Abstracts

Speckle Interferometry with mid-sized amateur telescope: why not?
This talk shows how using interferometry methods provides routinely accurate measurements with a mid-sized amateur telescope. It is illustrated by the implementation of a homemade 410mm telescope dedicated to double stars measurements and highlights the most important practical tips. The results of a 1000 measurements campaign are briefly discussed.
As a part of the solutions used during this campaign, a focus is made on the new version of Reduc software now including interferometry reduction routines. This version will be released to the public after the meeting.

Interferometría con un telescopio amateur: ¿por qué no?
Esta comunicación muestra cómo los métodos de interferometría permiten la obtención rutinaria de medidas de calidad con un telescopio amateur. Este hecho se ilustra mediante el uso de un instrumento de 410 mm de diámetro dedicado a la medición de estrellas dobles y se resaltan los aspectos prácticos más importantes. Los resultados de una campaña de 1000 medidas son brevemente discutidos.
Como parte de las soluciones utilizadas en el curso de esta campaña, es remarcable la nueva versión del programa Reduc que ahora incluye técnicas de reducción de medidas interferométricas. Esta versión estará disponible públicamente después del meeting.

Introducción

La interferometría speckle es desde hace mucho tiempo una de las herramientas favoritas de los profesionales para la medición de estrellas dobles. Muy pocos aficionados utilizan estas técnicas durante las misiones en los observatorios, pero ninguno de ellos parece hacerlo de manera rutinaria con la instrumentación “clásica” del amateur .

Entre los instrumentos utilizados a diario por los aficionados, se pueden distinguir dos clases :

• Aquellos cuya resolución limite viene determinada por el diámetro
• Aquellos cuyo límite de resolución está casi siempre afectado por la atmósfera

La frontera entre las dos categorías depende, evidentemente, de las condiciones de observación, situándose generalmente entre los 20 y 30 cm. de diámetro .

Cuando la turbulencia limita la resolución, las técnicas fotográficas clásicas son incapaces de proporcionar imágenes medibles de pares cerrados. ¿Aporta entonces la interferometría speckle una solución, a los aficionados, como lo hace con los grandes instrumentos? La respuesta es si. El propósito de este debate es compartir, desde un punto de vista decididamente practico, el proceso que justifica esta respuesta.

René Gili utiliza una potentísima cámara en el refractor de 74cm de Nice, algo que realmente no se puede calificar de amateur :-) Karl Ludwig Bath en Namibia trabaja sobre el Cassegrain de 50 cm. de la LAS. Francisco Rica Romero a realizado algunas pruebas con el Schmidt-Cassegrain de 40cm del Observatorio Astronómico de Cantabria. Citemos finalmente a B. Trégon y M. Castets que trabajan con el T60 de 60 cm del Pic du Midi.

El observatorio y el telescopio

Cuando en 2008 construí mi telescopio de 400mm para reemplazar al viejo T200, mi objetivo era obtener mediciones de estrellas dobles relativamente débiles (mv ~ 11,12) y con una separación entre 1” y 3”. Teniendo en cuenta las condiciones habituales del lugar de observación, en aquel momento no pensaba poder obtener de manera regular medidas de calidad para separaciones inferiores. El observatorio está situado justo al lado de un río importante y a una altitud de 20 metros, condiciones lejos de las ideales para trabajar a altas resoluciones .

El instrumento es un telescopio Newton, el espejo principal posee un diámetro óptico de 408mm y una distancia focal de 2052.5mm. El espejo secundario tiene un eje menor de 72.5mm. Las primeras imágenes se han conseguido en un cielo excepcionalmente tranquilo, mostrando el poder de resolución angular que el telescopio puede lograr .

Obviamente, es muy diferente cuando las condiciones normales se restablecen y el centelleo, la agitación y la dispersión retoman su sinfonía.

