Juan Lacruz, Nov 2003
(Versión preliminar)
Confirmando Cometas y Asteroides. 1
Software de control del telescopio y enfoque. 3
Software de control de la cámara. 3
Software de procesamiento de imágenes. 3
Software de reducción astrométrica/fotométrica. 4
Preparación de darks y flats. 5
Puesta en hora del ordenador 5
Puesta en hora del telescopio, puesta en estación. 5
Enfoque de la cámara, colimación. 6
El sujeto de la observación, obtención de datos de NEOCP. 6
4 – La obtención de las imágenes. 8
Consideraciones sobre la relación S/R.. 9
5 – Muchas exposiciones cortas. 9
6 – Análisis de los datos y comunicación. 9
7 - Comprobación de resultados. 9
Uno de los campos donde los astrónomos aficionados somos de gran ayuda a la comunidad científica es en el de la confirmación de asteroides y cometas, el proceso se podría resumir como sigue, un telescopio profesional automatizado detecta un objeto que podría ser un nuevo cometa o asteroide cercano NEO, se pone en conocimiento del mpc que calcula unas efemérides que son publicadas en la página NEOCP. Otros observatorios en base a estas efemérides tratan de obtener medidas del posible objeto. Algunas veces se puede confirmar el descubrimiento, hecho que se refleja en una circular del MPC y cuando se trata de un cometa en una circular de la UAI.
La confirmación de objetos es fundamental dentro del proceso de descubrimiento. No hay descubrimiento si no hay confirmación.
Es muy importante poder tener todo preparado, si hay que montar y desmontar el equipo no va a quedar mucho tiempo para dedicar a la observación. Los hay de muchos tipos pero lo básico es tener el telescopio perfectamente alineado a la polar de forma permanente. Además resguardará del viento por lo que se amplía el número de noches en que se va a poder utilizar. Las luces parásitas se mantienen también a raya y el observador está más confortable que al aire libre.
Las obervaciones se recopilan y validan en el MPC, para conseguir un código oficial de observatorio primero se deberán obtener observaciones astrométricas que se deben enviar con el código de observatorio XXX hasta que el mpc después de comprobar su consistencia y exactitud asigne un código permanente. Para más información sobre este tema dirigirse a la guia de astrometría de cuerpos menores disponible en :
http://cfa-www.harvard.edu/iau/info/Astrometry.html
Es necesario disponer de una conexión, mínimo vía MODEM a internet para
Poner en hora el reloj
Acceder a catálogos
Preparar efemérides de objetos a observar
Comprobar objetos sospechosos de ser nuevos
Obtener listas de objetos para observar
Obtener listas de objetos pendientes de confirmación
Enviar resultados de las observaciones.
Es decir que sin internet se puede trabajar sólo si se prepara previamente la sesión pero con muchas limitaciones por que no podremos saber el estatus de los objetos bajo investigación, posiblemente algunos se hayan confirmado yá y otros se haya comprobado que no existen e incluso hayan aparecido objetos nuevos. Además de encontrar algo nuevo (Nova, Supernova, Cometa o Asteroide) es importante comunicarlo lo antes posible y si no se corre el riesgo de llegar tarde y que otro observatorio se lleve el reconocimiento.
Idealmente debe ser un telescopio robotizado que admita control desde el ordenador, el del ejemplo es un MEADE LX200, en cuanto a la abertura debe tener un mínimo para poder acceder a objetos de bajo brillo y rápido movimiento, hoy en día es normal encontrar aperturas de 10” o 12”. La precisión en el apuntamiento es importante a la hora de no perder el tiempo y la paciencia tratando de centrar la zona deseada.
Debe tener gestión del error periódico, en caso contrario es muy difícil poder realizar seguimientos de la calidad requerida. El ajuste del error periódico se puede realizar de forma automática mediante la cámara CCD en modo auto guía.
En el caso de estudio el telescopio es un LX200 de 12” que junto con un reductor de focal a F3.3 y una cámara MX716 permite la integración de imágenes durante 60 segundos sin necesidad de ningún seguimiento o corrección, se ha probado con exposiciones de hasta 240 segundos y un alto porcentaje son correctas sin desplazamiento aparente.
