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Determinación de magnitud límite en el
Observatorio Los Algarrobos, Salto, Uruguay
Santiago Roland (OALM) [email protected]
Recientemente tuve el gusto de visitar por dos noches el Observatorio Los Algarrobos, Salto,
Uruguay (OLASU). Se trata de un observatorio particular, el cual pertenece al Ing. Eduardo
Manuel Alvarez, persona con la que tuve el gusto de conversar en un par de ocasiones en el III
Taller de Ciencias Planetarias que se realizó en Colonia del Sacramento en Marzo de 2006, y por
segunda vez, en el Encuentro Anual de Astronomía en Octubre de 2006 en el Planetario Municipal
de Montevideo. Eduardo está actualmente terminando de cursar online una maestría en astronomía
en la Swinburne University of Technology (Melbourne, Australia), y últimamente ha comenzado
una fuerte actividad astronómica, tanto observacional, como académica.
Mi visita a OLASU obedeció a un pedido muy amable de Eduardo, quien manifestó querer
"aprender" ciertas cosas en cuanto a la observación astronómica con telescopio y CCD. Realmente
debo decir que fueron pocas las cosas que tuve que explicarle debido a su gran dedicación
autodidacta, que lo llevara a leer manuales, libros y acceder a informaciones varias acerca de cómo
obrar en lo que a la observación se trata, ya fuera calibración del instrumental, técnicas de
observación, etc.
Lamentablemente, de las dos noches que duró mi estadía en OLASU solamente una fue apta para la
observación. La primera noche estuvo lluvioso y nublado, y simplemente nos dedicamos al
balanceo del hermoso telescopio que alberga la moderna cúpula del observatorio. Se trata de un
sistema Ritchey-Chrètien modificado de la fábrica MEADE, cuyo diámetro es 30 cm y relación
focal 10.
La segunda noche y única que estuvo "más o menos" apta para la observación, la utilizamos
primero para hacer pequeños ajustes en la colimación del telescopio y luego para dedicarnos de
lleno tanto a tareas de observación visual como de obtención de imágenes. De entre ellas, relataré a
continuación la más interesante de todas las cumplidas, como sin dudas lo fue la determinación de
la magnitud límite del observatorio y como “yapa”, la medición del “seeing” local para esa noche.
La determinación de la magnitud límite es un procedimiento que puede ser llevado a cabo de
muchas maneras. Una de ellas, la empleada por nosotros, fue sugerida por Gonzalo Tancredi,
director del Observatorio Astronómico Los Molinos (OALM). Se trata de tomar imágenes de
cúmulos globulares (no de la parte central, sino de la periferia del mismo) y hacer un chequeo de
presencia de ciertas estrellas de referencia (esto es, con magnitudes fotográficas muy bien
conocidas). En nuestro caso observamos el cúmulo globular Omega Centauri (NGC 5139), para el
cual se dispone de muy buena información (las magnitudes de muchas de estas estrellas, así como
también las cartas para encontrarlas, han sido publicadas en varios papers). En particular, nosotros
trabajamos con dos de ellos (los que aparecen mas abajo), los cuales resultan incluso
complementarios (como ambos papers tratan la misma zona de estrellas, si resulta que hay estrellas
no tabuladas en una carta, aun se tiene la posibilidad que aparezcan en la otra).
Las imágenes tomadas de la zona solo pudieron tener un tiempo de exposición no mayor a unos 20
ó 25 segundos, puesto que al telescopio todavía le hacen falta unos ajustes de puesta en estación y
corrección de errores periódicos. Sin embargo, las imágenes obtenidas fueron de una muy buena
calidad, mejores aun que las que se obtienen en el OALM. Tomamos imágenes de calibración de
Bias, Darks y Flats para realizar un pre-procesamiento de las imágenes. Un comentario que merece
la cámara CCD utilizada (Meade DSI II PRO) es que pese a no ser una cámara refrigerada, tiene un
ruido térmico extremadamente bajo, cosa que me asombró mucho, dado que estábamos trabajando
en OLASU con una temperatura de unos 35° (¡qué calor!).
Para aumentar la calidad de la imagen y poder detectar objetos lo más tenues posibles, efectuamos
una pequeña secuencia de imágenes para después obtener un promedio. La imagen presentada a
continuación, es un promedio de 4 cuadros, cada uno de 15 segundos de exposición.
Es importante decir que "la magnitud límite" que puede llegar a detectarse en una imagen CCD es
un poco más tenue que la magnitud límite para observación visual, donde hay una diferencia de
aproximadamente unas 3 magnitudes; por ejemplo, si la magnitud límite visual es de 15, entonces
la magnitud límite CCD será aproximadamente 18.
Una vez obtenida la imagen CCD a partir de la cual se quiere estimar la magnitud límite, hicimos lo
siguiente. Las estrellas en la imagen presentan diferentes brillos. Utilizando el programa MaxIm
DL, podemos determinar mediante fotometría de apertura, la magnitud instrumental de estas
estrellas y también conocer el valor de un parámetro muy utilizado en astronomía, que es la
relación Señal/Ruido (SNR por sus siglas en inglés). Este parámetro cuantifica la cantidad de veces
que la señal de una estrella sobresale del fondo del cielo. Claro que el concepto de SNR se aplica
también para otro tipo de objetos presentes en las imágenes CCD, como planetas, galaxias, etc.
