El Observador de Estrellas Dobles

píxel). La expresamos en valor angular utilizando
esta fórmula:
donde F es la distancia focal en milímetros, p es el
tamaño de un píxel en micras, y el resultado, e,
viene expresado en segundos de arco.
Los algoritmos de cálculo de los centroides
se dividen en dos grandes familias: los que
miden directamente la imagen (utilizando funciones
geométricas y\o estadísticas) y los que ajustan
un modelo matemático a la imagen. Las imágenes
obtenidas sobre el cielo raramente se asemejan
a los modelos teóricos y en ambos casos los
algoritmos son tanto más fiables cuanto más
grande sea la cantidad de datos a entrada. Es evidente,
entonces, que cuanto más fina sea la escala
de imagen, mejor será la precisión de la medida.
Podríamos deducir de ello que basta con
agrandar mucho la imagen para obtener sistemáticamente
buenas medidas, sin embargo y por
desgracia, no es una cuestión tan simple y existe
un límite, que raramente podremos superar. Este
límite está directamente ligado a la capacidad de
resolución espacial del instrumento y se constata
que ésta responde aproximadamente al teorema
de Nyquist. Adaptado al registro de imágenes y en
pocas palabras, este teorema nos señala que si
queremos explotar plenamente nuestro instrumento,
la escala de imagen debe ser como máximo
la mitad del poder de resolución. Su expresión
matemática en segundos de arco por píxel es:
que en la práctica se puede simplificar por
La distancia focal correspondiente en función de
la cámara utilizada será, por tanto:
Más allá de estos valores nos encontramos
enfrentados con otros problemas –falta de
luz, puesta a punto difícil o incluso imposible,
calidad del seguimiento horario, etc.- que no permiten
mejorar más la precisión de la medida y
que eventualmente pueden degradarla. Todo lo
dicho es puramente teórico y solo la experimentación
permite encontrar el verdadero límite donde
un buen instrumento pueda sostener la mejor
escala de imagen. Los sensores en color que equipan
a ciertas cámaras provocan una pérdida de
resolución y será generalmente interesante utilizar
un muestreo más idóneo que estos valores
teóricos:
La regla que hay que retener es: ¡utilice la
distancia focal más larga que usted pueda dominar!
La elección juiciosa de la distancia focal es
uno de los mejores medios y, seguramente el más
sencillo, de aumentar la precisión de sus medidas.
La precisión se verá limitada simplemente a causa
de una sub-escala de placa.
Podemos modificar la distancia focal de
un instrumento utilizando una lente de Barlow,
un ocular o un reductor de focal. ¡Como acabamos
de ver, el reductor de focal es un accesorio que
usted puede poner a la venta si se dedica solamente
a medir estrellas dobles! La lente de Barlow
amplía la distancia focal del instrumento, y
está optimizada para procurar un factor de aumento
dado (2x, 3x,…). Este aumento está ligado
directamente a la distancia que separa la Barlow
del sensor. Si esta distancia cambia, el aumento
también cambia:
Una Barlow diseñada para producir un
factor de aumento de 2x puede ser utilizada hasta
3x, pero raramente más allá de este límite. Si se
requiere un aumento más grande, podemos montar
dos Barlows en serie. Aunque se trata de un
montaje embarazoso y no siempre fácil para ajustar,
sí es ópticamente correcto. En este caso los
aumentos de las dos Barlows van a multiplicarse.
La proyección por ocular es también una buena
solución para obtener muy altos aumentos:
Por razones de concepción (curvatura de
campo), el ocular debe ser utilizado en proyección
únicamente para aumentos a 6x. Cualquiera que
sea la opción elegida siempre hay que verificar
meticulosamente que el montaje no engendre
aberraciones. Una comprobación elemental consiste
en hacer series de imágenes de la misma pareja
colocándola en diferentes lugares sobre el
sensor reduciendo por separado cada una de las
tandas de imágenes. El proceso puede repetirse de
nuevo cambiando la orientación de la cámara 90°.
el observador
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