El artículo presenta la astrometría relativa de estrellas dobles en la constelación de Telescopium cuyas observaciones fueron realizadas entre agosto y octubre de 2020 desde la ciudad de Córdoba, Argentina. Las posiciones relativas se obtuvieron de la reducción de imágenes digitales propias y el análisis se complementó con datos de Gaia EDR3 cuando se trató de sistemas que no fueron observados en los últimos 20 años. Los resultados contribuyen con la actualización del ángulo de posición y separación angular de 26 pares del catálogo Washington Double Star de naturaleza predominantemente física o incierta.
Artículo publicado el 01/07/2021 en revista El Observador de Estrellas Dobles N°27, p. 40 a 46. La revista completa puede descargarse desde: http://www.infoastro.com/dobles/oed27.pdf .
Introducción
Para dar continuidad a los trabajos de astrometría de estrellas dobles iniciados en mayo de 2020 (Martini, 2020), en esta oportunidad se observaron 26 pares en la constelación austral de Telescopium (Telescopio). Se eligió este sector del cielo por su accesibilidad en las primeras horas de la noche desde el sitio de observación durante los meses de agosto, septiembre y octubre. La Figura 1, muestra la ubicación aproximada de los objetos estudiados.
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| Figura 1. Ubicación aproximada de los pares estudiados. |
Las observaciones tienen como propósito reportar la astrometría relativa de cada sistema al catálogo Washington Double Star, WDS, (Mason et al., 2020). De esta manera se contribuye con la actualización de las posiciones relativas de cada sistema y se aportan nuevos datos que podrán ser utilizados en el futuro por otros observadores o investigadores en trabajos afines.
Para generar aportes significativos, la observación se orientó principalmente a sistemas de naturaleza presuntamente física o incierta al alcance del instrumental. La naturaleza de los pares se determinó mediante el criterio aplicado en el sitio Stelle Doppie (Sordiglioni, 2019) que, de acuerdo a las notas incluidas en el catálogo WDS y los movimientos propios relativos (rPM), clasifica los pares en tres categorías, físico (physical), incierto (uncertain) y no físico (not physical)1. En la Figura 2 se observa la naturaleza de los pares bajo análisis.
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| Figura 2. Naturaleza de los pares bajo análisis. |
Metodología
El equipo de observación se montó en el patio de un departamento en Córdoba Capital (Argentina) con vista al cielo sur. Las características principales del mismo son las siguientes.
- Montura: Sky-Watcher NEQ3 con PicGoTo++.
- Telescopio: Sky-Watcher SkyMax127 (Maksutov-Cassegrain F/11,8)
- Cámara: ZWO ASI178mm (CMOS monocroma)
- Apertura: 127 mm
- Distancia Focal Efectiva: 1443 mm
- Resolución angular: 0,343"/píxel
Con respecto a la observación, al principio de la sesión se realizó una captura a motor parado para caracterizar la rotación del campo que se repitió durante la noche y al final para verificar que la cámara no hubiese rotado. La resolución angular se caracterizó mediante una reducción astrométrica de la imagen de campo completo con PlateSolve2. La misma herramienta se aplicó cuando fue necesario obtener la coordenada de la componente principal de un sistema.
Para todas las imágenes se configuró la cámara con un offset de 100 y una ganancia de 220. La exposición se ajustó de acuerdo a cada caso, pero en general se tomaron capturas con al menos dos tiempos de integración distintos y se conservaron los resultados con menor error. Para cada par se tomaron entre 100 y 2000 imágenes utilizando una región de interés del sensor de 256x256 píxeles (aproximadamente 1,5’ x 1,5’).
La reducción se realizó con Reduc. En primer lugar, se alinearon las imágenes a nivel sub-pixel, luego se ordenaron por calidad y se descartaron las imágenes degradadas (por estrellas deformadas por seeing o estrellas oblongas por error de seguimiento). Desde este punto en adelante se aplicaron distintos flujos de procesamiento dependiendo del caso. En algunos casos se aplicó una reducción automática (AutoReduc) y por último se eliminaron los valores atípicos. Como segunda alternativa, se realizó el apilado de las imágenes, luego se hizo una reducción manual con las 10 imágenes step (apilado de deciles) y se eliminaron los resultados atípicos. En caso de ser necesario se aplicaron las funciones QuadPix o Surface. Finalmente, para un caso se realizó la reducción de una única imagen generada a partir del apilado del 100% de las imágenes seleccionadas inicialmente. Más detalle de cada caso puede encontrarse en las notas de la Tabla 5.
