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Ocultaciones de estrellas por asteroides

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Ocultaciones estelares por asteroides. Métodos y perspectivas. 

En el presente artículo se muestra una visión general del objetivo que se persigue con la observación de Ocultaciones Estelares por Asteroides, sus métodos, y resultados obtenidos hasta el momento, haciendo especial referencia al trabajo desarrollado en España. Para ello se explicará su geometría, técnicas observacionales, y se expondrán las perspectivas que presenta.

1. Introducción. Definición y objetivo.

La ocultación de una estrella por un Asteroide consiste en la interposición de uno de estos cuerpos entre la estrella y un observador. A causa de esto, se apreciará una disminución del brillo de la estrella eclipsada, hasta alcanzar la magnitud del Asteroide, en la mayoría de los casos. Esta caída de magnitud puede ser registrada visualmente o mediante medios electrónicos, como vídeo, fotometría o CCD. Su duración y amplitud dependerá del tamaño del Asteroide y de su velocidad relativa al observador. En el caso de que la caída de brillo rebase la magnitud límite del instrumento con el que se observe, será apreciable una desaparición y posterior reaparición de la estrella. Esto se producirá de forma brusca, del mismo modo en que ocurre en las ocultaciones por la luna, al no estar presente una atmósfera a su alrededor.

El primer fenómeno registrado fue la desaparición de BD+6º808 por 3 Juno, el 19 de Febrero de 1958. Desde Suecia, se obtuvo la primera cuerda visual de este tipo de fenómenos. La siguiente, el 10 de Febrero de 1961, fue la primera registrada fotoeléctricamente. El fenómeno más completo observado desde nuestro país fue el protagonizado por 230 Athamantis el 21 de Enero de 1991, al ocultar a SAO 156876. 11 observadores desde 10 lugares distintos obtuvieron resultados positivos. (Schnabell y otros 1992).

De los Asteroides desconocemos su forma, tenemos idea de sus dimensiones, e intuimos su trayectoria, y sus reducidas dimensiones los hacen vulnerables a cualquier perturbación gravitatoria. Por lo tanto, los objetivos que se persiguen en este tipo de trabajo son la determinación de su posición, forma, dimensiones, y si poseen algún tipo de satélite. La primera evidencia de compañeros, se obtuvo en la ocultación de SAO 120774 por 532 Herculina, durante la que se obtuvieron 3 cuerdas principales y 6 fenómenos secundarios, mediante registros visuales y fotoeléctricos. El instante de la ocultación determina unívocamente su posición, lo que permite la actualización de su órbita osculadora. La sombra de la estrella proyectada por el Asteroide tiene la misma forma que este, y un tamaño proporcional. Ya que su tamaño es muy reducido, situando observadores a lo ancho de la franja prevista para la ocultación, será posible reconstruir su perfil con gran fiabilidad.

Hay un problema añadido, derivado de la imprecisión del conocimiento de su órbita, y es que la trayectoria de la sombra no es conocida con toda fiabilidad, puediéndose desviar varios centenares de kilómetros. Se hace necesario pues, el realizar, literalmente, astrometría de última hora con el fin de actualizar la posición del Asteroide, y planificar con mayor garantía el lugar de observación. Debido a esto, en este tipo de observaciones, los resultados negativos son tan importantes, o más, que los positivos. Los límites del Asteroide quedan definidos por los lugares en que la observación resulta negativa, indicando este resultado, además, que este no se encontraba donde se esperaba. Veamos cómo se lleva a cabo todo el proceso.

2. Planificación de la Observación.

Como se ha dicho, se trata de (1) elegir un lugar de observación que nos ofrezca las mayores garantías de obtener una ocultación positiva, y (2) registrar los instantes de desaparición y reaparición de la estrella de la forma más fiable con los medios a nuestro alcance.

2.1. Efemérides. Elección del lugar de observación.

A diferencia de otros tipos de ocultaciones en las que la zona de visibilidad es muy extensa, en este caso la franja desde la que se detectaría como positiva es muy estrecha, del orden del diámetro del Asteroide. Además, se ha comentado lo impreciso de la franja prevista. Estas dos características hacen que el uso de las efemérides no deba tomarse al pie de la letra, presentándose en todos los casos un gran margen de error, que dependerá de la procedencia de los elementos osculadores a partir de los que se haya calculado la posición del Asteroide. Cuanto más recientes sean, mayor será la confianza en ellos.

