La toma de imágenes

Primer patrón (calibración)
STF 1927 ......
STF 1864 ......
STF 1879 ......
STF 1884 ......
etc ...
Estas imágenes se han obtenido con el 20 cm con una focal de 6,25 m.		 En primer lugar capturamos una estrella patrón (lista de estrellas de calibración o patrones publicada por la comisión de estrellas dobles patrón del WDS)

Luego capturamos las estrellas del programa de la sesión.

La sesión termina con una nueva estrella patrón.
El segundo patrón o doble de calibración permite, entre otras cosas, confirmar que no se ha producido un cambio accidental en la posición de la cámara durante la sesión de trabajo.

Otra ventaja de la webcam en comparación con otros sistemas: su velocidad.
Capturamos muy rápidamente tantas imágenes como queramos.
En general de 100 a 150 imágenes bastan para obtener una gran cantidad de imágenes que pueden medirse.
Una sesión bien llevada permite capturar así de 6 a 10 parejas por hora...
¡ Ya no hay necesidad de pasar una noche entera fuera para obtener unas pocas medidas solamente!

La reducción

¡ Bien, ya tenemos nuestras imágenes, y ahora hay que transformar todo esto en valores astrométricos válidos!
A partir de las parejas patrón (dobles de calibración) deducimos las constantes de muestreo,
es decir, la orientación exacta de la imagen con respecto al cielo así como su escala (valor en segundos de arco por pixel)

Patrones

353°3 - 16 ''06
Desfase angular de la imagen = +0°92
Segundos de arco por pixel = 0''18498/pixel

Ahora basta con medir las imágenes obtenidas en el curso de la sesión.
He aquí los valores medidos para nuestra sesión de captura de imágenes.
STF 1864 110°57 - 5''55
STF 1879 085°88 - 1''55
STF 1884 055°59 - 2''11
etc ...

 

Los programas de tratamiento de imágenes astronómicas tiene funciones de cálculo de los fotocentros de las estrellas.

La mayoría de las veces las imágenes no son integradas, sino medidas una a una y la medición final es la media de cada medición individual. Es evidente que medirlas manualmente es un trabajo ingrato y sujeto a errores. También he preferido desarrollar un programa específico adaptado a las imágenes de las webcams para efectuar las mediciones y automatizar una cierta cantidad de tareas:
- Selección de las imágenes
- Cálculo de las constantes de medición
- Reducción automática de una serie de tomas
- Generación de un registro destinado a ser incorporado a una base de datos

Y eso, ¿Qué da?

Una misma pareja será observada así dos o tres veces en fechas próximas.
La media de estas observaciones proporcionará la medición propiamente dicha.

STF1785 es una estrella doble orbital. Es decir, ambas compañeras gravitan alrededor del mismo centro de masas. Esta estrella es seguida regularmente desde su descubrimiento. Ya se ha observado durante una órbita completa.

La imagen obtenida con apenas 3 metros de focal es fuertemente aumentada y representada sobre un diagrama de la órbita con los diferentes puntos de medición que permitieron calcularla.

La efeméride de STF1785 para la fecha de observación da: 174°7 y 3 "29 Hei1988d (Gr 2).
El grado 2 permite concederle bastante confianza.
Comparémosla con una medición efectuada durante tres noches como se ha descrito anteriormente.
El valor medido es de: 174°82 y 3 "31 (3n).
La diferencia entre la observación y la efemérides se denomina o-c en la jerga (observación menos cálculo). En este caso la diferencia es particularmente pequeña o-c = +0°12 / +0"02.

No conocemos tan bien mas que algunas decenas de estrellas. Centenares tienen órbitas calculadas con grados de confianza a veces muy bajos, por lo que los cálculos necesitan datos de medición.

STF1719
1991.25 359°00 / 7''01 (H)
2002.29 358°66 / 6''94
STF1721
1991.47 357°50 / 6''26 (T)
2002.29 358°78 / 6''32
STT261
1991.61 339°90 / 2''44 (T)
2002.29 339°21 / 2''47
STF1757
Eph 2002 : 127°3 / 1"98 Hei1988d (Gr 4)
2002.29 129°21 / 1"95
o-c : +1°91 / -0"03
STF2021
Eph 2002 : 354°2 / 4"097 Hop1964b (Gr 4)
2002.40 354°85 / 4"12 o-c : +0°65 / +0.02

Algunos otros resultados obtenidos con la misma instrumentación.
Son comparados con las mediciones del Hipparcos, Tycho o con efemérides de pares orbitales.

¿El micrómetro al cajón de los trastos?

¡Ni hablar!
Hay un montón de cosas que no se pueden hacer con una webcam. En primer lugar hace falta un ordenador para capturar y conservar las tomas.
Además, está limitada a parejas con una diferencia de magnitud pequeña.
Después de observar varios centenares de estrellas dobles, todas las webcams utilizadas muestran sus límitaciones cuando la diferencia de magnitud va más allá de 2,5 a 3 magnitudes.
¡Tampoco hay que contar con rivalizar con un micrómetro de doble imagen cuando se trata de medir estrellas muy cerradas. En cambio, cuando la separación alcanza un valor cercano al doble del poder de resolución, estoy dispuesto a apostar que las medidas son sistemáticamente al menos tan buenas como con el micrómetro (con el mismo instrumento por supuesto!)

Entonces, ¿cuales son las opciones?

Webcams versiones comerciales
 m <= 9
Diff mg < 2.5
Webcams versiones modificadas para larga exposición
 m>9
Diff mg < 2.5
Webcams versiones monocromo
 m >> 10
Diff mg < 2.5 / 3

Las webcams en versión comercial, es decir sin modificación electrónica, pueden alcanzar la 9ª magnitud a F15.

Más allá de esto se hace necesario proceder a las modificaciones mencionadas sobre la larga exposición.
Estas modificaciones no aportan siempre la ganancia prevista porque los sensores color de las webcams tienden a menudo a generar mucho ruido electrónico.

Podemos reemplazar el sensor color de ciertas cámaras por un sensor monocromo mucho más sensible y claramente menos ruidoso.
Ganamos entonces en dos aspectos:
- El ruido, que aumenta muy lentamente, permite recuperar un poco la dinámica y, en consecuencia, la delta mag.
- Al ser mejor la sensibilidad, llegamos fácilmente más allá de la 10ª magnitud con una focal larga (F / 30) y tiempos de exposición siempre muy aceptables (del orden del segundo).

Muchas parejas en valores del orden de mag. =10 / 11 son descuidadas pero los buenos programas nos abren los brazos.

Pero, que se calmen las personas poco mañosas, hay mucho que se puede medir con cámaras no modificadas.
En nuestras latitudes existen cerca de 1.500 parejas cuya diferencia de magnitud es inferior a 2 y la separación al alcance de un telescopio de 200 mm.
A una media de 100 estrellas medidas al año, nos permite un programa de quince años.
Esto amortiza ampliamente los 50 euros que cuesta la cámara.

En conclusión,

A pesar de algunas limitaciones, la webcam se muestra muy agradable de utilizar.
Sus mayores ventajas son:
- sencillez de utilización
- instrumento impersonal
- rapidez en la captura de imágenes que permite numerosas observaciones en un tiempo corto
- reducciones fáciles con ayuda de programas informáticos apropiados
- instrumento preciso de medición con una relación precio/calidad imbatible

¡Solo queda esperar de ti!