Pues eso, que os prepareis para una verdadera macedonia de dobles...
Dobles de varias constelaciones, dobles olvidadas y otras no tanto, dobles brillantes y dobles debiles, dobles abiertas y dobles cerradas...En fin una verdadera ensalada.
Como os aprecio y no quiero que tengais una digestion pesada, las iré dosificando...(que buena excusa para ganar tiempo y escribir poco a poco y sin estres... Eh???)
Después de un parón “medicional” (que no medicinal), debido sobre todo a temas relacionados con el tiempo…Por lo malo en lo meteorológico y por su falta en general… Aquí está otra vez “el cansiiiiiiino” continuando con su particular programa de dobles. Algunas de ellas olvidadas.
En concreto os presento las de la sesión del 23 de Noviembre.
En esta ocasión la intención es medir unos cuantos pares de las constelaciones de Cassiopea, Perseus y Camelopardalis. Se da el caso de que en esta época las tres constelaciones se encuentran situadas cerca del cenit casi desde el inicio de la noche lo cual nos proporciona las mejores condiciones posibles para realizar las tomas sin que se vean muy afectadas por la turbulencia y la absorción atmosféricas.
Después de algunos días bastante inestables, seguidos por un par de noches de molesto viento (verdad almach?), por fin se dan las condiciones casi ideales de observación con una buena transparencia y un seeing bastante bueno y que estimo en 4/5. El cielo se presenta muy oscuro para lo que es habitual en Barcelona. El viento de estos días ha dejado la atmósfera limpísima y eso se nota…hoy no se ve reflejada en el cielo la luz de la ciudad, debido a la neblina casi continua que provoca la cercanía al mar.
¡¡Vamos, que la noche promete!!
La sesión comienza sobre las 20:00 Hora Local con una temperatura de 14,6ºC y una humedad relativa del 63% (se nota que el viento a deshumificado el ambiente).
La configuración de trabajo es la que utilizo habitualmente a foco primario (bueno, casi primario), LX200 10” f/10+Microenfocador+Flip Mirror+QHY-5 con filtro IR-UV Block = 3020mm de distancia focal f/12. Se alinea el telescopio con la Polar, por el método iterativo, usando Vega como segunda estrella de alineado.
Para calibrar el equipo se han utilizado los pares, STF 485 AE (Camelopardalis), STF 38 (Cassiopea) y STF 292 (Perseus) medidos por el Hipparcos en 1991. Las tomas de estos pares de calibración (y comprobación) se han realizado al inicio, a mitad y al final de la sesión con el fin de comprobar que la cámara no ha sufrido ningún tipo de giro extraño o que la focal ha variado durante la sesión, lo cual provocaría casi con total seguridad tener que desechar al menos parte de las tomas.
Como norma general, y al igual que con los pares a medir, realizo 100 tomas de luz y 50 darks para cada uno de los pares de calibración. Al ser pares bien estudiados, calculo las efemérides para la época de observación, procediendo después a medirlas individualmente mediante Reduc. Con la opción “calibrado” activada, introduzco las efemérides del par para Theta y Rho en las casillas correspondientes realizando a continuación el proceso de medición automática con la función “AutoReduc”. Seguidamente activo la opción “medición”, elimino manualmente las medidas con desviaciones por encima de 2*Sigma y vuelvo a activar la casilla de “calibrado” reintroduciendo de nuevo las efemérides del par con lo que se corrigen las constantes después de filtradas las imágenes. Una vez hecho esto, vuelvo a activar la casilla de “medición” con lo que ya obtengo el ángulo de posición de la cámara (con respecto al Norte) y la escala de pixel definitivas para ese par en concreto.
Las constantes de calibración de la sesión se calculan promediando los valores obtenidos con cada uno de los pares de calibrado.
Para la sesión que os presento quedan tal y como sigue:
Delta / "/pixel
STF 485 / -4,64 / 0,71424
STF 38 / -4,79 / 0,71480
STF 292 / -4,98 / 0,71384
Media / -4,80/ 0,71429
Bueno, me dejo ya de rolletes y paso al asunto de las medidas en cuestión.
El primer sistema que intento medir es AGC 15 AB, un sistema descubierto por A.G.Clark en 1838. Como componente principal del par encontramos a CCDM00092+5909 A, o lo que es lo mismo Beta de Cassiopea. Una brillante variable del tipo delta Scuti, con espectro F2 III-IV y una magnitud “V” que varia desde 2,25 a 2,31 en un periodo de unas 2,5 horas y que junto con su débil compañera de magnitud 13,7 forman este desigual par. Gracias a la gran separación, la identificación es bastante sencilla incluso con una diferencia de magnitudes tan brutal como la que existe entre las dos componentes.
