Capítulo 4











Observaciones realizadas con el Telescopio Reflector + CCD

Objetos observados

Una vez instalada la cámara CCD en el Telescopio Reflector de La Plata, se comenzaron a realizar observaciones de distinta índole a fin de verificar las posibilidades de su uso en investigaciones que requieren de observaciones astronómicas. En julio de 1994 y a modo de prueba, las observaciones, estuvieron enfocadas hacia Júpiter, con motivo del impacto del cometa Shoemaker-Levy 9. Se obtuvieron numerosas imágenes (ver Imagen 2.1) en las cuales podían apreciarse notablemente los resultados de los impactos como manchas oscuras sobre la superficie gaseosa de Júpiter.
Posteriormente, se comenzó con un programa de observación de la estrella Wolf-Rayet HD5980 en la Nube Menor de Magallanes, cuya curva de luz fue publicada en 1996. Las observaciones de HD5980 continuaron hasta 1997. Se realizaron además observaciones de otros objetos como la estrella pulsante de corto periodo SX Phoenicis, la nebulosa planetaria IC418 con su estrella central y la binaria eclipsante TU Muscae, cuyos resultados se presentarán a continuación. Otras variables fueron observadas pero los datos no han sido reducidos aún.
Además se hicieron observaciones en campos de estrellas standard para analizar la posibilidad de efectuar fotometría absoluta en el Observatorio de La Plata.

A lo largo de todas las observaciones han participado numerosos investigadores y estudiantes de la carrera de Astronomía de la Fac. de Cs. Astronómicas y Geofísicas, quienes asistieron de manera comprometida, colaborando durante las mismas. Entre 1994 y 1995 las observaciones de HD 5980 estuvieron a cargo de un grupo de observación constituido por: Barbá, R.H.; Baume, G.L.; Bosch, G.L.; Cellone, S.A.; Feinstein, C.; Fernández Lajús, E.; Méndez, R.M.; Morrell, N. En 1996 y 1997 las observaciones de HD 5980 fueron realizadas por: Baume, G.L.; Fernández Lajús, E.; Gamen, R.; Morrell, N. En las observaciones de SX Phe han participado Fernández Lajús, E.; Gamen, R.; Giorgi, E.; Hägele, G.; Sosa, A. y en las de TU Mus: Duronea, N.; Fernández Lajús, E.; Folatelli, G.; Gamen, R.; Giorgi, E.; Hägele, G. Todas las observaciones de IC418 y de estrellas standards fueron hechas por Fernández Lajús, E.

Con excepción de las observaciones publicadas de HD5980 de 1994 y 1995, todas las observaciones presentadas en este capítulo estuvieron a cargo del autor de este trabajo, así como las reducciones, mediciones e interpretaciones de las observaciones.

HD 5980

HD 5980 (AR2000 = 1h 01m 40s, d2000 = -72° 11') es una binaria eclipsante con espectro del tipo Wolf-Rayet, perteneciente a la Nube Menor de Magallanes. Esta binaria tiene un periodo orbital de 19.266 días. A mediados de 1994 la estrella aumento rápidamente de brillo y el espectro WR cambió rápidamente al de una Variable Luminosa Azul, motivo por el cual se comenzaron a realizar observaciones fotométricas con el Telescopio Reflector del Observatorio de La Plata.
Se obtuvieron imágenes CCD directas de HD 5980 durante 75 noches entre noviembre de 1994 y noviembre de 1997. Debido a la magnitud de esta estrella, la ganancia del CCD fue puesta en 12.5 e-/ADU y los tiempos de exposición típicos fueron de 60 seg. Durante cada noche se adquirieron al menos 10 imágenes. Afortunadamente, el campo del CCD incluía tanto a HD 5980 como a la estrella cercana Sk 80 (V = 12m.35) de tipo Of. Esta última presenta un brillo casi constante, de modo que se utilizó como estrella de referencia. Dado que oportunamente no se disponía de los filtros adecuados, se trabajo en luz blanca. El pasabanda resultante de la combinación "Telescopio Reflector + CCD" resultó similar a las bandas integradas V y R de Johnson.

