Estrellas dobles y múltiples con CCD

2. Sistemas dobles cerrados
3. Sistemas múltiples
4. Conclusión

Uno de las trabajos que actualmente el aficionado tiene más abandonado (aunque en el pasado no fue así) es el seguimiento, estudio y búsqueda de estrellas dobles y múltiples. Con la misión de buscar el poder resolutivo práctico de mi SBIG ST-4, acoplada a un catadióptrico SC-203 mm de abertura con 2 metros de focal, además de para estudiar objetivamente estos sistemas estelares, he realizado una larga serie de observaciones de estrellas múltiples que expongo aquí brevemente. Cosa curiosa: si de mi ponencia en estas Jornadas, en 1996, nació mi obra "Astronomía Planetaria con CCD", de este artículo verá la luz próximamente mi libro "Estrellas dobles y múltiples con CCD".

Desde 1993 dispongo de una CCD de la casa SBIG, modelo ST-4, quizá una de la primeras que funcionó en Cáceres para el estudio de planetas primero, y estrellas dobles o múltiples posteriormente; con ella he realizado un montón de estudios planetarios, campo en el cual me he especializado desde 1979, aunque sin descuidar otras parcelas interesantes de la Astronomía como objetos de cielo profundo (estrellas dobles o múltiples, nebulosas, cúmulos, galaxias o quasares).

Nada más adquirir el instrumento busqué los límites del conjunto telescopio-cámara, observando para ello estrellas múltiples: en el verano de 1996 y 1997, aprovechando noches de muy buena estabilidad atmosférica, repetí una gran parte de aquellas imágenes con la intención de observar algunos pequeños cambios en los sistemas estudiados; algunos son estrellas binarias ópticas (sistema de mera perspectiva, sin relación física entre ellas), en las cuales no se ha detectado en los últimos decenios (e incluso siglos) cambio alguno, otras son parejas de período largo o muy largo, por lo cual no es fácil apreciar de manera significativa una variación en sus parámetros.

Desde que Herschel, en 1779, iniciase de modo serio la observación de estrellas múltiples, se vienen realizando numerosos trabajos en este campo, interesante desde el punto de vista de la Mecánica Celeste porque permite medir, de modo bastante preciso, las masas estelares.

Cuando observamos con un buen telescopio una estrella múltiple (mal llamadas dobles, porque esto nos excluye todas las estrellas con tres o más componentes, como el Trapecio en el seno de M 42) reparamos en la presencia de un astro brillante (estrella primaria), otro de brillo similar o más reducido (estrella secundaria) e incluso otras estrellas (terciaria, cuaternaria…) de brillo menor; vemos que entre la primaria y la secundaria existe una separación, distancia que se mide en segundos de arco (") y, partiendo del Norte en sentido Este-Sur-Oeste, podemos determinar qué angulo existe entre la principal y la secundaria: el ángulo de posición (AP) medido en grados. Estos dos parámetros nos definen una buena parte de la información del sistema múltiple; interesante es medir también el color de los componentes, algo siempre más subjetivo y que está sujeto a la agudeza visual cromática del observador o al empleo de métodos objetivos (fotografía clásica o con una CCD y filtros fotométricos).

(epsilon) Lyrae.

Una cámara SBIG modelo ST-4 acoplada a un SC-203 mm, con una focal de 2 metros, es capaz de resolver a foco primario estrellas múltiples de 3" en condiciones favorables: esto quiere decir que las componentes no han de tener un brillo tan elevado que cualquier integración sature el chip o que la diferencia de brillo entre ellas no ha de ser exagerada; si las componentes del sistema múltiple tienen una magnitud inferior a la 6ª una integración de 1 segundo satura ya la capacidad del chip, necesitando exposiciones más reducidas o el empleo de un filtro de color; si la estrella primaria tiene magnitud 8ª y la secundaria magnitud 12ª la diferencia de 4 magnitudes entre ellas obliga a prolongar el tiempo de integración: la estrella principal saldrá sobreexpuesta y la secundaria correctamente expuesta.

Un buen ejemplo de lo dicho lo encontramos en gamma Bootis: la primaria es de magnitud 3ª y la secundaria, situada a 33", es de magnitud 12ª: la diferencia entre ellas es de 9 magnitudes y la captura muy difícil; en tau Bootis pasa lo mismo: una primaria de magnitud 4,5ª y una secundaria de magnitud 11,5ª a 5,4" con AP 7° (1958). En las binarias más abiertas una focal de 2 metros basta mientras que en las más cerradas, incluso con 4 metros, tenemos dificultades si la noche es algo turbulenta: en estos ejemplos se aprecia lo dicho para epsilon Lyrae a la derecha (2,3") y Cor Caroli (alfa Canes Venatici), de 20", a la izquierda. Se puede ver claramente que la resolución no es idéntica entre ellas.

Para sistemas múltiples con separaciones inferiores a 3" la resolución ya no es total, no se aprecia el hueco entre astros, salvo que se incremente la distancia focal a 4 ó más metros, se disponga de cielos poco turbulentos, se trabaje con tiempos de integración cortos y se empleen filtros. La diferencia de color (temperatura superficial estelar) es también un problema que puede solventarse de modo parcial: si tenemos un sistema múltiple en el cual la primaria es azul y la secundaria roja, intercalando un filtro rojo en el camino óptico conseguimos que la primaria aparezca con un brillo menor que la secundaria reduciéndose la diferencia de magnitud entre ellas; una primaria gigante roja y una secundaria azul pueden igualar sus brillos con el empleo de un filtro azul o violeta. Como es natural estos filtros no deben dejar pasar la parte infrarroja del espectro, algo muy frecuente en los filtros usuales del mercado; el empleo del filtro NR-400F con los anteriores resuelve el problema.