Versión 0
Irene Cruz-González MANUAL DE USUARIO IAUNAM #
Luis Salas
Elfego Ruiz
Instituto de Astronomía, UNAM
y
Observatorio Astronómico Nacional
San Pedro Mártir, B.C., MEXICO
¹Basado en observaciones obtenidas en el OAN/SPM.
²Proyecto financiado por DGAPA (UNAM): IN300789.
Febrero, 1995
RESUMEN (Contents| Next Section)
Este documento contiene la primera versión del Manual de Observación de la Cámara Infrarroja ``CAMILA'', construida en el IAUNAM para observaciones en imagen directa en el infrarrojo cercano. Se pretende distribuir a los observadores con CAMILA como una versión de trabajo. Esperamos recibir sugerencias, comentarios y adiciones para producir una versión enriquecida y más definitiva posteriormente.
El sistema ``CAMILA'' está centrado en un detector NICMOS 3 de 256×256 pixeles sensible en el intervalo de longitud de onda de 1 a 2.5 µm. Cuenta con un carrusel de 12 filtros motorizados y un diafragrrusel de 12 filtros motorizados y un diafragma frío que reduce la radiación de fondo. El sistema óptico consiste básicamente de una montura con un espejo y un reductor focal y está diseñado para el secundario f/13.5 del telescopio de 2.1 m del OAN/SPM. En este telescopio la escala de placa es de 0.48 "/pixel, la cual nos da un campo de observación de 123"×123". Además de los 3 filtros de banda ancha: J, H y K', se cuenta con filtros de interferencia para líneas de He I, H I (Pa beta, Pa gamma y Br gamma), [Fe II], H_2, CO y cK. La magnitud límite (5 sigma) del sistema es K'=16, H=17 y J=17.6, en 1 min de integración.
3.2.1 Preliminares3.2.2 Stop Frío3.2.3 Filtros3.5.1 Programa CAMINA3.5.2 Programa PRUEBA43.6.1 Programa PRUEBA53.7.1 Montura3.7.2 Electrónica4.2.1 Programa CAMILA4.2.2 Programa FOCO4.2.3 Programa CORRE4.2.4 Programa MOVECAM54.2.5 Programa CAMINA1. INTRODUCCION (Contents| Next Section| Prev. Section)
En este trabajo se presenta el Manual de Observación para los usuarios de la Cámara Directa IR ``CAMILA''. Para una descripción técnica detallada, referimos al lector a los distintos reportes técnicos (ver Anexo A, donde se presenta la lista).
Para el lector interesado en detectores e instrumentación IR actual, los referimos a McLean (1993).
El texto está 1993).
El texto está dividido en 7 capítulos, que contienen información acerca del proyecto y configuración del sistema, las características de la cámara directa para el intervalo de 1 a 2.5µm, el procedimiento de instalación en telescopio, una descripción de los programas de observación y finalmente, se mencionan algunas técnicas de observación en el IR. En el Cap. 6 se presentan algunos comentarios finales. Al final, se presentan una serie de apéndices que contienen información importante: las publicaciones de CAMILA (Apéndice A), las curvas de transmisión de los filtros disponibles (Apéndice B), copia del trabajo de McCaughrean sobre técnicas de reducción y análisis IR (Apéndice C), Estrellas Estándares (Apéndice D) y la forma de bitácora (Apéndice E).
Dado que el proyecto CAMILA ha sido una colaboración de grupos del Instituto de Astronomí de Astronomía, UNAM (IAUNAM) y del Five College Astronomy Department de la Universidad de Massachusetts (FCAD, UMass), cabe aclarar aquí que la parte mecánica de la botella criogénica y el mecanismo de movimiento de filtros fueron construidos en el Laboratorio IR del FCAD en UMass y es un diseño de M. Skrutskie. Por otro lado, la parte electrónica del crióstato, la disposición de las partes en el área de trabajo, el funcionamiento del crióstato y el detector NICMOS 3, el sistema de adquisición y los programas son trabajo realizado en el IAUNAM.
La configuración inicial del sistema ha sido básicamente concluida y consiste de las siguientes componentes:
En la Figura 1 se presenta el diagrama general de bloques del sistema completo y en la Figura 2 seREF="#figuras">Figura 2 se presenta 2 fotografías del sistema CAMARA / ESPECTROGRAFO INFRARROJO: ``CAMILA'' instalado en telescopio. En la Fig. 2a se presenta a CAMILA en modo de IMAGEN DIRECTA, ya concluido y parte de la instrumentación del OAN/SPM, mientras que en la Fig. 2b se presenta a CAMILA en modo de ESPECTROGRAFO IR, aún en etapa de desarrollo y por ser liberado al OAN una vez concluido.
El diagrama general de bloques del sistema completo presentado esquemáticamente en la Fig. 1, muestra lo siguiente: a) las 4 computadoras que controlan el sistema (1 microcontrolador, 2 PCs 486 y una estación de trabajo) , b) la electrónica de control y adquisición de imágenes, c) el crióstato que aloja al detector y d) la montura del sistema en la platina del telescopio.
El detector está localizado dentro de una celda criogénica de nitrógeno líquido (N2L) a 77K. El NICMOS 3 está montado en un plano ortogonal al eje del crióstato (side-looker) sobre un circuito impreso que contiene elementos eléctricos para el filtrado y desacople requeridos para un desempeño de bajo ruido. Alrededor del detector rota un carrusel que contiene 12 filtros, controlado desde el exterior mediante un motor de pasos. Montada en la parte posterior del crióstatrior del crióstato se encuentra una tarjeta electrónica que contiene los circuitos electrónicos que interactuan directamente con el detector, y se encuentra blindada dentro de una caja metálica (mochila de CAMILA). Esta tarjeta contiene 4 canales de procesamiento analógico-digital, potenciales de alimentación-referencia e impulsores (buffers) para acondicionar las señales digitales de control. El microcontrolador simula un generador de señales completamente programable que define los modos de borrado, integración y lectura de las imágenes. Este generador y las fuentes de poder lineales (bajo ruido) se encuentran en un solo gabinete el cual se coloca en la platina del telescopio. Las señales de los convertidores son transmitidas desde la tarjeta electrónica via RS422 hasta una interfaz con la computadora PC-Camila, que se encarga de almacenar y procesar preliminarmente los datos. La interfaz recibe los datos seriales de los 4 cuadrantes simultáneamente, los convierte en paralelo y los almacena temporalmente en memoria. La PC-Camila está conectada también con mbién con el microcontrolador via RS232 y carga en éste el programa operativo del detector. La adquisición final de datos y el control general del instrumento son realizados por una estación de trabajo SUN via un enlace ethernet con la PC-Camila. La programación está basada en la plataforma IRAF a la cual se han agregado programas especiales, particulares de la observación en el infrarrojo, proporcionando distintos modos de lectura y linealizando las imágenes en tiempo real. Dado que la observación en el IR requiere de movimientos especiales del telescopio, se ha incorporado a la programación de CAMILA, el control de movimiento del telescopio de 2.1 m del OAN/SPM, el cual es actualmente realizado por la PC-2metros via ethernet.
La parte medular del diseño de CAMILA fue realizada alrededor de un detector NICMOS 3 de HgCdTe, desarrollado por Rockwell Inc. en Estados Unidos. El detector montado actualmente tiene calidad científica y ha sido uno de los mejores detectores producidos por Rockwell. Las características generales se muestran en la Tabla 1.