La SNR será menor para las estrellas más tenues, y mayor para las estrellas más brillantes (esto
quiere decir que la señal de una estrella brillante sobresale más por encima del brillo de fondo que
para el caso de una estrella débil). Los valores que puede tomar la SNR son positivos, ya que no
pueden haber valores de intensidad asociadas a estrellas, que sean menores que el brillo del cielo (o
sea, o vemos estrellas, o vemos brillo de fondo). En trabajos astrométricos, por ejemplo, suele
tomarse como criterio de "detección" una SNR no menor a 2 ó 2,5. Esto es, si la estrella tiene una
SNR mayor que 2,5, entonces la reconozco como tal, y este hecho puede verse claramente en el
aspecto tenue, pero bien definido de la estrella. Si por el contrario, mi estrella tiene una SNR menor
a 2,5 entonces puedo estar en la duda de sí el "objeto", sea una estrella real, o simplemente pueda
ser algún tipo de "ruido" o elemento espurio en la imagen, que me esté confundiendo y haciendo
creer que podría ser una estrella.
En general este hecho se ve claramente cuando el usuario inspecciona visualmente la imagen y se
da cuenta que realmente no está seguro de si lo que está viendo es una estrella o no. La frase típica
es del tipo "esto que estoy viendo no se si es una estrella o es puro ruido que se parece a una
estrella". Entonces, para nosotros, éste es el punto en el que decimos a groso modo "esta es mi
magnitud límite". Por lo tanto, la tarea sería inspeccionar la imagen CCD y tratar de encontrar
alguna estrellita tabulada, cuya SNR esté cerca de, por ejemplo 2,5 ó 2 y chequear cuál es su
magnitud. Claramente el usuario puede ser osado y tratar de encontrar una estrella de menor SNR,
digamos 2, pero deberá estar cien por ciento seguro que efectivamente lo que ve es una estrella y no
ruido que lo pueda estar confundiendo.
Ciertamente es muy difícil encontrar una estrella que justamente tenga esta SNR deseada, y si la
hay, es muy difícil que esté tabulada, puesto que en las tablas aparecen algunas pocas estrellas de
las que se tiene una muy buena medida de magnitud. Entonces lo que hacemos es encontrar las
estrellas de la tabla, e ir avanzando desde las más brillantes a las más tenues y al mismo tiempo
registrando la magnitud instrumental (que es medida por un software, en este caso el MaxIm DL,
en modo de fotometría de apertura) y su SNR, también indicada por el mismo software. Luego de
confeccionada una tabla, graficamos dichos valores, que para valores de SNR bajos, digamos
menor que 10, puede asimilarse a una recta sin mayores objeciones.
Luego de hecha la gráfica, puede calcularse de manera no muy complicada, la recta de ajuste de
todos los puntos, y ésta puede ser evaluada en una SNR deseada para obtener la magnitud
correspondiente. Una vez obtenida esta recta, observamos que para una SNR = 2,5 el valor
correspondiente de magnitud sería 19.27. Esto significa que si en mi imagen hubiera una estrella de
SNR = 2,5, entonces su magnitud debería ser aproximadamente 19,2. O sea, "después de 19,2
comienzo a confundir las estrellas con el ruido de fondo de cielo" (tal cosa ocurre a una SNR = 2,5,
o a la que el usuario disponga siempre y cuando se pueda estar seguro que lo que ve son
efectivamente estrellas y no ruido).
Luego, como información adicional acerca del lugar de observación realizamos una estimación del
"seeing" que hubo en esa noche. La estimación del seeing es un dato que no tendría que tomarse
como constante, ya que puede variar considerablemente, incluso durante una misma noche. Pero
igualmente para tener una idea, simplemente tomamos varias estrellas con buena señal en la imagen
CCD y registramos el valor del FWHM. Si uno piensa a la estrella como una "campanita" o una
función parecida a un "chichón", entonces el seeing es justamente el ancho del "chichón" medido a
media altura (como toda "campanita" es más ancha cuanto más abajo, y más fina cuanto más arriba,
el ancho del "chichón" es variable según la altura del mismo). Justamente como valor estándar, se
considera el ancho de la estrella a la mitad de la altura de la misma. Cuando nos referimos a
"altura" de la estrella, nos referimos a la función "intensidad". La estrella no es un punto, sino que
es una figura levemente difusa en los bordes y más brillante en el centro, hecho provocado por la
distorsión atmosférica. Cada píxel de la estrella tiene diferentes intensidades de luz, según si este
píxel esté cerca del borde o en el centro. Esta función en conocida técnicamente como la "PSF" de
la estrella, que básicamente es una Gaussiana cuya forma es similar a una "campanita". De esta
manera tomando este valor del FWHM (que significa "ancho total a mitad de la altura", en inglés),
y haciendo un promedio, obtenemos un valor del seeing para esa noche. El mismo fue de 3,3
segundos de arco.
En conclusión, la magnitud límite de OLASU para su actual equipamiento es nada menos que 19,2
(sin duda alguna, un excelente valor), bajo un cielo de condiciones aceptables (3,3 segundos de
arco para el seeing de la noche de medición). Por tanto, OLASU dispone realmente de muy buenas
condiciones para poder encarar estudios serios del cielo, que por supuesto van mucho más allá de la
simple observación.