Las medidas históricas reportadas por el WDS para theta y rho presentan unas variaciones en sus valores que, como mínimo resultan curiosos. Y si no juzgad vosotros mismos:
Epoca / theta / rho
1889.59 / 189.2 / 22.63
1900.70 / 204.2 /22.66
1910.67 / 218.8 / 23.68
1913.84 / 222.8 / 23.58
1935.46 / 242.4 / 31.42
1999.71 / 271.4 /57.24
2007.93 /268.4 / 66.10
Edito para rectificar la diferencia entre 1889 y 1900 que no es de 1 año sino de 11, por lo que la variación de theta es de 1,35º/año. Perdón por el desliz
Si observamos la evolución de las mediciones, entre 1889 y 1900 el AP varió nada más y nada menos que 15º que es casi exactamente la misma que se produjo entre 1900 y 1910 a razón de 1,4º/año (14,6º en 10 años).
Si continuamos analizando la variación de theta, vemos que en tres años(1910-1913) el AP aumenta 4º o 1.3º/año, lo cual está bastante de acuerdo con el anterior periodo analizado. Entre 1913 y 1935 (22 años) el AP se incrementa en 20º, quizás un poco mas lento, pero en absoluta concordancia con las anteriores medidas. Pero a partir de aquí la cosa se desmadra…Entre 1935 y 1999 (64 años) la diferencia es tan solo de 28º , lo que supone 0,44º/año….Parece que la velocidad en la variación de la posición angular se ha ido frenando…Lo cual se confirma con la diferencia de AP entre 1999 y 2007 (8 años), en este lapso de tiempo el ángulo no solo no ha aumentado sino que incluso se ha reducido en 3º.
Si estudiamos la variación en la distancia angular ocurre algo parecido. Hasta 1935 (y si exceptuamos las medidas de 1889), los valores para rho presentan tan solo una variación de 1”. ¿Pero que es lo que pasa a partir de las mediciones de 1935? Pues que tal y como ocurre con el AP, la distancia entre las componentes reportadas, da un enorme salto con diferencias de hasta 26” (1935-1999) llegando a un valor de rho de 66.10” para 2007 y volviendose a reducir la variacion anual entre 2007 y 2009.
Mis medidas sobre las mismas componentes confirman las últimas medidas reportadas por J. Daley en el WDS.
Pero me queda una duda…
¿Como explicar las divergencias entre las medidas?
Si se os ocurre alguna explicación, será bienvenida….
Con el par “AGC 15 AC” no hay problema. Con una débil componente “C” de magnitud 11.3 y medido en 4 ocasiones, la ultima de ellas en 1999 sus medidas actuales coinciden plenamente con las reportadas para 1999 (theta 318.2º / rho 344.49”).
Aquí van las medidas y la fotillo del sistema.
-=-= AGC 15 AB =-=-
Fecha : 2009.897
Lugar : O.A.N.L. Barcelona
Condiciones : Seeing 4/5
Instrumento : SC 0.25 m. f/12
Cámara : QHY-5 (pixels : 5.2 x 5.2) 1.0 seg.
" / píxel : 0.71429
Delta Matriz : -4.80
269.84 (sigma theta : 0.24) Med: 269.86
66.312 (sigma rho : 0.198) Med: 66.269
deltaM=5.71
Nb : 25
Pares de calibración: STF 485 AE / STF 38 / STF 292.
-=-= AGC 15 AC =-=-
Fecha : 2009.897
Lugar : O.A.N.L. Barcelona
Condiciones : Seeing 4/5
Instrumento : SC 0.25 m. f/12
Cámara : QHY-5 (pixels : 5.2 x 5.2) 1.0 seg.
" / píxel : 0.71429
Delta Matriz : -4.80
317.71 (sigma theta : 0.03) Med: 317.71
348.623 (sigma rho : 0.17) Med: 348.635
deltaM=3.44
Nb : 83
Pares de calibración: STF 485 AE / STF 38 / STF 292.
Como podeis comprobar en las medidas, las sigmas (residuos) del par "AB" son mayores que los obtenidos para el par "AC". Esto es algo normal debido a que el calculo de los centroides gana en imprecisión cuando la relación señal/ruido de la estrella medida es baja. El hecho de que la componente "B" sea mas debil que la componente "C" hace que sea mas dificil determinar correctamente el centroide con lo que las diferencias de posicion entre imagenes serán mayores dando como consecuencia unos residuos mayores. (O algo así...)
No os preocupéis que ya corto el rollo y a partir de ahora seré mas breve, pero creía interesante exponer este caso que es uno de esos casos, como mínimo curiosos, de los que abundan en el WDS.
Continúa………….
, ademas te puedes dar cuenta de que en los planteamientos me equivoco a menudo (bastante a menudo por cierto... 
