Caracterização da instrumentação associada ao

Caracterização da instrumentação associada ao telescópio CDK20
Maiara Araújo Nogueira Ferreira¹; Paulo César da Rocha Poppe²; Vera Aparecida
Fernandes Martin³
1. Bolsista PROBIC/UEFS, Graduando em Física, Universidade Estadual de Feira de
Santana, e-mail: [email protected]
2. Orientador, Departamento de Física, Universidade Estadual de Feira de Santana, email: [email protected]
3. Participante do Projeto Galáxias Aneladas Peculiares, Departamento de Física,
Universidade Estadual de Feira de Santana, e-mail: [email protected]
PALAVRAS-CHAVE: Galáxias Peculiares; Espectroscopia: Óptico; Instrumentação
Astronômica: Processamento de Dados.
INTRODUÇÃO
O telescópio instalado e em funcionamento no Observatório Astronômico Antares,
modelo CDK20 (PlaneWave) de 0.51cm de abertura (espelho primário), foi adquirido através
de recursos da FINEP e esta sendo empregado no estudo espectroscópico de galáxias
peculiares1 brilhantes e próximas (z ~ 0.01) do hemisfério sul, através da seleção de alvos em
potencial para posterior observação em telescópios de maior porte (OPD/LNA-1.60m,
GEMINI Sul – 8.0m, SOAR – 4.1m, CFHT – 3.6m, ESO – 3.6m (NTT), da qual solicitamos
sistematicamente tempo em projetos observacionais no óptico. Este projeto recebe o nome de
STST (“Small Telescope to Search Target”), e consiste na obtenção de espectros de fenda
longa de baixa resolução (R=λ/Δλ). Portanto, uma das necessidades iniciais consiste na
caracterização da instrumentação existente (CCD, Espectrógrafo, Roda de Filtros e Óptica
Adaptativa). Este projeto de Iniciação Científica abordará, apenas, a CCD SBIG ST-7E (Santa
Barbara Instrument Group). O Manual de Operações desta foi à principal referência utilizada.
Uma das características mais importantes em sistemas digitais, sobretudo nas
aplicações de análises quantitativas de Fotometria, está na resposta linear da luz incidente no
sensor da CCD (Charge Coupled Device) ou, Dispositivo de Carga Acoplada. Basicamente, a
função principal consiste em coletar e converter os fótons incidentes na matriz de pixels do
CCD, em um sinal eletrônico (elétrons). Posteriormente, os elétrons registrados são varridos
eletronicamente até um registrador de saída, na qual lê, amplifica e associa a cada elétron um
par ordenado (X,Y), o qual será recuperado para remontar a imagem anteriormente observada
de um dado objeto astronômico (planeta, estrela, galáxia, etc.). Após a digitalização na saída,
é esperado que o sinal eletrônico seja linearmente proporcional a quantidade de luz incidente
no sensor do CCD. Se o pixel ao acumular fótons alcançar um determinado valor de
saturação, a capacidade do mesmo em continuar acumulando carga diminuirá e, dessa
maneira, sairá do regime de linearidade.
METODOLOGIA
Para perceber a resposta de linearidade do CCD que ora usamos no Observatório
Antares, realizamos imagens flat-fields (variações de sensibilidade) e darks (corrente de
escuro, térmica) no filtro V com variados tempos de exposições. Para os flat-fields, usamos
uma lâmpada fraca (Hg) de 110V que irá iluminar de forma homogênea uma tela branca presa
no teto da cúpula de observação, de modo que o telescópio, orientado de forma conveniente,
receba a luz refletida e ilumine a superfície do CCD. Neste caso, o obturador deverá estar
aberto. Os tempos irão variar de segundos a alguns minutos.
No caso dos darks, as imagens deverão ser obtidas com o mesmo tempo de integração
de uma imagem de ciência (galáxia ou estrela, por exemplo), podendo variar de minutos a
algumas horas. Neste caso, o obturador deverá estar na posição fechado. As estrelas, padrões
espectrofotométricas, serão utilizadas para obter as calibrações necessárias em fluxo. Como
imagens complementares, foram feitas uma série de 50 imagens bias (viés eletrônico) com o
tempo de integração de zero segundos (obturador fechado).
