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Observatorio Los Algarrobos, Salto, Uruguay Código
Observatory code
I38
Los Algarrobos Observatory, Salto, Uruguay
  HISTORIA - Background   
Determinación de la magnitud límite del observatorio
(Determining the limit magnitude of the observatory)
Fecha publicación:  2009-08-21
Artículo escrito por Santiago Roland (OALM, sroland@fisica.edu.uy) publicado en la revista Canopus (junio 2007).
(Report by Santiago Roland (OALM, sroland@fisica.edu.uy) published in the Canopus magazine, June 2007 issue)

Determinación de magnitud límite en el Observatorio Astronómico Los Algarrobos, Salto, Uruguay

Recientemente tuve el gusto de visitar por dos noches el Observatorio Los Algarrobos, Salto, Uruguay (OLASU). Se trata de un observatorio particular, el cual pertenece al Ing. Eduardo Manuel Alvarez, persona con la que tuve el gusto de conversar en un par de ocasiones en el III Taller de Ciencias Planetarias que se realizó en Colonia del Sacramento en Marzo de 2006, y por segunda vez, en el Encuentro Anual de Astronomía en Octubre de 2006 en el Planetario Municipal de Montevideo. Eduardo está actualmente terminando de cursar online una maestría en astronomía en la Swinburne University of Technology (Melbourne, Australia), y últimamente ha comenzado una fuerte actividad astronómica, tanto observacional, como académica.

 

Mi visita a OLASU obedeció a un pedido muy amable de Eduardo, quien manifestó querer "aprender" ciertas cosas en cuanto a la observación astronómica con telescopio y CCD. Realmente debo decir que fueron pocas las cosas que tuve que explicarle debido a su gran dedicación autodidacta, que lo llevara a leer manuales, libros y acceder a informaciones varias acerca de cómo obrar en lo que a la observación se trata, ya fuera calibración del instrumental, técnicas de observación, etc.

 

Lamentablemente, de las dos noches que duró mi estadía en OLASU solamente una fue apta para la observación. La primera noche estuvo lluvioso y nublado, y simplemente nos dedicamos al balanceo del hermoso telescopio que alberga la moderna cúpula del observatorio. Se trata de un sistema Ritchey-Chrètien modificado de la fábrica MEADE, cuyo diámetro es 30 cm y relación focal 10.

 

                  

 

La segunda noche y única que estuvo "más o menos" apta para la observación, la utilizamos primero para hacer pequeños ajustes en la colimación del telescopio y luego para dedicarnos de lleno tanto a tareas de observación visual como de obtención de imágenes. De entre ellas, relataré a continuación la más interesante de todas las cumplidas, como sin dudas lo fue la determinación de la magnitud límite del observatorio y como “yapa”, la medición del “seeing” local para esa noche.

 

La determinación de la magnitud límite es un procedimiento que puede ser llevado a cabo de muchas maneras. Una de ellas, la empleada por nosotros, fue sugerida por Gonzalo Tancredi, director del Observatorio Astronómico Los Molinos (OALM). Se trata de tomar imágenes de cúmulos globulares (no de la parte central, sino de la periferia del mismo) y hacer un chequeo de presencia de ciertas estrellas de referencia (esto es, con magnitudes fotográficas muy bien conocidas). En nuestro caso observamos el cúmulo globular Omega Centauri (NGC 5139), para el cual se dispone de muy buena información (las magnitudes de muchas de estas estrellas, así como también las cartas para encontrarlas, han sido publicadas en varios papers). En particular, nosotros trabajamos con dos de ellos (los que aparecen mas abajo), los cuales resultan incluso complementarios (como ambos papers tratan la misma zona de estrellas, si resulta que hay estrellas no tabuladas en una carta, aun se tiene la posibilidad que aparezcan en la otra).

 

         

 

          

 

Las imágenes tomadas de la zona solo pudieron tener un tiempo de exposición no mayor a unos 20 ó 25 segundos, puesto que al telescopio todavía le hacen falta unos ajustes de puesta en estación y corrección de errores periódicos. Sin embargo, las imágenes obtenidas fueron de una muy buena calidad, mejores aun que las que se obtienen en el OALM. Tomamos imágenes de calibración de Bias, Darks y Flats para realizar un pre-procesamiento de las imágenes. Un comentario que merece la cámara CCD utilizada (Meade DSI II PRO) es que pese a no ser una cámara refrigerada, tiene un ruido térmico extremadamente bajo, cosa que me asombró mucho, dado que estábamos trabajando en OLASU con una temperatura de unos 35° (¡qué calor!).

 

Para aumentar la calidad de la imagen y poder detectar objetos lo más tenues posibles, efectuamos una pequeña secuencia de imágenes para después obtener un promedio. La imagen presentada a continuación, es un promedio de 4 cuadros, cada uno de 15 segundos de exposición.

    

 

Es importante decir que "la magnitud límite" que puede llegar a detectarse en una imagen CCD es un poco más tenue que la magnitud límite para observación visual, donde hay una diferencia de aproximadamente unas 3 magnitudes; por ejemplo, si la magnitud límite visual es de 15, entonces la magnitud límite CCD será aproximadamente 18.

 

Una vez obtenida la imagen CCD a partir de la cual se quiere estimar la magnitud límite, hicimos lo siguiente. Las estrellas en la imagen presentan diferentes brillos. Utilizando el programa MaxIm DL, podemos determinar mediante fotometría de apertura, la magnitud instrumental de estas estrellas y también conocer el valor de un parámetro muy utilizado en astronomía, que es la relación Señal/Ruido (SNR por sus siglas en inglés). Este parámetro cuantifica la cantidad de veces que la señal de una estrella sobresale del fondo del cielo. Claro que el concepto de SNR se aplica también para otro tipo de objetos presentes en las imágenes CCD, como planetas, galaxias, etc.

