Los asteroides.
Astrometría de cuerpos menores.
Seguimiento y búsqueda de nuevos asteroides.
Silvia Alonso Pérez.
Los asteroides.
Los asteroides son pequeños objetos rocosos que orbitan alrededor del Sol. La mayoría de ellos se encuentran entre las órbitas de Marte y Júpiter, aunque algunos tienen trayectorias que llegan a cruzar la de nuestro planeta. Aunque han habido teorías muy diversas sobre el origen de estos cuerpos, como por ejemplo la hipótesis del planeta astillado debida a Olbers, o la teoría de Kuiper según la cual los asteroides se formaron debido a las violentas colisiones entre dos o más pequeños planetas situados a distancias entre 2 y 3.5 U.A. del Sol dando lugar a un número de choques cada vez mayor entre cuerpos cada vez más pequeños, actualmente se cree que son restos de cometas y desperdicios de colisiones entre pequeños cuerpos que se condensaron entre Marte y Júpiter a partir de la nube primigenia que dio lugar a la formación del sistema solar.
Estudios sobre los espectros de la luz solar reflejada por los planetas menores han suministrado nuevos datos de su composición mineralógica, origen, evolución y relación con los meteoritos. Se han detectado en algunos asteroides la presencia de rocas primordiales, es decir, de rocas que se formaron en entornos específicos del sistema solar primitivo, por lo que encierran pistas importantes sobre el origen del sistema solar, así como el hecho de que los asteroides tienen muchas mezclas diferentes de minerales en sus superficies.
Existe una conversión entre la magnitud absoluta de los asteroides y sus diámetros, que requiere el conocimiento del albedo del objeto. Esta cantidad es desconocida para muchos objetos, por lo que la conversión suministra un cierto rango de diámetros.
Clasificación.
Existen dos tipos de clasificaciones bastante detalladas.. Una de ellas re refiere a la basada en la composición química y el albedo de estos cuerpos, creada por los astrónomos Benjamin Zellener y E. Bowell, que consta de siete tipos denominados por las letras C, S, M, F, P, D, E, R y U, pero la que más nos interesa en este caso es la clasificación en función de sus características orbitales, debida a Kresak, que divide a los asteroides en cuatro "familias":
Dentro de este grupo se considera un subgrupo constituido por los asteroides del tipo Atenas, cuyas órbitas tienen semiejes mayores menores que 1.0 U.A. y que se acercan excesivamente a la Tierra, por lo que se cree que son los más firmes candidatos para colisionar con nosotros.
- Grupo de libradores: Son los situados en la zona más externa del cinturón principal. Se mantienen en equilibrio bajo el campo gravitacional de Júpiter. Los más representativos son los conocidos como Troyanos o Griegos.
- Grupo de grandes inclinaciones orbitales: Presentan grandes inclinaciones de la órbita respecto al plano de la eclíptica. Hay pocos asteroides de este tipo y uno de ellos es Hidalgo
Hay otros tipos de asteroides, como los objetos Centauro, que poseen órbitas "cometarias" con perihelios en el cinturón principal de asteroides, más allá de la órbita de Júpiter o en la órbita de la Tierra y afelios más allá de Saturno y con semiejes mayores dentro de la órbita de Neptuno. Por otra parte, los objetos transneptunianos tienen órbitas con semiejes mayores más allá de la órbita de Neptuno y están totalmente fuera del alcance de nuestros telescopios.
Actualmente existe un amplio debate en la comunidad astronómica respecto al reciente descubrimiento de ciertos objetos con apariencia cometaria y órbita asteroidal y otros con apariencia de asteroide y órbita cometaria.
Los primeros ejemplos de estos tipos de cuerpos fueron el cometa Elst/Pizarro (P/1996 N2) y el asteroide 1996 PW.
El cometa Elst/Pizarro (P/1996 N2) tiene una distintiva cola, pero orbita enteramente dentro del cinturón principal de asteroides. Por otro lado, el asteroide 1996 PW tiene la mayor excentricidad de cualquier asteroide conocido, mientras que su órbita es cometaria.
El cometa P/1996 N2 fue descubierto por Eric W.Elst (Royal Observatory, Bélgica) el 7 de Agosto de 1996 a partir de unas tomas realizadas por Guido Pizarro con el telescopio Schmidt de 1 metro del Observatorio Austral Europeo, en Chile. Las observaciones realizadas para su seguimiento durante dos semanas revelaron que el objeto de magnitud 18 tenía una órbita de baja inclinación y baja excentricidad entre las órbitas de Marte y Júpiter, propia de un objeto del cinturón principal de asteroides. Se ha descubierto que la cola del objeto es muy reciente, quizás resultado de episodios de emisión de polvo entre finales de Mayo y principios de Julio.
Pero no todos los especialistas creen que este objeto es un cometa. David Balam (Universidad de Victoria) hace notar que el hecho de que el objeto no presente coma supone que debemos estar viendo los efectos de escombros dispersados por una colisión asteroidal.