En la Figura 3 se presenta una fotografía del detector (Fig. 3a) y una imagen de los pixeles malos del detector NICMOS 3 de calidad cier NICMOS 3 de calidad científica de CAMILA (Fig. 3b). El detector proporcionado por Rockwell Inc. es de muy alta calidad y contiene un número pequeño de pixeles malos y defectos, que son fácilmente corregibles en el proceso de reducción de las imágenes.
2. CAMARA DIRECTA IR (Contents| Next Section| Prev. Section)
2.1 Imagen Directa y Espectroscopía
En el diagrama de CAMILA (Fig. 1) se muestra esquemáticamente que el crióstato puede ser acoplado a dos monturas (ver Fig. 2). Estas dos monturas son utilizadas para los dos modos de operación del sistema: imagen directa y espectroscopía.
La primera montura es relativamente simple y es utilizada exclusivamente en el modo de imagen directa. Así, es posible realizar observaciones fotométricas en el infrarrojo cercano utilizando una serie de filtros en las bandas IR de 1 a 2.5 µm. Consiste básicamente de una estructura mecánica con componentes ópticas que reenfocan el plano focal del telescopio sobre el detector y se acopla mediante una cubeta extensora directamente a la platina del telescopio. En la siguiente telescopio. En la siguiente sección se describen las especificaciones de su diseño. El sistema de imagen directa ha sido probado exitosamente por el grupo que lo desarrolló, está ya en una etapa de operación cotidiana y confiable y ya ha sido entregado al IAUNAM como un instrumento del OAN/SPM.
La segunda montura es más compleja, ya que consiste de un banco óptico que tiene integradas componentes ópticas controladas por computadora en plataformas móviles que permiten utilizar al detector en dos modos: cámara directa (con dos razones focales diferentes f/13.5 y f/4.5) y espectroscopía (baja y alta resolución). El espectrógrafo se encuentra en sus últimas etapas de construcción y desarrollo, por los detalles de su montura se describirán en el reporte técnico correspondiente y será entregado al OAN en un futuro cercano.
Para realizar observaciones en modo de imagen directa se diseñó una montura relativamente sencilla que se acopla, mediante una cubeta extensora,e una cubeta extensora, directamente a la platina del telescopio. En esta montura se coloca la botella criogénica sobre una brida de teflón que aisla eléctricamente. El diseño de esta montura se presenta en las Figuras 4 (diagrama mecánico) y 5 (diagrama óptico). En la Figura 5 puede verse que el haz del telescopio incide en un espejo colocado a 45° para despues incidir en un doblete de ZnS/ZnSe que actua como un reductor focal 2:1 y reenfoca el plano focal del telescopio sobre el detector. Es importante hacer notar que con el objeto de reducir radiación de luz parásita de fondo es necesario utilizar una pupila fría (o Lyott stop) de 7 mm de diámetro, que se coloca en la parte externa del carrusel de filtros, cuando se utilize el doblete para observar en imagen directa. Esta pupila es sobre todo importante en las longitudes de onda mayores donde la radiación de fondo en el IR es mayor, ya que tanto el telescopio como muchas de las componentes radían en el IR cercano.
El diseño óptico del reductor focal o doblete fue realizado con el software Zemax y ha sido optimizado para el secundario f/13.5 del telescopio de 2.1 m del OAN/SPM. En la Figura 6 se presenta un diagrama de rayos del camino óptico del telescopio al detector. El disel detector. El diseño del doblete fue enviado a Janos Technology Inc. en Estados Unidos, para su manufactura y recubrimiento con capas anti reflectora. El doblete fue colocado en un barril protector, después de alinear cada lente y no debe removersge de la montura de CAMILA para no perder la alineación óptica. Para alinear el haz del telescopio con el doblete se utiliza un pequeño laser y una montura en forma de cruz y dos tornillos que realizan un movimiento tip/tilt del espejo a 45°. Los detalles de este procedimiento se encuentran más adelante (Sec. 3.7.1). Es importante aclarar que la montura en directa de CAMILA permite ajustes para distintas razones focales siempre y cuando sean cercanas a f/13.5, y por tanto podría ser utilizada en los 3 telescopios del OAN/SPM.
2.3 Escala de Placa y Campo de Observación
Para imagen directa con CAMILA la escala de placa en el telescopio de 2.1m del OAN/SPM con el secundario f/13.5 y el doblete descrito arriba, es de 0.48 "/pixel la cual nos da un campo de observación de 123"×123".
En la pantalla de la SUN se verá desplegada la imagen observada con el Norte arriba y el Este a la derecha, esto es si CAMILA está montada del lado Norte de la platina. El detector está dividido enor está dividido en 4 cuadrantes de 128×128 pixeles localizados así en la pantalla: cuadrante 1 está abajo-izq., el 2 abajo-der., el 3 arriba-der y el 4 arriba-izq.
2.4 Ruido del Sistema y Magnitud Límite
Los resultados de las pruebas observacionales del instrumento, realizadas en el telescopio de 2.1 m. del Observatorio Astronómico Nacional, en San Pedro Mártir, B.C., México con el secundario f/13.5, durante el período Oct-Dic de 1993, relativas al desempeño de la electrónica y la sensibilidad se presentan en las Tablas 2 y 3, respectivamente.
Las magnitudes límite de CAMILA son similares a las obtenidas con cámaras IR basadas en un NICMOS 3 (ej. ESO: Moorwood et al. 1992; CFHT: Simons 1993).
IMPORTANTE: Se recomienda nunca exponer el detector de CAMILA en objetos más brillantes que magnitud V=5 puesto que el detector se satura. Además, una vez expuesta la cámara en objetos brillantes, las imágenes subsecuentes contegenes subsecuentes contendrán un residuo en las zonas saturadas que se irá quitando con las integraciones, pero que es difícil de eliminar en la reducción.
En el directorio de trabajo existe un archivo llamado badpix.ls con una lista de los pixeles malos del detector montado en CAMILA. La imagen presentada en la Figura 3b, representa los pixeles malos en el detector actualmente montado en el sistema.
El sistema cuenta con un carrusel con 12 filtros, uno de los cuales opera como obturador. En la Figura 7 se muestra una fotografía del carrusel. En la Tabla 4 se muestran las características de los filtros montados en el carrusel: número de filtro, posición en el motor de pasos, filtro, longitud de onda central (lambda), ancho del filtro (Delta lambda) y ruido de fondo (en conteos por segundo) obtenido en cada filtro con el reductor focal. Las curvas de transmisión espectral de los filtros disponibles para CAMILA se presentan en el Apéndice B.
El posicionamiento de los filtros dentro de la botella puede ser realizado manualmente, teniendo precaución de desconectar antes el motor de pasos, por medio de una perilla, &oapor medio de una perilla, ó preferentemente automáticamente, a través de una instrucción enviada al microcontrolador desde el programa camila que se describe más adelante. En ambos casos, la posición absoluta del carrusel puede ser leida directamente por medio de un cuenta vueltas ubicado junto al motor en el exterior de la botella. Una vez definida la posición cero al centro del obturador, las posiciones de cada filtro están dadas en la Tabla 4. La rotación del carrusel es llevada a cabo por el motor de pasos, cuyo movimiento se transmite a través de un eje de acero inoxidable que mueve un sinfin y una corona. El eje de acero atraviesa la botella por medio de un sello ferrofluídico, garantizando hermeticidad y libertad de movimiento.