El telescopio de 408 mm

Primera imagen de COU 407 r=0"4 Una selección de los mejores frames 7 img / 600 (1%)

Otro ejemplo en condiciones excepcionales

2009: medidas con una cámara Audine

La primera cámara utilizada con el T400 ha sido una cámara Audine equipada con un chip KAF400 (768x512 píxels cuadrados de 9 micras de lado). Instalada tras un amplificador óptico Televue 5x, nos da una focal resultante de 11.96 metros. Utilizando técnicas convencionales (selección manual de las mejores imágenes realizando un shift-and-add) las medidas de pares por encima de 1”3 de separación son generalmente bastante fáciles. Con las dobles más cerradas se hace necesario realizar una selección muy exigente para encontrar imágenes medibles. Utilizando la técnica Lucky-Imaging es necesario registrar al menos un millar de imágenes para tener alguna posibilidad de encontrar el suficiente numero de imágenes correctas. Con la Audine esto representa un problema ya que la velocidad de lectura es lenta. ¡La obtención de 1000 imágenes exige 40 minutos! Es para desanimar al más obstinado de los observadores .
El tiempo mínimo fijado por el obturador de la cámara es de 60ms. Demasiado largo para fijar los rápidos movimientos de la atmósfera y eso reduce, aun más, las posibilidades de conseguir imágenes Lucky-Imaging explotables. ¡Podemos hablar entonces de “Miracle Imaging” !

Audine KAF-0400 768x512 9x9m Exposic. Mínima =60ms Tiempo Descarga=largo Configuration: F=11960mm E=0"1552/px FOV=2'x1'3

Miracle Imaging on Gamma Virginis

Sin embargo 60ms es un tiempo lo suficientemente corto como para percibir una estructura de manchas, emborronadas por los rápidos movimientos de la atmósfera. Estos nódulos se forman por la unión de varias speckles, debido al largo tiempo de exposición, así como por la ausencia de filtros. Estas “Súper speckles” (termino acuñado por Christian Buil) contienen, sin embargo, información esencial acerca de la posición relativa de las componentes .

HU 987 r=1"09, el fenómeno es bien visible en la animación. . En estas condiciones y a pesar de la importante separación, solamente son utilizables un 2% de las imágenes . La mejor imagen de la serie está en el centro. Es difícil de medir . A la derecha la imagen de autocorrelación obtenida con Reduc .

Es durante la reducción, cuando los métodos de interferometría speckle presentan una clara ventaja sobre los métodos tradicionales :

• El tratamiento por autocorrelación permite medir sobre imágenes que serian inexplotables con un tratamiento convencional
• Con algunos cientos de imágenes es suficiente, habitualmente entre 200 y 400, para obtener un autocorrelograma medible. De esta manera se pueden visitar 4 pares por hora, lo cual anima a cualquier observador
• La clasificación de las imágenes se hace innecesaria, por lo que se gana mucho tiempo en el proceso de reducción, eliminándose también la subjetividad en la elección de las imágenes

Es posible medir hasta cerca de los 0"6, eso es dos veces el poder de separación del telescopio. Trabajar con precisión por debajo de ese límite exige unas excelentes condiciones atmosféricas .

2010: medidas con una Atik314

En 2010, el telescopio se equipó con una cámara Atik 314L+. Al igual que la Audine, su uso es muy común por parte de los aficionados. El chip posee una matriz de 1392x1040 píxels cuadrados de 6.45 micras de lado. Colocada tras el amplificador Televue, el sistema presenta una distancia focal de 11.40 metros. Esta cámara se muestra mucho mas apropiada para trabajar con estrellas dobles :

• Gracias a los píxels más pequeños, el muestreo es excelente y la distancia focal permanece dentro de lo razonable .
• La velocidad de lectura es cómoda: de 3 a 4 imágenes/segundo, si definimos una ventana de 128x128 píxels en el centro del chip .
• La principal ventaja es su velocidad de obturación. Los tiempos típicos de exposición son de 20 ms para estrellas de la 10ª magnitud .

Con estas características, se puede trabajar en condiciones mucho más parecidas a las habituales en interferometría speckle. Las imágenes están mejor estructuradas y las manchas son finas. Las prestaciones mejoran y el 70% de las medidas se efectúan entre 0”3 y 1”5 .