Mientras tanto, el proyecto NEAT encontró casualmente un objeto con órbita cometaria
entre los miles de asteroides que observan cada mes. Desde el MPC identificaron el objeto
a partir de los datos de NEAT, designándolo 1996 PW. Este objeto no tiene cola o coma y
su órbita se extiende hasta alrededor de 500 U.A. del Sol. Si se probase que este objeto
es un cometa muerto, en vez de un asteroide, daría nueva información a los astrónomos
sobre qué les ocurre a los cometas cuando abandonan la nube de Oort y se encuentran en
nuestro camino.
Un poco de historia.
Cuando Johannes Kepler elaboró las tres Leyes Fundamentales que gobiernan las órbitas planetarias, en la primera mitad del siglo XVII, encontró un que debía existir algún cuerpo entre las órbitas de Marte y Júpiter que todavía no se había descubierto. A partir de esta idea los astrónomos Wolf, en 1741, y Titius, en 1772, elaboraron una ley empírica que pretendía justificar las distancias entre las órbitas planetarias que Kepler había descrito. Según esta ley, conocida como Ley de Bode en honor al director del Observatorio de Berlín que en aquel entonces la difundió entre la comunidad de astrónomos, debían existir sendos cuerpos a 2.8 U.A. y a 19.6 U.A. del Sol. El descubrimiento por parte de W.Herschel del planeta Urano, situado a 19.2 U.A. dio un gran impulso a la Ley de Bode, ya que la distancia de Urano al Sol se ajustaba bastante a la predicha, por lo que se inició una campaña intensiva de búsqueda del hipotético planeta que debía encontrarse a 2.8 U.A. del Sol, entre las órbitas de Marte y Júpiter. Sin embargo, el descubrimiento de un nuevo cuerpo en nuestro sistema solar, precisamente a 2.7 U.A. del Sol no fue fruto de esta campaña, sino que como otras veces a pasado en la historia de la ciencia fue fruto de la más pura casualidad. El descubrimiento de este cuerpo de 1025 Km. de diámetro fue realizado en la noche del 1 al 2 de enero de 1801 por el astrónomo italiano Giuseppe Piazzi, que tiene por ello el honor de ser el descubridor del primer asteroide conocido por la humanidad, al que denominó Ceres, aunque fue el matemático alemán Johann K. F. Gauss quien comprobó que realmente se trataba de un asteroide cuando calculó su órbita.
Debido a la limitación de las observaciones completamente visuales solo se conocían 274 asteroides hasta el año 1890, pero el número creció rápidamente cuando un año más tarde de comenzó a usar la placa fotográfica como método de registro, lo que posibilitó el cálculo de sus órbitas gracias al seguimiento exhaustivo de muchos de ellos, llegándose incluso, a principios del siglo XX, a medir con un micrómetro los diámetros de las imágenes de los cuatro asteroides más brillantes en el campo de los telescopios, medidas que fueron realizadas por E.E. Barnard y otros.
La investigación en la actualidad.
En la actualidad la observación de los asteroides está al alcance de cualquier aficionado, ya que el registro de las posiciones de estos cuerpos en diferentes instantes de tiempo puede realizarse fácilmente gracias a la tecnología CCD.
Diversos satélites y sondas en órbita han servido para hacer estudios sobre algunos planetas menores, revelando su morfología a través de fotografías que han llegado a alcanzar muy buena resolución. Algunos frutos importantes de estas investigaciones han sido el descubrimiento de un gran cráter de impacto en el asteroide Vesta, gracias a unas tomas realizadas por el telescopio espacial Hubble o el descubrimiento del pequeño satélite de (243)Ida, denominado Dactyl, gracias a observaciones con la sonda estadounidense Galileo, el encuentro de la sonda NEAR con (253)Mathilde, que puso de manifiesto, entre otras cosas, que este asteroide tiene un periodo de rotación muy lento y que no existen distintos tipos de rocas en su composición.
Además, se ha conseguido reconstruir por ordenador el asteroide (4769)Castalia mediante ecos de radar, para lo que se usó la potente radioantena de 305 m de Arecibo y otras antena de la NASA y también se a logrado una simulación por ordenador del asteroide (4179)Toutatis, ambos trabajos de miembros del JPL.
El círculo meridiano automatizado Carlsberg (CAMC), que es operado conjuntamente por el Observatorio de la Universidad de Copenhague, el Royal Greenwich Observatory y el Real Instituto y Observatorio de la Armada en San Fernando de Cádiz, se encuentra ubicado en el Observatorio del Roque de los Muchachos. El CAMC mide las posiciones y magnitudes de estrellas, planetas y asteroides de magnitud hasta 14.5. Cada noche se miden las posiciones y magnitudes de alrededor de 600 objetos con una precisión de 0.12" y 0.04 magnitudes, alcanzándose mediante observaciones repetidas en 4-6 noches precisiones de 0.08" y 0.03 magnitudes.
El telescopio es un refractor con un objetivo de 17.8 cm. de diámetro y distancia focal de 266 cm. El procedimiento de observación es enteramente automático, con adquisición y reducción de los datos en línea controlado por dos mini-computadores HP.
El CAMC sólo ha servido para determinar la posición y magnitud de 63 planetas menores, ya que los estudios sobre astrometría de estrellas tienen prioridad en este instrumento.
