Cida procesa datos en colección de placas fotográficas antiguas.
A través de un escáner sencillo para la digitalización de las observaciones fotográficas, se consiguen posiciones astrométricas que permiten obtener movimientos propios estelares de muy alta precisión.
En este trabajo se definen las bases, métodos y reglas a seguir, para que al hacer uso de un escáner comercial para la digitalización de las observaciones fotográficas se consigan posiciones astrométricas que permitan obtener movimientos propios estelares de muy alta precisión. En este caso, partiendo de un escáner cuyos defectos en posicionamiento son superiores a las 200 micras y digitalizando con él una tercera parte de la colección de placas de la zona de San Fernando (España) del proyecto de la Carte du Ciel, con época media cercana a 1900, se llega a construir un catálogo de movimientos propios con precisiones inferiores a las logradas por el catálogo Hipparcos, basado en observaciones satelitales, pero para un cielo mucho más profundo -magnitud 15 en el trabajo de la doctora Vicente contra magnitud 9 de Hipparcos.
La Astrometría parte de la observación y busca catalogar todos aquellos puntos que aparecen en cualquier registro de la misma. Catálogos que nos dicen cómo estaban ubicados en el cielo los astros en una fecha o época determinada. Catálogos de diferentes épocas que al unirlos en un único sistema nos describen el movimiento individual de cada uno de sus astros. Es lo que, en el caso de las estrellas, denominamos su movimiento propio. Movimiento que nos permitirá determinar asociaciones estelares, extensas o reducidas en el espacio. Movimientos que, con su estudio, podemos conocer sus componentes comunes y no comunes. Movimiento que nos irá conformando, poco a poco, la cinemática de la galaxia.
Aunque pudiéramos hablar de las grandes velocidades a las que se mueven las estrellas en el espacio, por lo general a decenas de kilómetros por segundo, la gran distancia que las separa de nosotros hace que su movimiento sea muchas veces imperceptible, debiendo recurrir a dos parámetros para su determinación: la precisión y la diferencia de épocas. Es decir, catálogos de posición cada vez más precisos y movimientos obtenidos de observaciones donde la más antigua y la más moderna se encuentren separadas, en el tiempo, el mayor número de años posible.
Afortunadamente, los detectores que se utilizan actualmente en las observaciones producen imágenes digitalizadas de gran calidad que facilitan el cálculo de las posiciones de los astros que las formaron. Pero ello no ha sido siempre así. Para encontrar épocas antiguas a las que unir nuestras observaciones modernas es necesario remontarnos a épocas donde la fotografía era el soporte de la observación. Y cualquier cálculo de posiciones, para que sea en forma precisa, debe pasar por un proceso de digitalización, es decir, cambiar de imagen fotográfica convencional a imagen digital de forma confiable y manipulable, posteriormente, por una computadora.
La razón debemos buscarla en los problemas adicionales que produce la atmósfera a la observación. Si la atmósfera no estuviera, las estrellas aparecerían como objetos puntuales sobre el soporte, sea fotográfico o digital, pero al estar presente, las imágenes aparecen como manchas circulares de diámetro dependiente, entre otras cosas, del brillo de la estrella y puede llegar a alcanzar milímetros.
Aunque la óptica adaptativa introducida en los telescopios actuales puede mitigar extraordinariamente, incluso hacer despreciable este efecto, la mayoría de los telescopios no la poseen y menos todavía en la época de las observaciones fotográficas. Una determinación precisa de la posición de un astro en el cielo, pasa por una determinación exacta de la posición de la imagen que lo representa sobre el soporte de la observación. Es decir, por definir qué punto de la imagen va a representar al astro en los cálculos posteriores. Ese punto será el que define el fotocentro de la imagen o punto de esa imagen con mayor respuesta a la luz recibida.
Unas cifras pueden darnos una explicación rápida de lo que queremos resaltar . Las precisiones que se manejan actualmente en Astrometría son del orden de 0.01 segundos de arco. Si tenemos en cuenta, como ejemplo, que la escala que produce nuestro telescopio Schmidt “J. Stock”, del Observatorio Astronómico Nacional de “Llano del Hato” (OAN), ubicado en el estado Mérida es de 15 micras o milésimas de milímetro por segundo de arco, entonces estamos hablando de números inferiores a la micra como precisión de las mediciones.
Sólo máquinas especiales los pueden producir. Son los microdensitómetros PDS, existentes muy pocos en el mundo y difíciles de transportar adonde se encuentran las colecciones de placas. Merece la pena destacar aquí, el primer proyecto internacional de observación completa de la esfera celeste llevado a cabo en coordinación por una veintena de observatorios repartidos por todo el mundo, el cual se planificó en París en el año 1887, y que ha quedado como el primer registro fotográfico completo del cielo hasta magnitud fotográfica 12 y parcial hasta magnitud fotográfica 16, llamados Astrographic Catalogue y Carte du Ciel, respectivamente. Son, por tanto, las primeras épocas fundamentales para cualquier cálculo de movimientos propios que no superen estas magnitudes.
Prensa Cida/Prensa MCTI
