CG5-GT y SBIG ST-4. Una pareja bien avenida…

Hola amigos.
Por fin, después de algunos años esperando una oportunidad he conseguido hacerme con una unidad del mítico sistema de autoguiado ST-4 que SBIG puso en el mercado hace ya unos 20 años.
El caso es que siempre me había hecho mucha ilusión tener una ST-4 para poder trastear con ella y la verdad es que después de probarla os puedo decir que su facilidad de uso y rendimiento me han dejado más que satisfecho.
La consola en su lugar de trabajo….

Y aquí, muy educadita ella, saludándonos….

Como últimamente, aparte de las dobles también me ha dado por la astrometría y fotometría de cometas, variables, SN y otras “yerbas”…y para eso hace falta trabajar con imágenes con tiempos de integración de varios minutos… He pensado en que podía utilizar la ST-4 como sistema de autoguiado de mi equipo portátil, en el que todos sus elementos son de segunda (o tercera…) mano y que esta constituido por un refractor 120/1000 f/8.3, colocado sobre una maravillosa CG5-GT.
Como tenía un tubo para guiado de 60mm medio abandonado y aprovechando un perfil ultra-resistente de aluminio y unos tornillitos que tenía por ahí, he bricolageado una pletina para poderlo colocar en paralelo al tubo principal.
Aquí podéis ver como ha quedado el conjunto pletina+tubo guiado+ ccd ST-4…Sólido como una roca…

El sistema ST-4 de SBIG tiene la característica de que puede realizar el guiado de manera completamente autónoma. Eso quiere decir que no hace falta conectarlo a un ordenador, para que funcione, aunque puede hacerse sin problema para ver las imágenes, que la CCD va tomando, de la estrella de guiado.
Así que aprovechándome de que MaximDL tiene un driver que controla el sistema ST-4 como cámara de guiado, he conectado la consola al portátil. Con eso ya puedo controlar desde el mismo portátil la CG5 con Cartes, la ST-4 que hace el guiado a través de su propia consola y la Atik 16HR como CCD para la toma de imágenes.
Aquí tenéis todo el tinglado preparado para empezar a trabajar…

Y este es el resultado de la primera noche de pruebas, se trata de una toma de 300sg…como podéis ver por la puntualidad de las estrellas, el sistema aunque es antiguo funciona a la perfección…

Y más aun si la comparamos con esta otra de 60sg (sin guiado) que hice, con el mismo equipo, hace tan solo unos días…

¡¡Me encanta!!

¡¡Calculando Órbitas!!

Buenas tardes amigos doblistas.

En vista del interes que suscitan ultimamente, entre algunos de los compañeros doblistas, los diferentes metodos utilizados para el calculo de órbitas de estrellas binarias...

Creí que quizás seria interesante referenciar en mi blog algunos de los trabajos, que de una manera u otra, han sido publicados al respecto.
Al instante pense en dos de los mayores entendidos en el calculo de órbitas que, a dia de hoy, existen en Europa y posiblemente en el mundo...(Que yo sepa solo hay tres o cuatro aficionados en todo el mundo, capaces de calcular órbitas de estrellas binarias...)

En España, mi querido y admirado amigo Francisco Rica, "maestro de maestros" en esta disciplina, el cual estoy seguro de que estará encantado de ampliar la informacion a todo aquel que sienta un especial interes por este tipo de trabajos.

En Francia el venerado presidente de la SAF, Monsieur Edgar Soulié. A dia de hoy, uno de los mayores entendidos mundiales en todo lo que se refiere a los diferentes calculos que implican el estudio de las estrellas binarias.

En lo que respecta a los trabajos de Francisco, lo tengo claro...(No en vano guardo como un tesoro los pdf de todos y cada uno de los trabajos que ha publicado). Aqui os dejo un par de referencias, aunque estoy seguro de que buceando por la Red, encontrareis algunas mas:

- Orbital Elements for BU 1240 AB. Nature of the C and D Components
- Orbital elements for eight binaries. Study of the nature of wide components. I

Los trabajos de Monsieur Soulié los tenia menos controlados. Asi que ayer, abusando de su amabilidad y de la amistad, que entablamos hace poco mas de un año con objeto del II Intenational Meeting DSO celebrado en Sabadell, le escribí un email, que fué contestado de manera casi instantanea por tan insigne amigo. En él me daba una relación de todos sus trabajos publicados, que hacen referencia al calculo de órbitas, y que son los que aqui os detallo:

- Ephémérides d’étoiles doubles visuelles sur calculatrice programmable TI 59
- La détermination de l’orbite d’une étoile double visuelle par le calcul – Méthode et programme (1 è partie)
- Logiciel d’amélioration de l’orbite d’une étoile double visuelle –Méthode et programme (2 è partie)

Hoy mismo he recibido un correo de M. Soulié en el que tambien me envia las siete paginas de su trabajo:

"L’amélioration de l’orbite d’une étoile double visuelle"

Este articulo fue publicado en 1986 formando parte del volumen 164 de la revista Astronomy & Astrophysics. Si a alguno de vosotros os interesa, solamente tiene que pedirmelo y con mucho gusto se lo enviaré por correo.