Atik314L+ - ICX285AL 1392x1040 - 6.45x6.45 m Exposic. Mínima=1ms Veloc. Descarga : (128x128px)=4 fps EFL=11400mm E=0"1167/px FOV=2'7x2'

STT 413 m:4.7/6.2 r=0"9 exp: 1ms Lucky images: 3/400 ~1%

HU 940 m:9.2/9.8 r=0"5 exp: 7ms

COU 492 m:10.2/10.3 r=0"5 exp: 20ms

En el límite del poder de resolución COU1271 mag 9.4/10 r=0"34 Izquierda: las 4 mejores imágenes

BU 1127 m:7.3/9.2 r=0"75 Audine 60 ms Super-speckles Centro: Animación con las tres mejores imágenes. Se observa como cambia el AP Atik 10ms

En el límite del poder de resolución HU 1178 Mag 9.2/9.3 r=0"38 Izquierda : La MEJOR y única imagen resuelta de la serie. Derecha : El autocorrelograma

Las reducciones

Todas las reducciones están realizadas con una versión de Reduc pensada para la interferometría speckle. Esta versión implementa las funciones de autocorrelación, intercorrelación y DVA. Las medidas se efectúan de manera sistemática sobre la imagen de autocorrelación. La ambigüedad de 180º en la orientación se resuelve, siempre que sea posible, creando una imagen de correlación cruzada. Después del tratamiento de una serie de imágenes, Reduc muestra el autocorrelograma y la serie de imágenes con las que es procesado, mediante la sustracción de una mascara con el fin de mostrar los picos. La máscara se debe adaptar según la configuración óptica. Con el T400 a F/D=30, los mejores resultados se obtienen con las mascaras de 3x3 y 5x5 .

A la izquierda, los picos se ven con dificultad sobre el autocorrelograma.
Se ponen en evidencia utilizando una máscara 5x5.

El calibrado

El calibrado es la piedra angular de cualquier medida y es seguramente el problema más importante de las instalaciones amateur. El T400 está situado sobre una montura estable y la cámara permanece en su sitio durante bastantes meses a lo largo de las campañas de observación de estrellas dobles. Se ha considerado mas preciso proceder a un calibrado independiente que utilizar el método clásico con estrellas de calibración .

La escala:

Se ha determinado en tres etapas. En la primera etapa la cámara se coloca en el foco primario del telescopio y se registran algunas series de imágenes de campos estelares que contengan dobles, algunas con estrellas de magnitudes parecidas, separadas por algunos segundos de arco y con ángulos variados.

La segunda etapa consiste en volver a registrar las mismas imágenes pero con la configuración óptica que utilizaremos para tomar las imágenes a medir.

Para acabar, se reducen todos los pares presentes sobre las dos series de imagenes, utilizando un valor cualquiera para la escala (diferente de cero!). Cada par presenta una separación df para las imágenes tomadas a foco primario y dm para las tomadas en la configuración de medida (es decir, con el amplificador de focal). El resultado dm / df nos proporciona el factor de escala entre las dos configuraciones.

Por supuesto, esto solamente funciona cuando la distancia focal a foco primario se conoce con exactitud. Cuidado con los telescopios comerciales, hay que controlar este punto personalmente!!

Foco Primario

Configuración de Medición

EFL = F x dm/df Escala = 206.265*px/EFL Escala en arcseconds EFL= Distancia Focal Efectiva en mm px= tamaño pixel en m

El tamaño de los píxels y la distancia focal del espejo se conocen a la perfección.
La escala se calcula con la formula habitual y solamente depende de esas dos magnitudes físicas que conocemos con precisión. Los datos numéricos esenciales se resumen en la siguiente tabla:

Orientación de las imágenes:

El eje este/oeste se determina por el método de las trazas siderales. La camara y el tren óptico se instalan de manera que el único movimiento posible sea el de la traslación rectilínea necesaria para el enfoque. Con la instalación fijada en su lugar definitivo, el calibrado se realiza en varias noches. La incertidumbre acerca del ángulo de orientación de la cámara es del orden de 0º2.

