Reporte de caracterización de los CCDs y de los telescopios de 1.5m y 84cm

Michael Richer, Alan Watson, Simon Kemp y Sandra Ayala

richer@astrosen.unam.mx , a.watson@astrosmo.unam.mx , snk@astro.iam.udg.mx y sayala@astrosen.unam.mx

9 de enero 2003

Resumen

Durante el periodo 21-27 de septiembre de 2002, hicimos una serie de mediciones con el fin de caracterizar los CCDs SITe1, SITe2, SITe3 y Thomson 2k y los telescopios de 1.5m y 84cm y monitorear su estado con respecto al pasado. Para los CCDs , medimos ganancias, ruidos de lectura, carga espuria, corriente oscura, tiempos de lectura, linealidad y eficiencias relativas . Para los telescopios, medimos puntos cero fotométricos, escalas de placa, eficiencias relativas de los juegos de filtros, transmisiones de los reductores focales, probamos la uniformidad de los campos planos e investigamos sus errores de guiado. Encontramos que el estado de los CCDs no ha cambiado significativamente con respecto a nuestras mediciones anteriores (reportes del 2001 y del 2000 ). Señalamos que el Thomson 2k tiene pixeles de 15µm y no de 14µm (como argumenta Jesús González desde hace varios años) y que el SITe3 tiene franjas de interferencia débiles en el rojo. El estado del telescopio de 1.5m parece similar a lo que encontramos el año pasado (buen estado) y el estado del 84cm ha mejorado debido a su aluminizado durante el verano del 2002.

El estado de los CCDs

La tabla que sigue presenta los valores de los parámetros medidos. Los detalles de las mediciones siguen la tabla. Después, señalamos detalles particulares de los CCDs. Terminamos con una presentación de las eficiencias relativas de los CCDs.

CCD	modo de ganancia	binning (col. x líneas)	tiempo de lectura (segundos)	ruido de lectura (e)	ganancia (e/ADU)	corriente oscura (e/pix/hora)	carga espuria (e)	nolinealidad
SITe1	1	1x1	12	12.3	5.0	13		< 1%
	4	1x1	19	5.5	1.3			ninguna
SITe2	low	1x1	25	13.0	3.2	55	48	1%
	low	2x2		18.4	3.2
	low	4x4		29.7	3.2
	high	1x1						5%
SITe3	1	1x1	35	9.3	4.9	1.4	45	< 1%
	1	2x2	13	15.4	4.9
	1	4x4	7	27.5	4.9
	4	1x1	62	9.0	1.3		47	ninguna
	4	2x2	20	15.5	1.3
	4	4x4	9	29.3	1.3
Thomson 2k	1	1x1	120	6.0	2.0	2.6	2.0	5%
	4	1x1	224	4.9	0.52		1.2	ninguna
	4	2x2	65	5.3	0.52
	4	4x4	25	6.3	0.52

corriente oscura: Los valores de la corriente oscura indican el número de electrones por hora por pixel físico. Medimos la corriente oscura con secuencias de imágenes oscuras, de las cuales quitamos el valor del overscan y una imagen de cero tiempo (un promedio de imágenes de bias ).

carga espuria: Los valores de la carga espuria son el número de electrones por pixel físico generadas espuriamente por la transferencia de la carga. Calculamos el valor de la carga espuria a partir del ruido de lectura observado con distintos binnings: se hace un ajuste del cuadrado del ruido de lectura observado en función del número de pixeles agregados. La pendiente da el valor de la carga espuria y la intersección el cuadrado del ruido de lectura intrínseco.

ruido de lectura y ganancia: Los valores del ruido de lectura ya incluyen el efecto de la carga espuria. Se midieron los valores de la ganancia y del ruido de lectura usando el programa findgain de IRAF mediante pares de imágenes de bias y campos planos.