Es deseable que la cámara tenga un formato suficientemente grande como para captar zonas del cielo de un tamaño mínimo, debe tener bajo ruido térmico y la descarga de imágenes al ordenador debería ser lo más rápida posible (pocos segundos), el acoplamiento al telescopio debe ser tal que la iluminación del campo sea lo más uniforme posible, si se cumplen estas condiciones se puede ahorrar mucho trabajo por que se pueden obviar los procesos de calibración de imagen en lo referente a las tomas dark frame y flat fields, si bién estos calibrados son importantes para la fotometría, para la astrometría de confirmación no son imprescindibles.
También es importante la escala de la imagen resultante que debe estar entorno a 2 segundos de arco por píxel. Un valor ligeramente mayor entorno a 2.5 segundos de arco por píxel parece más apropiado para el ejemplo porque de esta forma se tiene algo más de campo y la magnitud límite será algo mayor sin que la calidad de la astrometría se resienta demasiado.
Debe ser un equipo rápido para no eternizarse en la astrometría que exige bastantes recursos de CPU, los procedimientos que se describen exigen astrometría en tiempo real mientras que se adquiere la siguiente toma por lo que esta capacidad de proceso es importante, necesitaremos a partir de Pentium II. Con mínimo 128MB de Ram y suficiente espacio en disco para catálogos e imágenes, entorno a 5GB mínimo.
Es muy conveniente no tener que andar tocando el telescopio por lo que se necesita un software de control, estos programas de tipo planetario muestran una simulación del cielo con las estrellas y objetos más importantes, deben permitir la carga de los últimos elementos orbitales disponibles desde el MPC para representar con precisión las posiciones de los objetos, cometas o asteroides, bajo estudio.
Hay varios programas que hacen esto, el mpc ofrece listas con elementos orbitales de objetos que se pueden cargar en los siguientes programas : siendo el más conocido y quizás el más completo The Sky, en la guía de astrometría del mpc aparecen,
Además del control del telescopio debería permitir el control del sistema de enfoque, esto es importante por que la magnitud límite a la que podremos llegar vá a depender básicamente de lo bién enfocado que esté el campo. Si no disponemos de un sistema de enfoque eléctrico será difícil conseguir el enfoque requerido dado que al tocar con las manos el telescopio se inducen vibraciones que impiden un control exacto del foco. Es muy conveniente que el sistema de enfoque no produzca desplazamiento en la imagen como ocurre con algunos, esto impedirá un control más fino, estos sistemas se suelen denominar “zero shift” o deplazamiento cero.
Existe software de enfoque automatizado como FocusMax, pero exigen la presencia de un software de control de cámara determinado como MaxIM o CCDSOFT.
Es necesario también un programa para controlar la cámara, que permita cambiar el modo de trabajo de la misma y programar el tiempo de exposición, es importante que permita la realización de series de exposiciones de manera automática de modo que se pueda dejar el sistema desatendido durante el tiempo que duren las integraciones, muchas veces del orden de media o incluso de una hora.
Se utiliza principalmente para promediar los dark frames y para promediar los flat fields después de haberles sustraido a cada uno el dark frame promedio. También se utiliza para preparar imágenes para ser publicadas, por ejemplo AstroArt y PhotoShop.
Un factor que no hay que pasar por alto es el de la puesta en hora precisa del reloj del ordenador. Para el trabajo con objetos lejanos esto no es crítico pero cuanto más cercano es el objeto el movimiento relativo se hace mayor llegando a ser del orden de segundos de arco por segundo de tiempo. Es decir que la precisión del reloj del ordenador se debe ajustar como mínimo al segundo. Esto que parece relativamente fácil no lo es en absoluto. Afortunadamente existen programas de dominio público que basados en el protocolo NTP (network time protocol) son capaces de sincronizar el reloj del ordenador con una red de servidores de tiempo que a su vez están sincronizados mediantes relojes atómicos de la más alta precisión. Con estos programas se puede conseguir de forma rutinaria una precisión de puesta en hora mejor que un segundo que para este rango de aplicaciones suele ser suficiente. Ejemplos de estos programas son nistime-32, Atom-time y dimension-4. También existen sistemas de sincronización del reloj del ordenador basados en un receptor GPS pero tienen el inconveniente de ser bastante caros aunque su precisión parece ser muy elevada. Por último también existen receptores de radio DCF-77, similares a los que equipan los relojes despertadores que se sincronizan por radio, que junto con el software apropiado pueden mantener sincronizado el reloj del PC (ver sección de referencias).
