Reporte sobre las pruebas de apuntado y de offsets en el telescopio de 2.1m

Sandra Ayala

15 de marzo de 2004.

Resumen.

En este reporte se describen y se muestran los resultados de la pruebas que hicimos para verificar el apuntado y los offsets en el telescopio de 2.m. Encontramos que, en esta ocasión, el telescopio apuntó siempre dentro de 2 minutos de arco (apuntamos a un total de 33 estrellas). Este resultado implica que los objetos observados podrían quedar fuera del campo de las cámaras del guiador y de los oculares de los espectrógrafos. En particular, si se observan objetos débiles, recomendamos corregir las coordenadas del telescopio con una estrella brillante cercana al objeto que se va a observar. En el caso de imagen directa, es muy probable que el objeto apuntado si caerá dentro del campo del detector. Los resultados de nuestro estudio para las estrellas observadas se muestran en las tablas 1, 2, 3 y 4. Sólo una ocasión el telescopio no llegó y esto ocurrió porque se perdió del orden de un grado. En lo que respecta a los movimientos relativos del telescopio, hicimos offsets de diferentes tamaños apuntando a estrellas en diferentes regiones del cielo (norte, sur, este, oeste y cenit). En esta ocasión el telescopio hizo los offsets correctamente (±1”) según puede leerse en las tablas de resultados (norte, sur, este, oeste y cenit).

El equipo usado para las pruebas

Estas pruebas (apuntado y offsets) se hicieron durante la noche de ingeniería del 9 de marzo de 2004 usando la rueda italiana con filtro [NII]6584 (este filtro no está permanentemente instalado en la rueda italiana) y el CCD SITe3. Observadores: Adeline Caulet y Sandra Ayala. Asitente: Felipe Montalvo.

Pruebas para verificar el apuntado.

Para probar que tan bien (o mal) apunta el telescopio de 2.1m observamos estrellas repartidas por todo el cielo (un total 33 estrellas). Las estrellas de la muestra fueron elegidas usando el programa Xephem, lo cual da la ventaja de elegir las estrellas de modo más sistemático.

Tenemos 4 grupos de datos. En todos los casos la primera estrella del grupo fue centrada en el CCD y enseguida se corrigieron las coordenadas del telescopio, para el resto de las estrellas de cada grupo se apuntó el telescopio y se hizo una imagen del campo sin recentrar ni corregir coordenadas. Medí las posiciones (x,y) en pixeles de cada estrella y calculé la diferencia en posición respecto de la primera estrella del grupo. El grupo 1 de datos corresponde a estrellas observadas teniendo dos gajos abajo, es decir observamos la zona del cielo que incluye el cenit. Para los grupos 2, 3 y 4 los dos gajos estaban arriba, esto significa que exploramos la parte del cielo que no incluye el cenit. Para la configuración “dos gajos arriba” tenemos tres grupos de estrellas debido a las siguientes interrumpciones: del grupo 2 a 3 el telescopio se perdió por aproximadamente 1 grado, del grupo 3 a 4 hubo que hacer el rellenado con nitrógeno de la botela del CCD. El grupo 3 contiene solamente dos estrellas. En las siguientes tablas se registran los resultados de las pruebas. Debo aclarar que los ejes del CCD no estaban exactamente ortogonales con los ejes AR y DEC, pero esto no resulta un problema para estas pruebas. Hay un ángulo de 10.5 grados de norte hacia el oeste.

Tabla 1. Grupo 1 (dos gajos abajo)

En la columna 1 se listan los nombres de las estrellas observadas y en las columnas 2 y 3 se lista su posición AR y DEC (2004.19), recuperada de los encabezados de cada imagen. Las columnas 4 y 5 (dAR y dDEC) listan la diferencia en segundos de arco entre la posición de cada estrella y la estrella inicial corregidas por la no ortogonalidad de los ejes del CCD con los del cielo. En la columna 4 los números negativos indican que se está al ESTE de posición central, mientras que los números negativos en la columna 5 indican que se está al SUR de la posición central. Finalmente la columna 6 (dtotal) lista la diferencia absoluta, en segundos de arco, entre la posición de cada estrella y la posición del centro definido por la estrella inicial (en el caso del grupo 1 es Gem81), esta columna NO da información de la dirección de la diferencia absoluta con la posición inicial. La escala de placa usada para hacer la conversión a segundos de arco es (0.311± 0.071)”/pix, y fue calculada usando 16 estrellas en el campo de la nebulosa planetaria NGC2371 observada la noche anterior con el mismo equipo.

