11.1: Introducción a la Astrometría Fotográfica

La astrometría es el arte y la ciencia de medir posiciones de objetos celestes, y de hecho el primer paso para determinar la órbita de un nuevo asteroide o cometa es obtener un conjunto de buenas posiciones astrométricas. Durante gran parte del siglo XX, la mayoría de las posiciones astrométricas se determinaron fotográficamente, aunque las mediciones del círculo de tránsito fueron (y siguen siendo en algunas aplicaciones) importantes. Una placa o película fotográfica se hornearía durante varias horas en un horno en una atmósfera de hidrógeno seco y nitrógeno. Se sabía que esta “hipersensibilidad” aumentaba la sensibilidad de la emulsión en exposiciones largas. La película se expondría entonces a través de un telescopio a una zona del cielo que contenía el asteroide. Una hora más tarde, se expondría una segunda fotografía, presumiblemente el asteroide habiéndose movido ligeramente entre las exposiciones. Los tiempos de exposición serían de varios minutos a una hora o incluso más, y el telescopio tuvo que ser guiado cuidadosamente a lo largo de la larga exposición. Después de la exposición, la película tuvo que ser desarrollada en una solución química en una habitación oscura, luego “fijada” en otra solución, lavada con agua corriente y colgada para que se secara. Después de estos procedimientos, que tardaron algunas horas, se pudo iniciar la preparación para la medición. Lo primero que hay que hacer sería identificar el asteroide. (En palabras de la señora Beecham, “Primero atrapa tu liebre”.) Para ello, las dos fotografías se verían rápidamente una tras otra con un comparador de parpadeo (en cuyo caso el asteroide se movería de un lado a otro) o se verían simultáneamente con un estereocomparador (en cuyo caso el asteroide parecería estar suspendido en el aire por encima de la película). A continuación, habría que identificar una serie de estrellas de comparación. Esto se haría consultando un catálogo de estrellas y trazando laboriosamente las posiciones de las estrellas en una hoja de papel y comparando el patrón con lo que se vio en las fotografías.

Cada fotografía se colocaría entonces en un “motor de medición”, o microscopio de medición de dos coordenadas, y se medirían las\(y\) coordenadas\(x\) - y -de las estrellas y el asteroide. Se realizarían cálculos tediosos para convertir las mediciones a ascensión recta y declinación. Los resultados de este proceso, que normalmente tardarían varias horas, serían luego enviados por correo al Minor Planet Center de la Unión Astronómica Internacional en Cambridge, Massachusetts.

A partir de principios de la década de 1990, la astrometría fotográfica comenzó a ser reemplazada por la astrometría\(\text{CCD}\) (dispositivo de carga acoplada), y hoy casi ninguna astrometría se realiza fotográficamente,\(\text{CCD}\) habiéndose apoderado más o menos completamente. Todo el mundo sabe que la eficiencia cuántica de a\(\text{CCD}\) es muy superior a la de una emulsión fotográfica, por lo que ahora se puede imaginar asteroides mucho más débiles y con exposiciones mucho más cortas. Pero eso es sólo el comienzo de la historia —la\(\text{CCD}\) y otras tecnologías modernas han cambiado por completo la forma en que se lleva a cabo la astrometría. Por ejemplo, vastos catálogos que contienen las posiciones de cientos de millones de estrellas débiles se almacenan en archivos de computadora, y la computadora puede comparar automáticamente las posiciones de las estrellas en su catálogo con las imágenes de estrellas en el\(\text{CCD}\); así el laborioso proceso hasta ahora de identificar el estrellas de comparación se lleva a cabo de forma automática y casi instantánea. Además, no hay ninguna medida por hacer —cada imagen estelar ya está sentada sobre un píxel particular (o grupo de píxeles), y todo lo que se tiene que hacer es leer qué píxeles contienen las imágenes estelares. Las mediciones posicionales se completan inherentemente tan pronto como\(\text{CCD}\) se expone. Las mediciones posicionales (de docenas de estrellas en lugar de una mera media docena) se pueden transferir automáticamente a un programa de computadora que realiza los cálculos trigonométricos necesarios para convertirlas en ascensión y declinación correctas, y los resultados pueden ser enviados automáticamente por medios electrónicos correo al Centro Planeta Menor. Todo el proceso, que antes llevaba muchas horas, ahora se puede hacer en menos de un minuto, con una precisión mucho mayor que antes, y para objetos mucho más débiles.

¿Por qué, entonces, querrías alguna vez leer un capítulo sobre astrometría fotográfica? Bueno, tal vez no lo hará.Después de todo, para convertir sus observaciones en ascensión y declinación correctas hoy, una sola tecla en el teclado de su computadora lo hará todo. Pero esto se debe a que alguien, en algún lugar, y por lo general una persona muy anónima, ha escrito para ti un programa informático altamente eficiente que lleva a cabo todos los cálculos necesarios, para que puedas hacer astrometría útil aunque no conozcas la diferencia entre un seno y un coseno. Por lo tanto, probablemente puedas eludir este capítulo de manera segura.

Sin embargo, para aquellos que deseen plod a través de él, este capítulo describe cómo convertir las mediciones posicionales en una película fotográfica (o en un CCD) a ascensión y declinación correctas —un proceso que se lleva a cabo mediante un software informático moderno, aunque no lo desconozcas. Gran parte de este capítulo se basa en un artículo del autor publicado en el Journal of the Royal Astronomical Society of Canada\(\textbf{76}\), 97 (1982), y tal vez quiera consultarlo con la esperanza de que lo haya dejado claro ya sea en un lugar u otro.