Finalmente se necesita un software para la reducción de las imágenes, estos programas informáticos extraen las posiciones y brillos de las estrellas de la imagen para compararlas con un catálogo de referencia, generan unos polinomios de interpolación que calibran las imágenes de modo que se puede determinar con gran precisión tanto la posición como el brillo de los objetos de la imagen.
Estos programas ofrecen la posibilidad de generar el informe MPC en el formato correcto para enviar las observaciones directamente por correo electrónico al centro de planetas menores.
En el caso de estudio se utiliza Astrométrica de Herbert Raab.
Es necesario disponer de catálogos de estrellas de referencia apropiados que puedan ser interpretados por el programa de reducción. Tradicionalmente se han venido utilizando los catálogos del Observatorio Naval de los Estados Unidos USNOA2, USNOSA2, USNOB1 y últimamente UCAC2.
USNOA2 Es un catálogo muy completo de estrellas hasta la magnitud 23 (500.000.000 de estrellas) , el inconveniente es que ocupa 11 CDs, es decir unos 6GB, por lo que no se puede cargar de forma permanente en el ordenador a no ser que se disponga de mucho espacio libre, con lo cual se hace preciso cambiar de disco cada vez que se cambia de zona del cielo y esto se hace bastante tedioso, la precisión en las posiciones viene a ser del orden de 0.2 segundos de arco que es aceptable. La precisión en la fotometría es aceptable también.
USNOSA2 Es un subconjunto del catálogo USNOA2 con unos 55.000.000 de estrellas, se ha extraido del USNOA2 con la intención de tener una cobertura espacial uniforme tanto para objetos débiles como brillantes, entre magnitud 16 y 19. tiene la ventaja de ser un solo CD que incluso se puede tener cargado de manera permanente en el PC por ser de tamaño reducido. Tiene el inconveniente de no contener muchas estrellas de referencia con lo que a veces el proceso de identificación de las estrellas de la imagen con las del catálogo, tanto visual como automáticamente, resulta prácticamente imposible. Al tener menos estrellas la precisión en las reducciones astrométricas es inferior a la obtenida con el catálogo completo.
USNOB1 Es el sucesor del USNOA2, e incluye no solo posiciones y magnitudes sino también movimientos propios. Tiene más de 1.000.000.000 de objetos, es el catálogo más completo de estrellas, pero dado su tamaño enorme de unos 80GB, no está disponible en CDs, la única forma de acceder a él es a traves de internet para generar listas de objetos de zonas concretas, con lo que su uso queda bastante limitado a no ser que dispongamos de una conexión a Internet de alta velocidad en el observatorio, cosa que no suele ser muy frecuente. La precisión, al tener movimientos propios, es superior a la de los anteriores. Sólo algunos programas de astrometría son capaces de acceder de forma automática a internet para descargar la zona bajo estudio del catálogo sin intervención del usuario.
UCAC2 Este catálogo, de reciente publicación ofrece varias ventajas, primero su tamaño reducido pues está contenido en tres discos, en el hemisferio norte solo son necesarios dos. Otra grán ventaja que tiene es que contiene no solo las posiciones de las estrellas sino también los movimientos propios con lo cual las reducciones astrométricas son de una gran precisión del orden de 0.1 segundos de arco o mejor. Como principal inconveniente es que la fotometría que aporta es meramente indicativa y no vale para estimaciones fotométricas de precisión. En el campo de la identificación de objetos la fotometría ocupa un segundo lugar por lo que este impedimento no es grave en este caso. Otro inconveniente es que este catálogo solo cubre hasta una declinación norte aproximada de unos 45 grados por lo que si se miden objetos con declinaciones superiores habrá que recurrir a otros catálogos. El proyecto UCAC todavía no está terminado, cuando se concluya la cobertura del cielo será completa.