En nuestro país además existe un programa de astrometría denominado programa ARGOS en el que participan miembros del Instituto de Astrofísica de Canarias y del Observatorio Astronómico de Mallorca.
Actualmente, los programas de investigación más importantes en cuanto a asteroides se refiere se centran en el estudio de las órbitas de los objetos tipo NEA (Near Earth Asteroids), que son los cuerpos que suponen un mayor peligro de colisión con nuestro planeta.
Se cree que hay entre 1000 y 2000 cuerpos de este tipo con dimensiones mayores que 1 Km., pero hasta el momento sólo han sido descubiertos alrededor de 100.
Los NEA se identifican por su movimiento en el cielo. Cuando están cerca de la Tierra normalmente se mueven muy rápido, aveces más de algunos grados por día, dejando imágenes con traza.
Estas investigaciones han tomado mucha importancia después de los
descubrimientos de grandes cráteres de impacto en varios lugares de la Tierra, como el
Meteor Crater en Arizona, el Manicouagan en Canadá o el cráter Chicxulub en el golfo de
México y de los efectos que éstos impactos han tenido y posiblemente tendrán para
nosotros, así como después de comprobar los efectos de la colisión del cometa
Shoemaker-Levy 9 en Júpiter y de estudiar los cráteres de impacto en la Luna.
Éstos efectos se pueden ordenar en una escala, propuesta por Clark Chapman, del Instituto de Ciencias Planetarias de Tucson, Arizona, y David Morrison, del Centro de Investigación Ames de la NASA, que tiene cuatro grados:
La frontera entre el segundo y tercer grado la constituye un suceso de una potencia explosiva del orden del millón de megatones, lo que equivaldría a la explosión de 10000 bombas nucleares de las más potentes actualmente.
Podemos tener una idea más clara de la importancia que el estudio de los objetos que siguen una trayectoria de impacto con la Tierra tiene para la humanidad con la siguiente clasificación, en la que se clasifican los objetos según el conocimiento que tengamos de su órbita y se indican el tiempo estimado de preaviso ante una posible colisión con nuestro planeta, las posibles acciones que se pueden llevar a cabo para desviarlo imprimiéndole una variación en su velocidad, la distancia a la que debería estar el cuerpo cuando se realice la acción, la variación de la velocidad del cuerpo requerida para desviarlo y la clase de objeto.
| Categoría | Tiempo de preaviso | Posibles acciones | Distancia de intercepción | Variación de velocidad requerida |
Clase de objeto |
| Órbitas bien definidas | Decenas o centenares de años | Misiones espaciales a largo plazo | 2 UA | 1 cm/s | Asteroides |
| Órbitas inciertas | Años o decenios | Respuesta urgente sin margen de error | 2 UA | 10-100 cm/s (errores grandes) | Asteroides |
| 10-100 cm/s (errores menores) |
Cometas | ||||
| Peligro inmediato | De un mes a un año | Todas las medidas posibles: emergencia | 1 U.A. Cometas |
>1 m/s a 0.1 UA |
Cometa de período largo |
| 0.1-1 UA Asteroides | >0.1 m/s a 1.0 UA |
Asteroide recién descubierto | |||
| Sin preaviso | De 0 a 30 días | Evacuación de la zona de impacto | 0 UA | No puede hacerse nada | Cometas LP o asteroide no identificado |
El Air Force Research Laboratory, en colaboración con científicos del Jet Propulsion Laboratory han estado dirigiendo observaciones de seguimiento de asteroides recientemente descubiertos y de objetos NEA, así como de asteroides del cinturón principal. Estas observaciones tienen como objetivo actualizar los elementos orbitales y determinar los periodos de rotación, morfología y orientación del eje de rotación de los asteroides observados. Este programa a dado cuenta de cerca de 4000 observaciones astrométricas al MPC y ha sido acreditado con más de 100 nuevos descubrimientos.
Por otro lado, el Air Force Phillips Laboratory ha estado siguiendo un activo programa de observación de asteroides NEA desde hace algunos años. Hasta la fecha el enfoque de este programa ha sido la observación altamente automatizada de posiciones para el seguimiento de los asteroides descubiertos por el programa NEAT, Spacewath y otros esfuerzos de búsqueda apoyados por el MPC.
En el transcurso de este seguimiento han sido descubiertos algunos cientos de nuevos asteroides. Actualmente este proyecto se ha ampliado hacia el estudio de curvas de luz de algunos de estos objetos.
Spacewatch es el nombre de un grupo del laboratorio lunar y planetario de la Universidad de Arizona. Su principal objetivo es el estudio de la estadística de cometas y asteroides para investigar la evolución colisional del sistema solar, así como la protección de nuestro planeta ante un impacto con una de estos cuerpos.
Para ello cuentan con dos telescopio, uno de 1.8 m. y otro de 0.9 m. situados en el observatorio Kitt Peak. Estos telescopios se usan durante 18 noches centradas en la luna nueva de cada lunación, y el método básico de observación de Spacewatch consiste en la realización de tres tomas CCD de una cierta área de cielo. Cada toma cubre un área de 32’ en Dec y 28’ en A.R., resultando una escala de 1" por pixel y llegando a magnitud 22 en buenas condiciones.