2.7 Bitácora de Observaciones con CAMILA
Para que el observador lleve una bitácora de observación con CAMILA se puede utilizar las formas presentadas en el Apéndice E. Estas pueden imprimirse desde la SUN mediante el comando: lpr logcam.ps.
3. INSTALACION EN TELESCOPIO (Contents| Next Section| Prev. Section)
)
3.1 Componentes de CAMILA en Imagen Directa En las fotografías de las Figuras 2a y
8 se presenta el sistema de imagen directa de CAMILA instalado en
telescopio. Para la instalación en telescopio se presenta en la
Tabla 5 una lista de las unidades
que constituyen al sistema.
CAMILA es un equipo muy DELICADO y debe ser tratada con mucha
precaución (i.e. como a una DAMA).
Se recomienda iniciar la instalación de la cámara
directa CAMILA dos días antes de la temporada
de observación en que se vaya a utilizar. Este tiempo es
necesario porque se requiere evacuar adecuadamente el crióstato
y porque el proceso de enfriado del detector requiere de alrededor de
12 horas en su etapa final.
La preparación de CAMILA, la instalación en
telescopio y las pruebas iniciales de operación serán
realizadas por el equi;n
realizadas por el equipo técnico especializado del OAN. La
operación de CAMILA es responsabilidad del OAN por lo que se
pide a los observadores únicamente vigilar que el sistema sea
instalado y opere adecuadamente. Con el objeto de lograr una
operación óptima y detectar problemas, se recomienda a
los observadores estar familiarizados con el procedimiento general de
instalación y pruebas iniciales de CAMILA que se describen en
este capítulo.
Antes de comenzar a realizar el vacío del crióstato
y/o enfriar, checar que esté instalado el Lyott stop o
diafragma frío dentro de la botella criogénica.
Este stop es un diafragma de aluminio de 7 mm de diámetro, que
se instala (pega) en la parte exterior de la rueda de filtros, dentro
de la botella, cuyo papel es disminuir la radiación de fondo en
la banda K. Para checar que esté en su lugar se asoma uno por
la ventana de la botella con una linterna y el diafragma debe ser
claramente visible. Este diafragma actualmente se remueve si CAMILA es
usada en modo espectroscópico, por lo que debe checarse para
imagen directa.
Checar que no esté puesto el seguro del dial de los filtros
(nótese que el seguro NUNCA ro NUNCA debe estar
puesto). Mover a mano los filtros para checar que estén
centrados en sus posiciones. La posición en el dial de cada
filtro disponible, se muestra en la Tabla 4. Para iniciar la
operación, la rueda de filtros debe estar en
el filtro 0 antes de conectar la electrónica. La
micromint (cajita verde) es la única computadora en el sistema
que lleva la cuenta del filtro, y ésta asume que la
posición al encender es la correspondiente al filtro 0.
Si en cualquier momento durante la operación, es
necesario apagar esta computadora, habrá que llevar manualmente
a la posición 0 nuevamente (desconectando el motor de pasos o
apagando la micromint).
Una vez realizadas estas pruebitas se procede a evacuar la botella
criogénica.
Uno de los procedimientos más importantes es la
evacuación del crióstato de CAMILA. Se recomienda que
éste sea realizado por personal técnico experimentado.
En la Figura 9 se presenta al crióstato siendo evacuado en
el sistema Veeco de SPM, con el objeto de ilustrar donde está
la válvula y donde deben conectarse la manguera de la bomba de
vacío y el puerto de
vacío y el puerto para el termopar. Actualmente, hay otro
sistema adicional de vacío operando en SPM y el uso del sistema
Veeco o el nuevo es equivalente. CAMILA cuenta con un medidor de
presión interna o termopar que permite medir la presión
de la botella durante el proceso de evacuación y el sistema de
vacío nuevo cuenta con su propio medidor.
Una vez conectada la manguera del sistema de vacío al
crióstato se deberá esperar unos minutos a que el
sistema se estabilize y se evacue la manguera para proceder a abrir la
válvula de vacío e iniciar la evacuación del
crióstato. Esta válvula sólo puede abrirse si el
crióstato se encuentra a temperatura ambiente.
Cuando el medidor de vacío (termopar) marque una
presión inferior a 30 mTorr el
crióstato se encuentra a presión de operación y
puede ser llenado con nitrógeno líquido(N2L). La
válvula de vacío, localizada junto al termopar, es el
conducto a través del cual se realiza la evacuación del
criós;n del
crióstato y una vez que se ha llegado a la presión
requerida permite el cierre, evitando la pérdida de
vacío. Tanto el termopar como la válvula se atornillan
con cinta de teflón a la tapa superior del crióstato
(ver Fig. 9).
En caso de requerir mayor vacío, se debe tener en cuenta
que, en cada paso que se siga con el equipo de vacío, se
deberá primero cerrar la válvula de vacío de la
botella y dejar que se evacue la manguera y se estabilice. En
particular, cuando se pasa de la bomba mecánica a la difusora,
hay un período de degasamiento de la difusora en el que se
pierde vacío y se contaminan las superficies con los gases que
desprende este degasado, el medidor subirá un poco y la aguja
oscilará un rato hasta volver a bajar. Este período
puede durar unos 5 minutos.
En total, el crióstato de CAMILA debe poder llegar a un
buen vacío, i.e. inferior a 30 mTorr en el termopar, en unos 45
minutos. Sin embargo, es posible que por algún problema el
sistema se encuentre muy sucio y que la evacuación dure
más tiempo.
Cuando el sistema ya está instalado y operando en
telescopio, puede medirse el vacío con el termopar. En caso de
que no se cuente con el medidor, una apariencia nublada de la ventana
ó la presencia de
ó la presencia de condensación de agua en el
crióstato, son indicadores de que el vacío dentro
del crióstato es deficiente. Deberá checarse el
crióstato y evacuar el sistema a temperatura ambiente,
i.e. vaciar el nitrógeno líquido y esperar a que la
botella se caliente.
Antes de iniciar el proceso de enfriado del crióstato, es
necesario conectar la electrónica para poder monitorear el
proceso. En este paso no se requiere aún conectar la SUN ni la
PC del dos metros, por lo que esta operación puede realizarce
en otro lugar, p.ej. en el laboratorio de electrónica o en el
cuarto de junto.
Se requiere conectar la mochila (caja roja), la micromint (caja
verde) y la PC-Camila. Para ello existen tres cables, uno corto (que
se guarda en la caja militar de camila) que va de la botella a la
mochila; uno múltiple, que va de la mochila a la micromint; y
un DB-25 que va de este múltiple a la PC (OJO: requiere un
cambiador de género). En este último cable, se
transmiten, además de los datos del detector, señales de
comunicación serial (RS422) entre la PC y la micromint
(mediante el puerto COM1: de la PC). Es por esto que debe estar
conectado un cablecito telefónico entre COM1: y la tarjeta de
interfaz en la PC-Camila.
interfaz en la PC-Camila.
