Fes-te soci
 |
| La teva finestra a l'espai |
| Regala't tot això i més |
| Més informació |
Tècnica Observacional
En aquest apartat indiquem quines precaucions i correccions experimentals apliquem a les nostres observacions per tal de reduir-ne la incertesa i assegurar-nos que siguin coherents amb els resultats de tots els col·laboradors del programa.
SESSIÓ D’OBSERVACIÓ. CALIBRATGE DE LES IMATGES
El grup RR Lyrae de l’AAS obté imatges CCD amb l’objectiu de prendre dades fotomètriques de les estrelles que observem. En aquest sentit, no és tant important l'obtenció d'imatges estèticament boniques com procurar que les imatges siguin mesurables amb prou precisió respecte a les diferencies de magnitud entre estrelles d'un mateix camp.
Típicament, una sessió d'observació consta de:
Preparació de la sessió: tria de les variables a observar tenint en compte la seva ubicació, magnitud mitjana i els registres anteriors que es tenen de la variable; això és, si existeix o no un càlcul previ del seu període i en cas d'existir, a quina hora es prediu s'hauria de donar el seu màxim de brillantor.
Presa d'imatges: el nostre grup procura planificar la sessió d'observació de tal manera que puguem prendre imatges com a mínim dues hores abans i després de l'hora prevista del màxim. L'objectiu principal és poder registrar tota la corba de llum (la pujada i baixada de magnitud de la polsant), si bé no sempre és possible.
Anàlisi de les dades: consisteix en fer les correccions pertinents de les imatges i fer-ne la fotometria diferencial, per a ser enviades al coordinador de la base de dades de RR Lyrae del grup GEOS. A continuació expliquem amb una mica més de detall aquest procés.
Després d’una sessió d’observació, s’han obtingut una sèrie d’imatges en format .fit en els diferents filtres emprats (V, B, R segons la sessió d’observació). Aquestes imatges tenen uns defectes inherents que són font de soroll i és indispensable de corregir:
1) Soroll degut a la temperatura de l’electrònica (corrent de foscor):
a. Treballem a la temperatura més baixa possible tenint en compte les característiques del nostre instrumental. Normalment, això suposa refrigerar la càmera CCD entre els -10ºC i -30ºC depenent de l’estació de l’any.
b. DARKS: prenem de l’ordre de 15 imatges a obturador tancat i del mateix temps d’exposició que les imatges que volem corregir per a cada filtre (normalment de l’ordre de 60 segons per imatge), i es resta la mediana de cada píxel de les imatges originals.
2) Defectes deguts a la diferent sensibilitat dels píxels o a la brutícia acumulada en el sistema òptic:
a. FLATS: prenem un conjunt d’imatges estadísticament rellevants (mediana) d’una superfície il·luminada uniformement per a les imatges obtingudes en cada filtre, amb una exposició de l’ordre de 5 segons.
b. DARKS per a els Flats: per a poder restar els flats de les imatges originals en les condicions adequades és necessari aplicar també la correcció del corrent de foscor en aquestes imatges, ja que no s’escapen del soroll tèrmic. Els darks dels flats són també de l’ordre de 5 segons.
FOTOMETRIA DIFERENCIAL I ENVIAMENT DE LES DADES
La fotometria diferencial permet mesurar el flux o intensitat dels objectes astronòmics dels quals prenem imatges; és a dir, ens permet obtenir la magnitud (brillantor aparent) d’una estrella en relació amb les estrelles del seu voltant.
Així, mesurem la magnitud de l’estrella variable que volem observar en relació a un seguit d’estrelles de comparació que es troben en el mateix camp, i que sabem que la seva magnitud no varia.
El resultat de la successió d'imatges durant el període d’observació és l’obtenció d’una corba de llum, que representa la magnitud de la variable respecte la magnitud d'una que no ho és en funció del temps.
Corba de llum de CD Del: (A dalt) Magnitud aparent en funció del temps.
(A baix) Magnitud de les estrelles de comparació.
En el grup RR Lyrae de l’AAS fem la fotometria de les nostres observacions amb els programes FOTODIF de Julio Castellano (programari lliure) i ASTROART (de pagament, per al calibratge), o bé amb AIP4Win (de pagament, autocontingut).
Un cop s’han processat les imatges, s’envia un fitxer de resultats en format AAVSO als coordinadors del GEOS.
Diagrama de Fase de OX Her: Les diferents sessions d'observació de la variable es mostren en diferents colors. Es pot veure com varia la magnitud màxima assolida de l'estrella al llarg del temps.
Més enllà de l’enviament de dades fotomètriques, si el nombre d’observacions i corbes de llum obtingudes ho permet, des del grup de RR Lyrae també ens interessem en l’obtenció de diagrames de fase de les estrelles que estudiem, on es representa la magnitud relativa en funció de la fase. Permet visualtitzar el possible efecte blazkho de l'estrella.
Aquests i altres treballs se solen presentar en els GEOS Meetings anuals, les convencions del CEA (Congreso Estatal de Astronomia) i les Convencions d’Observadors de l’Agrupació.