Siguiendo este procedimiento normalmente detectan algunos miles de asteroides cada lunación e identifican aproximadamente un NEA por cada 900 asteroides.
Spacewatch usa tiempos de integración cortos, de unos 150 s., pero a pesar de ello encuentra algunos objetos que dejan trazos muy débiles y excepcionalmente largos, denominados Very Fast Moving Objects (VFMO’s) que se mueven entre 10 y 60 grados por día cuando son descubiertos.
Hasta el momento las observaciones del proyecto Spacewatch han dado como resultado más de 16000 designaciones de nuevos asteroides y 17 asteroides numerados definitivamente.
El proyecto NEAT (Near Earth Asteroid Tracking) es un esfuerzo por desarrollar un sistema capaz de detectar el 10 años la mayoría de los asteroides que se acercan a la Tierra y que son mayores que 1 Km.
El observatorio está situado en Haleakala, Maui, Hawaii.
NEAT es el resultado de la cooperación entre NASA, JPL y las Fuerzas Aéreas de los Estados Unidos (USAF). Está diseñado para completar una extensa búsqueda en el cielo de asteroides y cometas del tipo NEO.
El JPL diseñó, fabricó e instaló la cámara NEAT y el sistema de computadoras en el telescopio GEODSS de 1m, que es operado por la USAF.
NEAT empezó sus observaciones en Diciembre de 1995 observando durante 12 noches centradas en la luna nueva, cada mes , hasta Diciembre de 1996. Desde Enero de 1997 NEAT observa durante 6 noches cada mes, empezando 6 noches antes de la luna nueva, y sus descubrimientos son enviados al MPC.
Otros proyectos más modestos, pero no por ello menos interesantes, son los llevados a cabo por el Klet Observatory, en la República Checa, con un reflector de 0.57 m. a f/5.2, aunque próximamente contarán con un nuevo reflector de 1.02 m. que les permitirá observar objetos más débiles, el proyecto Spaceguard Canadá, de la Universidad de Victoria (reflector de 0.5 m.) y el Dominion Astrophysical Observatory (Schmidt Cassegrain de 0.25 m.) y el proyecto BAO Schmidt CCD Asteroid Program (SCAP) del Beijing Astronomical Observatory en China, entre otros.
A nivel internacional, Spaceguard Foundation fue oficialmente fundada el 26 de Marzo de 1996 en Roma y actualmente tiene como sede provisional el Istituto di Astrofisica Spaziale en Frascati, (Roma).
Spaceguard Foundation es una asociación cuyo propósito es la protección de la Tierra frente a colisiones con cometas y asteroides. Para ello, promueven y coordinan actividades para el descubrimiento, seguimiento y cálculo de las órbitas de NEO’s, estudios a nivel teórico, experimental y observacional de las características físicas y mineralógicas de los cuerpos menores, con especial atención a los NEO’s, así como un proyecto (Spaceguard System) basado en la posibilidad de usar satélites para la búsqueda de nuevos objetos y para astrometría y seguimiento, todo ello a nivel internacional.
Gracias a todos estos programas de investigación centrados en los NEO’s se han catalogado alrededor de 120 de estos objetos tan peligrosos para nuestro planeta.
Uno de los proyectos más curiosos que existen actualmente entorno a los asteroides es el NEAP (Near Earth Asteroid Prospector project), en el que un pequeño grupo de postgraduados, graduados y doctorandos están trabajando con profesores de la Universidad de San Diego (Colorado) y con especialistas de la industria espacial en el diseño de una misión espacial privada que llevaría una pequeña sonda espacial al encuentro con un asteroide del tipo NEA, que tendría lugar entre 1999 y 2000.
Obtención de un código para nuestro observatorio. Astrometría.
Método de trabajo.
Para realizar nuestro trabajo necesitaremos un telescopio con una apertura suficiente para captar objetos débiles, una focal que nos permita tener una buena resolución, seguimiento automático, una cámara CCD, un ordenador para controlar la cámara CCD y calibrar las imágenes, un reloj perfectamente sincronizado para la medida del Tiempo Universal en el que realizamos nuestras exposiciones, software para la reducción de datos y conexión a la red INTERNET.
Como para conseguir nuestro primer objetivo el Minor Planet Center, organismo encargado de la asignación de los códigos, sólo nos exige que nuestras medias tengan un error menor 1" de arco, podemos hacer astrometría de planetas menores cuyas órbitas estén muy bien definidas, es decir, asteroides con número definitivo entre (400) y (3000) y que no sean objetos inusuales, de los que hablaré más adelante, para así poder comparar nuestros resultados con las efemérides. Deberemos buscar unos cuantos asteroides de este tipo que sean propicios para la observación en la noche que las realicemos. Para ello podemos servirnos de las efemérides totalmente actualizadas que encontramos en la página web del MPC, o directamente de su servicio de planeamiento de observaciones.