 

La SNR será menor para las estrellas más tenues, y mayor para las estrellas más brillantes (esto quiere decir que la señal de una estrella brillante sobresale más por encima del brillo de fondo que para el caso de una estrella débil). Los valores que puede tomar la SNR son positivos, ya que no pueden haber valores de intensidad asociadas a estrellas, que sean menores que el brillo del cielo (o sea, o vemos estrellas, o vemos brillo de fondo). En trabajos astrométricos, por ejemplo, suele tomarse como criterio de "detección" una SNR no menor a 2 ó 2,5. Esto es, si la estrella tiene una SNR mayor que 2,5, entonces la reconozco como tal, y este hecho puede verse claramente en el aspecto tenue, pero bien definido de la estrella. Si por el contrario, mi estrella tiene una SNR menor a 2,5 entonces puedo estar en la duda de sí el "objeto", sea una estrella real, o simplemente pueda ser algún tipo de "ruido" o elemento espurio en la imagen, que me esté confundiendo y haciendo creer que podría ser una estrella.

 

En general este hecho se ve claramente cuando el usuario inspecciona visualmente la imagen y se da cuenta que realmente no está seguro de si lo que está viendo es una estrella o no. La frase típica es del tipo "esto que estoy viendo no se si es una estrella o es puro ruido que se parece a una estrella". Entonces, para nosotros, éste es el punto en el que decimos a groso modo "esta es mi magnitud límite". Por lo tanto, la tarea sería inspeccionar la imagen CCD y tratar de encontrar alguna estrellita tabulada, cuya SNR esté cerca de, por ejemplo 2,5 ó 2 y chequear cuál es su magnitud. Claramente el usuario puede ser osado y tratar de encontrar una estrella de menor SNR, digamos 2, pero deberá estar cien por ciento seguro que efectivamente lo que ve es una estrella y no ruido que lo pueda estar confundiendo.

 

 

Ciertamente es muy difícil encontrar una estrella que justamente tenga esta SNR deseada, y si la hay, es muy difícil que esté tabulada, puesto que en las tablas aparecen algunas pocas estrellas de las que se tiene una muy buena medida de magnitud. Entonces lo que hacemos es encontrar las estrellas de la tabla, e ir avanzando desde las más brillantes a las más tenues y al mismo tiempo registrando la magnitud instrumental (que es medida por un software, en este caso el MaxIm DL, en modo de fotometría de apertura) y su SNR, también indicada por el mismo software. Luego de confeccionada una tabla, graficamos dichos valores, que para valores de SNR bajos, digamos menor que 10, puede asimilarse a una recta sin mayores objeciones.

 

 

Luego de hecha la gráfica, puede calcularse de manera no muy complicada, la recta de ajuste de todos los puntos, y ésta puede ser evaluada en una SNR deseada para obtener la magnitud correspondiente. Una vez obtenida esta recta, observamos que para una SNR = 2,5 el valor correspondiente de magnitud sería 19.27. Esto significa que si en mi imagen hubiera una estrella de SNR = 2,5, entonces su magnitud debería ser aproximadamente 19,2. O sea, "después de 19,2 comienzo a confundir las estrellas con el ruido de fondo de cielo" (tal cosa ocurre a una SNR = 2,5, o a la que el usuario disponga siempre y cuando se pueda estar seguro que lo que ve son efectivamente estrellas y no ruido).

 

Luego, como información adicional acerca del lugar de observación realizamos una estimación del "seeing" que hubo en esa noche. La estimación del seeing es un dato que no tendría que tomarse como constante, ya que puede variar considerablemente, incluso durante una misma noche. Pero igualmente para tener una idea, simplemente tomamos varias estrellas con buena señal en la imagen CCD y registramos el valor del FWHM. Si uno piensa a la estrella como una "campanita" o una función parecida a un "chichón", entonces el seeing es justamente el ancho del "chichón" medido a media altura (como toda "campanita" es más ancha cuanto más abajo, y más fina cuanto más arriba, el ancho del "chichón" es variable según la altura del mismo). Justamente como valor estándar, se considera el ancho de la estrella a la mitad de la altura de la misma. Cuando nos referimos a "altura" de la estrella, nos referimos a la función "intensidad". La estrella no es un punto, sino que es una figura levemente difusa en los bordes y más brillante en el centro, hecho provocado por la distorsión atmosférica. Cada píxel de la estrella tiene diferentes intensidades de luz, según si este píxel esté cerca del borde o en el centro. Esta función en conocida técnicamente como la "PSF" de la estrella, que básicamente es una Gaussiana cuya forma es similar a una "campanita". De esta manera tomando este valor del FWHM (que significa "ancho total a mitad de la altura", en inglés), y haciendo un promedio, obtenemos un valor del seeing para esa noche. El mismo fue de 3,3 segundos de arco.

 

 

 

 

 

En conclusión, la magnitud límite de OLASU para su actual equipamiento es nada menos que 19,2 (sin duda alguna, un excelente valor), bajo un cielo de condiciones aceptables (3,3 segundos de arco para el seeing de la noche de medición). Por tanto, OLASU dispone realmente de muy buenas condiciones para poder encarar estudios serios del cielo, que por supuesto van mucho más allá de la simple observación.

 

 

 

 

 
 
 EMA Observatorio Los Algarrobos, Salto, Uruguay.  by GGDB