Introducción
No cabe duda que los asteroides y cometas más
interesantes desde el punto de vista de las consecuencias que pueden tener para la Tierra
y sus habitantes, son los objetos que se pueden acercar a la Tierra: Near Earth Objects
(NEOs).
Afortunadamente la cantidad de estos objetos es mucho
menor que el número de asteroides del cinturón principal, no obstante, la mayoría de
estos cuerpos están por descubrir, estimándose que el número de NEOs conocidos con
tamaño inferior al kilómetro es de sólo el 1 %.
En la época anterior a las CCD (años 70 - 80) la
mayoría se descubrieron con los programas de búsqueda mediante cámaras schmidt: Eleonor
Helin, Eugene y Carolyn Shoemaker en Monte Palomar y R. MacNaught en el Observatorio
AngloAustraliano. La gran ventaja de estas cámaras es su gran campo, lo que permite hacer
extensos barridos de cielo. Con la incorporación de las cámaras CCD el panorama ha
cambiado, estas son mucho más sensibles que las placas fotográficas, y mucho más
cómodas de manejar, pero abarcan mucho menos campo. En la actualidad más del 90% de los
NEOs son descubiertos por uno de los tres equipos americanos dedicados a esta labor: El
SPACEWATCH en Kit Peak, El NEAT en Hawai y el LINEAR en Nuevo México, trabajando todos
ellos con CCD y telescopios de 1 m.
¿Qué papel juegan los observatorios modestos o
aficionados avanzados en el campo de estos objetos? Aunque muy pocos son descubiertos por
aficionados, estos y los observatorios modestos juegan un gran papel en cuanto a medidas
de posición que realizan, imprescindibles para el cómputo de buenas órbitas. Si miramos
las circulares electrónicas del MPC, donde se publican las medidas astrométricas,
observaremos que más de la mitad de los astrometristas habituales somos aficionados:
americanos, japoneses, australianos, italianos, checos, españoles y pocos más, pero
bastante asiduos. Se puede afirmar sin triunfalismos que los aficionados actualmente
jugamos un importante papel en la determinación de las órbitas de estos cuerpos, aunque
por los motivos que después explicaré, no contribuyamos significativamente a su
descubrimiento.
Las cámaras CCD
La razón de que los astrónomos aficionados y los
observatorios modestos hagan escasos descubrimientos de NEOs, debemos buscarla, más que
en el tamaño del telescopio, en las cámaras CCD. Estas cámaras son mucho más sensibles
que las emulsiones fotográficas, pero su área sensible es muy pequeña, sobre todo en
las cámaras de pequeño formato que usamos los aficionados. Las cámaras basadas en chips
grandes de más de 1000x1000 pixeles son excesivamente caras. Existen actualmente dos
tipos de cámaras CCD: las normales que tienen un rendimiento del orden del 40% en cuanto
a capacidad efectiva para captar fotones y las recientes back-illuminated que
llegan a un rendimiento del orden del 85%, abarcando además una zona del espectro
bastante más amplia, ver tabla 1. Pero el problema sigue siendo el mismo,
tienen un precio prohibitivo.
Tabla 1.
Magnitud
visible alcanzada con diferentes diámetros con cámaras CCD normales y de alta
sensibilidad o back-illuminated. Se puede observar que un 300 con cámara B-I alcanza la
misma magnitud que un 500 con cámara normal, con el ahorro (en dinero y en diseño) que
supone un 300 frente a un 500, aunque, obviamente el mismo 500 y B-I alcanza una magnitud
más.
A continuación indicaremos las características de
algunas cámaras interesantes o populares.
FORMATO PEQUEÑO
Basadas en el chip KAF-400:
6.9X4.6 mm
pixel de 9m (18m en modo binning)
768x512 pixels (384x256 en modo binning)
rendimiento cuántico normal
ST6:
8.6x6.5 mm
pixel de 23x27m
374x240 pixels
rendimiento cuántico normal
FORMATO MEDIO
Basadas en el chip KAF-1600:
13.8X9.2 mm
pixel de 9m (18m en modo binning)
1536x1024 pixels (768x512 en modo binning)
rendimiento cuántico normal
AP-7:
12.3x12.3 mm
pixel de 24m
512x512 pixels
rendimiento cuántico alto (back-illuminated)
FORMATO GRANDE
AP-6:
24.6x24.6 mm
pixel de 24m
1024x1024 pixels
rendimiento cuántico normal
AP-8:
24.6x24.6 mm
pixel de 24m
1024x1024 pixels
rendimiento cuántico alto (back-illuminated)
AP-4:
18.4x18.4 mm
pixel de 9m
2048x2048 pixels
Rendimiento cuántico normal.
Estimación del numero de NEOs
En un informe del Space Guard Fundations, de junio de
1992, se estima (basándose en el número de NEOs conocidos) que debe de haber más de
2.000 ECA (Earth Cross Asteroids) de más de 1 km, más de 9.000 mayores que 0.5 km y
posiblemente más de 300.000 mayores que 100 m. Aunque esta estimación es incierta,
actualmente se considera que que estos valores no difieren en más de un factor 2.