Una vez elegidos los asteroides (elegimos varios por si no podemos observar en alguna región del cielo debido a que esté nublada) procedemos a orientar hacia sus coordenadas nuestro telescopio y tomaremos tres imágenes de su campo, con tiempos de integración de aproximadamente 10 segundos para las magnitudes típicas de estos objetos "fáciles", entre 10 y 15. Repetiremos las medidas en las mismas condiciones para dos noches diferentes, registrando para cada una de ellas el momento medio de la exposición en tiempo universal con una precisión de un segundo.
El siguiente e imprescindible paso es el calibrado de las imágenes. El software que viene incluido con la CCD nos permite eliminar automáticamente el bias, pero además hay que minimizar el dark frame y el flat field.
Para minimizar el dark frame se realiza una toma con las mismas condiciones que nuestra imagen, es decir, con el mismo tiempo de exposición y la misma temperatura del chip de la CCD, con la tapa del telescopio bloqueando la entrada de luz o con el obturador de la cámara cerrado y luego restamos esta imagen de oscuridad a nuestras imágenes, con lo que eliminaremos la mayor parte de la señal de corriente oscura debida a la temperatura del chip y al tiempo de integración y detectaremos así estrellas más débiles en el campo al haber eliminado la mayoría de los pixeles calientes de la imagen.
Para minimizar el flat field realizamos una imagen de un campo uniformemente iluminado, que puede ser la cúpula del observatorio iluminada artificialmente o el cielo en el momento del crepúsculo. A continuación restamos a esta imagen el dark frame y dividimos nuestras imágenes por el resultado de última resta. De esta manera nuestras imágenes están calibradas y listas para poder realizar medidas sobre ellas.
A partir de este momento comienza el proceso de reducción de datos. Para ello usamos uno de los varios programas de ordenador diseñados expresamente para astrometría. Estos programas deben permitirnos visualizar el campo en la pantalla, de manera que podamos mover un cursor por ella obteniendo las coordenadas X,Y de los pixeles donde se encuentren las estrellas de referencia y el asteroide. Para localizar el asteroide en el campo usamos la función blinking, que consiste en visualizar varias tomas alternativamente de manera que veamos las estrellas como puntos fijos y los asteroides como puntos que se desplazan en el campo, y una vez localizado obtenemos sus coordenadas X,Y. Luego seleccionamos varias estrellas de referencia, como mínimo tres, preferiblemente rodeando al asteroide y seleccionando lo más precisamente posible su píxel central, para lo que usamos la función centroide. A continuación el programa debe leer de un catálogo las coordenadas de las estrellas de referencia que hemos seleccionado, de manera que con éstas y sus coordenadas X,Y calcule por el método de los mínimos cuadrados los coeficientes de los polinomios:
A.R.=a*X+b*Y+c
Dec.=d*X+e*Y+f
y conociendo estos coeficientes calcule las coordenadas astronómicas del asteroide a partir de sus coordenadas X,Y.
Usamos polinomios de primer grado porque el campo que abarcamos con nuestra CCD es pequeño y podemos asumir que es un plano, pero si el campo fuese mayor tendríamos que hacer uso de polinomios de grado superior.
Además el programa debe darnos información de los errores que cometemos en las medidas y de la magnitud de nuestro objeto.
Lo importante es que los residuos (O-C) de las estrellas de referencia sean bajos y que el asteroide esté cerca de la zona donde se hallan estas estrellas.
Algunos programas incluyen la posibilidad de compilar nuestros resultados en un fichero de texto en el formato adecuado para enviar nuestras observaciones al MPC.
Existen algunos programas para astrometría muy interesantes, todos con ventajas e inconvenientes sobre los demás, los cuales podemos evaluar con algunas imágenes de las que se suelen incluir como demostración en estos programas, aprovechando también para probar el método y examinar los errores que cometemos haciendo astrometría de estrellas. Algunos de estos programas son:
-Astrometrica v2.1: Fue el primer programa de astrometría del que tuve noticias, ya que es todo un clásico creado por el ingeniero informático y astrónomo aficionado austríaco Herbert Raab en 1990. La versión de la que dispongo no es una versión registrada, lo que nos limita a usar como máximo cuatro estrellas de referencia. El principal problema que le podemos encontrar es que necesita hacer uso del catálogo GSC directamente desde el CD-ROM y no todos los aficionados disponemos de él. En su defecto se puede usar un fichero con los datos de las coordenadas de las estrellas del campo en un formato especialmente simplificado para el programa, con lo que podemos bajarnos de la página web del GSC en línea los datos y luego modificarlos a mano, proceso sumamente tedioso. Aún así, he realizado algunas pruebas y encontré que los errores eran pequeños, del alrededor de 0.3". La gran ventaja de este programa es que permite obtener un fichero con los datos directamente en el formato requerido por el MPC, listo para enviar vía correo electrónico.
-JIMSAIP: Este programa a primera vista parece la solución ideal, ya que permite usar directamente los datos que nos bajemos del GSC en línea y la visualización de los campos de la CCD y de las estrellas de referencia por separado a pantalla completa facilita mucho la labor de reconocer y asignar estrellas de referencia. Sin embargo, obtuve un error en la ejecución del programa y aunque cambié la configuración varias veces y probé a bajar de nuevo el programa desde su página web, no he logrado solucionar el problema, así que muy a nuestro pesar mío de momento no lo he usado como herramienta para la reducción de los datos.