 
 

Imagen. 4.1. Imagen de HD 5980 tomada la noche del 21-22/11/1997, con una exposición de 100 seg, en ganancia 4 y procesada por bias y flatfield. HD 5980 es el objeto más brillante. La estrella que le sigue en brillo arriba a su derecha es SK80 utilizada como comparación. El resplandor observado abajo a la derecha de la imagen se debe al cúmulo estelar NGC 346. A pesar de haber sido corregida por flatfield, la imagen presenta aún algunas irregularidades debidas a granos de polvo.

Las imágenes adquiridas entre 1994 y 1995 fueron procesadas y medidas por los Dres. R. H. Barbá y S. A. Cellone mediante fotometría de apertura con el paquete APPHOT de IRAF. Cada imagen fue corregida por bias y flat-field y luego fueron combinadas para obtener una imagen con mejor relación señal ruido. Una vez determinadas las magnitudes instrumentales de HD 5980 y de Sk 80 a partir de la imagen resultante, se obtuvo la magnitud relativa Dm =  para esa noche.

Fig. 4.1. Curva de luz de HD5980. La línea representa una aproximación de observaciones visuales y el cuadrado corresponde a un valor de V medido por Barbá et al. (1995). Los círculos fueron obtenidos con el telescopio reflector. Los puntos llenos negros corresponden a observaciones realizadas en 1994 y 1995 y reducidas con APPHOT. Los círculos huecos fueron reducidos con el macro PHOT de observaciones de 1996 y 1997.

a b

Fig. 4.2. a) Una vista más detallada de las observaciones de 1994 (Cellone et al. 1996). b) Observaciones realizadas en 1996. Las barras horizontales corresponden a distintas medidas de una misma noche y los puntos negros al promedio de ellas.

Las observaciones posteriores, realizadas entre Noviembre de 1996 y Noviembre de 1997 fueron medidas con fotometría de apertura utilizando la curva de crecimiento mediante el macro PHOT de PMIS. En esta oportunidad las imágenes no fueron reducidas por bias ni flat-field, debido a que las imágenes bias y flat-field originales se perdieron. Las imágenes de cada noche también fueron convenientemente combinadas tomando una imagen promedio de varias de ellas, resultando por cada noche entre 1 y 3 medidas de DM.

Todos los valores obtenidos se grafican en la Fig. 4.1 en función del día juliano para el instante de la observación. La curva de luz resultante está complementada por una aproximación dibujada de las observaciones visuales publicadas por Bateson & Jones (1994) y una medida de la magnitud V obtenida por Barbá et al. (1995). En las figuras siguientes se muestra en forma más detallada la curva de luz en rangos temporales más reducidos. La Fig. 4.2.a corresponde a observaciones de 1994 (Cellone et al. 1996) y la Fig. 4.2.b a observaciones de 1996.
 

SX Phoenicis

SX Phoenicis (HD = 223065, AR2000.0 = 23h 46m 32s, d2000.0 = - 41 34' 53", V = 6.76 - 7.53, <V> = 7.15, T.E. A5-F4) es una estrella pulsante multimodal de corto periodo, prototipo del grupo de variables SX Phe, que suelen encontrarse aisladas o en cúmulos globulares. Estas estrellas están caracterizadas por su corto periodo P = 0d.03 - 0d.08, son pobres en metales, con amplitudes de variación de brillo típicas de 0m.3 a 0m.7. Se las suele denominar "cefeidas enanas" junto con las variables d Scuti de gran amplitud, las cuales presentan variaciones similares en brillo y temperatura, aunque son más ricas en metales. La variabilidad de SX Phe fue descubierta en 1952 y es de particular interés por ser la más brillante de su tipo, estar a altas latitudes galácticas b = - 70°.4 y tener una paralaje medible p = 0".026 ± 0".007. Además es una variable de doble modo, con frecuencias f1 = 18.1938 c/d (P1 = 0.05496 d) y f2 = 23.3818 c/d (P2 = 0.04277 d) correspondientes al modo fundamental y al primer armónico de pulsación radial (Kim et al 1993). Se conocen otras 16 frecuencias en las variaciones de brillo de SX Phe que son armónicos o combinaciones de las dos frecuencias f1 y f2.
Debido al brillo y corto periodo de SX Phe, se realizaron observaciones de esta variable con el Telescopio Reflector entre el 20 de octubre y el 1 de noviembre de 1997 con el objeto mostrar el rango de variabilidad detectable con el instrumento. Las imágenes obtenidas en luz blanca fueron medidas con el macro PHOT, pero no fueron comparadas con ninguna estrella debido a que no aparecía ninguna en el mismo campo de las imágenes. Debido a la corta escala de tiempo de las variaciones resultaría inútil cambiar el campo para obtener imágenes de comparación. Por lo tanto no se trata de fotometría diferencial.
a