La información presentada en las efemérides actuales se refiere a los datos del asteroide y estrella que intervienen, trayectoria prevista para la sombra sobre la superficie terrestre y zona de incertidumbre, y una carta para ayudar a la localización de la estrella. Además se incluye información sobre la hora prevista de la conjunción geocéntrica, y el intervalo de tiempo en el que hay que permanecer atento, generalmente, 30 minutos alrededor de la conjunción. La zona de incertidumbre se extiende hasta aquella posición que ocuparía la trayectoria de existir un error de 1" en la posici?n del Asteroide. En el caso de tener certeza sobre la trayectoria a seguir por la sombra, deberían situarse los observadores a intervalos equidistantes y a lo ancho de ésta.

Actualmente, este tipo de efemérides son calculadas en primera instancia por E.Goffin, y son distribuidas anualmente por la EAON (European Asteroidal Occultation Network) y la IOTA (International Occultation Timing Asociation). Una copia de las mismas puede ser solicitada directamente al autor o consultadas en las páginas que el Grupo de Ocultaciones de la Agrupación Astronómica de Madrid mantiene en Internet.

En el caso de conocer con fiabilidad la trayectoria de la sombra, es de especial interés el preparar salidas de observación en grupo, situándose a lo ancho de ella. Si esto no es posible, cualquiera en la zona de incertidumbre de ésta, estaría en condiciones de registrar un fenómeno positivo, por lo que su seguimiento es de utilidad. En ambos casos, las posiciones geográficas deben obtenerse de mapas topográficos de escala 1:25.000 ? 1:50.000, o bien mediante el uso de sistemas GPS, expresándose estas con máximo de 1" de error en longitud y latitud, y 30 metros en altitud. El autor escribió el programa POSMAPA para ayudar a la determinación de estas magnitudes a partir de mapas topográficos, y pueden solicitarse al mismo. Ya que el uso de sistemas GPS comienza a extenderse, los interesados podrían consultar los trabajos de Maley 1994 y Catalán Pérez-Urquiola, M. 1992.


Figura 1. Pantalla ejemplo del programa POSMAPA

2.2. Escalas de Tiempo. Sincronización.
Un elemento imprescindible es el conocimiento de la Hora. Para ello deben sincronizarse los sistemas de registro con la escala TUC (Tiempo Universal Coordinado), o TU. Los laboratorios de Hora de cada país difunden señales horarias a través de la radio en distintas frecuencias, algunas de forma continua, que indican el principio de cada hora, minuto y segundo, en la mayoría de los casos en TUC. En España esta función recae en la Sección de Hora del Real Instituto y Observatorio de la Armada en San Fernando (RIOASF), que realiza emisiones en 15.006 y 4.998 Khz entre las 10:00 y 11:00, en la escala TUC. Desde el Observatorio Nacional, en Madrid, se difunden las señales que recibimos a través de RNE cada media hora, en la escala TU. Otras emisoras se relacionan en la tabla I.

La conversión entre ambas escalas se realiza mediante la expresión DUT1=UTC-UT ; en la que DUT1 se publica mensualmente en las Circulares de la Sección de Hora del RIOASF, o del IERS (International Earth Rotation Service)

3. Registro de la Observación.

Una vez elegido nuestro lugar de observación y sincronizado el sistema de registro, podemos iniciar la sesión, pudiendo elegir los siguiente sistemas para ello:

3.1. Visual.

Es un sistema que se encuentra al alcance de cualquiera y por ello por el que se comienza. El seguimiento de la estrella se realiza visualmente a través del telescopio. La localización de la estrella debe ser lo más segura posible. Lo mejor es situarse con tiempo ante el ocular e inspeccionar el campo con detenimiento. El sistema de registro más utilizado es el del cassette, aunque la toma de tiempos con un simple cronómetro con memoria será suficiente (este debería guardar, al menos, dos tiempos). En el caso de optarse por el uso del cassette, no hay que olvidar el utilizar pilas nuevas y cinta virgen en cada ocasión, e insertar unas señales horarias a lo largo de la grabación para que sirvan de base de tiempos al reproducirla.



3.2. Vídeo.

Las cámaras de vídeo caseras se convierten en una herramienta muy útil, al estar al alcance de la mayoría, ser un sistema totalmente impersonal y poder conservar la grabación para estudios futuros. Se trata de insertar unas señales horarias al principio y final de la grabación, o mejor aún durante ésta si se tiene cerca un receptor de onda corta, y situar la cámara en el foco del telescopio para seguir la estrella. Al no ser común la optica intercambiable entre las cámaras caseras, se hace necesario ideárselas para mantenerla situada tras éste, bien mediante un adaptador casero, o mediante un trípode. Este último sistema ha sido seguido con éxito por miembros de la Agrupación Astronómica de Madrid.

