ASTRONÓMICA

DE SABADELL

Acceso Socios

Login

Nº de Socio
Contraseña *
Recordarme

¡Atención! Este sitio usa cookies y tecnologías similares.

Si no cambia la configuración de su navegador, usted acepta su uso. Saber más

Acepto

Una cookie es un pequeño fragmento de texto que los sitios web que visitas envían al navegador y que permite que el sitio web recuerde información sobre tu visita, como tu idioma preferido y otras opciones, lo que puede facilitar tu próxima visita y hacer que el sitio te resulte más útil. Las cookies desempeñan un papel muy importante, ya que sin ellas el uso de la Web sería una experiencia mucho más frustrante.

 

Para hacer que no vuelva a aparecer este mensaje, puede aceptar el uso de las cookies o bien debe configurar su navegador para que no acepte de forma predeterminada. A continuación les mostramos como hacerlo con los principales navegadores:

 internet explorer 10 logopng Google Chrome logo   Firefox-logo

Gracias por su atención.

Técnica Observacional

En éste apartado indicamos qué precauciones y correcciones experimentales aplicamos a nuestras observaciones con tal de reducir su incertidumbre y asegurarnos que sean coherentes con los resultados de todos los colaboradores del programa.

 

SESIÓN DE OBSERVACIÓN. CALIBRADO DE LAS IMÁGENES

El grupo RR Lyrae de la AAS obtiene imágenes CCD con el objetivo de obtener datos fotométricos de las estrellas que observamos. En éste sentido, no es tan importante la obtención de imágenes estéticamente bonitas cómo procurar que las imágenes sean medibles con suficiente precisión respecto a las diferencias de magnitud entre estrellas de un mismo campo.

 

Típicamente, una sesión de observación consta de:

Preparación de la sesión: tría de las variables a observar teniendo en cuenta su ubicación, magnitud media y los registros anteriores que se tienten de la variable, esto es, si existe o no un cálculo previo de su periodo y en caso de existir, a qué hora se predice se debería dar su máximo de magnitud.

Toma de imágenes: nuestro grupo procura planificar la sesión de observación de tal manera que seamos capaces de tomar imágenes cómo mínimo dos horas antes y después de la hora prevista del máximo. El objetivo principal es poder registrar toda la curva de luz (la subida y bajada de magnitud de la pulsante), si bien no siempre es posible.

Análisis de los datos: consiste en hacer las correcciones pertinentes de las imágenes y hacer una fotometría diferencial, para ser enviadas al coordinador de la base de datos de RR Lyrae del grupo GEOS. A continuación, explicamos con más detalle éste proceso.

 

Después de una sesión de observación, se han obtenido una serie de imágenes en formato .fit en los distintos filtros utilizados (V, B, R según la sesión de observación). Éstas imágenes tienen unos defectos inherentes que son fuente de ruido y es indispensable corregir:

1) Ruido debido a la temperatura de la electrónica (corriente de oscuridad):

a. Trabajamos a la temperatura más baja posible teniendo en cuenta las características de nuestro instrumental. Normalmente, esto supone refrigerar la cámara CCD entre los -10ºC y -30ºC dependiendo de la estación del año.

b. DARKS: tomamos del orden de 15 imágenes a obturador cerrado y del mismo tiempo de exposición que las imágenes que queremos corregir para coda filtro (normalmente del orden de 60 segundos por imagen), y se resta la mediana de cada píxel de las imágenes originales.

 

2) Defectos debidos a la distinta sensibilidad de los píxeles o a la suciedad acumulada en el sistema óptico:

a. FLATS: tomamos un conjunto de imágenes estadísticamente relevantes (mediana) de una superficie iluminada uniformemente para las imágenes obtenidas en cada filtro, con una exposición del orden de 5 segundos.

b. DARKS para los Flats: para poder restar los flats de las imágenes originales en las condiciones adecuadas es necesario aplicar también la corrección del corriente de oscuridad en estas imágenes, dado que no se libran del ruido térmico. Los darks de los flats son también del orden de 5 segundos.

 

 

FOTOMETRIA DIFERENCIAL Y REPORTE DE LOS DATOS

 

20130629 CDDel grafica

La fotometría diferencial permite medir el flujo o intensidad de los objetos astronómicos de los cuales tomamos imágenes; es decir, nos permite obtener la magnitud (brillo aparente) de una estrella en relación a las estrellas de su alrededor.

Así, medimos la magnitud de la estrella variable que queremos observar en relación a una seria de estrellas de comparación que se encuentran en el mismo campo, y que sabemos que su magnitud no varía.

El resultado de la sucesión de imágenes durante el periodo de observación es la obtención de una curva de luz, que representa la magnitud de la variable respecto la magnitud de una que no lo es en función del tiempo.

  

Curva de luz de CD Del: (Arriba) Magnitud aparente en función del tiempo.
(Abajo) Magnitud de las estrellas de comparación.

 

En el grupo RR Lyrae de la AAS hacemos la fotometría de nuestras observaciones con los programas FOTODIF de Julio Castellano (programario libre) y ASTROART (de pago, para el calibrado), o bien con AIP4Win (de pago, autocontenido).
Una vez se han procesado las imágenes, se envía un fichero de resultados en formato AAVSO a los coordinadores del GEOS.

 

diagrama fase OXHer

 

Diagrama de Fase de OX Her: Las diferentes sesiones de observación de la variable se muestran en distintos colores. Se puede ver cómo varia la magnitud máxima alcanzada por la estrella a lo largo del tiempo.

 

 

 

 

 

Más allá del reporte de datos fotométricos, si el número de observaciones y curvas de luz obtenidas lo permite, des del grupo de RR Lyrae también nos interesamos en la obtención de diagramas de fase de las estrellas que estudiamos, dónde se representa la magnitud relativa en función de la fase. Permite visualizar el posible efecto blazkho de la estrella.

Éstos y otros trabajos se suelen presentar en los GEOS Meetings anuales, las convenciones del CEA (Congreso Estatal de Astronomía) y las Convenciones de Observadores de la Agrupación.