G.E.D.R.A.A.

Con la finalidad de tener otra herramienta de control para las astrometrías relativas de estrellas dobles hemos desarrollado esta aplicación que hemos denominado:

RhoThetaRAA

Como su nombre lo indica, calcula Rho y Theta a partir de coordenadas que podemos ingresar.

¿No es lo mismo que Rectopol? Si, pero tiene un par de cosas MAS:
- Permite ingresar decimales de segundo de precisión ilimitada
- Permite ingresar las coordenadas tanto en HH MM SS y DD MM SS como en formato decimal (mucho mas precisa)

¿No es lo mismo que hace el programa Dobles? Sí, pero no necesito tener un reporte MPC para correr el cálculo, ...con Dobles muchas veces no pude hacer el cálculo debido que al leer el archivo de reporte MPC da un error.

Los resultados puen verse en la pantalla y copiarse al portapaeles.

No necesita instalación. Solamente hay que descargarse un archivo .rar que una vez descomprimido nos dá un archivo RhoThetaRAA.exe ... simplemente ejecútenlo.


Lo hemos desarrollado para uso absolutamente gratuito y libre esperando que sea de utilidad.

DESCARGARLO AQUÍ

Las estrellas dobles (y múltiples) también pueden ser observadas con binoculares. 

Además del ya conocido Trapecio (en el centro de la Nebulosa de Orión), hay muchas que son alcanzables con binoculares y he aquí una lista con algunas. Tienen una separación mayor a 30 segundos de arco:

¿Puede un aficionado medir la distancia a una estrella sin ningún instrumento optico?

La respuesta es definitivamente SÍ.

¿Como?

Ya Herschel planteó la solución del problema con algo es es bien obvio:

Las estrellas mas lejanas las percibimos más débiles y las más cercanas mas brillantes.

Bastaría con clasificarlas..Claro...pero esto funcionaría siempre que todas la estrellas tuvieran intrínsecamente la misma luminosidad..algo que sabemos que no es así.

La solución nos la trae la propia naturaleza de las estrellas; ella emiten radiación electromagnética en casi todas las longitudes de el espectro y su clasificación espectral está relacionada con su color y temperatura.

Muy afortunadamente para nosotros, no cualquier tipo de estrella tiene cualquier tipo espectral. Hace aproximadamente 100 años y separadamente los astrónomos Hertzprung y Rusell se tomaron el trabajo de poner en un gráfico o diagrama con dos ejes cartesianos: los tipos espectrales y su temperatura (color) en las abcisas y su luminosidad / magnitud absoluta en el eje vertical, de las estrellas conocidas.

El resultado fue que el 90% de las estrellas se disponían en una faja cuya temperatura y luminosidad disminuye hacia la derecha. Es lo que llamaron la"Secuencia Principal" aqui están prácticamente todas las estrellas que se encuentran en una fase estable de su vida. Mas arriba, fuera de la franja, están las gigantes, y por debajo las enanas.

De modo que si conocemos el tipo espectral de una estrella (se obtiene mediante un espectrografo o fotometria con filtros) y su magnitud visual, podemos deducir su magnitud Absoluta gracias a este diagrama. La Magnitud absoluta es la magnitud aque tendría una estrella a 10 parsecs de nosotros.

Y si contamos con todos estos datos, ya podemos calcular la distancia.

Ante de proseguir.  Para averiguar los datos espectroscópicos de una estrella no necesitamos telescopio ni CCD. Hay disponible en Internet catálogos con esos valores para más de 1 billón de estrellas.

El dato de color no se obtiene de una determinada longitud de onda (por ejemplo el azul) sino que se obtiene un Indice de Color que sería la diferencia del valor de magnitud entre dos longitudes de onda..las más usadas son B (azul) V(amarillo)  R (rojo) I (infrarrojo). Muchos surveys como 2MASS contienen datos de magnitud en una amplia franha de los infrarrojos J, H y K.  Muy ciorrientemente veamos cálculos con valores como B-V, V-R, etc. y son los llamados índices de color y representan los flujos de energía de la estrella entre esas longitudes de onda.

¿Como calculamos la distancia?

El módulo de distancia μ = m - M es la diferencia entre  m (magnitud aparente) y la M magnitud absoluta de un objeto astronómico. Se deriva de la definición de magnitud como el logaritmo de la proporción de los flujos observados (F1 y F2) de los objetos astronómicos:

m1 - m2 = - 2.5log10 (F1 / F2)

El brillo observado de una fuente de luz está relacionada con la distancia por la ley del inverso del cuadrado - una fuente doble de distancia aparece un cuarto tan brillante. Para un objeto de uno o dos objetos de la misma luminosidad, (F1 / F2) pueden ser reemplazados por (d2 / d1) 2, ya que



magnitud absoluta se define como la magnitud aparente de un objeto cuando se ve a una distancia de 10 parsecs, por lo que la ecuación de magnitud se puede escribir como:

m - M = 5log10 (d / 10PC)

Reorganización de los logaritmos da

m - M = - 5 + 5log10d

Entonces, dado un módulo de distancia μ m = - M, la distancia en parsecs viene dada por

d = 100.2 (m - M + 5) + 1 = 100.2μ

La incertidumbre en la distancia en parsecs (δd) puede ser calculado a partir de la incertidumbre en el módulo de distancia (δμ) utilizando

RESUMIENDO:

Los pasos serían:

• Obtener datos de la estrella en catalogos como 2MASS. Los datos mas importantes serán las magnitudes B,V,R,I,J,H y K .
• Identificar el tipo espectral segun los valores de magnitud e índices de color (TABLA !). (más adelante veremos que una gigante y una enana pueden tener el mismo tipo espectral y hay maneras de aproximarse a saber cual se trataría)
• Aplicar las fórmulas anteriores para obtener la distancia en parsecs.

TABLA 1

En el estudio de Estrellas Dobles es clave el poder calcular la distancia de dos estrellas que aparentan ser una binaria. Si ambas estrellas están prácticamente a la misma distancia, hay una alta probabilidad de ser una binaria verdadera, caso contrario es un elemento contundente para descartar la hipótesis.

Lo más fascinante de todo es que CUALQUIERA DE NOSOTROS, aplicando las fórmulas a la información que  puede fácilmente obtenerse de catálogo (por ejemplo con Aladin http://aladin.u-strasbg.fr/ ).

¿No es una era increíblemente maravillosa la que estamos viviendo?