Os resultados obtidos para as contagens, com os devidos erros associados, são
plotados em função dos tempos de exposição para verificar o comportamento do CCD. Essa
análise é importante, pois fornecerá um regime tempo no qual poderemos utilizar a CCD para
obtermos um espectro com sinal/ruído necessário para o tipo de ciência que estamos
propondo, ou seja, análise de linhas de emissão em galáxia peculiares.
As reduções posteriores são realizadas com os softwares/tarefas de domínio público
presentes no ambiente IRAF (Image Reduction Analysis Facilite, http://iraf.noao.edu/), escrito
e mantido pelo NOAO (National Optical Astronomy Observatories, Tucson, Arizona). NOAO
é operado pela Association of Universities for Research in Astronomy (AURA), Inc., em
cooperação com o National Science Foundation. O Linux, distribuição Ubuntu, representa o
sistema operacional padrão utilizado em nossas máquinas.
RESULTADOS E DISCUSSÃO
O CCD foi exposto a diferentes tempos de exposições “t”, obedecendo a relação 2t, até
a saturação. As respectivas contagens, em função de “t”, foram agrupadas na Fig. 1, na qual
podemos identificar claramente 3 regimes: A: de linearidade, até ~46x104 contagens; B: de
fuga, caracterizada como “blooming”, i.e., que o excesso de elétrons passará para o pixéis
adjacentes.
Apesar de não termos feito a máscara do Obturador e de sabendo que as contagens não
estão corrigidas no tempo que o obturador leva para abrir e fechar, isso não interferiu no
resultado final da análise. Desse modo, para um determinado tempo de integração (t), é
esperado que um pixel acumule uma contagem (c) de fótons, e sendo o mesmo dobrado
também é esperado que as propriedades de aditividade e homogeneidade sejam preservadas.
No entanto, sabemos que a carga acumulada alcança certo valor e a capacidade do pixel em
continuar acumulando carga diminui, saindo, assim, do regime de linearidade.
Do exposto, para perceber a resposta de linearidade do CCD que ora usamos no
Observatório Antares, estamos propondo realizar imagens flat-fields (variações de
sensibilidade) e darks (corrente de escuro, térmica) no filtro V com variados tempos de
exposições. Para os flat-fields, usaremos uma lâmpada fraca (Hg) de 110V que irá iluminar de
forma homogênea uma tela branca presa no teto da cúpula de observação, de modo que o
telescópio, orientado de forma conveniente, receba a luz refletida e ilumine a superfície do
CCD. Neste caso, o obturador deverá estar aberto. Os tempos irão variar de segundos a alguns
minutos. Como observação, ainda não dispomos de uma lâmpada de HeAr para as devidas
calibrações em comprimento de onda (desejável em função do conhecimento das posições das
respectivas linhas). No caso dos darks, as imagens deverão ser obtidas com o mesmo tempo
de integração de uma imagem de ciência (galáxia ou estrela, por exemplo), podendo variar de
minutos a algumas horas.
Neste caso, o obturador deverá estar na posição fechado. As estrelas, padrões
espectrofotométricas, serão utilizadas para obter as calibrações necessárias em fluxo. Como
imagens complementares, faremos ainda uma série de 50 imagens bias (viés eletrônico) com o
tempo de integração de zero segundos (obturador fechado). Os resultados obtidos para as
contagens, com os devidos erros associados, serão plotados em função dos tempos de
exposição para verificar o comportamento do CCD. Essa análise é importante, pois fornecerá
um regime tempo no qual poderemos utilizar a CCD para obtermos um espectro com
sinal/ruído necessário para o tipo de ciência que estamos propondo, ou seja, análise de linhas
de emissão em galáxia peculiares.
As reduções posteriores foram realizadas com os softwares/tarefas de domínio público
presentes no ambiente IRAF (Image Reduction Analysis Facilite, http://iraf.noao.edu/), escrito
e mantido pelo NOAO (National Optical Astronomy Observatories, Tucson, Arizona). NOAO
é operado pela Association of Universities for Research in Astronomy (AURA), Inc., em
cooperação com o National Science Foundation. O Linux, distribuição Ubuntu, representa o
sistema operacional padrão utilizado em nossas máquinas.