-CCDAstromety: Con este programa podemos utilizar los datos del GSC en línea, previa conversión del fichero con un subprograma. La manera de seleccionar las estrellas de referencia es radicalmente diferente a los demás programas que he comentado hasta ahora. En este caso obtenemos la imagen del campo de la CCD y una imagen de circulo rojos correspondientes a las estrellas del catálogo superpuestas, de manera que modificando los valores de la distancia focal y la relación de aspecto y moviendo y rotando el campo de referencia tenemos que lograr hacer coincidir las estrellas con los círculos. Luego se puede hacer un centrado más fino o dejar que el programa lo realice automáticamente, de manera que ahora el número de estrellas de referencia es muy superior a las que solemos usar con otros programas, ya que el CCDAstrometry se encarga de seleccionar todas las estrellas de referencia en las que obtenga un error menor de un valor que nosotros fijamos, habitualmente 0.5". Después de obtener el valor del fondo de cielo en la imagen, seleccionando una zona libre de estrellas lo más próxima al asteroide posible y de un tamaño representativo, y de que las constantes del ajuste estén calculadas no tenemos más que centrar la caja de centroide en el cuerpo menor de manera que se ajuste a su tamaño, pulsar una tecla para que el programa la centre exactamente en el centroide y hacer click en el botón "Ast Pos" para a visualizar sus coordenadas astronómicas y los errores (desviación media y desviación estándar)que las acompañan. Es posible además obtener los resultados en un archivo de texto, pero éste no tiene exactamente el formato propio para el MPC, aunque no es difícil convertirlo.
-IRAF: Es un paquete de programas de dominio público utilizado por profesionales de la astronomía y la astrofísica que tiene un programa de astrometría. No es difícil de usar, pero el hecho de que sólo lo podamos usar en las estaciones SUN bajo el sistema operativo UNIX (aunque actualmente está disponible una versión para PC’s bajo sistema operativo LINUX) y que no revista ninguna mejora sustancial en cuanto a la precisión que podamos obtener en nuestros resultados nos hizo descartarlo en un principio, en favor de los programas para PC’s que podamos usar con nuestros sistemas operativos habituales, DOS o Windows.
A pesar de que IRAF está orientado al mundo de la astronomía profesional, el trabajo de reducción de datos es considerablemente más lento que en cualquiera de los programas orientados a aficionados, ya que la introducción de los datos de las estrellas de referencia es totalmente manual, es decir, hay que introducir las coordenadas X,Y y A.R, Dec. una a una.
Después de analizar detenidamente estos cuatro programas, personalmente me decanto por el CCDAstrometry para la reducción de datos tomados con la cámara ST6 y por el IRAF para la reducción de datos tomados con los telescopios de observatorios profesionales, ya que en estos últimos observatorios contamos con estaciones de trabajo en las que poder usar IRAF.
Una vez realizada la reducción hay que pasar nuestros resultados a un archivo ASCII en el formato requerido por el MPC y luego enviarlo vía e-mail, adjuntando información de nuestra dirección e-mail y dirección de correo ordinario, nombre y ubicación del observatorio, longitud y latitud, altura sobre el nivel del mar, datos del equipo empleado y observadores, para que ellos evalúen los errores que hallamos cometido. Si los errores son menores que 1" considerarán que nuestras medidas son satisfactorias y en consecuencia nos acreditarán con un número que será el código de nuestro observatorio que utilizaremos para remitir las siguientes medidas astrométricas que realicemos con el mismo equipo.
Seguimiento de asteroides.
Después de conseguir nuestro código podemos embarcarnos en la tarea de hacer astrometría de asteroides más interesantes
El seguimiento tiene como finalidad la obtención de nuevos datos que ayudarán a determinar mejor sus órbitas, que por algunas razones tienen mucho interés.
La técnica es la misma que se ha descrito anteriormente, pero en este caso debemos reunir más número de observaciones. Para ello seguimos haciendo tres tomas CCD por noche y observamos como mínimo durante tres noches diferentes, o durante dos noches diferentes en intervalos de tiempo bastante espaciados.
Ahora la magnitud de los asteroides se incrementa considerablemente, aunque los tiempos de integración no deben ser mayores que el tiempo que tarda el asteroide en recorrer 1" de arco. Este dato podemos conocerlo consultando su velocidad estimada en las listas del MPC.
Podemos seleccionar los asteroides a observar haciendo uso de nuevo de los datos proporcionados por el Minor Planet Center, a través de las listas en sus circulares o de su servicio de planeamiento de observaciones, así como del programa Guide del proyecto Pluto. Los objetos más interesantes para realizar su seguimiento son:
-Objetos de la lista crítica: son objetos con número definitivo pero que tienen errores en sus efemérides ya que han sido poco observados en los últimos años.
-Objetos inusuales: no pertenecen al cinturón principal o tienen órbitas de tipo cometario. Dentro de los primero se encuentran los objetos Apolos, los Atenas y los Amores, y el conocimiento de sus órbitas es de vital importancia, como ya se ha explicado antes.