Resultados
En la Tabla 5 se muestran los resultados de la reducción obtenida para cada uno de los 26 pares estudiados. Se incluye su identificador WDS, identificador de descubridor, magnitud de las componentes (extraída del catálogo WDS), la fecha de medición (en formato de año decimal besseliano); los valores medios de ángulo de posición (θ) y separación angular (ρ), junto con las desviaciones estándar de su estimación (𝜎𝜃 y 𝜎𝜌 respectivamente); la estimación de la diferencia de magnitud entre las componentes (dM); la cantidad de imágenes efectivamente utilizadas, luego de rechazar las defectuosas o las que arrojaron resultados atípicos (N Img); la cantidad de noches que se observó el par y notas. Para los pares que fueron medidos más de una noche se muestran los resultados de la noche para la cual se obtuvo la menor dispersión en las estimaciones.
En la Figura 5 se presentan imágenes que ilustran cada uno de los pares observados. Cada imagen corresponde al apilado de las mejores capturas recortadas a 128 x 128 píxeles lo que equivale a una porción del cielo de aproximadamente 44” x 44”.
Discusión y análisis
A excepción de los pares B 447, BRT2100 y HU1527 todos los sistemas estudiados tienen medidas del año 2015, o posteriores, en el catálogo WDS. Para estos 3 pares existe una antigüedad de 20 años o más en su medición por lo tanto se realiza un análisis especial.
Se midieron sistemas cuyas componentes tienen magnitudes que van desde 6,7 hasta 12,8, donde la diferencia de magnitud medida más grande fue de 5,6 (para B 567). Con respecto a la separación angular se midieron sistemas con ρ de hasta 3".
Se procuró mantener los errores de la estimación de ángulo de posición y separación, 𝜎𝜃 y 𝜎𝜌, por debajo de 0,5° y 0,150" respectivamente. Esto se logró para todos los pares excepto para LPO 64 cuyo 𝜎𝜃 es de 0,54°. La Figura 3 muestra el coeficiente de variación de las mediciones de ángulo de separación, 𝜎𝜌/ρ, donde se aprecia un incremento del error para sistemas con ρ <6". Esto brinda información que podrá ser tenida en cuenta a la hora de planificar futuras observaciones.
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| Figura 3. Coeficiente de variación de medición de separación angular. |
Respecto a los pares que no fueron observados en los últimos 20 años; B 447 (WDS 19488-5539), BRT2100 (WDS 18148-5350) y HU1527 (WDS 18395-4545); la astrometría relativa obtenida con imágenes propias se complementó con información de catálogos. En las Tablas 1 a 3 se muestra, para cada sistema, los resultados de la reducción y los datos extraídos de los catálogos WDS y Gaia EDR3 (Gaia Collaboration et al., 2016; Gaia Collaboration et al., 2020). Se incluye, la época de la medición, la coordenada de la componente principal, la astrometría relativa, la magnitud de las componentes (en caso de haber sido medidas) y la diferencia de magnitud entre las componentes. En el caso de Gaia se incluye en Source Id. de cada una de las componentes.
Tabla 1. Resultado de reducción y datos de catálogos WDS y Gaia EDR3 para WDS 19488-5539.
| Reducción | WDS | GAIA EDR3 | |
|---|---|---|---|
| ID | 19488-5539 B 447 |
19488-5539 B 447 |
6640763229169896960 6640763229169897216 |
| Época | 2.020,6 | 2.000,0 | 2.016,0 |
| Coord. J2000 comp. A |
19 48 48.82 -55 38 42.4 |
19 48 48.69 -55 38 42.5 |
19 48 48.68 -55 38 42.6 |
| 𝛳 [°] | 251,4 | 253,0 | 252,25 |
| 𝜌 ["] | 3,62 | 3,3 | 3,709 |
| Mag A | 9,96 | 9,96 (2) | |
| Mag B | 11,20 | ||
| dM | 1,4 | 1,2 |
Tabla 2. Resultado de reducción y datos de catálogos WDS y Gaia EDR3 para WDS 18148-5350.
| Reducción | WDS | GAIA EDR3 | |
|---|---|---|---|
| ID | 18148-5350 | 18148-5350 BRT2100 |
6653205023577499648 6653205027878490112 |
| Época | 2.020,8 | 1.894,0 | 2.016,0 |
| Coord. J2000 comp. A |
18 14 45.96 -53 50 41.5 |
18 14 45.95 -53 50 41.7 |
18 14 45.95 -53 50 41.7 |
| 𝛳 [°] | 206,7 | 71 | 206,84 |
| 𝜌 ["] | 9,00 | 4,1 | 8,992 |
| Mag A | 12,76 | 12,34 (2) | |
| Mag B | 12,76 | 15,11 (2) | |
| dM | 2,9 | 0 | 2,8 |
Tabla 3. Resultado de reducción y datos de catálogos WDS y Gaia EDR3 para WDS 18395-4545.