En el caso de estudio se utiliza el catálogo UCAC2 y cuando no es posible, por ser la declinación demasiado al norte, el USNOSA2. Recientemente se ha modificado el programa de reducción Astrometrica para que cuando se utiliza UCAC2 y la zona no está en el catálogo ofrece la posibilidad de conectarse a internet para bajar de modo desatendido la parte del catálogo USNOB1 que se necesita. Esta última opción parece la más conveniente y avanzada.
También serán necesarios los catálogos de objetos del minor planet center que incluyen asteroides y cometas. Estos catálogo se puede bajar desde
ftp://cfa-ftp.harvard.edu/pub/MPCORB/MPCORB.zip
ftp://cfa-ftp.harvard.edu/pub/MPCORB/COMET.DAT
Se utilizan principalmente para una primera comprobación de objetos móviles para poder descartar que sean nuevos (al menos no en catálogo) y para buscar objetos en las imágenes, se actualizan cada día con los datos publicados en las actualizaciones diarias de órbitas (daily orbit updates o DOUs).
Actualizar las bases de datos de asteroides y cometas para el programa de reducción de datos, estos elementos están disponibles en el MPC o en los “mirror servers” disponibles. Conviene cargar los últimos antes de la sesión para poder identificar objetos en las imágenes con los ultimos datos disponibles y evitar así falsos descubrimientos. También conviene cargar las últimas listas de objetos interesantes como son las que publica el mpc para los distintos programas de planetario así como aquellas listas que aparecen en los grupos de observadores en internet.
Al llegar al observatorio poner a cero en declinación y en AR (sur) el telescopio, encender el ordenador, el telescopio y la cámara para que vaya cogiendo temperatura.
Lo primero es obtener los “Dark Frames” y los “Flat Fields”, si la actividad no va a ser la fotometría de precisión y si la cámara es de bajo ruido estos paso previos se pueden obviar.
Realizar cinco dark frames y cinco flat fields para cada una de las resoluciones estandar y tiempos de exposición estándar que se vayan a utilizar, luego promediar los mismos con el programa de procesamiento de imágenes para utilizarlos según los métodos usuales. Si las condiciones de iluminación del cielo no son apropiadas para obtener Sky Flats por mucha o poca iluminación entonces cerrar la cúpula y hacer los flats con iluminación artificial apuntando el telescopio al interior de la misma (dome flats).
Seguidamente conectar a internet para poner en hora el ordenador, repetir la sincronización del ordenador hasta que el programa informe de que no es necesario más ajuste del reloj. Si el servidor principal no está disponible intentarlo con algún otro y si nó probar con otro programa.
Una vez puesto en hora el ordenador arrancar el programa de control del telescopio y actualizar la hora del telescopio desde el programa de control, el reloj del telescopio no se distingue por su precisión y es conveniente realizar esta operación por que el apuntamiento será ligeramente mejor.
El telescopio está montado de forma permanente en modo ecuatorial con lo que la puesta en estación está hecha de forma permanente, lo único que queda es sincronizarlo con una estrella, elegir en el programa de control del telescopio una estrella de referencia y centrar el telescopio en la misma con un goto, ir al buscador y centrar bién la estrella. En el caso de tener que hacer una nueva puesta en estación se puede utilizar varios métodos de los que existen abundantes referencias en internet, quizás el más preciso sea el método de Bigourdain.
Desde el programa de control de la cámara lanzar una exposición corta y centrar la estrella moviendo el telescopio desde el ordenador, sacar otra toma y repetir el centrado hasta que sea bueno. En este momento indicar al programa que sincronize el telescopio, de este modo ya queda preparado para apuntar con buena precisión toda la noche, al menos en la zona donde se sincronizó.
Quizás con la misma estrella utilizada para sincronizar o posiblemente con otra, cercana no tan brillante, se pone la cámara a obtener imágenes de muy corta exposición (modo focus), desde el programa de control del telescopio mover el sistema eléctrico de enfoque hasta observar la imagen más concentrada. Este proceso, que es crítico, también es delicado y requiere de una gran experiencia y atención para su correcta realización.
De vez en cuando conviene comprobar la correcta colimación del sistema óiptico, esto se hace fácilmente desenfocando el telescopio hasta que se advierten los anillos de difracción que deben ser concéntricos, de no ser así se actúa sobre los tornillos provistos a tal efecto.