-Objetos con designación provisional: necesitan pocas medidas de posición para recibir un número definitivo. Estos deben ser nuestro objetivo si lo que queremos es conseguir "bautizar" a un asteroide con nuestro nombre.
Búsqueda de nuevos asteroides.
Las posibilidades de éxito son muchas, aunque parezca una empresa difícil.
Muchas veces los nuevos asteroides aparecen cuando ni siquiera los estamos buscando, sino cuando estamos haciendo astrometría de una asteroide ya conocido.
Los datos confirman que en cada porción de cielo de 80 grados cuadrados cerca de la eclíptica puede haber un nuevo asteroide de alrededor de la magnitud 16 y el número de asteroides nuevos aumenta en campos mucho menores para mayores magnitudes. Por ejemplo, de magnitud 17 puede haber un nuevo asteroide cada 5 grados cuadrados. En el caso de poder trabajar, por ejemplo, con el IAC-80 del Observatorio del Teide, podríamos encontrar entre 50 y 100 nuevos asteroides por grado cuadrado alrededor de la magnitud 21.
Debemos calcular cuántos grados cuadrados tiene nuestro campo para saber cuántas imágenes de campos diferentes tenemos que hacer para cubrir un grado cuadrado y también debemos saber hasta que magnitud podremos llegar. Por ejemplo, con el IAC-80 tenemos un campo de 0.01 grados cuadrados, con lo con 10 imágenes de campos diferentes podemos cubrir 0.1 grados de cielo, y podríamos llegar a magnitud 19-20 aproximadamente.
La dinámica a seguir para buscar nuevos asteroides es la siguiente:
Seleccionamos una zona del cielo, preferentemente cerca de la eclíptica y tomamos imágenes con exposiciones de algunos pocos minutos (bastarán de 2 a 4 minutos), trasladándonos a zonas adyacentes hasta cubrir el campo que queramos. Esta secuencia de imágenes la debemos repetir al menos tres veces. El resto del método es el mismo que el descrito para la astrometría de asteroides conocidos.
Si descubrimos en nuestras imágenes algún asteroide cuyos datos astrométricos nos indican que es nuevo, porque no lo encontramos en ninguna lista, debemos seguirlo durante al menos dos noches que no estén más espaciadas que una semana.
¿Qué hacer si descubrimos algún asteroide nuevo?
En ese caso enviaremos un e-mail al MPC con nuestras observaciones. Si los datos son coherentes y comprueban que no corresponden a ningún otro asteroide conocido le darán una designación provisional antes de recibir un nombre permanente. Esta designación provisional consiste en un número que indica el año del descubrimiento, una letra que indica la quincena del mes en que se descubre (excluyendo la I y la O para evitar confusiones con el 1 y el 0) y una letra para indicar el orden del descubrimiento dentro de la quincena (si se acaban las letras se ponen subíndices). Por ejemplo: 1997QC sería el tercer asteroide descubierto durante la segunda quincena de agosto de 1997.
Puede ocurrir que un asteroide tenga más de una designación provisional y nadie se haya dado cuenta de que es el mismo.
Asignación de un nombre definitivo.
Cuando el asteroide sea recuperado en cuatro o cinco oposiciones, es decir, después de años de seguimiento, se le asigna un número definitivo, ya que su órbita es bastante fiable. En este caso, si el descubridor lo solicita, el asteroide puede recibir un nombre, que debe ser aprobado por un comité de la Unión Astronómica Internacional designado a tal efecto. Si el nombre definitivo es asignado aparecerá un anuncio en las circulares del MPC.
Actualmente hay cerca de 8000 asteroides con órbitas bien definidas y alrededor de 5000 tienen denominación definitiva. Tradicionalmente reciben el nombre del descubridor, pero es cierto que podemos encontrar nombres de lo más curioso en nuestro cielo, como por ejemplo el (1399)Teneriffa, el (2912)Lapalma, (3552)Don Quijote, los Beatles con (4147)Lennon, (4148)McCartney, (4149) Harrison y (4150)Starr,....... Podemos encontrar más información sobre este tema en el libro "Diccionario de los nombres de los planetas menores", editado en 1992.
El record de descubrimientos de asteroides desde España lo obtuvo el astrónomo catalán José Comas Solá con 11 descubrimientos.