En fin compañeros, espero que mi modesta aportacion os sea de alguna utilidad. Aunque lo que si creo que está claro, es a quien teneis que dirigiros si quereis aprender de los mejores.

Un abrazo.

A 1352...Primeras Pruebas Speckle

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

Dobles en Cr399..."La percha"

El pasado viernes, mientras echaba un vistazo al impresionante blog de mi amigo Oscar, “La Orilla del Cosmos”. Vi una nueva entrada referida al cúmulo abierto Cr399, familiarmente llamado “La Percha” y que llamó poderosamente mi atención.
Más que por su calidad, a la que Oscar ya nos tiene acostumbrados, esta entrada me resultó mas que interesante, por dos motivos:

- El primero es que a pesar de tantos años de afición, trata sobre un asterismo que aunque conocía por referencias en libros y fotos de algunos compañeros, nunca antes había visto “en vivo”.
- El segundo es que dentro de mis objetos favoritos, se encuentran los cúmulos. Y en especial las estrellas dobles que podemos encontrar en ellos.

Existe una rama de la astrofísica que estudia la dinámica y evolución de los cúmulos estelares con el fin de conocer con que frecuencia y en que situaciones, dos estrellas que pertenecen al mismo grupo, son capaces de acabar formando un sistema físico...Aquí entran en juego diversos factores como pueden ser la densidad estelar del cúmulo, las masas estelares, la influencia gravitatoria de unas estrellas sobre otras, los niveles de disgregación del cúmulo, etc. De ahí la importancia del estudio de las dobles en cúmulos estelares...
Cabe señalar que tal y como ocurre con las dobles ópticas, no todas las dobles que podemos localizar en un cúmulo estelar pertenecen necesariamente al mismo. Por lo tanto se hace imprescindible calcular a parte de otros muchos datos, las distancias individuales para cada uno de los pares…

Pero eso es harina de otro costal…

El caso es que el mismo viernes, gracias a las indicaciones de Oscar y a mis prismáticos 10x50 me resultó facilísimo poder disfrutar de este curioso y bonito cúmulo abierto.
Tal y como señala Oscar. Casi a medio camino en línea recta entre Vega y Altair (algo mas cerca de Altair) y situado un poco al sur de la prolongación de la línea Deneb-Albireo nos encontramos con Cr399...Vale la pena disfrutar de él.
Al igual que pasa con el doble de Perseo, las Pléyades o el Pesebre, es uno de esos objetos para acabar de manera relajada cualquier sesión de observación.

Como no podía ser de otra manera…Mi “alter ego” doblista, tampoco se ha podido resistir, así que una vez mas os voy a dar un rato la lata hablando de las dobles que podéis encontrar colgadas en esta peculiar percha celeste…””Que habelas hailas””.
Aunque no lo creáis, existen unos cuantos sistemas estelares vinculados con Cr339. Incluso podemos encontrarnos con uno quíntuple y hasta con tres pares “neglected”.

Una tabla con los datos principales de cada par.



Y para abrir boca una imagen con la localización de cada uno de ellos dentro del cúmulo.

Ayer sabado, tal y como estaba de nublada la noche, no pude dedicarle ni un ratito. Asi que, hasta la semana que viene. Por eso y a falta de fotos actualizadas (de momento…) os adelanto que es lo que os podéis encontrar si os decidís a inmortalizar estos pares...

Y de paso os muestro cual es la metodologia que yo sigo (y que no tiene porque ser la mejor...) para preparar una sesión de observación con pares "neglected" incluidos.

Aquí tenéis algunos comentarios y las placas con la identificación de las componentes para cada uno de los sistemas.

HDS 2752 (WDS 19243+2032). Este par con una componente principal de tipo espectral F6V y una separación de 0,2” queda fuera del alcance de nuestros equipos, por lo que me limito a enumerarlo para sepáis de su existencia.

HJ 2871 (WDS 19255+1948). Aquí nos encontramos con un sistema triple cuya componente “A” (4Vul) presenta un espectro G9III. El par “AB” no se ha medido desde 1984, por lo cual podemos considerarlo “neglected”. A pesar de la diferencia de más de cinco magnitudes entre la principal y sus compañeras, se trata de un trío con cómodas separaciones entre sus componentes por lo que no deberíamos tener mayor problema para resolverlas.