Conviene escoger sujetos para la investigación que tengan algo de interesantes, cometas en fase de estallido, cometas cuyo núcleo se fragmenta, cometas esperando su primera observación, asteroides de las listas de críticos, no usuales, distantes o que necesitan más observaciones para refinar sus órbitas. Hay grupos de observadores y listas de discusión en internet en las que de vez en cuando o de forma periódica se publican listas de objetos para la observación.
La página NEOCP que publica el MPC es digna de mención pues en ella no solo se publican objetos que podrían ser peligrosos por su cruce eventual con la órbita de la Tierra, sino que también se publican posibles cometas. En este estudio se comenta el procedimiento a seguir con esta página del MPC.
A continuación se incluye un extracto de esta página :
Select object(s) from the
current list of objects needing confirmation (discovery date, rough current
position and magnitude given):
SW407C [2003 Oct. 17.4 UT. R.A. = 01 56.5,
Decl. = +21 25, V = 19.1] Added Oct. 17.51 UT [1 nighter]
SW407B [2003 Oct. 17.3 UT. R.A. = 01 16.5,
Decl. = +12 28, V = 21.7] Updated Oct. 17.47 UT [1 nighter]
2PIW1BR [2003 Oct. 16.3 UT. R.A. =
02 38.1, Decl. = -09 52, V = 19.5] Updated Oct. 17.43 UT
Follow-up on the following
new comet discovery is also desired (the rough positions are for the time this
page was last updated):
Comet 2003 T3 [R.A. = 20 02, Decl. = -56.4, m1 = 11.6]
Select your viewing
point:
Geocentric Observatory code
Longitude ° E, latitude
°, altitude m.
Longitudes and latitudes should be entered in
decimal degrees.
Other options:
Ephemeris interval: 1
hour 30 mins 10 mins 1
min
Start ephemerides at now + hours
Display positions in: truncated
sexagesimal or full sexagesimal or decimal units
Display motions as: "/sec,
"/min, "/hr or °/day.
Total motion and
direction
Separate
R.A. and Decl. coordinate motions
Separate
R.A. and Decl. sky motions
Full
output Brief output
Show observer comments? Yes No
Leave Comments for Other
Observers
Enter your observatory code in the Code: box,
your initials in the Initials: box and your comment where indicated. Be
concise!
Object Code Initials Comment
SW407C :
SW407B :
2PIW1BR
:
The following objects were listed
previously on this page (and have now received provisional designations, where
appropriate):
Como se puede ver esta lista está dividida en varias secciones, una de cabecera con la lista de objetos que actualmente necesitan observación, viene indicado las coordenadas aproximadas y la magnitud. También se indica la fecha en que fue añadido y la última fecha de actualización.
También se indica si es “1 nighter” que quiere decir que solo se ha observado durante una noche.
Seguidamente hay una zona donde es posible seleccionar el lugar desde el que se realiza la observación, que puede ser geocéntrico, código de observatorio del MPC o bien longitud y latitud. Seguidamente se puede seleccionar el intervalo entre las efemérides, la hora de comienzo a partir del instante actual, las unidades para mostrar la velocidad del objeto y otras opciones.
Más abajo hay espacios para dejar comentarios sobre los objetos de la lista, es muy conveniente poder dejar información a otros observatorios sobre detecciones tanto positivas como negativas.
Por último aparece una lista con los últimos objetos que han ido saliendo de la página de confirmación, podemos ver que hay objetos que salen por diferentes motivos,
“does not
exist”
“was not
confirmed”
“had insufficient follow
up”
etc.
Hay otros que una vez confirmados se identifican con objetos del cinturón principal, en este caso no se consideran interesantes como para publicar una circular MPEC y simplemente se muestra la equivalencia como por ejemplo 2003 UE = 2PK61CE(Oct. 17.49 UT), otros resultan ser nuevos objetos cercanos y entonces se publica una MPEC como se indica a la derecha del objeto. Por último, en el caso de resultar ser un cometa se publica además, una circular de la Unión Astronómica Internacional (IAUC).