b

c

d

Fig. 4.3. Curvas de luz de SX Phe.
 
 
 
 
 

Fig. 4.4. Se muestra a modo de comparación las observaciones obtenidas con filtro "y" por Kim et al. (1993). La línea continua corresponde a un ajuste de las observaciones a una solución calculada a partir de un análisis de Fourier.

Las medidas de cada gráfico corresponden a intervalos de tiempo breves (menos de 3 horas) y no deben tomarse como valores absolutos sino como simples valores instrumentales sin corrección por extinción.

Las curvas de la Fig. 4.3 representan la magnitud instrumental registrada en función del tiempo. Los ceros para las distintas curvas no coinciden.

La Fig. 4.4 corresponde a las observaciones de Kim et al (1993) y se presenta para comparación con las observaciones realizadas desde La Plata. Por ejemplo, puede notarse claramente la similitud de la curva de la Fig. 4.3d con las primeras oscilaciones de la curva inferior izquierda de la Fig. 4.4.

 

IC 418

IC 418 (AR2000.0 = 05h 27m 28.2s, d2000.0 = -12° 41' 50".86) es una nebulosa planetaria cuya estrella central HD 35914 es una de las pocas con magnitud aparente visual más brillante que 10. Se sabe que HD 35914 exhibe dos clases distintas de variabilidad, una irregular con una escala de tiempo de días y variaciones cíclicas con una escala de tiempo de 6.5 horas, las cuales no son exactamente periódicas.

Imagen 4.2. Exposición de IC 418 con filtro V. Puede apreciarse la estrella central HD 35914 y la nebulosa a su alrededor con un diámetro aproximado de 50 pixels (» 15" arco).

En octubre de 1998 se realizaron observaciones fotométricas de IC 418 relativas a la estrella de comparación HD 35734 (AR2000.0 = 05h 26m 16.0s, d2000.0 = -12° 52' 26".48), la misma que ha sido utilizada en investigaciones anteriores (Méndez, 1983, 1986). Otras dos medidas aisladas fueron adquiridas en diciembre de 1998 y enero de 1999. HD 35734 es una estrella de magnitud 9 de tipo espectral A0V y no se conoce que presente variabilidad al menos dentro de la precisión empleada. Dado que se encuentra a una distancia angular de 20.5' de arco de IC 418, ambos objetos debieron ser registrados en imágenes diferentes.

Todas las imágenes fueron adquiridas con el filtro V, con la cámara en opción de ganancia 4. Los tiempos de exposición típicos para ambos objetos fueron de 40 seg.

En los perfiles de intensidad de IC 418 (fig. 4.5), el pico central corresponde a HD 35914. La meseta a su alrededor se debe a la nebulosa y presenta un diámetro aproximado de 50 pixels (» 15"). Por esto, se ha tomado un anillo interno de 50 pixels con un ancho de 20 pixels para medir el cielo. Los radios de abertura considerados para la determinación de la magnitud fueron 50, 60 y 70 pixels. Con estos mismos parámetros han sido medidas las imágenes de la estrella de comparación.

Imagen 4.3. Carta de identificación de la Nebulosa Planetaria IC 418 y su estrella de comparación HD 35734. La carta cubre un área aproximada de 1° x 1°. Centro de la carta: AR2000.0 = 5h 26m, d2000.0 = -12° 58'.