La conexión entre las distintas computadoras asociadas al
sistema es como sigue (ver Fig. 10):
Encender la PC-Camila y posteriormente la micromint (cajita
verde), pasarse al directorio observa y correr el programa
pcplot, que permite establecer la comunicación
entre ellas. La micromint responde con el prompt del
intérprete BASIC, y para habilitar la transferencia de archivos
a la micromint hay que dar el comando (Alt)U En la ejecución pueden darse varios comandos de prueba
(siempre con mayúsculas) como los siguientes:
Una vez probado camina, se requiere salir de pcplot con
(Alt)x.
Ejecutar programa prueba4 en la PC-Camila. Este
programa da el número de pixeles leídos (debe ser
16384); y luego el número de pixeles en cero (debe ser cero) y
el número de pixeles saturados (deben ser casi todos 16384) en
cada uno de los cuadrantes.
Con prueba4 funcionando, comenzar el proceso de
llenado de nitrógeno. Para esto usar el embudo en forma de
cuerno. Hay que tener en cuenta que el vástago del embudo debe
penetrar hasta la cámara de nitrógeno, pasando el
cuello, ya que de lo contrario el nitrógeno hierve y rebota
desde el cuello y nunca llega al depósito. Otro detalle que
hay que checar es que no se forme hielo entre el cuello y el
vástago, ya que esto evita que respire el depósito.
Esto se puede verificar quitando el embudo y probando con cuidado con
un desarmador largo. El tiempo de llenado debe ser como de 20
minutos, y se usan del orden de 5 litros.
usan del orden de 5 litros.
Durante el proceso de enfriado, debe notarse que, una vez que
empieza a transferirse el nitrógeno, el numero de pixeles
saturados en cada cuadrante comienza a disminuir, lo cual indica que
el detector empieza a responder (``vive''). El último cuadrante
en responder es el 4, que normalmente está vivo cuando los
otros ya casi no muestran pixeles saturados.
Cuando el cuadrante 4 comience a vivir, puede interrumpirse el
programa prueba4 y usar el programa
prueba5.
Este programa realiza un borrado y dos lecturas en forma
secuencial, con un tiempo de integración entre las dos
lecturas, que es programable (dar 0). Lo que muestra para cada
cuadrante, es el nivel medio del offset (1a. lectura) y la señal
(2a-1a lectura) y esto sirve para determinar cuando el detector
está en condiciones de operación.
El nivel normal de operación es cuando el offset llega a
valores del orden de 2000 conteos en cada
cuadrante. Cabe notar, que el cuadrante 4 tiene un nivel
generalmente mayor (approx 3000). Para esto son necesarias varias
horas (entre 8 y 12). Durante este proceso será necesario
estar rellenando de nitrógeno aproximadamente cada 6-8 horas.
(más frecuente al principio).
3.7 Instala NAME="instal">3.7 Instalación en el Telescopio La montura de la cámara directa (ver. Figs. 4 y 5) contiene un espejo y una lente
(doblete), por lo que deberá manejarse con cuidado.
Normalmente, el espejo no requiere realinearse, pero en caso
necesario, ésto se puede checar con el laser que se monta en
una cruz de aluminio a la entrada de la montura. Dos tornillos en la
parte posterior del espejo permiten darle tilt en X y Y. El mecanismo
de este espejo, consite de un balín, un resorte que jala y dos
tornillos que empujan, pivoteando sobre el balín. El
balín puede llegar a salirse de lugar en caso que se excedan
los límites del tornillo o porque se despegó, y en ese
caso hay que abrir el mecanismos para reubicar (con pegamento) el
balín.
La montura se pone a la platina con una cubeta extensora como de
40 cm, que es parte del equipo de CAMILA. En la base de teflón
de la montura se instala la botella con 4 tornillos allen,
preferentemente del lado Norte de la platina. Con esta
configna. Con esta
configuración el Norte queda arriba y el Este a la derecha en
las imágenes en la SUN, pero el observador puede preferir otra
orientación.
La electrónica se conecta en la misma forma que para el
enfriado, con algunas diferencias. La mochila se coloca sobre la
botella con las abrazaderas que tiene, la cajita verde (micromint) se
instala en la celda mediante un tornillo de platina que fija la caja
(es necesario desatornillar la tapa de la micromint) y la PC-Camila se
queda en el cuarto de observación, comunicándose hacia
arriba con un cable DB-25 (25 líneas). Checar que el cable de
la rueda de filtros que va de micromint al crióstato
esté conectado.
Addicionalmente, la PC-Camila se conecta a la PC-2metros mediante
el puerto COM2 de ambas computadoras y un modem nulo. También
es necesario conectar la PC-Camila a la red ethernet, para que
ésta pueda comunicarse con la SUN.
4. OBSERVACION CON CAMILA
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CAMILA tiene 4 computadoras asociadas. Estas son la SUN-2metros,
la PC-Camila, la PC-2metros y la micromint. El observador interaccicromint. El observador interacciona
en mayor o menor medida con 3 de éstas. En modo de
observación, la SUN es la interfaz principal para el
observador, puesto que ahí se programan las secuencias de
observación, se controla el instrumento y se obtienen
finalmente las imágenes (IRAF). La PC-Camila tiene una
comunicación más directa con la cámara y el
observador la utilizará para enfocar. Durante la
observación normal no requerirá de mayor
atención, pero debe notarse que está realizando
pre-procesamiento y transferencia de imágenes. Además,
la PC-Camila es una herramienta para pruebas de operación del
instrumento. La PC-2metros se encarga de controlar los movimientos del
telescopio, los cuales son requeridos como parte de las secuencias de
observación. La micromint se encuentra en el telescopio y
está directamente ligada a la electrónica del detector.
Los detalles del sistema de adquisición de imágenes
desarrollado para CAMILA se describen en un reporte técnico
respectivo y referimos al lector para los detalles a este trabajo (ver
Apéndice A). La filosofía central
de la programación atiende a los siguientes propósitos:
La programación para la SUN-2metros y la PC-Camila,
encargadas de atención al observador durante la
operación y pre-procesamiento en tiempo real, respectivamente,
ha quedado organizada alrededor de dos programas principales:
camila en la SUN y corre en la
PC-Camila. Conjuntamente operan los programas
movecam5 en la PC-2metros) y camina
en el microcontrolador micromint. Para enfocar se usa el programa
foco en la PC-Camila. Estos programas se describen a
continuación.
En la SUN del telescopio de 2.1m en SPM se encuentra el programa
de observación. Para accesarlo, entrar en la clave de
observadores: observa (con password *******).
El programa de observación se llama camila
y se ejecutNG>camila
y se ejecuta desde cualquier ventana de comandos en plataforma
openwindows, sunview o las nuevas que vengan (que acepten IRAF). El
usuario de CAMILA en realidad puede escoger la que más le guste
y acomode. Aquí cabe aclarar, que el usuario tiene a su
disposición toda la plataforma disponible en la SUN: IRAF,
SUPERMONGO, TeX, etc. El programa de CAMILA sólo ocupa una
ventana de comandos para su ejecución y generará
imágenes en formato IRAF.
Para iniciar una temporada de observación, es conveniente
dar el comando iniciacamila, el cual copia a la clave
de observa una serie de archivos necesarios, como el programa de
observación camila, secuencias (descrito
abajo), badpix que contiene la lista de pixeles malos de CAMILA, etc.