linealidad: La linealidad de los CCDs se midió de dos maneras. Primero la medimos usando una serie de campos planos. Esta serie de campos planos consiste en dos secuencias de campos planos intercalados. La primera secuencia tiene un tiempo de exposición constante y se usa para monitorear el brillo de la lámpara de campos planos. La segunda secuencia consiste en campos planos cuyos tiempos de exposición aumentan hasta saturar el detector. Dividiendo cada imagen de la segunda secuencia por el producto del tiempo de exposición y el promedio de las imágenes previa y subsecuente de la primera secuencia debería producir imágenes con un nivel promedio de 1.0. Graficando estas imágenes procesadas en función del tiempo de exposición o del nivel original revela si hay alguna nolinealidad. Segundo, medimos la linealidad usando campos de estrellas estándares de Landolt. Se eligieron estos campos de estrellas por tener dos estrellas de brillo similar y otra estrella 2-3 magnitudes más o menos brillante. Tomamos una serie de exposiciones cuyos tiempos de exposición aumentaban. Una nolinealidad del CCD se manifiesta a través magnitudes relativas no constantes. Los valores indicados en la tabla son los derivados del primer método. El segundo método dió resultados consistentes sin excepción. Cuando la tabla indica "ninguna" nolinealidad, implica que cualquier nolinealidad está por debajo de la sensibilidad de estas pruebas (del orden de 0.5%).

Comentarios particulares:

SITe1: Confirmamos que este detector no presenta franjas, incluyendo en la banda I. Por lo tanto, sirve para cualquier programa de imagen directa.

SITe2: Usamos este detector acoplado a un tanque de nitrógeno y un tubo que soplaba sobre el obturador y la ventana de su "botella". Se espera que este arreglo impida la condensación de hielo que ocurre normalmente con este detector, pero todavía se esperan pruebas adicionales por el equipo técnico. Mantuvimos la temperatura de la bomba del detector en el intervalo -30 a -31 C. La temperatura resultante del detector fue de 209-212 K (-61 a -64 C). En principio, debió mantenerse a una temperatura de 208 K. Al menos hasta H alfa, este detector no presenta un problema de franjas obvio. Finalmente, este detector tiene una nolinealidad notable en su modo de lectura rápido (ganancia high) y no se recomienda usarlo en este modo.

SITe3: Primero, este detector tiene franjas débiles en el rojo. Estas franjas aparecen muy débiles en H alfa y crecen hasta tener una amplitud de aproximadamente 2% del señal promedio a 9069A. Por lo tanto, este problema es tan leve que no afectará el uso de este detector para la espectroscopia. Segundo, este detector tiene dos columnas parcialmente defectuosas que parecen afectadas por captura e intercambio de carga cuando el nivel de iluminación excede aproximadamente 14,000 electrones. Las columnas afectadas son las 129 y 130 a partir del renglón 566. La columna 129 aparece más brillante y la 130 más débil que las columnas adyacentes. Sin embargo, el promedio de estas dos columnas es igual al promedio de las columnas adyacentes, por lo cual parece que el problema se debe a la transferencia de carga entre estas dos columnas.

Thomson 2k: Este detector tiene una nolinealidad notable en modo de ganancia 1. Afortunadamente, su uso más frecuente (e interesante) es en modo de ganancia 4. Según la escala de placa que medimos con este detector (ver abajo), deducimos que sus pixeles tienen un tamaño físico de 15µm y no 14µm como indica la página web dedicada a este detector. Como se sabe, este detector tiene fuertes franjas en el rojo.

Las sensibilidades relativas de los CCDs.

Basados en las calibraciones fotométricas, tanto en banda ancha como en banda angosta, deducimos las sensibilidades relativas de los CCDs indicadas en la gráfica que sigue. Usamos mediciones en el 1.5m para establecer las sensibilidades relativas de los SITe1, SITe3 y Thomson 2k. Usamos mediciones en el 84cm para establecer las sensibilidades relativas de los SITe1 y SITe2. Esta gráfica presenta las sensibilidades relativas a la sensibilidad del SITe1 .