Fig. 4.5. Perfiles de intensidad de IC 418. El pico central corresponde a HD 35914. La nebulosa corresponde a un decaimiento más suave alrededor del pico mostrando un diámetro aproximado de 50 pixels (» 15").

Fig. 4.6. Curva de crecimiento obtenida de una imagen de IC 418. Las abscisas dan el número de diafragma. Para obtener el radio de abertura en pixels debe multiplicarse el número de diafragma por 5.

Dado que IC 418 y HD 35734 no coinciden en el mismo campo del CCD, se tomaron durante la observación varios grupos de cinco imágenes para cada objeto, precediendo y sucediendo a cada grupo de IC 418 con grupos de imágenes de comparación. Promediando las imágenes de cada grupo se obtuvieron las magnitudes relativas que están representadas en la fig. 4.7 por "-". Los promedios de cada noche de estas cantidades están señalados por un círculo negro en el mismo gráfico.

Fig. 4.7. Magnitud relativa de IC 418 - HD 35734. Los puntos negros señalan el promedio de las medidas individuales realizadas durante cada noche indicadas con un guión "-".

La dispersión de puntos se deben en parte a variaciones erráticas del brillo aparente tanto de la estrella de comparación como de IC 418, seguramente por variaciones atmosféricas locales. De modo que cualquier variabilidad inherente a la nebulosa queda enmascarada en estas variaciones. Sin embargo, puede verse que el brillo medio de IC 418 es alrededor de 0.2 magnitudes mayor que el de HD 35734. Una nueva medida realizada la noche del 16 al 17 de enero de 1999 dio una magnitud relativa media de -0m.21. Tomando V = 9m.1 para HD 35734, se obtiene para IC 418 V » 8m.9.

Esto no coincide con los datos fotoeléctricos y de fotometría CCD de IC 418 encontrados en la literatura donde V varía entre 9.8 y 10 magnitudes (Handler, 1997). Observaciones fotoeléctricas anteriores realizadas con filtro y del sistema de Strömgren (Méndez, 1986) indican y entre 9.53 y 9.65 (yHD 35734 = 9.05). Una posibilidad respecto a esta diferencia en brillo, podría ser que el filtro V presente alguna "fuga" que permita el traspaso de las líneas de emisión nebulares de OIII en l 5007 Å, ubicadas del lado en que la curva de transmisión del filtro V debe tener la mayor pendiente. De no ser así, sería conveniente verificar con observaciones desde otro sitio si esta diferencia de brillo es propia de IC 418.

TU Muscae

Durante junio y julio de 1997 y desde febrero hasta julio de 1998 se realizaron observaciones de la binaria eclipsante TU Mus con el fin de intentar reproducir con CCD la curva de luz fotoeléctrica (Fig. 4.11) ya publicada en la literatura por AG75 y comprobar la capacidad del instrumental para la realización de fotometría diferencial. En 1997 se comenzó a tomar imágenes con luz blanca, pues no se disponía aún de filtros. En 1998, se continuaron las observaciones en luz blanca incorporando la adquisición de imágenes con filtro V.
TU Mus fue descubierta como binaria eclipsante a fines de la década de 1920 por Oosterhoff, P.T. (1928, 1930). Sus elementos orbitales precisos fueron calculados a partir de las observaciones de doble espectro y fotoeléctricas por AG75, algunos de ellos mejorados con observaciones espectroscópicas en el UV (SLKP 95). TU Mus tiene un periodo de » 33h.3. A partir de su inclinación i = 76°, quedan determinadas las masas de sus componentes en 17.2 y 10.8 M¤ (SLKP 95), aunque estos valores están en discordancia con los obtenidos por AG75 de 23.5 y 15.8 M¤. Su curva de luz (Fig. 4.11), comparada con modelos numéricos indica que se trata de un sistema binario de contacto con órbita prácticamente circular. TU Mus se destaca además por ser una de las binarias conocidas de tipo espectral más temprano O8.5V (Walborn 1982). Su distancia ha sido determinada a partir de los datos fotométricos y espectroscópicos, suponiendo una absorción visual de 1m.2. Se presentan en la tabla algunos datos de TU Mus