STF 2521 (WDS 19265+1953). Este sistema es en si mismo un pequeño cúmulo abierto. Nos encontramos con 5 componentes de magnitudes entre la 5,8 y la 14,5 y una principal roja de tipo espectral K5III. A pesar de las grandes diferencias de magnitud y al igual que ocurre con HJ 2871, la cómoda separación entre las componentes seguro que nos facilita mucho la labor de fotografiarlas y medirlas. Destacar que el par “AE” también denominado “Aa” solo ha sido medido en dos ocasiones, la ultima en 1934, por lo que se trata de otra neglected de manual…

A 159 AB + STF 2527 AC (WDS 19273+2040). Sistema triple formado por una principal de magnitud 8,5 y espectro B9, una componente “B” de magnitud 10,43y situada a tan solo 0,6” (en el limite de separación del equipo) y una terciaria de magnitud 9,73 situada a unos asequibles 4,3”.

COU 514 (WDS 19276+2009). Otro par de esos inaccesibles. Con un espectro B8V y una separación entre sus componentes de tan solo 0,5” se trata de un par para telescopios de profesional. De todas maneras aqui os lo dejo para que sepáis de su existencia.

STF 3132 + WAL 113 (WDS 19282+2013). Se trata de dos pares que comparten una primaria de magnitud 10,1 y espectro G5.El par WAL 113 AD es el par olvidado que nos faltaba…y además sin confirmar!!. Con una sola medición que data de 1934, tengo el placer de comunicaros que en las placas del POSS se puede identificar y confirmar sin ningún tipo de duda la existencia de este par olvidado durante mas de 75 años.

Acabando con esta planificación para una futura sesión de observación...

STF 2530 (WDS 19284+2019). Con una componente principal de tipo G0, se trata de un par cómodo, tanto por la poca diferencia de magnitudes (DeltaM 1,3) como por su separación de 5,6”.

Y….dentro de poco las fotos con las medidas actualizadas de estos curiosos pares.
Espero que leyendo esta entrada os animeis a inmortalizar a este bonito cúmulo y todos los tesoros doblisticos que guarda.

Por cierto Oscar…
Muchas gracias por desvelarnos estas maravillas celestes y motivarnos a observarlas.

Interpretación de los Datos

Hola amigos!!
No quiero que penséis que en las entradas anteriores no he dado mas detalles por guardármelos para mi …

Si no...¿Que objeto tendría la creación de este blog sobre estrellas dobles?...

El caso es que como me pasa con otras muchas cosas, a veces cometo el error de pensar en que todo el que lee lo que escribo, lo tiene tan claro como yo, así que habitualmente no entro en los detalles. Pero no se me olvida que este blog está abierto a cualquiera y que no todo el mundo tiene porque tener experiencia en dobles y por lo tanto saber interpretar lo que significan todos los datos que se exponen junto a las medidas. Es cierto que lo que a los doblistas, que ya lo tenemos por la mano, nos puede parecer algo basico. Para el que no está “liado” con las dobles todo lo que se expone puede parecerle un galimatías sin sentido.
Aunque en sucesivas entradas iré exponiendo con mas detalle todos los aspectos relacionados con la metodologia seguida para el estudio de las dobles, en esta voy a explicaros de manera sencilla (y espero que amena...) lo que significa cada uno de los datos que ireis viendo en las medidas para cada par...
Mi metodología de trabajo habitual, pasa por realizar 100 tomas de luz de cada sistema (vamos, lo que serian 100 fotos de las de toda la vida) mas otras 50 tomas Darks (o tomas oscuras del mismo tiempo de integración que las de luz) para calibrar las primeras. De esta manera se resta a las tomas de luz, el ruido térmico que desgraciadamente todos los ccd´s introducen en las imágenes.
Una vez hechas las tomas, el siguiente paso es reducirlas (medirlas) lo cual hago siempre que puedo con el software Reduc, el cual debemos agradecer al gran doblista y amigo, Florent Losse. Una vez reducidas las imagenes, el programa genera los archivos de datos (Log), que son los que vereis en las diferentes entradas sobre mediciones y cuyos conceptos, tal y como he comentado anteriormente, voy a exponer a continuación:

Para mayor claridad partiremos de los datos obtenidos en la medicion de las imagenes correspondientes al par STF 2917 AB del cual también os dejo una instantanea.