El CCD SITe3 cubre un campo de 5.3'x5.3' las estrellas a las que apuntamos en los 4 grupos de datos siempre cayeron dentro del área cubierta por el detector. En la tabla 1 las columnas 4,5 y 6 indican que la diferencia con el centro definido por la primera estrella (Gem81) es siempre menor que 2'. La estrella Eri45 listada en el último renglón de la tabla fue apuntada enseguida de cambiar los gajos de estar 'dos abajo' a ponerlos 'dos arriba'. Felipe Montanvo comentó que en su experiencia siempre se deben corregir coordenadas enseguida de un cambio de gajos; al parecer la consola del telescopio pierde “información” sobre la posición del telescopio durante el proceso de cambio de los gajos. Es notable, para este grupo de datos, que la diferencia más grande frecuentemente es en la dirección que corresponde al eje de ascención recta.

Tabla 2. Grupo 2 (dos gajos arriba)

Esta serie de apuntado de estrellas la tuvimos que interrumpir porque el telescopio no cayó bien al apuntar a la estrella GemChi (8.0586, +27.7942). No encontramos alguna razón por la cual el telescopio se perdió. Para continuar las observaciones hubo que apuntar a una estrella brillante (Pollux) y centrarla en el buscador antes de centrarla en el CCD. Es durante este proceso que Felipe estimó que el telescopio se había perdido por aproximadamente un grado.

Tabla 3. Grupo 3 (dos gajos arriba)

Este grupo de estrellas se compone de sólo dos porque tratabamos de verificar que el telescopio ya no estuviera perdido antes de rellenar la botella del CCD con nitrógeno. Después del este proceso continuamos apuntando a las estrellas del grupo 4 que se listan en la siguiente tabla.

Tabla 4. Grupo 4 (dos gajos arriba)

Las tablas 2, 3 y 4 listan los datos para los grupos 2, 3 y 4 de estrellas que se observaron para masas de aire hacia mayor respecto de las estrellas del grupo 1. La descripción de las columnas de estas tablas es la misma que para la tabla 1 (ir a descripción). En el caso de los grupos de datos 2,3 y 4 tampoco se encontraron diferencias entre la posición de las estrellas y la estrella inicial mayores que 2 minutos de arco (la estrella inicial es la que se lista en el primer renglón de cada tabla). Sólo tuvimos problemas con el apuntado en una ocasión (cuando el telescopio se perdió por aproximadamente un grado).

En la siguiente figura se grafican el ángulo horario (AH) vs. la declinación (DEC) para cada grupo de estrellas, por separado. Con el fin de mostrar gráficamente como se distribuyen en el cielo las estrellas observadas. El cálculo del ángulo horario se hizo usando el tiempo universal (UT) recuperado de los encabezados de cada imagen.

Las estrellas se representan con pequeños cuadros vacíos y la posición de la estrella inicial de cada grupo está marcada con un 0. La línea a trazos que une los cuadros de cada gráfica indica el orden en que apuntamos a las estrellas. Las líneas contínuas que aparecen saliendo de cada cuadrito indican la dirección y el tamaño relativo de las diferencias entre la posición de cada estrella observada y la posición de la estrella inicial. El tamaño y dirección de estas líneas fue calculado usando los valores listados en las columnas 4 y 5 multiplicados por 1000. Las diferencias correspondientes a AR fueron convertidas a unidades de tiempo y sumadas a AH y DEC, respectivamente. Estas líneas son únicamente para representar esquemáticamente la dirección hacia la cual el telescopio apuntó en cada caso, respecto de la posición central del detector.

Pruebas para verificar los offsets.

Para verificar cuanto bien (o mal) hace movimientos relativos el telescopio de 2.1m elegimos 5 estrellas de magnitud ~5 que se localizaran en diferentes zonas del cielo (norte, sur, este, oeste y cerca del cenit). El telescopio de 2.1m ofrece diferentes posibilidades para hacer movimientos relativos (offsets) dependiendo del instrumento que esté instalado. Las dos opciones que siempre están disponibles son: el programa Remoto2m (en la pc ccds2m) y la interfaz del guiador. De estas dos opciones, la que se usa más frecuentemente es la del programa Remoto2m y es precisamente este programa el que usamos para hacer las pruebas.

