, nos conoceremos, sabremos con qué equipos contamos y qué tipos de observaciones podemos realizar.
Finalmente, no dudeis en hacer cualquier consulta relacionada con la observación de asteroides, espero que el Foro sirva para que todos podamos aprender de las experiencias de los demás y disfrutar de esta afición común, ya que en definitiva esto es lo que importa.

Un cordial saludo a todos los foristas de la Sección Asteroides de la LIADA.

ASTROMETRIA DE ASTEROIDES CON  CCD 

Introducción

La astrometría, trata de la medida de las coordenadas astronómicas (ascensión recta y Declinación) de los cuerpos celestes, estrellas, cometas, asteroides. En el ámbito del astrónomo amateur es menos popular que la astrofotografía de bellas imágenes de M42, de M31,  o de planetas, galaxias u otros objetos y someterlas a laboriosos procesos de tratamiento informático hasta obtener la imagen que más agradable resulte a la vista. Pero la astrometría, es uno de los campos de la astronomía en que el aficionado puede hacer aportaciones científicas, y donde sus resultados pueden figurar al lado de los obtenidos por profesionales, contribuyendo a calcular las órbitas de cometas y asteroides para predecir donde se hallarán en instantes futuros, inclusive saber si encierran algún peligro de colisión con  nuestro planeta. 

Fundamento teórico

El fundamento es en esencia simple, se basa en medir las coordenadas del objeto desconocido a partir de las coordenadas conocidas de una serie de estrellas que aparecen en el mismo campo, estas estrellas se llaman estrellas de referencia y sus coordenadas se obtienen a partir de un catálogo de posiciones estelares. Designemos por X, Y a las coordenadas rectangulares de cualquier punto de la imagen, llamadas coordenadas de placa. Las estrellas de referencia tienen unas coordenadas de placa X, Y, y también unas coordenadas astronómicas ascensión recta (a) y declinación (d), entre ambos tipos de coordenadas debe de haber una relación matemática, que se supone que es de tipo polinómico, el grado del cual dependerá del tamaño del campo de la imagen pero para los campos típicos de las CCD bastará considerar un polinomio de grado 1 o de grado 2. En el caso más simple de grado 1 nos quedaría la siguiente relación:                                    

                                       a  = a·X + b·Y + c                         (1)

                                d = d·X + e·Y + f 

Las coordenadas a y d de las estrellas de referencia se obtienen del catálogo y las coordenadas X, Y se miden sobre la imagen en las unidades que se desee, por ejemplo en pixeles, entonces por el método clásico de los mínimos cuadrados se pueden determinar los coeficientes a, b,.. Una vez determinados estos coeficientes se puede calcular las coordenadas  a y d de cualquier objeto de la imagen, bastará medir  X, Y del objeto y sustituir los valores en la expresión (1). En el caso de un polinomio de grado 1 el número mínimo de estrellas de referencia es de tres, pero mejor si usamos más. Si se usa un polinomio de grado 2 se necesita un mínimo de 6 estrellas de referencia.

En este esquema lo más complicado es la medida precisa de las coordenadas X, Y del centro de las estrellas con suficiente precisión, pero tratándose de imágenes digitales como las suministradas por las CCD, esto es muy sencillo y puede realizarse de forma automática y rápida con un programa adecuado. Los programas de tratamiento de imágenes astronómicas son capaces de hacer un modelo de cada estrella mediante una gaussiana  y determinar el centro con mucha precisión, lo que revierte en la precisión que obtendremos en las coordenadas astronómicas del objeto, consiguiéndose errores menores a la décima de segundo de arco. Por tanto actualmente todo el proceso de la astrometría se reduce a apretar teclas del ratón, auque esto no quita que sea aconsejable conocer bien el proceso que se está realizando, lo cual también nos ayudará a configurar el programa. 

Las imágenes

No describiremos aquí el funcionamiento de las cámaras CCD y suponemos que se está familiarizado con algún programa de manejo de la cámara, generalmente el suministrado por el fabricante; solamente trataremos de algunos aspectos sobre las imágenes.

