Versión: 1.3.1 de 2008-02-16.
Agradecemos a Leonid Georgiev y Julien Girard.
Los puntos de cero son las señales en electrones/segundo de estrellas de magnitud 0 y masa de aire 1 en una apertura infinita.
Se estiman los puntos de cero usando datos tomados durante el verano de 2001.
Se supone que el perfil de una estrella es una Gaussiana, así que se disminuye la señal en una apertura infinita por la corrección multiplicativa para una apertura finita dado por
1 - exp((radio de apertura / sigma)²/2)
donde
sigma = ACPM / sqrt(2 × ln(2))
y ACPM es el ancho completo a potencia media del seeing.
Se toman las características de los CCD del reporte de Alan Watson y Michael Richer de 2000-09-20.
Se toman los distancias focales de los telescopios del manual preliminario de fotometría con CCD del telescopio de 84 centímetros de Alan Watson y Michael Richer y de la página de las características ópticas del OAN.
Se toman el brillo del cielo del manual preliminario de fotometría con CCD del telescopio de 84 centímetros de Alan Watson y Michael Richer.
El modelo del ruido es dado por
ruido total = sqrt((ruido del objeto)2 + (ruido del cielo)2 + (ruido de detector)2).
Los ruidos del objeto y del cielo son nada más los ruidos de Poisson debido al número finito de electrones del objeto y del cielo. El ruido del detector tiene dos componentes independientes del ruido, que son el ruido de lectura y el ruido del carga espuria, y es dado por
ruido de detector = sqrt((pixeles lógicos × ruido de lectura)2 + (pixeles reales × carga espuria))
Se determinan los puntos de cero de Camila de observaciones en 1998 Octubre de estándares de Elias.
Se determinan el ruido de lectura y la ganancia de Camila de observaciones en 1998 Octubre. Se toman el tamaño de los pixeles del manual de usuario.
Los valores del brillo del cielo y fondo con temperatura ``fría'' fueron obtenidos por Olga Kuhn en 1997 octubre. Los valores con temperatura ``tibia'' son dos veces mayores.
El modelo del ruido es muy similar al modelo del ruido de fotometría con CCD, salvo que hay que usar la mitad del tiempo de exposición observando el cielo y hay que observar en pares de exposiciones.
La meta de esta herramienta es investigar el rango espectral, la resolución, y el ancho de la rendija de distintas configuraciones ópticas del espectrógrafo B&Ch.
Se encuentran variaciones en el ángulo de las rejillas las cuales introducen una incertidumbre de alrededor de 1.5 mm en la posición de las líneas (100 pixeles con el Thomson o 50 pixeles con el SITe). Por eso, debe verificar el rango espectral tomando una exposición de arco.
La resolución espectral corresponde al máximo del ancho de la rendija en el detector o de dos pixeles. En los cálculos de la resolución, se supone que el espectrógrafo tiene una calidad de imagen de 40 µm.
Se sepone que la distancia focal del colimador es de 630 mm y la distancia focal de la cámara es de 188 mm.
Por una explicación de los cálculos, vea ``Formulae for Astronomical Grating Spectrographs'' por C. C. Wheeler (en el manual del B&Ch) o, por ejemplo, ``The observation and anaylsis of stellar photospheres'' por D. F. Gray.
Fotometría con CCD: Se agregaron los CCDs Marconi2, Marconi3, SI-1 (Spectral Instuments). Las caracteristicas electrónicas de los CCDs y los puntos de cero se toman de la última caracterización realizada (CCDs del OAN). En el caso del CCD Spectral Instr. 1 y 2 corresponden al modo de lectura de 1 canal con 200 kHz de velocidad de lectura. El brillo del cielo nocturno corresponde a los valores medidos por Plauchu-Frayn et al. (2017).PASP.129.500.