Las líneas son sencillamente para conectar los puntos para un detector y no indican la variación espectral de las sensibilidades relativas. Las sensibilidades relativas de los SITe1, SITe3 y Thomson 2k están en buen acuerdo con mediciones previas . El aumento en el azul con respecto a nuestras mediciones previas para el SITe2 podría deberse a que el 84cm fue realuminizado en el verano del 2002. Notamos que la comparación previa del SITe2 con el SITe1 fue basada en mediciones con los detectores separados por un intervalo de ocho meses durante el cual la eficiencia del 84cm disminuyó (ver el reporte del 2001 ) y usando el SITe2 a una temperatura 25-30 C más elevada que la que usamos esta vez.

El estado de los telescopios

1.5m

Todas las pruebas en el telescopio de 1.5m se hicieron usando la rueda de filtros La Ruca. Esta es la rueda de filtros normalmente instalada en este telescopio. La Ruca acepta cualquier filtro que cabe en las monturas estándares.

Recientemente se automatizó el movimiento de la cúpula del telescopio de 1.5m. Durante nuestra campaña de calibración, encontramos que la cúpula ocultaba el telescopio a veces e introducía mucha dispersión en las calibraciones fotométricas. Se afinó el control de la cúpula después (en noviembre 2003) y parece haber quedado mejor. No obstante, recomendamos que los observadores vigilen el posicionamiento de la cúpula.

El programa de la consola

Una peculiaridad que notamos durante nuestras pruebas es que el programa de la consola del telescopio de 1.5m no parece corregir por la declinación en movimientos relativos (offsets) en el eje de ascensión recta. Es decir, cuando uno pide un movimiento relativo de 60 segundos de arco en ascensión recta, el telescopio se mueve 4 segundos de tiempo independientemente de la declinación. Seguramente este defecto será trivial de corregir en una nueva versión del programa.

Puntos cero en el telescopio de 1.5m

filtro	SITe1	SITe3	Thomson 2k
U2	5.34E+08	4.21E+08	2.98E+08
B2	1.98E+09	1.56E+09	2.25E+09
V2	3.26E+09	3.20E+09	3.16E+09
R2	4.06E+09	4.16E+09	3.52E+09
I2	3.16E+09	3.45E+09	2.26E+09
II3727	8.02E+07		4.00E+07
II4363	2.12E+07		2.56E+07
II4861	2.37E+08		2.28E+08
II5007	2.85E+08		2.62E+08
II5876	3.15E+08		2.79E+08
II6563	3.31E+07		2.61E+07
II6730	3.52E+08		2.86E+08
II9069	3.83E+07		2.04E+07

Para los filtros de banda ancha, estos puntos cero representan el número de electrones/segundo que se espera detectar de una estrella de magnitud y color 0.0 a una masa de aire de 1.0. Estos puntos cero se midieron con el juego de filtros II. Comparamos las eficiencias de los juegos de filtros UBVRI abajo.

En el caso de los filtros de banda angosta, estos puntos cero representan el número de electrones/segundo que se espera detectar de una estrella de magnitud AB de 0.0, ver, p.ej., Massey et al. (1988, ApJ, 328, 315) a una masa de aire de 1.0. Estos filtros de banda angosta son de la serie nebular galáctica II.

La escala de placa del telescopio de 1.5m

Detector	SITe1	SITe3	Thomson 2k	reductor focal azul (La Ruca)	reductor focal rojo (La Ruca)
Escala de placa	0.253±0.003	0.253±0.001	0.158±0.002	1.58x	1.66x

Las escalas de placa indican el ángulo subtendido en segundos de arco por pixel físico del detector. Para los SITe1 y SITe3, usamos del orden de 45 estrellas en el campo de M15 (Le Campion et al. 1996, A&AS, 119, 307) para medir las escalas de placa. Para el Thomson 2k se usaron 65-75 estrellas en el campo de M15 para medir la escala de placa (con y sin los reductores focales). En ningún caso encontramos indicación de curvatura del plano focal sobre la escala de los detectores.