La imagen que se obtiene con CCD se llama imagen madre y corresponde a un determinado tiempo de exposición y a una determinada temperatura. Esta imagen madre es una matriz o cuadrícula de puntos llamados pixeles, a cada uno de los cuales le corresponde un número que representa la cantidad de luz que ha recibido, los valores de estos números se llaman cuentas. Pero al número de cuentas, no sólo contribuye la luz incidente, si no que también contribuye una señal debida a la electrónica que controla el chip CCD y una señal debida al comportamiento físico del propio chip, estas señales se llaman respectivamente BIAS y DARK. El dark  dependen fuertemente de la temperatura del chip, por lo que también se llama señal térmica, si el chip es refrigerado la señal del dark es menor. Debido a estas señales, la imagen madre presenta un aspecto algo sucio. Además, cada píxel tiene una respuesta ligeramente diferente a la luz que ha recibido, o puede que el telescopio produzca viñeteo, es decir, que la zona central sea más clara que los extremos, o puede haber manchas producidas por motas de polvo depositadas en le ventana de la CCD. Por todo esto, la imagen madre tal como se obtiene de la cámara es inadecuada para aplicaciones científicas y estéticas, pero afortunadamente las señales que ensucian la imagen se pueden corregir mediante el proceso llamado CALIBRADO o PREPROCESADO.  

El calibrado para astrometría no es tan delicado como para fotometría, y el básico consiste en la sustracción del dark y la división por el flat:

Sustracción del DARK. A la imagen madre se le restará una imagen oscura (realizada con la CCD cerrada) del mismo tiempo de exposición y a la misma temperatura que la imagen madre. Como la imagen oscura tiene las mismas señales de la electrónica (bias) y térmica (dark) que la imagen madre, al restar nos quedará una imagen cuyos pixeles solo tendrán las cuentas debidas a la luz recibida. El efecto visual es que casi todos los puntos blancos  de la imagen madre (por tener un valor demasiado elevado debido a la señal térmica) desaparecen quedando una imagen uniforme y limpia. En general no es necesario realizar un dark para cada imagen que realicemos, Un dark sirve para todas las imágenes de la misma temperatura y el mismo tiempo de exposición. Al restar el dark también restamos la señal de bias, por lo que no es necesario realizar aparte una imagen de bias, que en caso de hacerla debería ser de tiempo de exposición nulo. 

         División por el FLAT. El flat es una imagen de un fondo uniforme, para lo cual puede servir el cielo del crepúsculo o una zona de la cúpula iluminada uniformemente, también se puede poner en la boca del telescopio una lámina translúcida uniforme. Al dividir por el  flat se iguala la respuesta de los diferentes pixeles y suele  eliminar las manchas y el viñeteo. Para fotometría es muy importante, pero para astrometría sólo sería necesario si la imagen tiene un viñeteo considerable. Un flat servirá para una imagen en que la posición de la cámara relativa al telescopio igual a la de la imagen madre, en general deben realizarse flats cada vez que cambiemos la cámara del telescopio, aunque si el fin del flat es sólo eliminar el viñeteo, bastará colocar la cámara aproximadamente en la misma posición cada vez. Para fotometría de precisión no obstante, se debe ser más exigente.

     

            Éstas operación de calibrado la realizan automáticamente los programas, indicándoles simplemente donde están las imágenes de dark y de flat.

            La imagen del campo donde está el asteroide debe tener el tiempo necesario adecuado a la magnitud del asteroide, la experiencia nos ayudará a saber que tiempo dar, por ejemplo  si el asteroide es de magnitud 16 y disponemos de un telescopio de 20 cm de abertura con 20 segundos ya aparecerá el asteroide, pero si queremos una mejor señal será mejor una exposición de 60 segundos. Siempre se deben hacer varias imágenes separadas en un cierto tiempo ya que la única manera de detectar un asteroide es observar su movimiento, tres imágenes del mismo campo separadas unos 20 o 30 minutos es una buena opción.

            Es conveniente que nos acostumbremos a obtener las imágenes siempre con la misma orientación, por ejemplo N arriba E a la izquierda, u otra, pero siempre la misma, ya que esto ayuda mucho a identificar los campos. Además el ángulo de posición de la imagen es un parámetro que deberemos indicar al programa para que cuadre las estrellas, y lo mejor es que este sea un ángulo sencillo, por ejemplo próximo a 0º.   