O CCD é então exposto a diferentes tempos de integração “t” (t = 1, 2 ,4, etc.
segundos), obedecendo a relação 2t, até a saturação. As respectivas contagens, em função de
“t”, foram agrupadas na Fig. 2, na qual podemos identificar claramente 3 regimes: A: de
linearidade, até ~46x104 contagens; B: de fuga, caracterizada como “blooming”, i.e., onde o
excesso de elétrons passa para o pixels vizinhos; e C: de saturação, em ~65x104 contagens.
Obs.: É importante salientar que as contagens registradas não estão corrigidas do
tempo “infinitesimal” que o obturador leva para abrir e fechar. Contudo, essa característica
física não interfere no resultado final.
Outro resultado importante está relacionado ao desvio padrão associado às contagens
da Fig.2. O desvio padrão revela o quanto de variação ou “dispersão” existe em relação à
média. Podemos observar que um baixo desvio padrão (regime A) indica que os dados
tendem a estar próximos da média; no regime B, ao contrário, observamos um desvio padrão
mais alto, indicando que os dados estão espalhados por uma gama de valores.
Fig. 1 – Curvas representativas das contagens de elétrons ( ) e do desvio padrão associado ( ) em função do tempo
+
de integração. Observe a resposta obtida nos regimes A, B, e C: linearidade,
“blooming” e saturação, respectivamente.
Fig. 2 – Desvio padrão associado às contagens de elétrons da Fig. 8. Observe a resposta obtida nos regimes A e B:
linearidade e “blooming”, respectivamente. O valor do sigma referente as contagens constantes no regime C (~6.5 x 104), são
muito próximos e não aparecem na escala do gráfico.
CONSIDERAÇÕES FINAIS
Do exposto acima, podemos concluir que a CCD possui um regime de linearidade
satisfatória para os propósitos do STST (“Small Telescope to Search Target”). Foram
observadas (imagem direta) determinadas galáxias peculiares próximas no visível, as quais
foram selecionadas (como previsto no cronograma) que irão complementar os artigos
relativos aos espectros ópticos obtidos no OPD/LNA-MCTI*.
Finalmente, concluímos que o trabalho de iniciação cientifica foi de extrema
importância para posteriores trabalhos ligada aos projetos de pesquisa do Departamento de
Física, e também para o meu desenvolvimento acadêmico que servirá de base para posterior
Pós Graduação na área trabalhada.
*OPD/LNA-MCTI: Observatório do Pico dos Dias/Laboratório Nacional de Astrofísica – Ministério da Ciência,
Tecnologia e Inovação.
REFERÊNCIAS
FAÚNDEZ-ABANS, M.; KRABBE, A. C.; DE OLIVEIRA-ABANS, M.; DA ROCHAPOPPE, P. C.; RODRIGUES, I.; FERNANDES-MARTIN, V. A.; FERNANDES, I. F. A study
of the remarkable galaxy system AM 546-324 (the core of Abell S0546) Astronomy &
Astrophysics, Volume 543, id.A64, 10 pp, 07/2012
DA ROCHA-POPPE, P.C.; FAÚNDEZ-ABANS, M.; FERNANDES-MARTIN, V. A.;
FERNANDES, I. F.; DE OLIVEIRA-ABANS, M.; RODRÍGUES-ARDILA, A. ESO089G018 and ESO089-G019: long-slit spectroscopy of emission-line galaxies Monthly Notices of
the Royal Astronomical Society, Volume 402, Issue 3, pp. 1480-1488, 03/2010
FAÚNDEZ-ABANS, M.; FERNANDES, I. F.; DE OLIVEIRA-ABANS, M.; POPPE, P. C.
R.; MARTIN, V.A.F. The ring galaxy HRG 54 103: a first study Astronomy and Astrophysics,
Volume 507, Issue 3, 2009, pp.1303-1311, 02/2009