El programa de observación con CAMILA se ejecuta tecleando
simplemente camila en una ventana de comandos en la SUN. Sin
embargo, previo a su uso deberán estar en ejecución el
resto de los programas en las otras máquinas, como se describe
en otras subsecciones de este capítulo.
En la pantalla de comandos de la SUN donde se ejecutó el
programa se despliega una pantalla de observación como la
presentada en la Tabla 6.
En este punto el programa está listo y se encuentra
básicam encuentra
básicamente esperando algún comando del usuario de
CAMILA para iniciar la observación.
En la pantalla en la SUN, todas las palabras que se encuentran en
letra oscura son comandos que acepta el programa. La
información que contienen estos comandos será guardada
en el encabezado de las imágenes (ver siguiente
sección).
Para ilustrar el uso del programa veamos algunos ejemplos:
Nótese que para ejecutar una integración se utiliza
el comando e y para finalizar el programa se utiliza
fin. Los otros comandos son explicados adelante. Smandos son explicados adelante. Si
el usuario escribe algo incomprensible, el programa responderá
con NO TE ENTIENDO, teclea RETURN, con lo cual aparecerá
nuevamente status: ESPERANDOTE y >.
Para una descripción más detallada de las opciones
dadas por estos comandos referimos al lector al Reporte Técnico
IAUNAM RT 94-06.
Existe la posibilidad de realizar secuencias de exposiciones que
involucren distintos tipos de cambios en los parámetros para
cada integración. Esto se realiza mediante el comando
sec <nombre de secuencia deseada>. Para esto
se ha construido un archivo llamado secuencias, donde
se definen los pasos a ejecutar por el programa y al cual se pueden
agregar secuencias deseadas por el usuario. Las secuencias
generalmente involucran movimientos de telescopio
como ejecutar un mosaico o una cruz dado un desplazamiento (offset) en
segundos de arco en cierta dirección en el cielo. En la Tabla 7 se presentan 3 ejemplos de
secuencias (una, cielo y cuatro) con el objeto de ilustrar su uso.
Cabe notar que cualquier comando que se puede dar en forma iterativa,
se puede incluir como parte de una secuencia (p. ej. cambio de
filtros, movimientos telescopio, etc.) y que las secuencias posibles
dependen del tipo de observaci&oacen del tipo de observación que el usuario requiere:
mosaicos, rastreos, etc.
El archivo secuencias contiene una serie de
secuencias de observación que pueden ser útiles para los
observadores, ya que permiten mover el telescopio para hacer mosaicos
de 3×3, cruces, observaciones de cielo, etc. Se recomienda a los
observadores ver este archivo (con textedit) y adecuarlo a sus
observaciones, i.e. ajustar offsets, movimientos, etc.
En la Tabla 8 presentamos las
secuencias CRUZ y MOSAICO3 que consideramos importantes para la
observación IR. La secuencia CRUZ permite realizar
observaciones profundas de una región central que se observa un
número repetido de veces, tomando cielos en las 4 direcciones
(N, S, E y W) después de cada centro y generando 9
imágenes. La secuencia MOSAICO3 permite obtener un mapa de
3×3 alrededor de una posición central, generando 10
imágenes.
El detector de CAMILA puede leerse de varias maneras. Se pueden
realizar lecturas múltiples durante una integltiples durante una integración y
también incrementar el número de
addups. Esto permite incrementar la señal a
ruido en varias formas, además de simplemente variar el tiempo
de integración.
Para la mayoría de las aplicaciones en imagen directa,
donde el ruido dominante es ruido de fotones y disparo de la
radiación de fondo, se recomienda trabajar con dos lecturas
(nlec = 2). De esta forma el detector se lee dos
veces durante una integración, una al pricipio y otra al final,
y se producen dos archivos de datos por cada integración
(imágenes IRAF). Estos son imagen.b con el
resultado de la primera lectura que es básicamente el bias
electrónico, e imagen.d que es el resultado de
la segunda menos la primera lecturas dividido por el tiempo de
integración, esto es señal neta en conteos por segundo.
De esta manera se elimina el super-ruido asociado a una sola lectura,
que es 50 veces mayor que el ruido de lectura. La primera lectura se
guarda únicamente para propósitos de
linearización (ver Sec. 5.4). Sin embargo, si el conteo total se
mantiene por debajo de 10000 conteos, las correcciones por
linearización pueden no ser importantes. Para más
detalles referimos al lector al Reporte Técnico RT 94-06 del
IAe;cnico RT 94-06 del
IAUNAM.
El tiempo de integración puede controlarse de dos formas:
directamente mediante el comando tint o, en el caso
en que el detector se sature antes del tiempo total deseado, se puede
incrementar el número de addups con nadd hasta
obtener un tiempo total de integración equivalente al deseado.
El tiempo de integración para una exposición se debe
seleccionar en base a varios elementos. En primer lugar, el filtro
que se use determina muy fuertemente el tiempo máximo para una
integración. Esto es debido a que el detector puede saturarse
fácilmente por radiación de fondo (cielo). Así
por ejemplo, de acuerdo con la Tabla
4 (ver Sec. 2.6), el conteo de fondo para
el filtro K' es de 400 conteos/s, por lo que en 20 segundos se
tendrían 8000 conteos tan solo de brillo de fondo. Aunque el
nivel de saturación es de 16384 conteos, debido a la fuerte
no-linealidad después de 14000 conteos no es conveniente
rebasar este nivel. De hecho es conveniente calcular el tiempo de
integración al menos para no rebasar los 7000 conteos por
radiación de fondo. Aún con esta previsión, es
posible que el objeto sature en el detector, por lo que sería
necesao que sería
necesario disminuir aún más el tiempo de
integración. Si el tiempo de integración que resulte
finalmente es demasiado corto para obtener la razón S/R
deseada, se puede incrementar el tiempo aumentando el número de
add-upps con nadd.
Cuando el número de lecturas, nlec=2, cada
exposición genera dos archivos imagen.b e
imagen.d. La imagen.b tiene los
conteos de la primera lectura que se realiza inmediatamente
después de borrar el detector. Esta información puede
ser útil para linealizar las imágenes (ver Sec. 5.4). La imagen.d tiene la
señal resultante de una observación, en conteos/seg,
i.e. es el resultado de dividir los conteos totales entre el tiempo de
integración.
Es posible cambiar el número de veces en que se lee el
detector durante una integración, mediante el comando
nlec. Así, si nlec=1 únicamente se
realiza una lectura e
realiza una lectura del detector y sólo se genera el archivo
imagen.b. En este modo se tiene la ventaja de que puede
disminuirse el tiempo de integración al mínimo de 0.5
seg. Sin embargo, tiene la desventaja de que el ruido se incrementa
por un factor >50, con respecto al caso nlec=2.
Por otro lado, si nlec>2 (ver modos de lectura arriba y Reporte
Técnico IAUNAM RT 94-06), se puede disminuir el ruido de
lectura aún más. Esto se logra ajustando una recta por
mínimos cuadrados a la señal en cada pixel de la imagen,
generándose 2 archivos más por integración:
imagen.r con el ruido en la señal e
imagen.n con el número de lecturas que se
realizaron en cada pixel antes de llegar al nivel de saturación
definido con el comando SAT.
