Zeta UMa Observatory

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OED n.5

Posted on July 17, 2010 at 6:05 PM Comments comments (0)

Mi primer artículo, en el Observador de Estrellas Dobles, nº5:


http://elobservadordeestrellasdobles.wordpress.com/


 









ALINEACI?N A LA POLAR CON PRECISI?N - M?TODO DE DERIVA

Posted on June 22, 2009 at 7:45 AM Comments comments (2)

Para conseguir que el "goto" del telescopio funcione de manera precisa, y, sobre todo, para poder hacer tomas astrofotográficas de larga exposición, es necesario conseguir que los ejes de la tierra y del telescopio (AR) sean lo más paralelos posible.


De esta manera, los errores de seguimiento se eliminan prácticamente en el eje DEC y se reducen al eje AR, el cual se corregirá con el sistema de autoguiado empleado.


Para alinear tenemos que ajustar con precisión los valores de acimut y altitud de la montura. Se debe emplear un ocular con retícula (a mayor ampliación, mayor exactitud) o una cámara CCD sobre cuya imagen hay que colocar una cruz que nos sirva como referencia. Yo uso un programita Java muy sencillo de usar, y muy útil (¡muchas gracias, Pablo!).


Lo primero que debemos hacer es orientar la cámara (u ocular) de forma que cada movimiento (AR y DEC) sea paralelo a una de cada línea de la cruz. Por supuesto, el seguimiento sidéreo de la montura debe estar activado.


Las fases son (se pueden intercambiar):



Fase 1:  apuntar a una estrella situada al sur (si nos encontramos en el hemisferio norte), más o menos en la intersección del ecuador celeste con el meridiano del lugar. Por ejemplo, theta Aquilae en la siguiente imagen:








Al tener la cámara orientada según lo indicado previamente, el desplazamiento de la estrella según AR lo ignoramos (se debe al error periódico de la montura) y el desplazamiento según el eje DEC lo debemos corregir girando los mandos de acimut, hasta que deje de aparecer.


Es útil anotar en qué dirección hay que girar la rueda cuando la estrella se mueve en cada sentido, para no volverse loco. Cuando consideramos que la estrella no se desvía en DEC durante bastante tiempo, por ejemplo 5 minutos, pasamos a la siguiente fase.



Fase 2: apuntar a una estrella al este u oeste (es lo mismo), algunos grados (p.e. 20) por encima del horizonte para evitar turbulencias. Por ejemplo, Algenib en esta imagen:






Esta fase es igual que la primera, debemos corregir el movimiento de la estrella en DEC, sólo que esta vez se hace con el tornillo que modifica la altitud del eje AR. Al terminar, la altitud señalada en la montura debería coincidir con la latitud del observatorio.


Es conveniente hacer el ciclo completo 2 ó 3 por lo menos, hasta que nos demos por satisfechos con la poca deriva obtenida.


A partir de este momento, los errores importantes en el seguimiento sólo se producirán según el eje AR, y serán debidos a las imprecisiones mecánicas en el seguimiento (eje AR) de la montura (tornillos, ruedas, piñones, etc), que es otro cantar: el autoguiado los absorberá siempre y cuando sean suaves, no bruscos. 


:wink:




 

Calibraci?n con tomas tipo Flat

Posted on June 22, 2009 at 7:17 AM Comments comments (1)

Los "flats" son tomas de calibración, como los "darks" y los "bias", pero que se utilizan para eliminar defectos del tren óptico empleado, como suciedad en lentes, espejos y filtros, viñeteos, etc. e irregularidades en la sensibilidad del chip.


1.- Se trata de conseguir una imagen con un sistema que nos proporcione una luminosidad lo más uniforme posible, con exactamente la misma configuración que la empleada en las tomas de las imágenes, misma posición de la CCD (en lo referente a su giro) y de los filtros usados, y con el mismo enfoque; el enfoque es básico, porque en caso contrario, por ejemplo, las motas de polvo desenfocadas tendrían distinto tamaño que en la imagen enfocada y el "flat" no las eliminaría correctamente.