Si suponemos un tamaño de 24µm para los pixeles de los SITe1 y SITe3, la escala de placa para el Thomson 2k implica que tiene pixeles de 15µm.

Para los reductores focales azul y rojo de La Ruca, indicamos el factor de amplificación de la escala de placa que producen. Nótese que es imposible enfocar simultáneamente el telescopio y el guiador cuando se usan los reductores focales en el telescopio de 1.5m.

La transmisión de los reductores focales

Reductor focal	U	B	V	R	I
La Ruca, azul	0.80	0.86	0.88	0.88	0.86
La Ruca, rojo	0.39	0.19	0.11	0.81	0.83

Estos valores representan la fracción del flujo transmitida en cada banda. Se usó el juego de filtros II. La siguiente figura compara las transmisiones gráficamente.

Campos planos

Con el fin de averiguar cuanto bien funcionan los campos planos, tomamos series de imágenes de una estrella estándar. Posicionamos esta estrella en distintos lugares en cada imagen. Corregimos estas series de imágenes por el bias, por la imagen de cero (promedio de secuencias de bias) y por el campo plano. Usamos un campo plano del cielo tomado durante el crepúsculo. Comparamos las magnitudes resultantes para la estrella en cada imagen. Se hizo esta prueba en las bandas B y R con La Ruca y sin el reductor focal (usamos el CCD Thomson 2k con binning 2x2, pero no debería depender del CCD). En ambos filtros, encontramos que las magnitudes eran más débiles en la región central que en la periferia, las diferencias sistemáticas fueron de 0.03 mag. Definimos la región central como la sección de la imagen [300:700,300:700]. Valdría la pena investigar si campos planos construidos de imágenes nocturnas evitarían esta dificultad.

Errores del guiado

Durante una noche, tomamos una serie de imágenes consecutivas con el CCD SITe3 durante aproximadamente 20 minutos. El objetivo fue investigar cuales desperfectos de seguimiento tiene el telescopio, por lo cual no guiamos durante la secuencia de imágenes. Las exposiciones fueron de 10s con alrededor de 5s de tiempo de lectura y con un binning de 2x2 (0.5 segundos de arco/pixel). La gráfica que sigue muestra la posición del centro de la estrella en cada imagen individual. La línea conecta las imágenes en orden temporal. Es evidente que hay una deriva sustancial en ambos ejes, del orden de 10 segundos de arco en declinación y de 15 segundos de arco en ascensión recta en aproximadamente 20 minutos. Además, hay un error periódico.

En la gráfica que sigue, se quitaron las derivas lineales de la gráfica anterior. La línea conecta las imágenes en orden temporal. Ahora, el error periódico se ve muy claramente. El periodo es de 7-8 imágenes, lo que corresponde a un periodo temporal de aproximadamente 2 minutos. La amplitud aproximada de ±2 pixeles corresponde a una oscilación espacial de ±1 segundo de arco.

84cm

Las pruebas en el telescopio de 84cm se hicieron generalmente con la rueda de filtros Mexmanita. Una noche, se instaló La Cubeta cuadrada para poder intercomparar los tres juegos de filtros anchos.

La rueda de filtros Mexmanita es la rueda de filtros normalmente instalada en el telescopio de 84cm. El mecanismo de esta rueda de filtros es el mismo que se usa en la rueda de filtros Mexman en el telescopio de 2.1m, solamente las cajas exteriores instaladas en los dos telescopios difieren. La rueda Mexmanita acepta filtros redondos de 50mm (la lista de los filtros normalmente instalados).

El programa de la consola

Una peculiaridad que notamos durante nuestras pruebas es que el programa de la consola del telescopio de 84cm no parece corregir por la declinación en movimientos relativos (offsets) en el eje de ascensión recta. Es decir, cuando uno pide un movimiento relativo de 60 segundos de arco en ascensión recta, el telescopio se mueve 4 segundos de tiempo independientemente de la declinación. Seguramente este defecto será trivial de corregir en una nueva versión del programa.