Si el registro es positivo, la determinación de los instantes se lleva a cabo visualizando la cinta frame a frame, con lo que la precisión será de 1 partido por la velocidad de obturación, 1/25seg en el mejor de los casos. Además, es posible digitalizar la parte de la secuencia que nos interese para reconstruir la curva en el caso de estrellas con diámetros aparentes apreciables. La velocidad de obturación dependerá de la visibilidad de la estrella. La utilización de intensificadores de luminosidad pueden ayudar a disminuir los tiempos o ganar en el seguimiento de estrellas más débiles. En este sentido, el HART (Heartland Astronomical Research Team), ha desarrollado un conjunto Videocámara-Intensificador con el que ha conseguido registrar objetivos de magnitud 13 adosando el conjunto a un 10"LX200 (MacManus,C. 1997).

En el caso de que la estrella no sea detectable por el sistema Telescopio-Videocámara, se puede utilizar esta como si se tratase de un cassette normal, grabando sólo el audio de la observación. La relación grabación/reproducción de las video-cámaras es mejor que la de los cassettes, con lo que no habrá errores en los tiempos al ser reproducida la cinta.

3.3. Fotometría fotoeléctrica.

Mediante el uso de fotómetros fotoeléctricos junto a un software adecuado para la toma rápida de cuentas y un ordenador, es posible obtener gran resolución temporal en el registro. Este tipo de instrumentos se utilizaron profusamente en la observación de variables antes del desarrollo de las actuales técnicas CCD. Los modelos de OPTEC SSP-5 ya disponen de conexión al ordenador y software con el que obtener cuentas cada décima o centésima de segundo, dependiendo de la estrella elegida y la abertura del instrumento, permitiendo detectar breves caídas de brillo. Éstas pueden ser debidas a la presencia de satélites del Asteroide, que la ocultación se ha producido por uno de los limbos de éste. Pueden detectarse además, caídas o subidas de brillo escalonadas, lo que proporciona información acerca de la presencia de sistemas múltiples en la estrella.

4. Trabajos complementarios.

Existen dos tipos de trabajos que se desarrollan paralelamente al de la observación de la ocultación en sí. Se trata de la determinación del instante de la conjunción entre estrella y asteroide, y el de la actualización de trayectorias de última hora

4.1.Instante de la Conjunción Geocéntrica.

En este tipo de observaciones se trata de determinar el instante de la conjunción geocéntrica entre el Asteroide y la estrella. Esto se produce cuando ambos se encuentran en la misma ascensión recta. El método, inicialmente discutido durante la ESOP-VIII (European Simposuim on Occultation Projects), y expuesto posteriormente en la EAON Circular nº3 (Dusser,R. 1992), consiste en observar al Asteroide y la estrella días antes y después del previsto. En las observaciones se determina la diferencia en ascensión recta entre los dos astros, ya sea visualmente, colocando un hilo en dirección Norte-Sur y determinando el tiempo que transcurre entre los eclipses del Asteroide y la estrella por éste, o fotográficamente. Conocida esta en días sucesivos, el instante de la conjunción se determina ajustando una ecuación al movimiento en ascensión recta por mínimos cuadrados e interpolando el instante buscado entre los datos conocidos.

Para llevar a cabo estas observaciones no es necesario encontrarse en la zona de visibilidad de la ocultación, por lo que sería de esperar su seguimiento por un mayor número de observadores. Existen dos limitaciones. La primera es que se debe utilizar un instrumento que nos permita captar tanto la estrella como el Asteroide, éste varias magnitudes más débil. La segunda es que la trayectoria del Asteroide debe ser ligeramente rectilínea para que la interpolación sea válida. Anualmente, se publica una lista de fenómenos con estas características y a los que los observadores interesados deberíaan prestar atención.

En España, Ricard Casas y otros miembros del Observatorio de Plaza Cataluña de la Agrupación Astronómica de Sabadell, han obtenidos muy buenos resultados utilizando cámaras CCD en este tipo de determinaciones (Casas,R. 1995). Visualmente, durante 1994, Juan Manuel García (A.A.Albireo) y el autor, pudieron participar en una de estas determinaciones.

4.2. Actualización de trayectorias de última hora.

Un campo de trabajo con grandes perspectivas y en el que observadores Españoles están cosechando algunos éxitos, es el de la Astrometría de última hora. Véase el caso de los componentes del OAM (Observatori Astronòmic de Mallorca), o Ricard Casas. Éste consiste en realizar medidas astrométricas del Asteroide horas antes del instante previsto. Siguiendo la misma metodología que la empleada en la astrometría en general, ya sea mediante fotografía o con resultados más inmediatos y precisos, mediante CCD, se determina la diferencia entre las posiciones del Asteroide observada y calculada, según elementos osculadores conocidos. Esta diferencia en segundos de arco, se proyecta sobre la superficie terrestre para conocer la diferencia que implica en la trayectoria de la sombra, actualizándose ésta.