 
 
 
 
AR2000.0 11h 31m 11s
d2000.0 - 65 44' 32"
-4°
295°
PPM  628579
HD  100213
SAO  251436
HIP (HIC)  56196
V (mag) 8.17 - 8.75
T.E.  O8.5V (O7.8+o8.2)
2.2 kpc
P (días) 1.3872833 
76°
V0 (km/seg) - 12.7

La estrella de comparación utilizada (AR2000.0 = 11h 32m 42.4s, d2000.0 = - 65 51' 48".2) fue identificada como PPM 628601 (CPD-65 1680, CD-65 1106) y no posee identificación SAO ni HD. Es una estrella de magnitud visual » 7.8 (FOKAT-S) y se encuentra a una separación angular de » 12´ de TU Mus. Fue seleccionada por su proximidad a TU Mus y similitud en brillo aparente. De todos modos, debido a la distancia angular y al campo de CCD, debieron adquirirse imágenes separadas de ambas estrellas, adoptando la modalidad de adquirir grupos de cinco imágenes de cada estrella en forma alternada. Cada grupo de imágenes, fue adquirido siempre dentro de un lapso de tiempo inferior a 10 minutos, asegurando una precisión en la fase superior a un centésimo.

a


b

Imagen 4.4 a) Cartas de identificación de TU Mus y su comparación (Uranometría 2000.0). Centro: AR2000.0 = 11h 36m, d2000.0 = -66°. Campo: » 3° x 2°. b) Imagen obtenida del Digitized Sky Survey. Centro: AR2000.0 = 11h 32m 42s, d2000.0 = -65° 51' 48". Campo: 0°.3 x 0°.3.

En las observaciones, la ganancia de la cámara fue puesta en su opción 1 para las imágenes en luz blanca, aunque para las imágenes con filtro V fue necesario emplear la opción de ganancia 4, a fin de obtener buenos valores de señal. Los tiempos de exposición fueron variables entre 15 y 45 seg, según la estrella, el filtro y las condiciones de observación. Las imágenes fueron medidas mediante fotometría de apertura con ajuste a través de la curva de crecimiento utilizando el macro PHOT. En general no fue necesario hacer correcciones por bias, flat-fields o dark, aunque fueron adquiridos por seguridad. Cada imagen se midió individualmente y luego se determinó un valor promedio de cada grupo. Contrariamente al caso de HD 5980, esto fue más conveniente pues aquí se tiene una muy buena relación señal ruido, debido al brillo de ambas estrellas y la medición individual de las imágenes permite obtener una idea del error con el que se determina la magnitud instrumental.

TU Muscae Comparación

Imagen 4.5. Exposiciones en luz blanca de TU Mus y PPM 628601.

En todos los casos se tomó un anillo de un ancho de 20 pixels para la determinación del cielo. Los radios internos fueron variables dependiendo del despliegue de las imágenes estelares debido al seeing y/o al foco, y del filtro. Se tuvo en cuenta que el flujo estelar se debe medir de modo tal que no se introduzca inadvertidamente el flujo de diferentes estrellas vecinas. En el caso de TU Mus las magnitudes y el cielo fueron medidos de modo tal que sólo ingrese el flujo de la estrella más cercana y débil ubicada arriba a la derecha en la Imagen 4.5 de TU Mus, pero evitando el flujo de la estrella que le sigue en proximidad, debajo a la derecha, de mayor brillo que la anterior (ver Fig. 4.8). Con este criterio, los radios internos típicos del anillo de cielo fueron de 60, 70 u 80 pixels para TU Mus. Para la estrella de comparación se adoptó un criterio similar, tomando radios internos de 80 o 90 pixels. En la Fig. 4.8 se señala la región de la curva de crecimiento correspondiente a estos anillos.