Una vez que apuntamos a la estrella elegida la centramos en el CCD y enseguida hicimos movimientos relativos de diferentes tamaños y en diferentes direcciones. Para el caso de la Zona Sur, cada vez que hice un offset y después de hacer imagen de la estrella en la nueva posición, me regresé a la posición inicial (posición donde la estrella está centrada en el CCD) usando el botón “mover a offsset cero”, con el fin de verificar si el botón hace el offset requerido. Las siguientes 5 tablas muestran los resultados de estas pruebas para cada región del cielo observada. Los tamaños de los offsets que listan las tablas, en principio, están corregidos por inclinación de los renglones y columnas del CCD respecto del cielo y están dados en segundos de arco. El cálculo del ángulo de inclinación de los renglones y columnas respecto de AR y DEC, y la escala de placa para escribir los offsets en segundos de arco, (0.311± 0.071)”/pix, se hicieron usando 16 estrellas en el campo de la nebulosa planetaria NGC2371 observada la noche anterior con el mismo equipo.

En las tablas de la 5 a la 9, la columna 1 lista el número de imagen que se hizo para cada nueva posición. Las columnas 2 y 3 listan el movimiento relativo solicitado en segundos de arco para obtener cada imagen, mientras que las columnas 4 y 5 listan las posiciones relativas de las estrellas, medidas respecto de la posición inmediata anterior, también en segundos de arco. Finalmente, la columna 6 lista el offset total en segundos de arco, calculado como la raíz cuadrada de la suma de los cuadrados de las columnas 4 y 5. En las columnas 2 y 4, los números negativos indican movimientos hacia el oeste; mientras que en las columnas 3 y 5 los números negativos indican movimientos relativos hacia el sur.

Tabla 5. Zona Sur

Tabla 6. Zona Oeste

Tabla 7. Zona Este

Tabla 8. Zona Norte

Tabla 9. Zona del Cenit

Los offsets totales (listados en la columna 6 de cada tabla) implican que, en esta ocasión, el telescopio hizo bien los movimientos requeridos, lo cual es válido para todas las zonas estudiadas. El hecho de que las colunmas 4 y 5 siempre tienen un valor diferente de cero, donde esperamos que sea cero (me refiero, al comparar entre las columnas 2 y 4 ó 3 y 5) indica que probablemente la correción por inclinación del CCD (no ortogonalidad de los renglones y culumnas del CCD con AR y DEC) no es perfecta. En realidad, esto no representa un problema grave para el objetivo principal de las pruebas de offsets.

Conclusiones

De nuestra exploración sobre el apuntado del telescopio encontramos que en los cuatro grupos de estrellas que observamos, las diferencias calculadas entre cada estrella y la correspondiente estrella inicial son simpre menores que 2 minutos de arco. Esto implica que los objetos observados podrían quedar fuera del campo de las cámaras del guiador y de los oculares de los espectrógrafos (B&Ch, echelle y mezcal). En particular, si se observan objetos débiles recomendamos corregir las coordenadas del telescopio con una estrella brillante cercana al objeto que se va a observar. Si se está haciendo imagen directa es muy probable que el objeto apuntado caerá dentro del campo del detector. Advertimos que puede haber una diferencia notable en el apuntado si no se corrigen las coordenadas del telescopio una vez que se hace un cambio en la configuración de los gajos. Sólo una ocasión durante la noche el telescopio no cayó correctamente en el campo solicitado (el objeto solicitado quedó fuera por ~1 grado).

Al explorar cómo bien hace movimientos relativos el telescopio, encontramos que aunque no son altamente precisos el telescopio hace los offsets requeridos con un error de aproximadamente ±1” (usando el programa Remoto2m). Este error puede ser significativo si se trata de hacer movimientos pequeños, como los que se requieren al usar los espectrógrafos (poner en la rendija una estrella o una zona determinada, en el caso de un objeto extendido).

Agradecimientos

Agradezco el trabajo preciso de Felipe Montalvo y Adeline Caulet durante las dos noches de ingeniería, cuyas observaciones son parte de este reporte. Agradezco también la paciencia y los comentarios de Michael Richer al leer este escrito.