Cabe aclarar que para cada imagen, el programa
camila escribe en el directorio de observa dos
archivos el de encabezado (imagen.imh) y el de pixeles (imagen.pix).
El encabezado de las imágenes en formato
IRAF generadas por el programa
camila (ver Tabla
9), contiene gran parte de la información necesaria para la
reducción posterior de los datos obtenidos en SPM. Estas
imágeen SPM. Estas
imágenes pueden ser transferidas a formato fits si así
se desea, para hacerlas más universales y poderlas utilizar con
otros paquetes de reducción astronómica, ó pueden
escribirse en las exabyte directamente en formato IRAF si se
analizarán con este paquete.
Para enfocar el telescopio y determinar los focos relativos en
cada banda disponible: J, H y K, se recomienda iniciar con una
estrella de magnitud >5. Para no saturar puden utilizar los filtros
angostos en cada banda y tiempos de exposición <= 1 s.
Aunque es posible enfocar tomando imágenes con el programa
camila, se desarrolló una opción
más rápida.
El observador puede utilizar el programa foco que
corre en la PC-Camila y realiza exposiciones rápidas de un
cuadrante del detector. Este programa se encuentra en el directorio
observa en la PC-Camila. Cuendo se ejecuta se
selecciona que cuadrante, así como el tiempo de
integración y número de lecturas (1 ó 2) que
realizará el detector. En general, una lectura es suficiente
si se está enfocando con un objeto brillante, pero es muy
posible que el detector se sature de cualquier forma. Si se va a
tratar de enfocar con objetos de magnitud 6 o más e magnitud 6 o más brillantes,
es necesario hacerlo a través de filtros angostos. Estrellas
más débiles que magnitud 6, sí pueden ser
observadas directamente mediante los filtros anchos. El utilizar dos
lecturas para enfocar es más recomendable ya que se disminuye
el ruido de lectura.
El procedimiento de enfoque es el siguiente:
Durante el modo de observación normal, cuando se
está corriendo el programa camila en la SUN,
la PC-Camila debe estar ejecutando el programa corre.
Este programa se encuentra en el directorio observa
en la PC-Camila. Este programa se encarga de llevar a cabo las
secuencias de observación que se determinan desde la SUN y se
envian al controlador de CAMILA. Cuando no hay ninguna
integración el programa está borrando continuamente el
detector. Esta actividad en la PC se nota ya que continuamente
está escribiendo un mensaje:
En caso de que se note que esto deje de ocurrir, es posible que
sea debido a un problema momentáneo en la comunicación
(brincó un Chamán). Se tiene que dar un RESET a la
PC-Camila y volver a ejecutar el programa corre.
En caso de que aún así, no haya respuesta, entonces
es necesario apagar la micromint (cajita verde) y debe tenerse
precaución con el motor de los filtros. Checar que no
esté puesto el que no
esté puesto el seguro del dial de los filtros (nótese
que el seguro NUNCA debe estar puesto). Mover a mano los filtros para
checar que estén centrados en sus posiciones. La
posición en el dial de cada filtro disponible, se muestra en la
Tabla 4. Para iniciar la
operación, la rueda de filtros debe estar en el filtro
0 antes de conectar la electrónica. La
micromint (cajita verde) es la única computadora en el sistema
que lleva la cuenta del filtro, y ésta asume que la
posición al encender es la correspondiente al filtro
0. Si en cualquier momento durante la operación, es
necesario apagar esta computadora, habrá que llevar manualmente
a la posición 0 nuevamente (desconectando el motor de pasos o
apagando la micromint). Posteriormente, al reencender la micromint
será necesario cargar el programa camina como
se describe en la Sec. 3.5.1.
Este programa es el encargado de realizar los movimientos de
telescopio y se encuentra en la PC-2metros en el directorio
/infra/mike. Para correrlo se teclea
movecam5, aparece una pantalla autoexplicativa con
distintos comandos posibles. Para que las secuencias de
observación que involucran macute;n que involucran movimientos del telescopio funcionen
adecuadamente, es necesario dar las coordenadas del objeto que se
está observando. Esto se hace con el comando
Q, que pregunta el nombre del objeto, lo busca en un
catálogo y si no lo encuentra pregunta las coordenadas
1950. Con esto los desplazamientos (offsets) del
telescopio realizados en las secuencias toman en cuenta la DEC del
objeto y los movimientos efectivamente corresponden a desplazamientos
en el cielo. Si se quieren detalles sobre este programa, se
recomienda consultar con los asistentes de telescopio.
Este programa corre en la micromint y se describe en la sección 3.5.1 de este manual. Deberá
estar funcionando todo el tiempo, ya sea en modo de operación
normal, en modo de enfoque o en pruebas. Si se sospecha que este
programa no está funcionando, puede probarse con el programa
prueba4 descrito en la
sección 3.5.2. Para cualquier problema a
este nivel ver capítulo 3.
4.3 Apariencia de las Imágenes Para el observador nuevo en el equipo, las imágenes que se
obtienen pueden parecer sumamente raras, y a veces en efecto lo son.
Uno de los problemas mas frecuentes con que se encuentra uno es que en
la imagen.d no se observa más que un
extraño patrón de iluminación. Este patrón
puede tener la apariencia de cualquiera de las Figuras 11a, 11b y 11c (flatJ, flatH y flatK,
respectivamente). Esto es debido a que en muchas ocasiones la
radiación de fondo es mucho mas intensa que la proveniente del
objeto y éste no resalta del fondo. Para ver el objeto es
necesario restar otra imagen similar adquirida en otra posición
del telescopio (i.e. cielo). En la secuencia de imágenes de las
Figuras 12a (objeto) 12b (cielo) y 12c (resta),
se ilustra este efecto.
Otras veces, por el contrario, se observa el objeto claramente
resaltando sobre un cuadro que tiene la apariencia de la Figura 13 que es un DARK. Lo extraño de esta
figura son las dos bandas horizontales que se
observan en la parte inferior de cada uno de los cuatro cuadrantes.
Esto ocurre en el filtro 0 (oscuro o dark) y en los filtros muy
angostos, en donde la radiaciostos, en donde la radiación de fondo es lo suficientemente
baja como para poder apreciar este otro efecto, que es producido por
la corriente oscura del detector. Esta estructura que se ve en las
imágenes se cancela igualmente al restar otra imagen similar,
aunque en ocasiones queda algun indicio (bastante pequeño) de
esto que no logra cancelarse completamente.
Cuando el tiempo de integración es corto y se lee
frecuentemente el detector, se observan brillantes las cuatro esquinas
de éste. Esto también es normal, son los
pre-amplificadores de salida de la electrónica del detector que
se calentaron, y se cancela al restar dos imágenes.
En otras ocasiones, ocurre que un cuadro se lee mal (bad readout)
como en la Figura 14a. Esto indica una mala
transferencia entre la electrónica de la mochila y la
PC-Camila, y la imagen deberá deshecharse.
Frecuentemente, al iniciar una secuencia la primera imagen del
detector es defectuosa, esto puede verse claramente cuando al hacer la
diferencia entre esta imagen y la segunda resulta una imagen como la
presentada en la Figura 14b; en este caso debe
deshecharse la primera exposición. La razón de este
problema es una diferencia que se origina por cambios que sufre el
detector al pasar del estado inactivo a uno de integración,
efecto que aún no entend que aún no entendemos. Es posible que esta imagen
defectuosa ocurra en poquísimos casos durante una secuencia y
pues también deberá deshecharse.