De acuerdo a este modelo para encontrar un
NEO de tamaño mayor que 0.5 km, llegando hasta la magnitud V=18, se debe barrer un área
de cielo de unos 160 grados cuadrados, para tener una probabilidad de éxito del 50%. Si
se llega a la magnitud V=20 el área de cielo que se debe barrer es de 25 grados
cuadrados, y 7 grados cuadrados si se alcanza la magnitud V=22. Evidentemente, llegando a
magnitudes más altas, además se conseguirían encontrar objetos de menor tamaño.
Extrapolando estos datos podemos confeccionar la siguiente tabla:
Tabla 2. campo que se debe barrer en grados cuadrados para encontrar NEOs mayores de
0.5 km con una probabilidad del 50% en relación con el diámetro del telescopio, con CCD
normal y back-illuminated, suponiendo un tiempo de exposición de 2minutos
Influencia de la focal del telescopio y
el tamaño del chip
Vamos a ver a continuación que la focal del telescopio (o
abertura relativa) y el tamaño del chip son los factores determinantes a la hora de
establecer una estrategia de búsqueda de NEOs. El análisis que viene a continuación es
aproximado ya que no se tendrán en cuenta algunas consideraciones como el hecho de
trabajar con un pixel más grande hace que el tiempo efectivo de exposición para los
objetos rápidos puede ser mayor, al igual que también lo es para focales más cortas, lo
que se traduce en un aumento de la probabilidad de detección de objetos rápidos.
Supongamos un telescopio de 300 mm a f/3.3 y un chip de
formato pequeño como el KAF-400, de 6.9x4.6 mm. En este caso el campo cubierto por una
imagen es de 16’x24’, ó 0.1ºcuadrado. Como se trata de un chip de rendimiento
normal se necesitaría barrer un campo de 160º cuadrados, es decir, 1600 imágenes.
El mismo telescopio equipado con un chip mayor como el
KAF-1600, cuyas dimensiones son 13.8x9.2 mm da un campo de 32’x48’, ó 0.4º
cuadrados, es decir cuatro veces mayor, por lo que obtendríamos la misma probabilidad de
éxito con una cuarta parte de imágenes, es decir, 400 imágenes.
Vamos a suponer ahora que equipamos el mismo telescopio
con un chip más sensible como el de las cámaras AP7 que es back-illuminated y tiene unas
dimensiones de 12.3x12.3 mm. El campo cubierto es de 42’x42’ ó 0.5º cuadrados.
Al tratarse de un chip de alto rendimiento el campo necesario para tener las mismas
probabilidades de éxito que con los anteriores es de 65º cuadrados, que se cubrirían
con tan sólo 135 imágenes. Una reducción muy importante en comparación a las 1600
iniciales.
Para ver como afecta el número f del espejo
(o abertura relativa), supongamos ahora un telescopio mayor, pero también de focal
considerablemente más larga, por ejemplo un 500 mm a f/5 equipado con una cámara AP7. El
campo de la imagen sería de 17’x17’ ó de 0.08º cuadrados; el campo a cubrir
con esta abertura (tabla 2) es de 25º cuadrados, lo que supone que se deberían realizar
310 imágenes, más del doble que en el caso anterior. En este punto hay que hacer notar
que al alcanzar una mayor magnitud habría una mayor probabilidad de encontrar objetos de
menor tamaño, siendo en este punto donde radica la ventaja de los telescopios mayores.
Tabla 3. Número de campos que se deben barrer con cada chip para tener una
probabilidad del 50% de descubrir un NEO mayor que 0.5 km. Conviene fijarse cómo afecta
la abertura relativa en cuanto al número de campos a barrer cuando se pasa de f/3.3 a
f/5. También es importante notar que para tener la misma probabilidad de éxito con una
ST6 que con el KAF-400 el número de campos a barrer es casi la mitad, aunque en ambos
casos es excesivo.
¿Cuántos NEOs se pueden
descubrir en un año?
En esta tabla observamos claramente que la probabilidad de
encontrar NEOs es un compromiso entre abertura, número f del telescopio, tamaño del chip
y rendimiento del mismo. Viéndose favorecidos los chips grandes y los telescopios
llamados rápidos (con números f pequeños). Como aspecto a destacar se observa que para
una cámara y número f dados, la probabilidad de descubrimiento es independiente de la
abertura, esto es así por que nos estamos refiriendo a objetos mayores de un tamaño dado
(0.5 km), como ya he señalado anteriormente con mayores aberturas como las utilizadas por
el NEAT, SPACEWATCH y LINEAR, se encuentran más objetos de menor tamaño.