Esta noche resulta muy difícil efectuar una buena calibración. Es imposible hacer ninguna medida :-)

Los resultados

La campaña de observación se ha desarrollado en dos fases. Los resultados se resumen en la tabla siguiente y las medidas detalladas se han publicado en el nº 75 de Observations et Travaux.

Otro aspecto positivo de la utilización de técnicas interferométricas: el número de noches observables es significativamente más importante, alrededor de 120 noches/año, cuando antes de utilizar técnicas de interferometría era de 80 noches/año.

Las graficas muestran la evolución del programa de observación.

	En 2009, con el fin de validar los procedimientos. Las medidas se efectuaron, sobre una amplia gama de separaciones. La reducción por autocorrelación nos permite superar la turbulencia parcialmente. Esta es la época de las “Súper speckles”. Con las limitaciones del material las medidas por debajo de los 0”6 son excepcionales.
	En 2010, el material esta mejor adaptado para el trabajo con interferometría speckle. El programa de observación cambia de manera espectacular, orientándose hacia las separaciones mucho menores. Las medidas por debajo de 0”6 se convierten en algo rutinario.

Distribución espacial de los residuos Las coordenadas polares de las observaciones y de las efemérides se convierten en rectangulares. Las diferencias (dX,dY) se pueden ver en el diagrama. Se han representado las 43 dobles con orbitas de grado 1 o 2 observadas. El error de posición medio es de ~20 mas.

Conclusiones

Después de 140 noches de practicar con estos métodos, solamente he podido encontrar argumentos favorables para su utilización:

• La posibilidad de observar cada noche clara sin preocuparse por la turbulencia.
• El uso optimo del instrumento.
• La precisión de las medidas.
• Con un software adaptado, el proceso de reducción es rápido y objetivo.

En el capitulo de las dificultades, y aunque no sean argumentos desfavorables:

• Encontrar la distancia focal exacta que nos permita separar las manchas a la vez que se conserva el máximo de luz posible.
• La difracción atmosférica: Sin filtros las manchas se alargan significativamente, sobre todo si observamos a más de 25º por debajo del cenit.
• El calibrado podría resultar delicado para una instalación móvil.

Lo más remarcable es que no es necesario utilizar cámaras de gama alta o de última generación para trabajar de manera habitual al límite del poder de resolución. Esta es seguramente la lección más importante que extraigo de esta experiencia. Los aficionados con un telescopio de entre 30 y 50 cm. de diámetro experimentan muchas veces la frustración de verse limitados por la atmósfera. La aplicación de los métodos de interferometría speckle les dará grandes satisfacciones!

• Bagnuolo, W.G., 1992, Absolute Quadrant Determinations from Speckle Observations of Binary Stars, AJ Vol. 103
• Buil, C., 1989, Astronomie CCD. Société d'Astronomie Populaire, Toulouse
• Gili, R, Agati, J.L., 2009, Measurements of double stars with the 76 cm refractor of the Côte d’Azur observatory with CCD and EMCCD cameras, Observations & Travaux 73
• Hartkopf, W.I. & Mason, B.D., & Worley, C.E. 2001a, Sixth Catalog of Orbits of Visual Binary Stars
• Hartkopf, W.I., Mason, B.D., Wycoff, G.L., & McAlister, H.A., 2001b, Fourth Catalog of Interferometric Measurements of Binary Stars
• Losse F., Reduc, logiciel de réduction: http://www.astrosurf.com/hfosaf/
• Losse F., 2010, Double Stars Measurements : 2009-2010 Campaign, , Observations & Travaux 75
• Trégon, B., Castets, M., Double stars measurements using speckle interferometry with the t60 at pic du midi observatory, Observations & Travaux. 73
• Turner, N., 2004, Speckle Interferometry for the Amateur in Argyle, B. Observing and Measuring Visual Double Stars, Springer-Verlag
• Turner, N.H., Barry, D.J., & McAlister, H.A., 1992, Astrometric Speckle Interferometry for the Amateur, IAU Colloquium 135, ASP Conference Series, Vol. 32