Puntos cero en el telescopio de 84cm

filtro	SITe1	SITe2	SITe3	Thomson 2k
U3	2.01E+08	2.87E+08	1.58E+08	1.24E+08
B3	1.07E+09	1.79E+09	8.13E+08	1.18E+09
V3	1.61E+09	1.86E+09	1.50E+09	1.51E+09
R3	1.58E+09	1.84E+09	1.50E+09	1.38E+09
I3	1.29E+09	1.44E+09	1.27E+09	8.54E+08
3727	1.39E+07	2.11E+07
5007	9.26E+07	1.04E+08
6563	1.50E+07	1.70E+07
6726	8.03E+07	8.96E+07

Para los filtros de banda ancha, estos puntos cero representan el número de electrones/segundo que se espera detectar de una estrella de magnitud y color 0.0 a una masa de aire de 1.0. Estos puntos cero se midieron con el juego de filtros III.

En el caso de los filtros de banda angosta, estos puntos cero representan el número de electrones/segundo que se espera detectar de una estrella de magnitud AB de 0.0, ver, p.ej., Massey et al. (1988, ApJ, 328, 315) a una masa de aire de 1.0. Estos filtros de banda angosta son de la serie nebular de Beto López e instalada en la rueda Mexmanita.

Las eficiencias relativas de los juegos de filtros de banda ancha

juego	U	B	V	R	I
I (La Ruca)	0.36	0.99	0.98	1.00	0.97
II (La Ruca)	1.0	1.0	1.0	1.0	1.0
III ( Mexmanita)	0.92	1.39	1.21	0.99	0.98

La única diferencia entre los juegos de filtros I y II es que el filtro U2 es mucho más eficiente. Los filtros de ambos juegos son cuadrados de 50mm. El juego de filtros III (comprado por Andre Moitinho et al.) es el único que cabe en la rueda Mexmanita que se usa normalmente en el 84cm.

La escala de placa del telescopio de 84cm

detector	SITe1	SITe2	Thomson 2k	reductor focal Mexmanita
escala de placa	0.426±0.002	0.427±0.002	0.286±0.004	1.50x

Las escalas de placa indican el ángulo subtendido en segundos de arco por pixel físico del detector. Usamos del orden de 70 estrellas en el campo de M15 (Le Campion et al. 1996, A&AS, 119, 307) para medir las escalas de placa. En ningún caso encontramos indicación de curvatura del plano focal sobre la escala de los detectores.

Para el reductor focal de la rueda Mexmanita, indicamos el factor de amplificación de la escala de placa que produce. No hay problema de enfocar simultáneamente el telescopio y el guiador cuando se usa el reductor focal de la Mexmanita en el telescopio de 84cm.

La transmisión de los reductores focales

reductor focal	U	B	V	R	I
Mexmanita	0.66	0.91	0.93	0.94	0.80
La Cubeta	0.44	0.89	0.89	0.91	0.70

Estos valores representan la fracción del flujo transmitido en cada banda. Se usó el juego de filtros III con la rueda Mexmanita y el juego II con La Cubeta. La figura anterior compara estas transmisiones gráficamente.

Campos planos

Con el fin de averiguar cuanto bien funcionan los campos planos, tomamos series de imágenes de una estrella estándar. Posicionamos esta estrella en distintos lugares en cada imagen. Corregimos las series de imágenes por el bias, por la imagen de cero (promedio de secuencias de bias) y por el campo plano. Usamos un campo plano del cielo tomado durante el crepúsculo. Comparamos las magnitudes resultantes para la estrella en cada imagen. Se hizo esta prueba en las bandas B y R con la rueda Mexmanita tanto sin el reductor focal (CCD SITe1 ) como con el reductor focal (CCD SITe2, aunque no debería depender del CCD). En ambos casos, encontramos que las magnitudes eran más débiles en la región central que en la periferia, las diferencias sistemáticas fueron de 0.01 mag sin el reductor focal y de 0.03 mag cuando estuvo puesto el reductor focal. Definimos la región central como la sección de la imagen [300:700,300:700]. Valdría la pena investigar si campos planos construidos de imágenes nocturnas evitarían esta dificultad.