-=-= STF 2917 AB =-=-
Fecha : 2009.786
Lugar : O.A.N.L. Barcelona
Condiciones : Seeing 4/5 - Luna 99%
Instrumento : SC 0.25 m. f/13
Cámara : QHY-5 (pixels : 5.2 x 5.2) 1.0 seg.
" / píxel : 0.71583
Delta Matriz : -3.86
70.8 (sigma theta : 0.38) Med: 70.935
4.694 (sigma rho : 0.042) Med: 4.682
deltaM=0.31
Nb : 28
Pares de calibración: STF 2687 / STF 2691 / STF 2922.

Bueno amigos, pues allá voy...
Fecha : 2009.786
Lugar : O.A.N.L. Barcelona
Condiciones : Seeing 4/5 - Luna 99%
Instrumento : SC 0.25 m. f/13
Cámara : QHY-5 (pixels : 5.2 x 5.2) 1.0 seg.
Este bloque de datos nos señala datos generales sobre la fecha en que fueron hechas las tomas en año y fracción de año, el lugar de observación, las condiciones de la noche, el equipo utilizado, la camara y el tamaño de sus pixels asi como el tiempo de integracion de cada una de las imagenes usadas para realizar la astrometria de esa doble en concreto.
" / píxel : 0.71583
Este concepto señala la escala de píxel, o lo que es lo mismo, el trocito de cielo que abarca cada píxel en la imagen.
Este valor depende de dos cosas:
- De la distancia focal que proporciona la configuración óptica utilizada y que en mi caso es de 3200mm a foco primario.
- Y del tamaño de píxel que en mi caso (QHY-5) es de 5,2 x 5,2 micras.
A mayor distancia focal y menor tamaño de píxel, mayor resolución (o menos segundos de arco por píxel de resolución)… y viceversa. Este valor, multiplicado por el numero de píxels que existen entre el centro (fotocentro) de cada una de las componentes del par, determina la distancia a la que se encuentran la una de la otra en segundos de arco.
Delta Matriz: -3.86
Este valor nos señala lo “patosos” que hemos sido alineando el eje X (horizontal) de la cámara con el ecuador celeste. Vamos, que nos señala en º(grados) la corrección que debemos aplicar al ángulo medido en nuestras imágenes para que el software sitúe con exactitud el Norte en las mismas.

Los dos conceptos anteriores son lo que habitualmente denominamos “constantes de calibración” y se calculan utilizando estrellas de calibración con parámetros para theta y rho bien conocidos y estables, o bien usando softwares como Astrometrica, que miden con gran exactitud la posición de todas las estrellas de una foto utilizando catálogos astrométricos de precisión.

70.8 (sigma theta : 0.38) Med: 70.935
El parámetro de theta señala el ángulo de posición de la secundaria con respecto a la primaria (de ahí que se denomine astrometría relativa) tomando como punto 0º el Norte e incrementando el valor hacia el Este.
En este caso 70.8 es el valor de la suma de cada uno de los valores de theta (ángulo de posición) obtenidos para cada imagen medida, dividido entre el número de imágenes.
Vamos, lo que seria la media!!
El valor de Sigma theta: 0,38 señala el valor de desviación estándar entre el total de las medidas. A menor valor de sigma, más fiable es la medida.
Med: 70.935 indica la mediana del total de las medidas, es decir el valor central de la serie de medidas. Cuanto más cercano sea este valor al valor de la media, mayor precisión.
4.694 (sigma rho : 0.042) Med: 4.682
El parámetro rho señala la distancia angular entre las dos componentes en “(segundos de arco). En este caso 4,694 es la distancia entre las componentes “A y B” y… si tenemos en cuenta que cada píxel abarca un campo de 0,71583”, entonces los centros de las dos estrellas se encuentran separados en la imagen por 6,5 píxels. Los parametros Sigma rho y Med tienen la misma interpretacion que para los datos de theta.
deltaM=0.31
Señala la diferencia de magnitudes entre las dos componentes. Hay que tener en cuenta que Reduc da una aproximación. Aunque eso si, bastante buena. En este caso en el que según el WDS la principal tiene una magnitud de 8.28 y la secundaria de 8.56, su diferencia de magnitud es de 0.28 por lo que la aproximación con el valor 0.31 que nos da Reduc es bastante buena.
Nb : 28
Este guarismo nos indica el número total de imágenes medidas individualmente y que se han utilizado para calcular la medida final. En este caso concreto, la medida final de este par es el promediado de 28 medidas individuales.
Pares de calibración: STF 2687 / STF 2691 / STF 2922
Aqui se muestran los pares de calibración utilizados para esa sesión en concreto y que son los responsables de la determinacion de las "famosas" constantes de calibración.

Espero que la información os resulte útil.....