| Reducción | WDS | GAIA EDR3 | |
|---|---|---|---|
| ID | 18395-4545 HU1527 |
18395-4545 HU1527 |
6708757749792014720 6708757749789688832 |
| Época | 2.020,64 | 1.894,00 | 2.016,00 |
| Coord. J2000 comp. A |
18 39 28.85 -45 45 00.8 |
18 39 28.86 -45 45 00.7 |
18 39 28.86 -45 45 00.6 |
| 𝛳 [°] | 312,9 | 312 | 310,9 |
| 𝜌 ["] | 5,04 | 4,6 | 4,66 |
| Mag A | 7,77 | 7,62 (2) | |
| Mag B | 11,44 | 11,41 (2) | |
| dM | 4,2 | 3,7 | 3.8 |
B 447 tienen seis observaciones en el catálogo WDS y fue medida por última vez en el año 2000. Como se aprecia en la Tabla 1 , las coordenadas de la componente principal confirman que se trata del mismo sistema. Los valores de θ y ρ reducidos son compatibles con los contenidos de ambos catálogos.
HU1527 fue observada seis veces desde su descubrimiento hasta 1991 y el análisis de los datos de la tabla Tabla 3 conduce a las mismas conclusiones que para el caso anterior.
Por último, para el sistema WDS 18148-5350, el par BRT2100 solo fue observado en su descubrimiento en 1894 y no volvió a ser confirmado. La primera observación indica que se trata de un sistema con dos componentes de igual magnitud y 9” de separación. Tal como muestra la Figura 4, ni en las adquisiciones propias, ni en imágenes del catálogo 2MASS (Skrutskie et al., 2006), ni en el catálogo Gaia EDR3 (cuadrados rojos) se observan tales componentes. En su lugar, en la coordenada registrada en el catálogo WDS, se midió una segunda componente con θ=312,9°, ρ=5,04” y una diferencia de magnitud de 4,2. En este trabajo no se puede confirmar ni descartar que la segunda componente observada sea la misma de 1894. Sin embargo, de acuerdo a los datos de Gaia EDR3 que se muestran en la Tabla 4, su análisis carece de interés astrofísico ya que sus distancias geométricas (r) y Movimientos Propios (MP) son disímiles, en efecto, se trata de una doble óptica.
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| Figura 4. Imágenes de WDS 18148-5350. Izquierda propia, derecha 2MASS. |
Tabla 4. Distancia y movimientos propios de componentes de WDS 18148-5350.
| Componente | Principal | Secundaria |
|---|---|---|
| Gaia EDR3 Source Id. | 6653205023577499648 | 6653205027878490112 |
| r [pc] | 1669,1 | 907,1 |
| MP RA [μ"/año] | 2,867 | 3,198 |
| MP Dec [μ"/año] | -0,997 | -1,457 |
Conclusión
Se resumieron los objetivos, metodología y resultados de la astrometría relativa de 26 estrellas dobles en la constelación de Telescopium. Los resultados contribuyen a la actualización de datos del catálogo WDS para sistemas con datos recientes y tres sistemas que no han sido observados en los últimos 20 años o desde su descubrimiento. De los últimos, BRT2100 no ha sido confirmado desde su descubrimiento y en este trabajo no se observó el sistema en las coordenadas registradas sino una doble óptica no registrada con diferente separación, ángulo de posición y magnitud de componentes.
Anexos
Tabla 5. Resultados de astrometría relativa de los pares observados.