Una vez generada la lista, se graba en el ordenador pues se podría necesitar para referencia en el futuro, hay que tener en cuenta que esta lista es muy dinámica y en cuanto que el objeto pasa a ser catalogado como “sin suficiente seguimiento” o “no existe” es borrado de la misma por lo que ya no podremos obtener efemérides con posterioridad. Si al día siguiente deseáramos sumar las imágenes ya no podríamos obtener ni la velocidad ni la dirección del movimiento, tampoco las coordenadas a las que corresponde el centro de la imagen.
Elegir el objeto que se trate de confirmar y mirar en la lista la posición que debería tener para el momento de la observación, introducir estas coordenadas de forma aproximada en el programa de control del telescopio y pedir un GOTO. Dado que la capacidad de puntería del telescopio es limitada lo que es mas conveniente es hacer un GOTO a una estrella brillante (4 mag) de la zona, obtener una imagen de 1 segundo y centrar la estrella en el campo de la cámara, en este momento sincronizar el telescopio con las coordenadas de la estrella, ahora introducir las coordenadas del objeto para ese momento y pedir un GOTO, el objeto quedará prácticamente en el centro de la imagen.
Lo primero es sacar una exposición corta de unos 30 segundos para comprobar el enfoque que habrá que afinar hasta que sea “suficientemente” bueno, hay que tener en cuenta que la magnitud límite va a estar determinada fundamentalmente por el tamaño de la FWHM (anchura del perfil de la estrella) que normalmente está determinada a su vez por la finura del enfoque. Hay programas disponibles en la red que en combinación con el hardware apropiado realizan esta tarea con un click del ratón. Conviene por lo tanto dedicar un poco de tiempo para asegurarse de que el enfoque es el mejor posible.
Una vez que con buen enfoque realizar una astrometría para comprobar que las coordenadas del objeto a medir para este momento están en la zona capturada por la cámara. Para ello se peuede utilizar Astrométrica con el catálogo UCAC2, en pocos segundos se obtiene la solución astrométrica y se puede comprobar que las coordenadas del centro de la imagen son las que se quiere, es posible que haya que realizar pequeños ajustes en la posición del telescopio desde el programa de control de telescopio y planetario.
Cuando el objeto a medir tiene un brillo suficiente (hasta magnitud 18 normalmente) seguro que saldrá en exposiciones sencillas de 60 segundos de duración. Cuando el objeto tiene magnitud entre 18.2 hasta 21 se puede utilizar el método de track & stack.
Para calcular el tiempo máximo de exposición fijarse en la velocidad del objeto en segundos de arco por minuto, se trata de que el objeto no salga movido en las imágenes, si el movimiento es de 4”/min y la resolución 2” arco por píxel no podremos exponer por más de treinta segundos. Si el movimiento es de 2”/min se podrá llegar al minuto de exposición.
Una vez que calculado el tiempo de integración se lanzan una serie de imágenes, dependiendo de hasta que magnitud queramos llegar se programan más o menos exposiciones, en el caso de estudio se llega hasta magnitud 19.5 sumado 10 exposiciones de 60 segundos y hasta cerca de 21 sumando hasta una hora de exposiciones.
Poner pues la cámara en modo automático y lanzar la serie, según se van grabando las imágenes se pueden ir inspeccionando en Astrometrica, en cuanto haya tres imágenes se cargan y se hace el blink, si se ve el objeto y no son necesarias más imágenes se puede parar la serie y proceder a la reducción de datos para continuar con el siguiente objeto. Si no se puede detectar, se suman las tres imágenes con track & stack, para ello hay que introducir las coordenadas del objeto y su movimiento tanto la velocidad como el ángulo de posición, en cuanto que haya seis imágenes se suman de la 4 a la 6 y se hace el blink de este stack con el de la 1 a la 3, si se ve el objeto moviéndose, en cuanto que haya nueve imágenes se puede parar la serie para hacer la toma de datos y enviar el resumen al mpc, en caso contrario sumar de la 1 a la 6 en un solo stack y esperar a tener 12 imágenes para hacer un segundo stack de otras 6 y así sucesivamente.