Para evitar problemas como malas lecturas y no cancelaciones de la
corriente oscura, y aprovechando de la necesidad de tomar
imágenes del cielo con bastante frecuencia, es conveniente
diseñar una estrategia de observación que repita varias
veces la misma zona observada repartiendo así el tiempo de
integración global, y no tratar de tomar un solo cuadro de todo
el tiempo de integración. Un ejemplo de esta estrategia es la
secuencia cruz que da muy buenos resultados al
superponer finalmente la zona central de la cruz observada.
Un posible problema de las secuencias es la posible coincidencia
de un objeto excesivamente brillante en uno de los cuadros observados.
Esto debe evitarse, ya que la observación de una estrella muy
brillante deja una huella (after-image o imagen fantasma) que dura en
el detector varias exposiciones, pudiendo inutilizar toda una
secuencia, y es casi imposible quitarla en la reducción.
educción.
Una imagen que uno normalmente no mira, es la
imagen.b de cualquier cuadro. Esta imagen, que puede
ser necesaria para linearizar las mediciones, ya que corresponde
fundamentalmente a la carga inicial en cada pixel (i.e. BIAS)
(Fig. 15).
Finalmente pueden cancelarse muchos de los factores indeseables y
obtener imágenes reducidas, como se ilustra en la Figura 15 donde todos los problemas adicionales
han sido cancelados a niveles del 1%.
5. OBSERVACION EN EL IR
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Para poder reducir y calibrar adecuadamente las observaciones de
una temporada hay que realizar una serie de procedimientos, tales como
correcciones por no-linealidad del detector, aplanamiento de campo,
corrección de pixeles malos, sustracción de bias y
cielo, y calibración fotométrica con estándares.
Estas correcciones son necesarias ya que en cada
observación que se realiza, además de la señal que
se desea medir, hay contribuciones de distintas fuentes de ruido.
Entre éstas están las emisiones del cielo y de la
óptica a temperatura ambiente (teica a temperatura ambiente (telescopio, espejos, doblete,
etc.). Una referencia muy útil para comprender el significado
de las distintas fuentes de ruido es la de McCaughrean 1988, que puede
ser consultada en el Apéndice C.
En general es necesario obtener campos planos para calibrar la
respuesta cuántica del detector en cada filtro. Como esta
respuesta no se espera que varíe significativamente de noche a
noche, es suficiente obtener campos planos unas dos veces durante la
temporada.
Los campos planos deben ser obtenidos bajo dos condiciones de
iluminación muy distintas, para poder cancelar la
emisión térmica de la propia óptica del
telescopio (ver Apéndice C), poca y mucha
iluminación. Esto puede lograrse observando el cielo desde
poco antes de que amanezca, hasta que sale el Sol, tomando
exposiciones cortas en todos los filtros. Cuando en cada filtro se
tengan al menos una exposición con poca iluminación y
otra del mismo tiempo de integración pero con mucha
iluminación (del orden de 7000 conteos, pero sin saturar), en
ese momento se puede dar por concluido el proceso de imágenes
de campo plano. El campo plano en cada filtro se obtendrá de
la diferencia entre estas dos imágenes.
En caso de que no se pu En caso de que no se puedan obtener campos planos al atardecer o
al amanecer, se puede también intentar tomar campos planos de
cúpula con luz de cúpula, i.e. no de lámpara para
pantalla (pues el detector satura). En este caso, deben obtenerse
imágenes con luz y también sin luz del mismo tiempo de
integración, para así poder efectuar las diferencias a
las que se refiere el párrafo anterior.
Un dark es una imagen de la corriente oscura del
detector integrada durante un cierto tiempo de integración.
Los requerimientos de observar darks varian
según el tipo de procesamiento que se quiera dar a los datos
(ver Apéndice C). Cuando el tipo de
procesamiento que se realizará es parecido al procesamiento
para CCD's ópticos, es imprescindible obtener
darks del mismo tiempo de integración que se
usó en las observaciones. Estos darks son
simplemente exposiciones a través del filtro número 0.
Denúmero 0.
De acuerdo con McCaugheran, el procesamiento térmico no
requiere de la obtención de darks.
Un bias es una imagen de tiempo de
integración cero y mide el offset de la electrónica en
cada pixel. Sin embargo, en cualquiera de los procesamientos
recomendados por McCaugheran (Apéndice
C), se realizan diferencias de imágenes, lo cual cancela
esta contribución ya que es constante. Sin embargo es
recomendable tomar unos 10 bias al final de cada
noche.
La radiación de fondo o cielo en el
infrarrojo varía con mucha frecuencia (del orden de unos pocos
minutos) para longitudes de onda de 2µm. Por esto, es
imprescindible alternar las observaciones del objeto con observaciones
de cielo, que se obtienen moviendo el telescopio a posiciones cercanas
(approx min de arco). Esto se puede realizar eficientemente
mediante la programación de secuencias de
observación (ver Sec. 4.2.1). Cuando el
objeto que se está observando es extendido, el offset
deberá aumentarse hasta encontrar una región libre de
emisión. También es conveniente realizar observaciones
de cielo en más de una posición, ya que si
únicamente se realiza una observación, no es posible
cancelar la contribible
cancelar la contribución de objetos puntuales (estrellas) del
cielo. En cambio, si se realiza más de una observación
de cielo, en distintas posiciones, las imágenes obtenidas se
pueden combinar de tal forma que las contribuciones de las estrellas
se cancelen. Esto se puede realizar, por ejemplo, combinando al menos
tres imágenes por mediana. Previamente hay que tener cuidado en
que el nivel mediano de cada una de las imágenes que se
combinan sea el mismo, para lo cual es posible sumar o restar una
constante pequeña.
5.4 Corrección por No-Linealidad El detector asociado a CAMILA es ligeramente no-lineal. A 10000
conteos la no-linealidad es del 5% y empeora por arriba de este
nivel. En la Figura 17 se ilustra el efecto de
no linealidad del detector NICMOS3. La no linealidad del detector
puede ser descrita por la ecuación
donde Los parámetros que caracterizan la no-linealidad y el
offset electrónico de cada cuadrante, pueden variar ligeramente
de temporada a temporada, por lo que es recomendable calcularlos una
vez durante la temporada. Para determinar estos parámetros,
hay que realizar una serie de observaciones de cúpula con luz
difusa teniendo imágenes con approx 1000 conteos por segundo
en el filtro 6 [Fe II] (se recomienda este filtro para no saturar el
detector). El observador deberá realizar observaciones con
nlec=1, con tiempos de integración de 1, 2, 3,
4, ... , 20 segundos, para poder ajustar los parámetros del
modelo. El observador puede usar la secuencia lineal
en el archivo de secuencias, para adquirir las imágenes para la
linealización, que pueden ser llamadas linealxxx por
conveniencia. Una vez adquiridas estas imágenes, se puede
proceder de la siguiente forma para obtener los parámetros
Como comparación, los valores de estos parámetros
obtenidos en Octubre de 1994 se presentan en la Tabla 8.
