Si, ya lo se (y me avergüenza) lo descuidado que tengo este Blog. Pero me he prometido a mi mismo que eso va a cambiar, asi que con el proposito de enmendar mi actitud, voy a intentar escribir un rato, al menos una vez por semana...Aunque no se si seré capaz de cumplir mi promesa, al menos lo intentaré...
Empecemos pues...
El pasado sábado 19 de Marzo, me propuse hacer unas pruebas con esa técnica que se ha dado en llamar Interferometría Speckle y que según dicen los que mas saben, es la solución para anular los caprichosos bailes de nuestra atmósfera, permitiéndonos además acceder a medir pares cerrados, lo que se dice cerrados…Bueno, casi tan cerrados como el limite de resolución teórico del instrumento empleado permita. Así que voy a intentar explicar, lo que dio de si mi primera experiencia “speckleriana” y las conclusiones a las que llegué después de unas 3 horas de arduo trabajo….
Esta es mi particular crónica de Observación…
Fecha: 19 Marzo 2011
Época: 2011.214
Hora Inicio: 20:50 UT
Hora Final: 23:50 UT
Temperatura: Entre 12.9ºC y 11.9ºC
Humedad: Entre 86% y 89%
Viento: Calma
Luna: Llena (perigeo)
El equipo utilizado en esta primera sesión de pruebas con el método de Interferometría Speckle consta de un telescopio SC LX200R de 254mm de apertura f/10 montado en ecuatorial y que lleva acoplado tras su microenfocador un Flip Mirror Vixen, en el que aparte de un ocular reticulado de 20mm va insertada una CCD Atik HR16, con un chip de 1392x1040 píxels de 6,45x6,45 micras, a la que se ha acoplado una Barlowx2 de Celestron. Para estas primeras pruebas no se utilizará ningún tipo de filtro fotométrico o de corte.
El objetivo de esta sesión es intentar realizar tomas del par A 1352 cuyas componentes de magnitudes 9.42 y 11.48 presentaban en 1991 un ángulo de 40º y una separación de 1,1”…
Los motivos de la elección de este par, se basan en las siguientes razones:
- Durante el tiempo de observación, la constelación Uma donde se localiza el par, se sitúa en la situación mas optima para la observación desde el OANL.
- Se trata de un par que, en lo que respecta a magnitudes, empieza a estar en el límite de mi abertura, utilizando técnica Speckle se entiende. (El diámetro del objetivo marca las magnitudes máximas a las que se puede trabajar con tiempos de exposición tan cortos como los utilizados en interferometría) ¿Por que empezar por lo fácil? Vamos a averiguar los límites de trabajo en lo que a magnitudes respecta, me dije…
- La separación me pareció asequible al equipo, cuyo limite teórico de resolución es de 0.46”…(Eso significa unos tres píxels de separación para este par…).Además debía compensar un poco la dificultad añadida de las magnitudes.
Aunque en un principio me hubiese gustado utilizar el mismo método que utiliza Florent Losse para el cálculo de las constantes de calibración, al final lo hice con un método combinado... Y es que, el cálculo del ángulo de rotación de la cámara, es sencillo de calcular, tomando unas simples trazas estelares a motor parado. Otra cosa es el cálculo de la escala de pixel… Para hacerlo correctamente se debe dedicar algo mas de tiempo, realizando tomas de varias zonas del cielo, primero a foco primario y luego en la configuración de trabajo, además de conocer con precisión la distancia focal, algo impensable para un SC (y desaconsejado expresamente por Florent)…por lo que decidí utilizar el método tradicional usando pares de calibración.
Determinamos un ángulo de rotación de la cámara de -1.06º en base a promediar los ángulos obtenidos con la función Drift Analysis, a partir de las trazas estelares de algunas de las estrellas cercanas a la zona de trabajo. Aquí os dejo una imagen de ejemplo. Se trata de la traza de Dubhe (alfa Uma), una de las estrellas utilizadas para la determinación de ángulo de rotación de la cámara.
Para la determinación de la escala de pixel, se han tomado imágenes de las dobles de calibración STF 1603 (AP83.28º Sep 22.31”) y STF 1349 (AP 165.62º Sep 19.22”). Y como ya sabéis que soy un poco curiosón, pensé…¿Por qué no probar con Reduc a realizar la reducción para el calculo de la escala de pixel, primero mediante el método tradicional de reducción, después utilizando una autocorrelación (al mas puro estilo “speckleriano”) y comparar los resultados obtenidos usando ambos métodos? Pues en eso que me puse, y aquí tenéis los resultados…
Reducción Tradicional………...0.1886”/pixel
Reducción Autocorrelation… 0.1887”/pixel
Como podéis comprobar, los resultados difieren en 1 diezmilésima de segundo de arco…Increíble No?
Los resultados obtenidos (por el método tradicional…) se han promediado, obteniendo para la configuración óptica utilizada, una escala de 0,1886”/pixel, lo que significa trabajar a una focal de 7203mm (f/28.5) …¡¡La cual casi triplica a la focal original del instrumento utilizado!! Estoy seguro de que cuando haya depurado un poco la técnica, no será misión imposible conseguir incrementar esta focal. Quizás agregando una Barlow más al sistema óptico actual o incluso adquiriendo las imágenes por proyección ocular.