La hora exacta de la observación

             Para hacer astrometría es muy importante saber la hora en que se ha realizado la imagen, ya que las coordenadas del asteroide cambian con el tiempo. La precisión debe ser inferior a 1 segundo, para lo cual deberemos sincronizar el reloj del ordenador. Se pueden usar señales de onda corta, uno o varios relojes controlados por señales de radio o programas que a través de Internet sincronizan el ordenador con observatorios que tienen servidores de Tiempo Universal, tal vez lo más adecuado sea usar más de uno de estos sistemas, En la sección de ocultaciones de la LIADA se puede encontrar más información sobre la medida exacta del tiempo, aunque en general para astrometría no es necesaria tanta precisión como para el cronometraje de una ocultación.

http://www.ocultacionesliada.8k.com/estrategiasmediciontiempos.htm

Sincronizaremos al inicio de la sesión de observación y comprobaremos que sigue sincronizado periódicamente durante la noche, ya que muchos relojes de ordenador se atrasan o adelantas algunos segundos durante la noche. La hora que debemos considerar es la del instante medio de la exposición, los programas de las cámaras suelen grabar el instante de inicio, pero el programa de astrometría hará la transformación a partir del tiempo de exposición. Algunos programas de manejo de cámaras introducen un retardo desde que reciben la orden de iniciar la foto y el instante en que realmente se inicia, conviene que  comprobemos nuestra cámara y si existe este retardo, deberemos corregirlo. Para el caso de asteroides muy rápidos, los errores en las coordenadas suelen ser debidos a errores en la medida del instante de realización de la imagen. 

Programa de cartas del cielo

Las cartas del cielo son esenciales para saber donde nos encontramos, y no son específicas para astrometría, si no que harán falta siempre que se quiera saber si la imagen que hemos obtenido corresponde al campo deseado. En astrometría de asteroides un buen programa de cartas del cielo es imprescindible, y debe permitir representar campos pequeños y estrellas débiles, para poder identificar bien nuestro campo y estar seguros de que estamos donde realmente pretendemos. Los más utilizados presentan estrellas hasta la magnitud 15, además de muchos otros objetos tales como galaxias, nebulosas, y asteroides que se pueden actualizar. Algunos ejemplos de estos programas son: El GUIDE 8 de project Pluto , The Sky, MegaStar, etc. 

http://www.projectpluto.com/

Catálogos estelares

Sin un catálogo de posiciones precisas es imposible realizar astrometría, ya que se utiliza para  obtener las coordenadas astronómicas de las estrellas que utilizaremos de referencia, a partir de las cuales podremos obtener las coordenadas de cualquier otro objeto que se halle en el campo. Los catálogos estelares han evolucionado mucho en los últimos años, han aumentado mucho el número de estrellas que contienen, ya que los métodos informáticos permiten manejar cantidades ingentes de datos, esto es esencial para los pequeños campos de las CCD. También ha mejorado mucho la exactitud de los datos debido principalmente a que se basan en el catálogo HIPPARCOS, catálogo de posiciones extremadamente precisas. Esto ha hecho que la astrometría que se realiza actualmente sea mucho más precisa que la realizada hace sólo 20 años.

El catálogo más idóneo para hacer astrometría de asteroides actualmente es el UCAC2 realizado por el Us Naval Obsevatory (USNO), consta de tres CD- ROM y contiene 48 millones de estrellas, siendo completo hasta la declinación de +40º. Se puede pedir directamente al USNO y lo suelen enviar gratuitamente. Otro catálogo muy idóneo para hacer astrometría con CCD es el USNO B2, que contiene más de 500 millones de estrellas, llegando hasta la magnitud 19, pero se debe trabajar con él a través de Internet. Los programas de astrometría extraen de forma automática las estrellas del catálogo que hacen falta para reducir las imágenes. 