Fig. 4.8. Curvas de crecimiento de TU Mus y de la comparación, obtenidas de imágenes en luz blanca y con filtro V. Los diferentes crecimientos de flujo se deben a las estrellas vecinas (ver Imagen 4.5). Notar que las curvas con y sin filtro son diferentes. Las líneas verticales indican los radios de abertura donde se determino el cielo y el valor de la magnitud instrumental en cada caso.

Los valores obtenidos de esta manera, presentan en pocas ocasiones, diferencias máximas de 0m.04 dentro de las medidas de cada grupo de imágenes, aunque las diferencias típicas son < 0m.02. Este error es mayor que el proveniente del ajuste de la curva de crecimiento, supuesto que en todos los casos, la curva se estabiliza para los radios de abertura determinados. Las diferencias atmosféricas e instrumentales existentes entre cada grupo de imágenes de TU Mus y cada grupo de imágenes de la estrella de comparación, introducen otra fuente de error en las magnitudes relativas. Por otro lado, debe tenerse en cuenta que las observaciones se realizaron a lo largo de muchas noches, de modo que puntos en la curva de luz, de fase muy próxima, pueden corresponder a noches diferentes, en las cuales los coeficientes de extinción, dependientes del color de la estrella, pueden no haber sido los mismos generando otra cuota de error.

La curva de luz de TU Muscae

Los gráficos de las Fig. 4.9 y Fig. 4.10 representan las curvas de luz de TU Mus relativas a PPM 628601 en luz blanca (sin filtro) y con filtro V respectivamente, versus la fase. La fase para representar la curva de luz se obtuvo a partir de la expresión
y(DJ) =  (1)

siendo P = 1d.3872833 el periodo publicado por AG75, DJ el día juliano del instante de observación y DJ1 = 2450611.4271 el día juliano de la primer observación de TU Mus realizada con el telescopio reflector. Así Y(2450611.4271)= 0.

Por otro lado, considerando la fecha juliana del mínimo principal de las efemérides dadas por AG75: DJ0 = 2441699.8270 (y0 = 0), la fase y0 correspondiente se obtiene reemplazando DJ1 por DJ0 en la expresión (1). Así, la relación entre ambas fases es

y = 1 - y0(DJ1) + y0 = 0.221886 + y0 (2)

Esta relación permite calcular las fases para las observaciones hechas con el telescopio reflector y de modo de tal que sean congruentes con las fases de la curva de luz publicada por AG75 que se muestra en la Fig. 4.11.

De la Fig. 4.9, puede estimarse una disminución de brillo en el mínimo principal de 0m.6. Esta amplitud es de » 0m.53 en la curva con filtro V, mientras que en la curva con filtro b puede verse una amplitud de » 0m.57.

Pueden compararse las curvas CCD de las Fig. 4.9 y 4.10, con la fotoeléctrica de la Fig. 4.11. Realizando el cambio de fase para hacer las observaciones compatibles con las de AG75, pueden superponerse las respectivas curvas de luz obteniendo la Fig. 4.12. Al hacer esto, se distingue claramente un desplazamiento en fase entre las observaciones CCD y las fotoeléctricas. Esto puede deberse a una diferencia en el valor del periodo adoptado (1d.3872833), y produce un corrimiento de fase que se hace apreciable a lo largo de los 23 años que distan entre cada conjunto de observaciones.

Adoptando el tiempo de mínimo DJ 2450951.64 para la curva en luz blanca y una cantidad entera de periodos con respecto al mínimo de AG75 igual a 6669, se obtiene que P = 1d.3872864. El mismo efecto ocurre con las observaciones en V. Para el tiempo de mínimo DJ 2450983.545 y 6692 periodos se obtiene P = 1d.3872860. En ambos casos el periodo es mayor al obtenido por AG75. Tomando el valor medio de estos periodos se obtiene para TU Mus

P = 1d.3872862

Fig. 4.9. Curva de luz CCD de TU Mus en luz blanca relativa a PPM 628601. El 0 de la fase corresponde al DJ 2450611.4271.