Los resultados de todas las medidas deben ser enviados al MPC en el formato de 80 columnas correspondiente, vía e-mail. He aquí una copia de un mensaje enviado:
COD 620
OBS A. López, R. Pacheco
MEA S. Alonso
TEL 0.2 S-C f/6.3 + CCD
NET GSC
CJ98K050 C1998 06 25.95800 22 07 19.61 +52 40 09.2 12.8 N 620
CJ98K050 C1998 06 25.96115 22 07 22.94 +52 40 16.9 12.7 N 620
CJ98K050 C1998 06 25.96402 22 07 26.02 +52 40 24.1 12.7 N 620
CJ98K050 C1998 06 25.97113 22 07 33.57 +52 40 41.5 12.7 N 620
CJ98K050 C1998 06 25.97476 22 07 37.46 +52 40 50.7 12.8 N 620
CJ98K050 C1998 06 27.01072 22 26 07.60 +53 14 43.2 12.7 N 620
CJ98K050 C1998 06 27.01353 22 26 10.46 +53 14 48.0 12.7 N 620
CJ98K050 C1998 06 27.01535 22 26 12.41 +53 14 50.7 12.8 N 620
CJ98K050 C1998 06 27.01748 22 26 14.60 +53 14 54.9 12.7 N 620
CJ98K050 C1998 06 27.02192 22 26 19.25 +53 15 02.1 12.9 N 620
J98M03E C1998 06 25.90707 16 36 33.71 +04 41 38.6 17.0 V 620
J98M03E C1998 06 25.93523 16 36 36.21 +04 41 13.9 16.8 V 620
J98M03E C1998 06 25.94127 16 36 36.55 +04 41 08.8 17.0 V 620
J98M03E C1998 06 26.93604 16 38 24.86 +04 25 55.9 16.6 V 620
J98M03E C1998 06 26.94519 16 38 25.70 +04 25 47.9 16.4 V 620
J98M03E C1998 06 26.95440 16 38 26.55 +04 25 38.1 16.3 V 620
Los resultados de estas medidas fueron aceptados por el MPC sin ningún problema y fueron publicados inmediatamente en la circular M.P.E.C. 1998-N02.
Búsqueda de nuevos asteroides.
Para seguir el método descrito anteriormente para la búsqueda de nuevos asteroides necesitamos mucho tiempo de observación, ya que los campos son muy pequeños y necesitamos cubrir áreas de cielo considerables. Siguiendo con el ejemplo del IAC-80, con él obtenemos un campo de 0.01 grados cuadrados, lo que significa que para cubrir 1º cuadrado necesitamos 100 tomas de campos adyacentes. Teniendo en cuenta que necesitaríamos como mínimo 2 imágenes de cada campo el número de tomas se elevaría a 200, y tomando tiempos de integración de 150 seg. nos resultarían 8.33 horas de observación necesarias
Los resultados negativos en la búsqueda con CCD's de pequeño formato son completamente lógicos si no hemos realizado el trabajo de una manera muy exhaustiva. La probabilidad de encontrar un nuevo objeto en un único campo de las dimensiones que estamos tratando es prácticamente nula, aunque nunca está de más intentarlo por si hay suerte.
Hay que tener también en cuenta que algunas veces podemos confundir píxeles calientes o rayos cósmicos que se mueven cuando hacemos blinking con nuevos cuerpos. Por lo tanto, hay que asegurarse muy bien antes de hacer el anuncio de un nuevo descubrimiento, si es posible confirmándolo con otra observación.
Bibliografía.
General:
Manuel Cruz, Asteroides, cometas y meteoritos. Equipo Sirius.
Frank Close, Fin. La catástrofe cósmica y el destino del universo. RBA Editores.
Isaac Asimov, Nueva guía de las ciencias físicas. RBA Editores.
Antonín Rükl, Astronomía. Guía para el aficionado. Susaeta.
Clark R. Chapman, Naturaleza de los asteroides. El nuevo Sistema Solar. Prensa Científica.
Mark R. Kidger, Un paseo por los asteroides. Tribuna de Astronomía, nº94
Andrea Carusi, Asteroides y cometas como amenaza para la Tierra. Investigación y ciencia, septiembre 1995.
Francisco Anguita y Javier Ruiz, Planetología reciente. Planetas terrestres y extrasolares. Universo, nº 18
Torrence V. Johnson, La misión Galileo. Investigación y ciencia, enero de 1996
Técnicas de observación y reducción de datos:
Ángel López y Rafael Pacheco, Buscando asteroides con CCD. Tribuna de Astronomía, nº144
Ángel López y Rafael Pacheco, Astrometría con CCD. Tribuna de Astronomía, nº125
Noticias:
Sky & Telescope, noviembre de 1997.
Ida y su pequeña luna. Tribuna de Astronomía, nº106
El Galileo espía a Ida. Cosmos, febrero de 1994
El gran cráter de Vesta. Universo, nº30
Vesta al alcance de la mano. Tribuna de Astronomía, nº115
La NEAR se encuentra con Mathilde. Universo, nº29
Castalia revelado. Cosmos, julio de 1994.
Toutatis, próximamente en vídeo. Universo, nº21.
Algunas direcciones de Internet consultadas:
http://cfa-www.harvard.edu/cfa/ps/mpc.html
http://www.jamesroe.com/astro/program.htm
http://www.lpl.arizona.edu/spacewatch
http://huey.jpl.nasa.gov/~spravdo/neat.html
http://ulua.mhpcc.af.mil/amos.html
http://astrowww.phys.uvic.ca/~balam
http://vega.bac.pku.edu.cn/~zj/scap/scap.html
http://www.lpl.arizona.edu/bss/
http://pentium.pe.ba.dlr.de/odas.htm
http://sd-www.jhuapl.edu/NEAR/
http://www-gss.stsci.edu/support/rcat_form.html