Errores del guiado

Durante una noche, tomamos una serie de imágenes consecutivas con el CCD Thomson 2k durante aproximadamente 40 minutos. El objetivo fue investigar cuales desperfectos de seguimiento tiene el telescopio, por lo cual no guiamos durante la secuencia de imágenes. Las exposiciones fueron de 5s con alrededor de 40s de tiempo de lectura y con un binning de 2x2 (0.86 segundos de arco/pixel; se usó la rueda Mexmanita y su reductor focal). La gráfica que sigue muestra la posición del centro de la estrella en cada imagen individual. La línea conecta las imágenes en orden temporal. Es evidente que hay una deriva sustancial en ambos ejes, en total del orden de 7 segundos de arco en declinación y de 45 segundos de arco en ascensión recta en aproximadamente 40 minutos. Notamos que esta deriva no es constante, al menos en el eje de ascensión recta. Finalmente, hay un error periódico que se nota particularmente bien durante el intervalo sin deriva en ascensión recta.

En la gráfica que sigue, se quitaron las derivas lineales de la gráfica anterior. La línea conecta las imágenes en orden temporal. Ahora, el error periódico se ve muy claramente. El periodo es de 4-6 imágenes, lo que corresponde a un periodo temporal de aproximadamente 4-5 minutos. La amplitud aproximada de ±2 pixeles corresponde a una oscilación espacial de ±1.5 segundos de arco.

Comparaciones

Comparación de los telescopios de 1.5m y 84cm

La gráfica que sigue presenta el cociente del los puntos cero del 1.5m con respecto a los del 84cm en banda ancha para los CCDs SITe1, SITe3 y Thomson 2k. Corregimos por las eficiencias relativas de los distintos juegos de filtros. El valor promedio para todos los filtros y todos los CCDs es de 2.58. Si suponemos que el telescopio de 84cm tiene una apertura efectiva de 84cm, este valor promedio implica que el telescopio de 1.5m tiene una apertura efectiva de 1.35m. Esto es aproximadamente lo que se espera dado que la periferia del espejo primario del 1.5m está ocultada debido a que tiene una mala forma y deterioraría a la calidad de imagen.

Comparación con años anteriores

La gráfica que sigue compara las eficiencias de los telescopios de 1.5m y 84cm este año con sus eficiencias en los 1999, 2000 y 2001. Nos basamos en las mediciones con el SITe1 de nuestros reportes anteriores ( 2000 , 2001 ).

Considerando el telescopio de 1.5m (símbolos en rojo), vemos que su eficiencia este año es ligeramente inferior a su eficiencia del 2001, cuando fue últimamente aluminizado, pero mucho mejor que su eficiencia del 2000. Aunque no hay mucha diferencia entre las eficiencias del 2002 y del 2001, se aluminizó el 1.5m a finales de septiembre 2002, poco después de nuestras pruebas.

Por otra parte, la eficiencia del telescopio de 84cm (símbolos en azul) ha aumentado en el 2002, gracias a su aluminizado durante el verano del 2002, después de haber bajado en los 2001 y 2000 con respecto al 1999.

Agradecimientos

Es un enorme placer agradecer a Benjamín García y José Manuel Murillo, quienes nos cambiaron el equipo casi diariamente durante nuestra campaña de caracterización. Sin sus esfuerzos continuos, nunca habríamos logrado hacer la mayoría del trabajo que presentamos en este reporte. Agradecemos a Gabriel García por su ayuda con el telescopio de 84cm durante varias noches.

Agradecemos a Carlos Chavarría y Marco Moreno por notificarnos de las columnas defectuosas del SITe3.