Fig. 4.10. Curva de luz CCD de TU Mus con filtro V referida a PPM 628601. La fase Y está referida al DJ1 2450611.4271.

resulta exactamente el mismo valor encontrado por SLKP 95, al combinar las observaciones espectroscópicas IUE con las de AG75.

Fase

Fig. 4.11. Curva de luz fotoeléctrica de TU Mus obtenida por AG75 con filtro b de Strömgren, referida a HR 4597. Y0 = 0 corresponde a DJ0 2441699.8270.

Fig. 4.12. Superposición de la curva de luz CCD sin filtro con la fotoeléctrica.

Para este valor de P se encuentra una diferencia de fases entre curvas igual a y - y0 = 0.23531. Podemos entonces volver a calcular las fases de las observaciones CCD y graficar nuevamente la superposición con la curva Db. Se obtienen así las Fig. 4.13 y 4.14.

Fig. 4.13. Superposición de la curva de luz CCD sin filtro con la curva fotoeléctrica con filtro b de la Fig. 4.11. La fase es Y0.

Fig. 4.14. Superposición de la curva de luz CCD con filtro V, con la curva fotoeléctrica Db de la Fig. 4.11. La fase es Y0.

Ahora las curvas prácticamente coinciden en fase, de modo que es de esperar que el valor del periodo hallado sea correcto.

Por otro lado, las curvas obtenidas muestran una muy buena semejanza con la curva fotoeléctrica de AG75. Los errores de la fotometría diferencial, se deben principalmente a las diferencias atmosféricas e instrumentales existentes entre exposiciones.

Standards de las regiones E

Es muy importante determinar la posibilidad de realizar en La Plata observaciones absolutas en fotometría. Para ello se realizaron observaciones de estrellas estándar, es decir de brillo no variable. Se escogieron las denominadas regiones E de Harvard, que se encuentran a lo largo de un cinturón centrado en los -45° de declinación. Debe aclararse que no se usaron las estándar ecuatoriales de Landolt (1983) porque presentaban dos inconvenientes. En primer lugar son estrellas de bajo brillo para nuestro sitio de observación. Por otro lado, las regiones ecuatoriales sólo son visibles a ± 3 horas a ambos lados del meridiano debido a la presencia de árboles muy altos linderos al edificio del telescopio reflector. Esto elimina una de las ventajas de las zonas ecuatoriales, que tienen una mayor variación en distancia cenital y por tanto en la masa de aire, condición necesaria para una buena determinación de los coeficientes de extinción.
Se realizaron observaciones de estrellas más brillantes que magnitud 7, elegidas de las regiones E. Se emplearon los filtros B, V, R e I. Se encontró en primer lugar que se tiene una gran atenuación en el filtro B. Una estrella de magnitud visual 5, observada sin filtro con un segundo de exposición y ganancia 1, requiere con filtro B una exposición de 40 a 50 segundos en ganancia 4, aún tratándose de estrellas de tipo espectral B. Con los filtros V, R e I, los tiempos de exposición requeridos fueron sólo de 5 a 10 segundos en ganancia 1.
Por esta razón se descartó en primer instancia la utilización del filtro B. De todas maneras, las observaciones posteriores con los otros filtros no alcanzaron para realizar una determinación precisa de los coeficientes de extinción.

Un método para la determinación del coeficiente de extinción de primer orden en cada banda espectral consiste en graficar observacionalmente la recta de Bouguer para cada filtro. Para esto se observa la misma estrella a lo largo de toda la noche en las bandas del sistema y se grafica la curva de la magnitud observada según la masa de aire. Sin embargo, el rango de valores de masa de aire de las observaciones resultó muy pequeño, de modo que las variaciones por extinción por variación de distancia cenital se mezclaron con variaciones en las condiciones atmosféricas. Esto es muy probable que ocurra en la mayoría de las noches, aún en aquellas que son aparentemente muy buenas.

No se pueden dar por ahora resultados concluyentes sobre la realización de fotometría absoluta en La Plata. Es necesario hacer un programa de observación mucho más elaborado, aunque la experiencia indique que muy pocas noches en el año son fotométricamente buenas.