2.- La temperatura del chip no tiene que ser la misma que la de las imágenes, pero debemos utilizar "darks" para calibrar los propios "flats", a su misma temperatura del chip y de su misma duración de exposición, porque si no introduciríamos ruido en nuestras imágenes.

 

3.- Como la duración de la exposición de los "flats" suele ser pequeña, podemos permitirnos el lujo de hacer muchos, cuantos más mejor, por ejemplo 30, y después combinarlos en un "master-flat"; el método de combinación que a mí me funciona mejor es el de la media o "average".


4.- El sistema para obtener los "flats" puede ser con caja de "flats", con lámina electroluminiscente, contra el cielo al anochecer o amanecer, o con cualquier otro método que nos de una imagen con una luminosidad lo más uniforme posible, porque las irregularidades de esa toma, serán precisamente los elementos que queremos eliminar de nuestras imágenes.


5.- Respecto a la duración de la exposición, Ron Wodaski en "The new CCD Astronomy" recomienda conseguir que los píxeles tengan un valor medio en la imagen del 35-50% del nivel de saturación.


Para mi cámara Luna-QHY6 funcionaban bien valores medios de los píxeles de la imagen entre 20000 y 30000.


Para mi nueva Luna-QHY9, de acuerdo con el ensayo de linealidad realizado (ver la entrada en este mismo Blog del 6 de junio de 2009), podría considerarse como válida una cifra parecida, sin sobrepasar las 30000 cuentas (50% del límite lineal).


A continuación muestro algunos ejemplos de tomas "flat":



"Flat" realizado con la CCD Luna-QHY6:






"Flat" realizado con la CCD Luna-QHY9:






Bye!

 

Binning con la CCD Luna-QHY9

Posted on June 21, 2009 at 5:47 AM Comments comments (2)

A petición de un colega, he realizado 4 tomas de un mismo objeto del cielo, en este caso M106 (con NGC 4248 al lado), con los 4 modos de "binning" que admite esta cámara: 1x1, 2x2, 3x3 y 4x4.


Los datos de las tomas son:


- Exposición de 100 s.

- Sin filtros.

- Sin calibrar, tal cual salen.

- Con autoguiado.

- Ganancia 50% y "offset" 105%.

- Cámara girada 90º.

- Temperatura refrigeración del chip -30ºC.

- Viento racheado.

- Fecha 20/06/2009.

- Driver ASCOM para QHY9, versión 1.0.0.7.

- Se aprecia coma en el perímetro porque todavía no tengo aplanador.


Los resultados son los siguientes:



1.- Binning 1x1:






Estadísticas de PixInsight:


                 ___K___

Mean....... 0.02997

Median..... 0.02985

StdDev..... 0.00581

AvgDev..... 0.00097

Variance... 0.00003

Minimum.... 0.02454

MinPos..... (3218,2250)

Maximum.... 1.00000

MaxPos..... (587,261)

Count...... 8326656



Datos de una estrella no saturada con Astrometrica:









2.- Binning 2x2:






Estadísticas del PixInsight:

 

                 ___K___

Mean....... 0.09277

Median..... 0.09236

StdDev..... 0.01174

AvgDev..... 0.00210

Variance... 0.00014

Minimum.... 0.08209

MinPos..... (261,1133)

Maximum.... 1.00000

MaxPos..... (161,2)

Count...... 2081664






 

3.- Binning 3x3:




 


Estadísticas del PixInsight:


                    ___K___

Mean.......  0.18105

Median..... 0.18029

StdDev..... 0.01643

AvgDev..... 0.00341

Variance... 0.00027

Minimum.... 0.15425

MinPos..... (13,831)

Maximum.... 1.00000

MaxPos..... (106,0)

Count...... 925184







4.- Binning 4x4:




 


Estadísticas del PixInsight:


                  ___K___

Mean....... 0.30266

Median..... 0.30141

StdDev..... 0.01963

AvgDev..... 0.00497

Variance... 0.00039

Minimum.... 0.26435

MinPos..... (0,565)