Hay que estar atentos cuando se hace el blink de los stacks, por que no es raro que aparezcan en el mismo campo del sujeto de investigación otros objetos que pueden ser fácilmente identificados en el programa por comparación con el catálogo MPCorb, a veces aparecen objetos que no figuran en catálogo y que se deben confrontar con el servicio MPCchecker, si tampoco aparece en el mpc checker podría ser un objeto nuevo por lo que se debería confirmar con más medidas en otra noche en cuanto sea posible. Si el objeto no identificado por su movimiento especial pudiera resultar un NEO habría que informar al mpc para que lo introduzcan en la página NEOCP de forma inmediata.
Por ser el ruido de naturaleza aleatoria, cuando se suman imágenes el ruido resultante se va suavizando mientras que la señal crece, esto permite llegar a registrar estrellas de magnitud muy débil que están incluso por debajo del nivel de brillo del cielo cuando se utiliza la técnica de suma de imágenes.
http://www.astrometrica.at/Papers/PointSources.pdf
La teoría es que si se suman N imágenes la señal crece como N y el ruido como N^1/2 el cociente señal/ruido crece como la raiz cuadrada del número de exposiciones.
La técnica de (track & stack) es decir sumar exposiciones centrándolas según el movimiento del objeto ofrece ciertas ventajas:
Si una exposición se estropea (paso de avión o satélite) no pasa nada, simplemente se desecha y la pérdida no es significativa, en el caso de una sola exposición larga habría que volver a repetir con la consiguiente pérdida de tiempo.
Los problemas que pueda haber de seguimiento se atenúan, no es necesario hacer autoguiado.
Muy importante para fotometría, las imágenes individuales no llegan a la saturación y se pueden mantener dentro de la zona de respuesta lineal de la cámara, en un principio debería ser más precisa la fotometría de suma de exposiciones cortas que la de una integración larga.
En objetos que se mueven rápidamente es la única forma de hacer astrometría de precisión, a no ser que se haga seguimiento en el propio objeto que puede ser muy debil y por lo tanto en muchos casos imposible de seguir.
Cuando hay varios objetos en las mismas imágenes estas se pueden sumar haciendo el seguimiento en cada uno de los diferentes objetos.
Una vez reducidos los datos el programa ha preparado una lista en el formato requerido por el MPC para ser enviada al centro mpc@cfa.harvard.edu, hay que comprobar un poco que los datos sean buenos y que las designaciones corresponden a las que aparecen en la lista, en el asunto del correo electrónico hay que poner NEOCP para que el sistema automático sea capaz de identificar estas observaciones como que son de la página de confirmación de NEOS y puedan procesar estos datos de forma rápida y conveniente .
Para el envío al MPC se debe separar las observaciones, las de cometas por una parte deben llevar en el subject del mensaje la clave COMET, las de objetos cercanos deben llevar la clave NEO y las de objetos de la página de confirmación deben llevar la clave NEOCP, estas últimas no se deben mezclar nunca con otras de objetos que no sean de la página de confirmación.
Si en las imágenes se apreciase aspecto cometario es muy conveniente enviar un correo electrónico por separado al central bureau for astronomical telegrams (cbat) cbat@cfa.harvard.edu indicando los detalles observados, el cbat a la recepción y tras su comprobación los incluirá en la IAUC que se suele emitir cuando se confirma el descubrimiento de un nuevo cometa.
Algunas veces pueden aparecer en las imágenes otros objetos, deberemos comprobar si corresponden a alguno catalogado, para ello se puede utilizar el servicio MPChecker, http://scully.harvard.edu/~cgi/CheckMP, este servicio abre una ventana en la que se puede copiar y pegar los datos astrométricos tal y como están en el informe para el MPC, el programa busca todos los objetos del tipo que se especifique que haya por la zona y los muestra junto con sus distancias al objeto problema. Si no aparecen objetos próximos se trata probablemente de un objeto nuevo y deberemos tratar de obtener varias posiciones para poder calcular una órbita provisional de tipo Väïsälä que permita predecir las efemérides para la confirmación en noches subsiguientes.
Para la obtención de efemérides hay otro servicio, New object ephemeris generator http://cfa-www.harvard.edu/iau/MPEph/NewObjEphems.html que permite pegar las observaciones a partir de las cuales calcula una órbita aproximada y genera unas efemérides que sirven para el seguimiento y confirmación del objeto.