http://www.usno.navy.mil/

Programa para realizar  astrometría

Los programas para realizar astrometría han evolucionado considerablemente en los últimos años. Existen diferentes programas que pueden realizar astrometría, pero el estándar que utilizan la mayoría de aficionados y también muchos profesionales es el ASTROMETRICA desarrollado por el aficionado austriaco Herbert Rab, las últimas versiones permiten hacer astrometría de asteroides en varias imágenes del mismo campo, casi sin intervención, detectando el mismo programa los posibles asteroides en cuestión de segundos. A continuación describimos la manera más básica de usarlo, aunque a medida que nos familiaricemos con él podremos hacerlo de una forma más automática. Los pasos a seguir son:

             1. Configuración: Se aprieta el icono de configuración (una llave inglesa) y aparece una ventana con diferentes pestañas. La primera es para indicar el lugar de observación, la segunda para indicar los datos de la CCD y telescopio, es imprescindible indicar bien la distancia focal, el tamaño en micras del pixel, etc. La tercera son datos del programa, tales como catálogo estelar y algunos parámetros que le sirven al programa para detectar automáticamente las estrellas y el asteroide, en principio podemos dejar estos parámetros tal como vienen, para después ir ensayando con diferentes valores y ver como responde el programa. La cuarta trata del entorno del ordenador, por ejemplo, donde están las imágenes, donde está ubicado el catálogo, etc, si no está bien indicado no funcionará. La última trata de Internet que permite mandar los datos directamente, aunque esta se puede dejar en blanco y mandarlos de la forma habitual

2. Cargar las imágenes. Primero se abren sucesivamente la imagen de dark y flat, usando el icono correspondiente. A continuación se abren las imágenes del  mismo campo en que se halle el asteroide, donde conviene que comprobemos la hora de cada imagen, la cual debe ser la del instante medio de la exposición.

3. Detección visual del asteroide. Los asteroides tienen aspecto estelar, pero se distinguen de las estrellas pos su movimiento propio. Para detectar el movimiento se usa la técnica del “blinking” o parpadeo, consistente en superponer sucesivamente las diferentes imágenes del  mismo campo  separadas en un cierto tiempo, si hay algún asteroide, veremos que salta de una posición a otra, mientras que las estrellas permanecen fijas. El programa lo hace automáticamente con solo apretar el botón correspondiente. Para que funcione bien, todas las imágenes deben abarcar aproximadamente la misma zona.

4. Identificación de Campos. Se hace mediante el comando “Data reduction”, entonces el programa pide que se entren las coordenadas astronómicas aproximadas del centro de la imagen, o la designación del objeto, para que el programa pueda calcular las coordenadas y asignarlas al centro del campo, evidentemente debe de tenerlo en su base de datos, lo cual no será así si se trata de un asteroide nuevo. Si todo va bien aparecerá una pequeña ventana con los resultados, donde nos informa del número de estrellas que ha detectado, cuantas ha usado como referencia y los residuos en ambas coordenadas (errores entre los valores calculados y los valores del catálogo). A veces el programa no consigue relacionar (esmachar) las estrellas de la imagen con las del catálogo, la causa puede ser diversa, lo primero que debemos comprobar es si las coordenadas del centro del campo son las correctas, para lo cual volveremos a mirar la carta celeste y nos aseguraremos que el campo de la imagen corresponde al campo de la carta, si las coordenadas están bien, comprobaremos en la configuración que los datos de la CCD (tamaño de píxel) y la distancia focal del telescopio es correcta; si esto también es correcto, deberemos probar a cambiar algunos parámetros relativos a la detección de estrellas, número de estrellas, orientación de la imagen, etc. Después de algunos intentos se suele tener éxito y el programa realiza la astrometría.