Maximum.... 1.00000

MaxPos..... (81,2)

Count...... 520416


 




Imágenes:


http://www.miguelmuro.com/apps/photos/album?albumid=6057932



:)






Linealidad de la CCD Luna-QHY9

Posted on June 6, 2009 at 2:25 PM Comments comments (0)

Para realizar astrometría, y en especial fotometría, es necesario conocer el rango de linealidad de la cámara que estamos empleando, es decir, en qué zona de su comportamiento la respuesta es proporcional al tiempo de exposición.


La linealidad del chip de la CCD se refiere a su comportamiento respecto a la luminosidad del objeto a medir, pero lo que haremos será sustituir dicha luminosidad por una duración temporal cada vez mayor de la fuente de luz, que es lo más cómodo.


Para ello es preciso realizar un ensayo en el que, para exposiciones cada vez mayores, midamos el número de cuentas del chip, y anotemos en una gráfica su comportamiento.


El ensayo consiste en hacer tomas "flats", cada vez de mayor exposición, con una caja de "flats", lámina electroluminiscente, etc. y medir el valor medio de los píxeles en una zona significativa del chip, en especial si su tamaño es considerable. Las tomas deben calibrarse con los "darks" correspondientes.


Entrando en materia:


1.- He realizado el ensayo con mi nueva cámara Luna-QHY9 :), que posee el chip de Kodak KAF 8300, monocromo, con 3336x2496 píxeles efectivos, cada uno cuadrado de 5.4 micras de lado, y que admite una refrigeración de 50 grados centígrados por debajo de la temperatura ambiente; en este caso he refrigerado a la temperatura de -30 ºC. La ganancia empleada ha sido del 50% y el "offset" del 105%.


2.- Para cada tiempo de exposición, he efectuado 5 tomas, que he calibrado con un "master dark" de la misma duración y temperatura, y he promediado usando el valor medio de cada píxel. Este es un ejemplo de las tomas realizadas:






3.- He medido el valor medio de los píxeles en una zona rectangular central del chip, la misma en todas las tomas (ADUm).






4.- He representado dicho valor en función del tiempo de exposición. Como se aprecia en el gráfico, en nuestro caso, obtenemos una recta, casi hasta el final de las cuentas.






5.- Por último, he dividido las cuentas entre la exposición, y he representado, en función de las cuentas, dicho cociente. Aquí se puede observar cómo, según se van llenando los pocillos, aumenta la "dificultad" de estos por retener electrones, y, por tanto, la recta no es horizontal, sino que cae levemente. Y al inicio se manifiesta una pérdida de linealidad, probablemente debido al obturador.







Para evaluar el grado de linealidad, que, aparentemente es elevado en esta cámara, podemos hacer los siguientes cálculos; por ejemplo, para los valores de las cuentas correspondientes a 50 y 100 segundos, si se tratara de dos estrellas con esas cuentas, la diferencia de magnitud sería de:

 

M1=2.5 log(45851/23452) = 0.7279

 

La diferencia teórica entre dos estrellas una el doble de brillante que la otra sería:


M2=2.5 log(2) = 0.7525

 

Por consiguiente, la incertidumbre en la medida de las magnitudes de esas estrellas con esta cámara sería de M2-M1=0.025 magnitudes, valor muy pequeño.


Para finalizar, quiero dar a Julio Castellano las gracias por su ayuda en la realización de este ensayo. En el artículo que se puede encontar en:


http://www.astrosurf.com/cometas-obs/_Articulos/analisis_st7/analisis_st7.htm


explica la forma de ensayar la linealidad de una CCD, con el ejemplo de una cámara ST-7de SBIG, con el chip KAF 0400E.


Actualización a 31/12/2011:


Después del cambio del chip de la cámara he efectuado un nuevo ensayo de linealidad, esta vez con ganancia del 33% y offset del 99%. Adjunto el resultado, similar al anterior.

 


 


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