Una vez enviado el correo es muy conveniente volver entrar a la página NEOCP para comprobar como vá la cosa, si han aparecido objetos nuevos o ya se han confirmado objetos que en la última visita no lo estaban, es el momento de introducir comentarios al objeto como por ejemplo “Found” o “not Found” para encontrado y no encontrado respectivamente, es de notar que las detecciones negativas “Not Found” son muy importantes ayudando a emplear el tiempo de una forma mejor a los demás observatorios, para reportar detecciones negativas hay que conocer hasta que magnitud llegan las imágenes y la zona exacta de observación.
Cuando el MPC ha procesado los datos enviados por un mínimo de observadores actualiza la información en la página de confirmación de NEOS, elimina los objetos ya confirmados y los añade al final de la página con alguna observación. Cuando resulta ser un NEO se publica una MPEC, cuando resulta un cometa además se publica una IAUC, cuando simplemente resulta un MBA no se publica circular y simplemente se publican los datos orbitales en la siguiente DOU.
Una vez que los datos han pasado a la base de datos del MPC se puede comprobar la calidad de las medidas mediante otro servicio, el minor planet & comet ephemeris service (MPES) http://cfa-www.harvard.edu/iau/MPEph/MPEph.html, hay que indicar el código del objeto en cuestión y seleccionar como formato de salida MPC-8 line así como show residuals block, el servicio devolverá los residuos de las observaciones, no todos los objetos tienen el bloque de residuos disponible, generalmente los cometas no lo tienen.
En Asteroids dynamic site y NEO dynamic site (ver referencias) hay mucha información sobre las medidas de cada observatorio junto con los residuos, de momento no está disponible para cometas.
CBAT Central Bureau for astronomical telegrams (oficina central de telegramas astronómico)
CCD Charge coupled device (Dispositivo de carga acoplada)
DOU Daily orbit update (Actualización diaria de orbitas)
IAU International Astronomical Union (Unión Astronómica Internacional)
IAUC International astronomical union circular (Circular de la unión astronómica internacional)
MBA Main belt
asteroid
(Asteroide del cinturón principal)
MPC Minor planet center (Centro de planetas menores)
MPEC Minor planet electronic circular (Circular electrónica de planetas menores)
MPES Minor planet and comet ephemeris
service
(Servicio de efemérides de cometas y asteroides)
NEO Near Earth object (Objeto cercano a la Tierra)
PEC Periodic error correction (Correción del error periódico)
Dark Frame Toma oscura que recoge el ruido térmico de la cámara
Flat Field Toma plana que recoge las desigualdades de iluminación del chip de la cámara
Ruido Térmico Ruido en la cámara debido a electrones generados térmicamente
Ruido de lectura Ruido que se suma en el proceso de lectura de la imagen
Background Nivel de iluminación del fondo del cielo
Astrometrica http://www.astrometrica.at/
Atom Time http://www.atomtime.com/
Dimension 4 http://www.thinkman.com/dimension4/
Detecting and measuring faint point sources with a CCD, Herbert Raab 2002. http://www.astrometrica.at/Papers/PointSources.pdf
MPC Guide to Minor Body Astrometry
http://cfa-www.harvard.edu/iau/info/Astrometry.html
Magnitudes estelares http://www.geocities.com/juan_lacruz/La_medida_de_la_luz.pdf
Signal to noise ratio calculation http://www.geocities.com/juan_lacruz/SNR.htm
Share for central píxel calculation http://www.geocities.com/juan_lacruz/ShareForCentralPixel.pdf
United States Naval Observatory http://www.usno.navy.mil/
USNO Time service frontpage http://tycho.usno.navy.mil/frontpage.html
USNO Astrometry department http://ad.usno.navy.mil/star/
ASTDys http://hamilton.dm.unipi.it/cgi-bin/astdys/astibo
NEODy http://newton.dm.unipi.it/cgi-bin/neodys/neoibo
Referencias para la sincronización del reloj con la emisora DCF77
http://www.giangrandi.ch/electronics/dcf77/dcf77.shtml
http://mariottim.interfree.it/doc07_i.htm
http://www.hw.cz/english/docs/dcf/schema.html
http://www.aurel32.net/elec/dcf77.php
http://membres.lycos.fr/pjacquet/dcf-n.htm
http://www.gude.info/english/frame-produkte.htm