| WDS Id. | Descu- bridor |
WDS Mag A |
WDS Mag B |
Época | θ [°] | σθ [°] | ρ [°] | σρ [°] | dM | N img |
No- ches |
No- tas |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| 18310-4802 | ARY 75AB | 11,70 | 12,70 | 2020,6444 | 170,1 | 0,48 | 12,48 | 0,097 | 1,1 | 68 | 1 | 1 |
| 18310-4802 | ARY 75AC | 11,70 | 11,70 | 2020,6444 | 47,2 | 0,25 | 17,69 | 0,074 | 0,5 | 73 | 1 | 1 |
| 19488-5539 | B 447 | 9,96 | 11,20 | 2020,6164 | 251,4 | 0,43 | 3,62 | 0,030 | 1,4 | 68 | 2 | 1 |
| 19174-4525 | B 967 | 7,32 | 11,90 | 2020,6166 | 332,0 | 0,38 | 12,95 | 0,070 | 5,6 | 60 | 1 | 1 |
| 18148-5350 | BRT2100? | 12,76 | 12,76 | 2020,7725 | 206,7 | 0,33 | 9,00 | 0,044 | 2,9 | 10 | 1 | 2,11 |
| 19265-5226 | COO 236 | 9,86 | 10,52 | 2020,6165 | 132,9 | 0,34 | 3,78 | 0,100 | 0,7 | 48 | 1 | 1 |
| 19423-5257 | COO 238 | 7,70 | 9,30 | 2020,6137 | 46,6 | 0,15 | 3,45 | 0,016 | 1,6 | 8 | 1 | 3 |
| 20216-5449 | COO 239 | 8,72 | 10,21 | 2020,6137 | 346,3 | 0,40 | 4,51 | 0,036 | 1,3 | 7 | 1 | 4 |
| 18206-5144 | CPO 582 | 9,98 | 10,50 | 2020,7042 | 155,6 | 0,46 | 4,16 | 0,072 | 1,7 | 9 | 3 | 5 |
| 18240-5108 | HDS2602 | 10,66 | 11,99 | 2020,7698 | 13,2 | 0,35 | 3,64 | 0,042 | 1,1 | 9 | 3 | 6 |
| 18517-4714 | HDS2675 | 9,47 | 10,82 | 2020,6443 | 37,7 | 0,27 | 12,81 | 0,073 | 2,4 | 86 | 1 | 1 |
| 18313-5532 | HJ 5044 | 10,62 | 10,68 | 2020,7724 | 352,7 | 0,15 | 14,39 | 0,058 | 0,1 | 65 | 2 | 1 |
| 18309-4801 | HJ 5045 | 6,71 | 9,74 | 2020,6444 | 20,2 | 0,23 | 7,92 | 0,030 | 3,2 | 10 | 1 | 7 |
| 18313-4821 | HJ 5046 | 9,82 | 10,36 | 2020,7041 | 76,4 | 0,47 | 7,44 | 0,046 | 0,3 | 80 | 3 | 1 |
| 18541-5421 | HJ 5068 | 9,26 | 10,75 | 2020,6442 | 9,8 | 0,28 | 10,45 | 0,047 | 1,3 | 79 | 1 | 1 |
| 19102-5408 | HJ 5087 | 8,64 | 11,70 | 2020,6442 | 18,7 | 0,25 | 14,76 | 0,073 | 3,1 | 78 | 1 | 1 |
| 19168-4959 | HJ 5099 | 8,07 | 10,44 | 2020,6165 | 35,9 | 0,25 | 12,77 | 0,060 | 2,7 | 73 | 1 | 1 |
| 19208-4932 | HJ 5105 | 10,01 | 11,57 | 2020,6166 | 230,3 | 0,27 | 10,59 | 0,070 | 1,3 | 76 | 1 | 1 |
| 20062-4649 | HJ 5166 | 10,10 | 10,60 | 2020,7645 | 248,5 | 0,26 | 11,33 | 0,055 | 0,6 | 71 | 3 | 1 |
| 18395-4545 | HU 1527 | 7,77 | 11,44 | 2020,6443 | 312,9 | N/A | 5,04 | N/A | 4,2 | 1 | 1 | 8 |
| 20107-4644 | I 123 | 6,81 | 11,18 | 2020,7700 | 210,2 | 0,25 | 6,31 | 0,034 | 4,3 | 10 | 2 | 9 |
| 20068-5615 | I 1412 | 9,14 | 10,06 | 2020,6275 | 127,3 | 0,36 | 6,78 | 0,050 | 1,0 | 311 | 3 | 1 |
| 18242-5434 | LPO 64 | 10,53 | 10,67 | 2020,7724 | 176,6 | 0,54 | 3,02 | 0,079 | 0,1 | 58 | 2 | 1 |
| 19292-5306 | LPO 67 | 8,89 | 10,33 | 2020,6164 | 133,5 | 0,47 | 3,13 | 0,040 | 1,2 | 9 | 1 | 10 |
| 19563-5118 | SKF1094 | 10,50 | 11,70 | 2020,6139 | 2,5 | 0,33 | 10,83 | 0,063 | 1,1 | 90 | 1 | 1 |
| 20071-4533 | UC 4089 | 10,40 | 11,70 | 2020,6277 | 300,4 | 0,30 | 14,10 | 0,072 | 1,3 | 68 | 1 | 1 |
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1. Reducción automática. 2. Cada imagen es el resultado del apilado de un decil de un conjunto de 180 imágenes. 3. Cada imagen es el resultado del apilado de un decil de un conjunto de 400 imágenes. Se aplicó Surface. 4. Cada imagen es el resultado del apilado de un decil de un conjunto de 93 imágenes. 5. Cada imagen es el resultado del apilado de un decil de un conjunto de 175 imágenes. 6. Cada imagen es el resultado del apilado de un decil de un conjunto de 150 imágenes. Se aplicó Surface. 7. Cada imagen es el resultado del apilado de un decil de un conjunto de 95 imágenes. Se aplicó Surface. 8. La imagen es el apilado de las 40 mejores imágenes de una serie de 400. Se aplicó QuadPix y Surface. Debido a que los resultados provienen de la reducción de una única imagen no aplica el cálculo de las desviaciones estándar de 𝛳 y 𝜌. 9. Cada imagen es el resultado del apilado de un decil de un conjunto de 500 imágenes. Se aplicó Surface. 10. Cada imagen es el resultado del apilado de un decil de un conjunto de 98 imágenes. 11. Ver sección discusión y análisis sobre este sistema. |
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| Figura 5. Imágenes de los pares medidos. |
Agradecimientos
A los compañeros del GAF y GEDRAA que me guiaron y motivaron. A los editores de la revista El Observador de Estrellas Dobles por aceptar el artículo.
