El Observador de Estrellas Dobles

ciente. Puede ocurrir que las estrellas hayan nacido
juntas en la misma nube de gas progenitora y
que compartan movimiento propio pero que jamás
lleguen a orbitar. En este caso hablaríamos
de un par de origen común.
Es una actividad más que recomendable
que ustedes recaben toda la información que puedan
conseguir sobre las componentes de un par
en estudio mediante una exhaustiva consulta a la
literatura astronómica disponible. Datos astrométricos,
fotométricos, cinemáticos, tipos espectrales
y clases de luminosidad, paralajes, distancias,
masas, etc., pueden ser extraídos mediante la llamada
minería de datos gracias al enorme potencial
que Internet ha puesto en nuestras manos.
Les aconsejo que para estas tareas visiten el Centro
de Datos Astronómicos de Estrasburgo (CDS)
[15] que ofrece tres fundamentales herramientas
de investigación: SIMBAD (base de datos astronómicos),
VizieR (servidor de catálogos) y Aladin
(atlas celeste interactivo). Igualmente, resulta
imprescindible acceder a The SAO/NASA Astrophysics
Data System (ADS) [16], una inmensa librería
digital, donde podrán consultar trabajos
profesionales de todo tipo.
Tras este inciso y utilizando las herramientas
comentadas, los movimientos propios
más precisos serán encontrados en los catálogos
Tycho2 y UCAC2 y vendrán expresados en miliarcosegundos
de arco por año (mas/año). Frecuentemente,
solo es posible disponer del movimiento
propio para la componente principal. Ustedes
podrán estimar el valor correspondiente para la
secundaria si previamente se ha calculado el movimiento
propio relativo en base a las mediciones
históricas del WDS, suponiendo que haya un número
suficientemente nutrido de ellas. En el peor
de los casos, ante la falta total de datos en la literatura,
los movimientos propios podrán estimarse
utilizando las astrometrías (AR y Dec) medidas
sobre placas fotográficas antiguas y modernas
separadas en el tiempo lo más posible: será suficiente
realizar un ajuste lineal de las posiciones
de cada coordenada frente al tiempo para obtener
(mediante la pendiente de la línea de ajuste) una
buena aproximación del movimiento propio en
ascensión recta y declinación.
Como ustedes habrán observado, tras el
análisis de los argumentos expuestos, no resulta
fácil decantarse acerca de la naturaleza física u
óptica de un sistema, por lo que serían necesarios
más elementos de juicio. En este sentido, podrían
avanzar más en sus investigaciones usando diversos
criterios de caracterización auxiliares y
desarrollados por astrónomos profesionales. Estos
criterios relacionan elementos empíricos, estadísticos,
probabilísticos, cinemáticos, fotométricos,
espectroscópicos, etc. En la actualidad son
muy escasos los astrónomos amateurs que usan
esta clase de criterios; la Sección de Estrellas Do-
bles de la LIADA es pionera en este tipo de estudios
astrofísicos, gracias al impulso de su coordinador,
Francisco Manuel Rica Romero. Por ello,
les animo a profundizar en estos temas tan atractivos
y hago formal mi invitación a que se unan al
foro de Internet Estrellas Dobles de la LIADA
[17], donde además de encontrar la información y
las herramientas necesarias, también podrán participar
en los programas observacionales de estrellas
dobles olvidadas que se proponen con carácter
trimestral. En mi condición de Coordinador
Adjunto de esta entidad les aseguro que progresarán
rápidamente en su nivel teórico y técnico.
Ni que decir tiene que si ustedes se encuentran
con una nueva estrella doble no catalogada,
deberán asegurarse de que las dos estrellas
tengan las suficientes garantías de constituir un
par físico, por lo que las tareas que les he comentado
ligeramente serán imprescindibles. Con ello
aseguramos que si el nuevo descubrimiento es
incluido en el WDS, lo haga con todo el derecho,
minimizándose el riesgo de incluir un par óptico
sin ninguna relevancia.
Asimismo, además de una buena partida de
cálculos astrofísicos, sería factible estimar el tipo
espectral y la clase de luminosidad de cada una de
las componentes con un alto grado de fiabilidad y
¡sin necesitar de un espectroscopio! Utilizando la
fotometría disponible en la literatura y/o aquella
deducida por ustedes, principalmente en bandas
óptico-infrarrojas (BVIJHK), podrán calcular los
espectros sintéticamente en base a la distribución
espectral de energías (en esencia, consiste en
transformar las magnitudes en unidades de energía
absoluta, obteniéndose la curva espectral observada,
la cual será comparada con otras curvas
teóricas patrón perfectamente definidas por la
observación espectroscópica profesional, con lo
que el tipo espectral podrá ser inducido). Esta es
una herramienta empleada habitualmente en la
astronomía profesional y, si ustedes se deciden a
utilizarla, estarán haciendo espectrofotometría
estelar o espectroscopia fotométrica.
¿Recuerdan mis palabras al comienzo de
este texto?: “Habrá que equiparar al máximo
nuestro método de trabajo con el que usa el astrónomo
de profesión.” Pues aquí tienen la prueba
más evidente e irrefutable de su aplicación.
¿A que no se habían imaginado que los trabajos
de los astrónomos aficionados podían llegar
a ser tan serios y formales?
A modo de despedida
Y bien, señores, hemos llegado al final. ¿Al
final? En absoluto. Nunca se llega al final. Tras
cada obstáculo que vayan salvando siempre se
abrirán nuevos proyectos interesantes en los que
ocuparse. Siempre quedan cosas por hacer. Quizá
el observador
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