5. Astrometría del asteroide. Para obtener las coordenadas del asteroide, el cual hemos detectado con el blinking, bastará pinchar en la imagen sobre el mismo, y el programa nos presentará sus coordenadas. Nos pedirá el nombre o designación, el cual escribiremos en el recuadro en blanco y apretaremos “Accept”. El programa lo guarda en un fichero de texto llamado “Send MPCReport” . A continuación haremos lo mismo con las restantes imágenes donde se halla el asteroide. El fichero donde escribe los resultados de la astrometría es un fichero de correo electrónico, escrito en el formato que exige el MPC, y se puede enviar al instante, o se puede esperar a tener los resultados de otros asteroides que hayamos observado esa noche y mandarlos todos juntos. El programa también tiene la opción de detectar automáticamente el asteroide y realizar la astrometría del mismo, es la opción más cómoda y simple, ya que sólo debemos indicarle el nombre, pero suele fallar para objetos muy débiles o que se han desplazado muy poco.  

http://www.astrometrica.at/

             Formato del MPC

            La astrometría que hacemos de un asteroide o cometa, se realiza con el objetivo de determinar su órbita si es desconocida o de precisarla mejor si ya se conoce. Además, cuantas más observaciones se incluyan en el cálculo, en general más se pueden precisar las órbitas, por esto es conveniente que los astrónomos que se dedican a calcular órbitas dispongan de la mayoría de datos posibles, por esto todas las medidas de astrometría de asteroides y cometas que se realizan en el mundo, se envían al MPC (Minor Planet Center) en Estados Unidos y, perteneciente a la IAU (International Astronomical Union). Para enviar nuestras observaciones, se debe enviar en un determinado formato, del cual damos un ejemplo que comentaremos a continuación:         

COD  176
CON obsconsell@wanadoo.es
OBS  A. Lopez, R. Pacheco, J. Forteza
MEA  R. Pacheco, A. Lopez, J. Forteza
TEL 0.41-m f/4 reflector + CCD
NET  UCAC2 

     4W13A65  C2004 12 11.07000 05 42 16.00 -10 42 37.8          18.6 R      176
     4W13A65  C2004 12 11.07083 05 42 15.87 -10 42 40.5          18.3 R      176
     4W13A65  C2004 12 11.07163 05 42 15.75 -10 42 43.1                           176
     4W13A65  C2004 12 11.07245 05 42 15.62 -10 42 45.8                           176 

Las primeras líneas forman la cabecera: La primera es el código que asignó el MPC a nuestro observatorio, la segunda es le dirección de correo electrónico, la tercera son los observadores separados por comas la inicial del nombre y el apellido, la siguiente son los que han hecho las medidas (línea no es obligatoria), una línea con las características del telescopio y una que indica el catálogo estelar usado. Para más información se puede consultar la página:

http://cfa-www.harvard.edu/iau/info/Astrometry.html

Las siguientes líneas son las medidas, que comienzan por la designación del asteroide, el año, mes y día con 5 cifras decimales, ya que está incluida la hora minutos y segundos. A continuación la ascensión recta en horas, minutos y segundos con 2 decimales, después la declinación en º  ‘  “  con una cifra decimal, unos espacios en blanco, la magnitud y la banda (generalmente en R, ya que así suelen estar las estrellas del catálogo) si se ha medido y, por último el código del observatorio. Es conveniente conocer el significado del formato, pero no hay que preocuparse en escribirlo, ya que el programa de astrometría ya presenta los datos de esta manera. La cabecera se debe configurar en el programa y siempre la presentará correctamente. 

            ¿Cómo empezar?

            Lo más adecuado es elegir un asteroide con número definitivo, ya que así su órbita se conoce con mucha exactitud y las efemérides tendrán un error bajo, aunque estos asteroides son los menos interesantes, ya que nuevas medidas aportarán poco a la precisión de  su órbita, pero mientras vamos adquiriendo experiencia y confianza, nos permitirán saber si nuestras medidas difieren poco de las efemérides, diferencias que se llaman residuos. También es aconsejable comenzar con asteroides relativamente brillantes para que así se vean fácilmente y tengan una buena señal en las imágenes, aquellos cuyo número es menor que 3000 suelen tener magnitud inferior a 15 ó 16 en la oposición.

            Una vez hemos elegido el asteroide, realizaremos un mínimo de tres imágenes del campo donde se halla, separadas unos 30 minutos entre imagen e imagen, tiempo suficiente para detectar el movimiento. Realizaremos la astrometría y comprobaremos si los residuos de las medidas son bajos, en general deberían ser menores que 1 segundo de arco en ambas coordenadas.