A Florent Losse por compartir amablemente el software Reduc y brindar soporte. A Gianluca Sordiglioni por poner a disposición el sitio Stelle Doppie con los datos debidamente organizados. A PlaneWave Instruments por PlateSolve2. A Torsten Bronger, desarrollador de PP3, software utilizado para generar la carta celeste.
Este trabajo ha utilizado datos del catálogo Washington Double Star (WDS) mantenido por el Observatorio Naval de los Estados Unidos (USNO).
Este trabajo ha utilizado datos de la misión Gaia de la Agencia Espacial Europea (ESA) (https://www.cosmos.esa.int/gaia), procesados por el Consorcio de Procesamiento y Análisis de Datos de Gaia (DPAC, https://www.cosmos.esa.int/web/gaia/dpac/consortium). La financiación de la DPAC ha sido proporcionada por instituciones nacionales, en particular las instituciones que participan en el Acuerdo Multilateral de Gaia.
Esta publicación utiliza productos de datos del Two Micron All Sky Survey (2MASS), que es un proyecto conjunto entre la Universidad de Massachusetts y el Centro de Análisis y Procesamiento Infrarrojo de Instituto de tecnología de California, financiado por la Administración Nacional de Aeronáutica y del Espacio (NASA) y la Fundación Nacional de Ciencia (NSF).
Referencias
Gaia Collaboration et al., 2016, Description of the Gaia mission (spacecraft, instruments, survey and measurement principles, and operations).
Gaia Collaboration et al., 2020, Gaia EDR3: Summary of the contents and survey properties.
Harshaw, R., 2016, CCD Measurements of 141 Proper Motion Stars: The Autumn 2015 Observing Program at the Brilliant Sky Observatory, Part 3, Journal of Double Star Observations, vol. 12, n° 4, 394-399.
Martini, M. L., 2020, Entrenamiento de astrometría relativa de estrellas dobles en Lupus (mayo/junio 2020), El Observador de Estrellas Dobles, n° 26, 71-78.
Mason, B. D. et al., The Washington Double Star Catalog (WDS), U.S. Naval Observatory, obtenido de http://www.astro.gsu.edu/wds/ el 01/07/2020.
Riello et al., 2020, Gaia EDR3: Photometric content and validation.
Skrutskie, M. F. et al., 2006, The Two Micron All Sky Survey (2MASS).
Sordiglioni, G., 2019, Stelle Doppie,v2.6, https://www.stelledoppie.it/index2.php, última consulta 01/05/2021.
1 El criterio aplicado en el sitio Stelle Doppie es tal que un par se asume físico sí en el campo notas del catálogo WDS se incluyen las letras C, O, T, V, o Z y en se asume no físico en caso de incluir las notas S, U o Y. En ausencia de notas que determinen la naturaleza se calcula el movimiento propio relativo, rPM, (Harshaw, 2016) y se asume naturaleza física sí rPM>0,3 y no física cuando rPM >0,8. En cualquier otro caso se asume naturaleza incierta.
2 Magnitud V del Sistema Johnson-Cousins calculada a partid de magnitudes Gaia G, GBP y GRP según relaciones descriptas en Riello et al., 2020. Las magnitudes deben ser tomadas a modo meramente orientativo.
Completísimo el artículo Matias, felicitaciones!!
ResponderBorrarGracias!
BorrarCompleto y claro. Excelente artículo. Felicitaciones!
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