Para que vayáis abriendo boca, Aquí os dejo algunas imágenes interferométricas de STF 1603, uno de los pares utilizados para calibrar la escala de pixel… En esta toma individual, se puede observar la simetría de las manchas de difracción en ambas estrellas.
En esta otra podéis ver los autocorrelogramas del par, obtenidos con Reduc.
Pero…¿Como sabemos cual es la secundaria?.Os preguntareis…
Pues bien sencillo…es la que presenta el pico de brillo más alto en la imagen de la derecha… Esas son las cosas que tiene, el poder realizar una Autocorrelación Cruzada o “Cross-Correlation”. Otra de las prestaciones del nuevo Reduc, que nos permiten salvar el escollo de la ambigüedad de 180º que presenta la secundaria en los autocorrelogramas.
Puntualizar que las imágenes que se pueden ver en esta entrada, no son Imágenes Speckle en el estricto sentido de la palabra…Las tomas están realizadas con la técnica que se ha dado en llamar “Lucky Imaging” ….Con el diámetro de nuestro objetivo y los “altos” tiempos de integración utilizados (debido a la necesidad de conseguir un mínimo de relación señal/ruido en nuestras imágenes) y que vienen marcados por las características propias de la cámara, no es posible conseguir imágenes de manchas perfectamente definidas e individualizadas. Así pues, las imágenes que obtenemos son imágenes Speckles a lo “bruto” o lo que es lo mismo, imágenes de “Supermanchas” o como Florent Losse las llama con mucha elegancia “SuperSpeckles”. Podéis leer su explicación sobre el tema en este hilo...
http://www.asociacionhubble.org/portal/index.php/foro/viewtopic.php?t=36153
Bueno, pues como ya os he aburrido un rato con el tema del calibrado, voy a mostrar el resultado final de las pruebas realizadas sobre el par A 1352, que recordemos presentaba en 1991 un AP de 40º y una separación de 1.1”. Cabe destacar que según las medidas históricas, este par presenta una variación anual de 0.0941º para el AP y de -0.0024” en la separación, lo cual nos daría para la Época actual un AP de 41.9º y una Separación de 1.053“… Vamos a ver que resultado obtenemos nosotros sobre las imágenes obtenidas casi en el límite de difracción…
Partimos de una serie de 400 tomas del par en Bin 1x1 (Full Frame), con una integración de 60 milisegundos, más 100 Darks del mismo tiempo de integración para calibrarlas con posterioridad. En el modo Bin 1x1, la Atik HR16 nos da un tamaño de imagen de 1392x1040, tardando cada imagen unos 3 segundos en descargarse. Para reducir los tiempos de descarga y hacer más manejables las imágenes, hemos obtenido Subframes de un tamaño de 748x656…
Como siempre digo…Las imágenes con el Norte arriba y el Este a la derecha…
Esta es una animación de algunas de las imágenes originales, en las que podéis ver con claridad los efectos de la turbulencia.
Y aquí algunas de las mejores tomas…¡¡Donde se adivina el par!!!
El método de reducción a partir de imágenes “Lucky Imaging”, se basa en escoger las mejores tomas de entre las 400 para posteriormente medirlas con las mismas herramientas con las que mediríamos imágenes Speckles. Esta es la toma final del par obtenida al apilar las 14 mejores imágenes que representan un 3.5% del total de las imágenes…y su correspondiente Autocorrelograma…
Y por fin las medidas obtenidas…
-=-= A 1352 =-=- Fecha : 2011.214
Lugar : O.A.N.L.Barcelona
Condiciones : Luna Llena-Viento Calma
Instrumento : SC 254mm f/28.5
Cámara : Atik HR16(pixels : 6.45 x 6.45) 0.060 sg.
" / píxel : 0.1886
Delta Matriz : -1.06
theta = 41.61 rho = 1.057
Si comparamos las medidas obtenidas con las calculadas, podemos observar que la precisión es notable, aunque posiblemente podríamos afinar aun mas…¿O no? Lo que si está claro es, que un par con esa separación y una diferencia de 2 magnitudes entre sus componentes, hubiese sido prácticamente imposible de medir usando los métodos y tiempos de exposición que se utilizan habitualmente para dobles mas separadas.
Mis conclusiones acerca de esta primera experiencia son:
- Hay que seguir trabajando para afinar la técnico y tiempos de exposición en la toma de imágenes.
- Para intentar definir las Speckles en las imágenes, habría que trabajar a mayor resolución por lo que es necesario ampliar la focal ya sea con otra Barlow ya sea tomando imágenes por proyección ocular.
- Los resultados obtenidos con este par animan incluso a intentar medir pares de magnitudes mas débiles que la 11.5
- Se debe intentar conseguir una imagen final con la mejor relación señal/ruido posible. Ya que el porcentaje de imágenes utilizables es tan solo del 3.5% en próximas ocasiones se incrementaran el número de tomas.
- Esta claro que utilizar la metodología “Superspeckles” nos permitirá desdoblar pares, hasta ahora inaccesibles, en un futuro no muy lejano.
En fin, hasta aquí la crónica de mi experiencia…No dudeis en hacer cualquier sugerencia o rectificación que creais oportuna.
Un fuerte abrazo
