Hola compañeros.
Tal y como me comprometí hace unos días con Rafa Benavides (y los que andabais por aquí…
)…El pasado sábado por la noche (como no…
), 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.
Así que voy a intentar explicaros, lo que dio de si mi primera experiencia “speckleriana”,(como dice Rafa) 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: Entre12.9ºC y 11.9ºC
Humedad: Entre 86% y 89%
Viento: Calma
Luna: Llena (perigeo)
El equipo utilizado en esta primera sesión de pruebas Interferométricas 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 primera sesión es intentar realizar tomas del par A 1352 cuyas componentes de magnitudes 9.42 y 11.48, presentaban en 1991 un AP 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 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.
Trazas.jpg
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) …¡¡Lo cual casi triplica 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.
STF 1603 Speckles.JPG
En esta otra podéis ver los autocorrelogramas del par, obtenidos con Reduc.
Autocorrelogramas.JPG
Pero…¿Como sabemos cual es la secundaria?.Os preguntareis…
Pues bien sencillo…es la que presenta el pico de brillo mas 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.
Continúa….No tiene los permisos requeridos para ver los archivos adjuntos a este mensaje.
), me voy a poner en ello. 