Para reducir la fotometría a un sistema absoluto
(p.ej. Korneeff et al. 1to
(p.ej. Korneeff et al. 1988), es necesario realizar observaciones de
estrellas estándares. Sin embargo, los sistemas de estrellas
estándares clásicos, como Elias (1982) que fueron
obtenidos con detectores monocanal, no pueden ser utilizados, ya que
generalmente están basados en estrellas demasiado brillantes
para ser observadas con los nuevos detectores infrarojos. Por esto,
se han comenzado a definir nuevos sistemas basados en estrellas
más débiles. Un ejemplo de estos sistemas es el de
UKIRT, que se puede consultar en el Apéndice
D, que consiste de 32 estrellas observadas en el IR, con magnitud
K en el intervalo 8<K<15. En la lista del Apéndice D se dan: nombre, coordenadas
(1950) , magnitud K, colores (J-K) y (H-K), así como,
referencias a las cartas de identificación de las estrellas
(muchas están en Landoldt 1983, copia del cual está en
el 2.1m).
Cabe notar, sin embargo, que no hay en este sistema estrellas
suficientemente rojas como para poder determinar las ecuaciones de
color con suficiente precisión.
donde las cantidades
6. COMENTARIOS FINALES Y AGRADECIMIENTOS
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El instrumento descrito en este trabajo ha concluido dos etapas
muy importantes y se encuentra en operación en el
OAN/SPM. Actualmente es el instrumento más avanzado en el
infrarrojo en México. La calidad de sus datos es comparable y
en algunos casos superior a instrumentos similares construidos por
otros grupos en el mundo. Su desarrollo ha motivado la
construcción de sistemas aún más avanzados, con
óptica criogénica y detectores sensibles en un intervalo
espectral aún mayor y con mayor número de pixeles.
El instrumento que se ha entregado al OAN ha produ que se ha entregado al OAN ha producido material
observacional astronómico de alta calidad. Algunos datos
obtenidos son muy novedosos y verdaderamente excitantes. Esperamos que
los observadores de CAMILA vean enriquecida su investigación
con el vasto número de problemas que pueden atacarse en el
cercano IR. Para nosotros CAMILA ha sido un proyecto maravilloso y una
experiencia invaluable, pues nos ha permitido acercarnos al desarrollo
de instrumentos IR de frontera y realizar observaciones
astronómicas en un área que actualmente tiene un impulso
enorme, debido al reciente desarrollo de detectores bidimensionales IR
(más sensibles y de mayor formato).
Agradecimientos: Este proyecto no hubiera sido
posible sin la colaboración y el trabajo de muchos colegas:
I. Cruz-González, L. Carrasco, E. Ruiz, L. Salas, M. Skrutskie,
P. Sotelo, L. Gutiérrez, A. Iriarte, F. Cobos, M. Meyer,
F. Barbosa, A. Bernal, B. Sánchez, J. Valdéz,
J.L. Ochoa, E. López, S. Argüelles, P. Conconi, etc. El
trabajo mecánico fue realizado en el IAUNAM (Talleres
mecánicos de C.U. y Ensenada) y en la Universidad de
Massachusetts, agradecemos a los técnicos por una excelente
labor. Reconocemos también la labor de los grupos de asistentes
de telescopio y de apoyo técnico del Observatorio
Astronómico Nacional (SPM) por su apoyo fundamePM) por su apoyo fundamental en las
temporadas de pruebas y observación. Agradecemos a la UNAM
nuestra patrocinadora en este proyecto, quien a través de la
DGAPA nos ha apoyado generosamente para la realización de este
proyecto. Por otro lado, en la administración de este proyecto,
el apoyo de la Unidad Administrativa del IAUNAM ha sido crucial y se
agradece. Finalmente, agradecemos a todo el IAUNAM el habernos apoyado
en distintas formas para realizar este proyecto, pero sobretodo por
habernos dado el marco de libertad académica que un proyecto de
desarrollo tecnológico como CAMILA requiere.
REFERENCIAS
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7. APENDICES
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7.1 Apéndice A. Publicaciones de CAMILA Hasta diciembre de 1994 se ha publicado la siguiente
documentación de CAMILA. En ella se describe la
configuración inicial del sistema que ha concluida en cuanto a
aspectos técnicos y se muestran algunos resultados
observacionales preliminares.
Los siguientes reportes técnicos están en
preparación y se concluirán en breve:
7.2 Apéndice B:
Curvas de Transmisión de los Filtros 7.3 Apéndice C:
Reduction and Analysis Techniques for Infrared Imaging Data por M.
McCaughrean 7.4 Apéndice D:
Estrellas Estándares de UKIRT 7.5 Apéndice E:
Forma de Bitácora
PIES DE FIGURA
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Figura 1. Diagrama General de CAMILA.
Figura 2. Modos de Operación de CAMILA: (a)
Imagen Directa y (b) Espectroscopía.
Figura 3. Detector NICMOS 3 de CAMILA:/STRONG> Detector NICMOS 3 de CAMILA: (a)
Fotografía (b) Imagen de pixeles malos.
Figura 4. Diagrama Mecánico de la Montura
en Imagen Firecta.
Figura 5. Diagrama Optico de la Montura en Imagen
Directa.
Figura 6. Diagrama de Rayos del Camino Optico del
Reductor Focal.
Figura 7. Fotografía del Carrusel de
Filtros.
Figura 8. Fotografía de CAMILA en Imagen
Directa Instalada en Telescopio.
Figura 9. Fotografía del Críostato
en el Sistema de Vacío.
Figura 10. Diagrama de Conexiones de
Computadoras.
Figura 11. Apariencia de Campos Planos en J (11a),
H (11b) y K (11c).
Figura 12. Secuencia de Imágenes de Objeto
(12a), Cielo (12b) y la Diferencia de estas Imágenes (12c).
Figura 13. Imagen de DARK o Corriente Oscura.
Figura 14. (a) Imagen de Lectura Incorrecta (Bad
Readout) y (b) Primera Imagen de una Secuencia (Defectuosa). OJO: Se
deben deshechar.
Figura 15. Imagen de BIAS (imagen.b).
Figura 16. Imagen de un Campo ya Procesado:
Cúmulo Joven Enterrado.
Figura 17. Incremento de la Señal con el
Tiempo para Iluminación Constante.
Figura 18. No Linealid
Figura 18. No Linealidad del Detector Expresada
como # conteos esperados / {# conteos leidos} en Función de
la Señal.
This manual converted from LaTeX to HTML by S. Levine, 04 May 1995
Comandos
Secuencias de ObservaciónModos de Lectura Tiempos de Integración Archivos de Imágenes Encabezados de imagen
N
4 | 3
|
------- E
|
1 | 2
c = d ( c_1 + c_2 d_io + c_3 d_io^2)
c es la señal (conteos/segundo) corregida
por la no-linealidad; d es la señal obtenida
(imagen.d); d_io = imagen.d × tiempo + imagen.b -
offset-electrónico; y las c_1, c_2 y
c_3 son las constantes que resultan de ajustar una
cúbica. Estas últimas son muy similares para los 4
cuadrantes, mientras que los valorantes, mientras que los valores de los offsets
electrónicos difieren entre sí del orden de 10%.
c_1, c_2 y c_3:
K' = K'_i + 20.25
H = H_i + 20.45
J = J_i + 20.65
K'_i, H_i y J_i,
denotan magnitudes instrumentales dadas por -2.5*log(conteos/seg).