Conocida la nueva trayectoria y avisando a los observadores situados en las cercanías, es posible desplazarse hasta una posición ventajosa con garantías de obtener resultados positivos asegurados. De esta forma fue posible el registro positivo de la ocultación de PPM95207 por 363 Padua, el pasado 6 de enero de 1997 por José Ripero y el autor. (Dunham,D. 1997).

Los interesados en este trabajo deben disponer de CCD además de acceso a programas astrométricos, como el Astrometrica de Herbert Raab, o la hoja de cálculo desarrollada por el equipo de observadores del OAM basada en el trabajo de Ricard Casas (Casas, R. 1995). Las posiciones estelares de referencia en cada toma, deben extrarse de catálogos con precisión superior 1 segundo de arco, tales como el GSC v.1.2, los recientemente acabados Hiparcos y Tycho, o el A1.0 y el SA1.0 publicados por el USNO. (Dunham 1997) Estos catálogos son bastante voluminosos, el A1.0 abarca 10 CD-ROM, pero es posible filtrar la información deseada a través de los servicios on-line que ofrecen algunos centros de datos estelares en Internet, como el CDS (Centre de Donnes Stellaires) o el ADC (Astronomical Data Center). (En las páginas del Grupo de Ocultaciones de la Agrupación Astronómica de Madrid, existen varios enlaces hacia estos centros).

5. Perspectivas.

Como se ha podido comprobar, la metodología e instrumental necesario para este tipo de trabajo, lo hacen especialmente apto para el Astrónomo Aficionado con interés en obtener un rendimiento científico a sus observaciones, ofreciendo la oportunidad de participar en unos resultados de calidad. La Astrometría de última Hora es la técnica más incipiente y que más puede aportar, al poderse predecir con gran precisión la trayectoria real de la sombra. El aumento de los resultados positivos redundará en la posibilidad de obtener un mayor número de perfiles de Asteroides así como de conocer si poseen compañeros.

No hay que dejar de lado que existen otros cuerpos en el Sistema Solar susceptibles de ofrecernos este tipo de fenómenos, como son los cometas. K. Ikeguchi, desde Yonago (Japón), registró una ocultación positiva de PPM 18991 por la coma interna del cometa Hyakutake el pasado 25 de Marzo de 1996. El fenómeno, de algo más de 1 segundo de duración, reveló un tamaño de entre 56 y 65 Km de la coma del cometa, y un error de 1.4" en la declinación de la estrella.

El conocimiento sobre la dinámica de los Asteroides en el Sistema Solar. El autor puede ofrecer ayuda a cualquiera que está interesado en comenzar en este tipo de trabajo, distribuyendo efemérides, instrucciones de observación, partes, programas astrométricos y catálogos, etc... El número de observadores es primordial para el éxito de todo esto, por lo que los interesados en ser avisados de los fenómenos de última hora favorables desde sus localizaciones, pueden ser incluídos en la lista que mantiene el autor. Puede contactarse en la dirección del final del artículo.

6. Referencias.

[1] Casas, R. (1995) "Determinación de la conjunción y distancia mínima de un Asteroide a una estrella con CCD" Meteors SOMYCE, Ene-Feb 1995.
[2] Catalán Pérez-Urquiola, M. (1992) "Tratamiento de datos GPS" Boletín del RIOASF num.2 1992.
[3] Dunham,D. (1997) "GSC Version 1.2 is needed for CCD Asteroidal Occultation Astrometry" Occultation Newsletter vol.6, num.14, p 343-344.
[4] Dusser, R. (1992)"Eelemtary determination of conunction time by simple means" EAON Circular nº3 November 1992.
[5] López,A, Blasco,M., Pacheco,R. (1996) "Astrometría de Asteroides y Cometas con CCD” Actas de las IV Jornadas Astronómicas del Planetario de Castellón.
[6] Maley, P. (1994) "Use of GPS receiving devices to support solar eclipse expeditions" Occultation Newsletter vol.VI, num.6, p.126-135.
[7] McManus,C. (1997) "Heartland Astronomical Research Team Image Intensified Video
System" Occultation Newsletter vol.VI, num.14 p.345-346 Marzo 1997.
[8] Schnabell, C. (1992) "Occultation of SAO 156876 by 230 Athamantis" EAON Asteroidal Occultations Results 17.

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