e-Book PDF - Universidad de La Punta (ULP)

Además, biológicamente, el funcionamiento del ojo está limitado a la porción del espectro
electromagnético donde es sensible (la zona visible, cuya radiación nosotros llamamos luz) y
sus propiedades funcionales, fisiológicas, varían de persona a persona, cambian con la edad
y hasta se modifican según las horas del día. Por lo tanto, una estimación de la magnitud de
una estrella hecha a ojo desnudo es, hoy por hoy, en términos científicos, inaceptable.
Ahora bien, por otra parte, el procedimiento de medición de las magnitudes estelares
no ha cambiado sustancialmente. Igual que en sus inicios, se necesita comparar el brillo de
una estrella de la que se quiere conocer su magnitud visual con los brillos de otra u otras,
cuyas magnitudes son conocidas perfectamente. Este segundo grupo de astros con magnitud
bien determinada, decimos que está formado por estrellas estándares, estrellas patrones,
o bien, estrellas de calibración (porque permiten la comparación con otras, cuya magnitud
se desconoce).
Pero, en cambio, lo que se modificó de forma significativa es el método aplicado a este fin.
Antiguamente, el observador estimaba magnitudes estelares estrella por estrella. Por
ejemplo, por comparación visual con estrellas de magnitudes conocidas o con una fuente
artificial de luz (ambas técnicas son muy pobres en precisión), o bien, hasta mediados de la
década de 1980, empleando un fotómetro fotoeléctrico ( 1 ) que ya es un procedimiento más
preciso y confiable.
De cualquier forma, se trató siempre de un trabajo tedioso que insumía muchísimas
horas de observación y que, además, producía resultados pobres en cantidad de estrellas
observadas o, aún peor, pobres en número y calidad, dependiendo drásticamente del método
empleado.
El uso de métodos fotográficos significó un gran avance para la fotometría, ya que sobre
una placa podían registrarse los brillos de varias estrellas simultáneamente, incluso aquellas
que servían de comparación (calibración) y determinar magnitudes de cientos o miles de astros
en una sola noche de observación. Sin embargo, rara vez las magnitudes estimadas de esta
forma fueron todo lo precisas que se requería, especialmente entre las estrellas más débiles.
Afortunadamente, a mediados de los ochenta, en el siglo XX, surgieron unos detectores
especiales, denominados “dispositivos de acoplamiento de carga” (CCD) que revolucionaron
la tarea observacional en Astronomía. Ese tipo de dispositivo de estado sólido, provee:
1) alta precisión en la medida de la cantidad de luz recibida de una estrella u otro cuerpo
celeste,
2) almacenamiento digital de los datos (por ejemplo, en forma de matrices numéricas),
3) tratamiento inmediato de los datos con métodos matemáticos, y
4) posibilidad de determinar las magnitudes exactas de varios miles de estrellas en una
sola observación, incluyendo las estrellas más débiles detectables por el telescopio que se use,
en una única etapa de procesamiento.
1 Se trata de instrumentos que funcionan con una célula que transforma la luz recibida de una estrella, por
ejemplo, en impulsos eléctricos. Esas corrientes pueden medirse con bastante exactitud y así, la luz recogida
queda registrada como un número equivalente a la cantidad de fotones que incidieron en la célula.
100 | Horacio Tignanelli