            Ya podemos enviar nuestras medidas al MPC en el formato que nos presentará el programa ASTROMETRICA. Si es la primera vez que se envía astrometría desde nuestro observatorio, no podrá figurar el código del MPC ni en la cabecera ni al final de cada línea, sustituiremos la línea COD de la cabecera  por las coordenadas geográficas, latitud y longitud y por la altura sobre el nivel del mar del observatorio, las cuales podremos obtener a partir de un mapa de escala 1:25 000, de los usados por el ejército, o a partir del GPS. Las demás líneas de la cabecera se mantendrán igual. Casi con toda probabilidad después de recibir esta primera tanda de observaciones, el MPC asignará un código a nuestro observatorio que utilizaremos al mandar nuevas medidas. En la web del MPC hay bastante información sobre astrometría, y es conveniente visitarla.  

            ¿Qué asteroides son más interesantes?

            Una vez tengamos cierta experiencia con objetos conocidos y relativamente brillantes, los asteroides más interesantes desde el punto de vista de la astrometría son los asteroides cercanos a la Tierra, también llamados NEO (Near Earth Object), ya que se trata de los objetos que por razones prácticas más interesa conocer sus órbitas con precisión. Existen varios equipos dotados de grandes CCD que se dedican a buscar NEOs, y suelen descubrir varios cada día, las coordenadas de los cuales se suelen poner en una página del MPC llamada Neo Confirmation Page, para que otros observadores podamos realizar astrometría de los mismos y se puedan determinar sus órbitas.

http://cfa-www.harvard.edu/iau/NEO/ToConfirm.html

            También podemos intentar descubrir asteroides nuevos del cinturón principal (CP). Para ello deberemos hacer barridos en la zona cercana a la eclíptica y repetirlos tres veces con un intervalo de tiempo de una hora aproximadamente. Después haremos blinking de las imágenes del mismo campo y si en algún campo aparece algún punto que se mueve en las tres imágenes, será un asteroide con toda probabilidad, a continuación realizaremos astrometría de las tres imágenes y la guardaremos. Conviene comprobar si es nuevo o ya es conocido, para lo cual podemos chequearlo en la web del MPC. Si no aparece ningún asteroide cercano a las coordenadas que hemos introducido en los instantes de realizar las imágenes, seguramente se tratará de un asteroide nuevo y deberemos observarlo en alguna de las noches siguientes. Para saber donde se halla en noches posteriores, también el MPC tiene un servicio que calcula efemérides aproximadas a partir de las medidas de la primera noche. Después de haber realizado astrometría en dos noches diferentes del mismo objeto nuevo, lo mandaremos al MPC, y en los días siguientes nos comunicarán si es nuevo y nos lo asignan a nosotros, o por el contrario ya era conocido, en este último caso nuestras medidas no serán en balde, ya que habrán contribuido a mejorar su órbita. 

            ¿Qué equipo es el más adecuado?

Las magnitudes los NEOs que se descubren suelen estar comprendidas entre la 18 y la 21, aunque también se descubren algunos más brillantes. Con un telescopio de 20 cm y una cámara CCD llegaremos a la magnitud 18 con unos 2 minutos de exposición. Con un telescopio de 40 cm y buen cielo podremos pasar de la 20, y tendremos acceso a más objetos. También es conveniente que el telescopio sea computerizado, ya que de esta forma podremos movernos con rapidez y precisión de unos campos a otros y podremos observar muchos más objetos durante la noche. Por tanto el telescopio óptimo sería de 25 cm en adelante y computerizado. Actualmente existen en el mercado diversas  monturas controladas por microprocesador, pero tal vez la opción más barata y, quizá la mejor es la controlada por PC a través del programa desarrollado por Mel Bartels, el problema es que se lo debe hacer uno mismo, pero actualmente somos muchos los aficionados de todo el mundo que funcionamos con el Bartels. Si no se dispone de montura computerizada, también se puede hacer astrometría de asteroides, sólo que el proceso de obtener las imágenes es algo más laborioso, ya que cuesta más ir al campo que deseamos, lo que supondrá observar menos objetos durante la noche.

http://www.efn.org/~mbartels/

   

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