También nos podemos preguntar sobre la probabilidad de
descubrir NEOs en un periodo de tiempo dado, por ejemplo un año, esta probabilidad
evidentemente dependerá del tiempo de observación efectivo que sea factible realizar en
el periodo considerado. Los equipos profesionales mencionados están situados en lugares
de observación privilegiados y se dedican exclusivamente a este trabajo, teniendo como
media unas 10-12 noches de observación por mes (el periodo entre cuarto creciente y
cuarto menguante no es efectivo para la búsqueda). En un observatorio pequeño no tenemos
las condiciones de observación tan buenas, ni las personas o equipos nos dedicamos
exclusivamente a esta tarea, por lo que podemos considerar como buena estimación unas 5
noches de observación por mes, y dado que las imágenes se deben repetir tres veces, el
número de campos por noche puede ser de 20 - 25.
Si ahora comparamos con los valores de la tabla 3 vemos
que con un chip pequeño como el KAF-400 o ST6 necesitaríamos varios años para encontrar
un NEO, (siempre pude sonar la flauta) pero esto explica porqué los aficionados descubren
tan pocos NEOs aunque sí contribuyen mucho en la determinación de órbitas de los que
descubren los equipos profesionales. Si consideramos la cámara ST8 (KAF-1600), la
situación mejora bastante esperando encontrar un NEO al año como promedio, usando claro
está telescopios muy abiertos. Si el programa se basa en la AP7 la situación mejora más
y cabe esperar que se encuentren de 2 a 3 NEOs por año como promedio. Con una cámara de
formato grande como la AP6 las expectativas mejoran ligeramente. Si por último
consideramos una cámara de formato grande y alta sensibilidad como la AP8 los resultados
anteriores se deben multiplicar por un factor 4, lo cual haría que este programa fuese
muy competitivo incluso en comparación con los grandes ya mencionados, estimando que se
podrían encontrar 1 ó 2 NEOs cada mes.
Como conclusión podemos decir que el mejor programa
podría ser el basado en un telescopio de 400-600 mm de abertura abierto a f/3 o f/4 como
mucho y cámara de formato grande como la AP8. Las cámaras ST8, AP6 y AP7 tienen un
precio parecido, pero la que daría un mejor rendimiento dado su tamaño sería la AP6 y a
continuación la AP7 que tiene un tamaño similar a la ST8 pero con un rendimiento
cuántico bastante superior. Referente a las cámaras de formato pequeño simplemente
decir que un programa dedicado exclusivamente a la búsqueda de NEOs basado en estas
cámaras no tiene mucho sentido, a no ser que se considere un subproducto de otro programa
como puede ser el de búsqueda de asteroides del cinturón principal.
El tamaño del pixel y la
resolución
Un aspecto que también se debe tener en
cuenta es el tamaño del pixel. Una cámara basada en un pixel grande (alrededor de 20 mm)
como las mencionadas (las KAF deben usarse en modo binning x2), son más sensibles, pero
tienen menos resolución, es decir, en astrometría se obtendrán unos resultados menos
precisos, pero dado que buscamos objetos muy débiles nos interesa que sean muy sensibles,
como siempre se debe establecer un compromiso entre resolución y sensibilidad. Una buena
escala suele ser de 1 ó 2 segundos de arco/pixel. En la tabla 4 están indicadas las
escalas correspondientes a cada combinación telescopio-cámara.
Tabla 4. Escala de la
imagen expresada en segundos de arco/pixel en función del telescopio y de la cámara.
* La escala se refiere al modo
binning
** Este telescopio es una cámara Schmidt.
Si nos basamos en el criterio de 1-2 segundos de
arco/pixel, vemos en la tabla 4 que se cumple en muy pocos casos y en los que se cumple
son los menos favorables como ya se ha visto anteriormente, pero este criterio es
simplemente orientativo y el alejarse un poco de él no significa que la astrometría
realizada sea de baja calidad, prueba de ello es que con una escala de 3.7 segundos de
arco/pixel hemos realizado más de 1000 medidas astrométricas de asteroides del cinturón
principal, cometas y NEOs y todas han cumplido los estrictos criterios de calidad exigidos
por el MPC. Ahora bien el valor de 3.7 no debe ser superado en mucho.
El último telescopio de las tablas 3 y 4 es una cámara
Schmidt, que dada su focal corta de 800 mm tendría la ventaja de dar un gran campo con
muchas de las cámaras mencionadas, pero igualmente una escala muy grande. Con los chip
KAF la resolución astrométrica no se vería muy penalizada, ya que la escala sólo es
ligeramente superior a los 3.7 con que se trabaja actualmente. Con los chips AP la escala
de 6.2 segundos de arco/pixel es muy grande y previamente se deberían realizar pruebas
con una focal equivalente.
En lo que respecta a los Schmidt-Cassegrain, estos
consiguen aumentar su abertura relativa con el reductor de focal f/3.3. Con chips grandes
el viñeteo sería excesivo y posiblemente la calidad óptica disminuiría lo cual
afectaría negativamente a la astrometría, posiblemente la KAF-1600 y la AP7 serían
útiles, pero no las AP6 y AP8.
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