Reporte de caracterización de los CCDs y de los telescopios de 1.5m y 84cm (2003)

Sandra Ayala, Michael Richer, Alan Watson y Simon Kemp

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

6 de enero de 2004

Resumen

La semana del 12 al 18 de septiembre de 2003, se hicieron las mediciones necesarias para la caracterización anual de los CCDs diponibles en el OAN y monitorear su estado y el de los telescopios respecto del pasado. Esta ocasión sólo se caracterizaron los CCDs SITe3 y Thomson 2k en los telescopios de 1.5m y 84cm.

Para los CCDs medimos ganancias, ruidos y tiempos de lectura, carga espuria, corriente oscura, linealidad y eficiencias relativas. En el caso de los telescopios medimos puntos cero fotométricos, escalas de placa, transmisiones de los reductores focales, eficiencias relativas de los juegos de filtros y comparamos los resultados con los años anteriores. Hacemos algunas observaciones sobre la interfaz de consola en ambos telescopios y verificamos los valores de los parámetros de los guiadores para un buen funcionamiento del autoguiado.

Estado de los CCDs

En la siguiente tabla se listan los parámetros de electrónica medidos durante esta temporada para los dos detectores disponibles en ese momento en el OAN. Las mediciones se hicieron usando los mismos métodos que en años anteriores, los cuales se describen brevemente al final de la tabla . Más abajo se presentan comentarios particulares sobre los CCDs y como comparan con los años anteriores.

corriente oscura: Los valores de la corriente oscura se determinaron de secuencias de imágenes oscuras (darks) quitando los valores del overscan y un promedio de imágenes bias . Tal valor indica el número de electrones por hora por pixel físico.

carga espuria: Los valores de carga espuria corresponden al número de electrones por pixel físico generados espuriamente por la transferencia de la carga. Estos valores se calcularon usando el valor del ruido de lectura observado con distintos binnings haciendo un ajuste del cuadrado del ruido de lectura observado, en función del número de pixeles agregados.

ruido de lectura y ganancia: Los valores del ruido de lectura y ganancia se midieron usando la rutina findgain de IRAF con pares de imágenes de bias y campos planos. El ruido de lectura incluye la constribución por carga espuria.

linealidad: La linealidad de los CCDs se midió de dos maneras (de modo similar al año pasado): usando campos planos y usando un par de estrellas estándares de Landolt (Landolt 1992, AJ, 104, 340) . Los valores indicados en la tabla son los derivados de las pruebas de campos planos. Los resultados obtenidos de usar las estrellas estándares son consistentes con los resultados obtenidos de los campos planos.

Comentarios particulares:

SITe3:

El estado de este detector presenta un comportamiento similar al del año anterior. Presenta franjas débiles en el rojo y las columnas 129 y 130 parcialmente defectuosas aparentemente por captura e intercambio de carga cuando el nivel de iluminación excede aproximadamente 14,000 electrones (ver reporte 2002). Para el CCD SITe3 la medición de linealidad usando las estrellas estándares dió resultados consistentes para ambas ganancias.

Thomson 2k: Este detector, contrario a lo que encontramos el año pasado, presenta una nolinealidad de 3% en modo de ganancia 4, mientras que en modo de ganancia 1 encontramos que la no linealidad es menor de 1%. No entendemos la razón para este “intercambió” en la linealidad entre los dos modos de ganancia. Dado que el uso más frecuente es en modo de ganancia 4 señalamos el hecho para que los usuarios lo tengan en cuenta para sus observaciones. Para este detector hicimos pruebas buscando franjas con campos planos en filtros de banda ancha. No encontramos franjas evidentes en la banda R. Como es sabido que este detector presenta franjas en longitudes de onda al rojo, deducimos que para nuestras pruebas la luz del contínuo que proviene del cielo fue más intensa respecto de la luz monocromática para las longitudes de onda a las que se han observado las franjas (~6560 A).

Las sensibilidades relativas de los CCDs.

Usando los datos calculados para las calibraciones fotométricas -que se listan más abajo- para banda ancha y banda angosta, deducimos la sensibilidad relativa entre los dos CCDs monitoreados. Los resultados se muestran en la siguiente figura:

La gráfica presenta la sensibilidad del CCD Thomson 2k relativa al CCD SITe3. Las mediciones de banda ancha corresponden a observaciones en el telescopio de 1.5m usando la serie 2 de filtros de banda ancha UBVRI. Las mediciones de banda angosta marcadas como “serie II” fueron hechas en el telescopio de 1.5m con la serie de filtros nebulares conocida como serie II, a excepción del filtro [SIII]9069 que pertenece al juego de filtros conocido como serie I. Las mediciones marcadas como “serie III” corresponden a observaciones hechas en el telescopio de 84 cm usando los filtros nebulares instalados en la rueda de filtros Mexmanita (conocidos como serie III).

Al igual que en los reportes anteriores las líneas que conectan los puntos NO indican la variación espectral de las sensibilidades relativas, sólo se usan para conectar los puntos de una combinación de detector más una serie de filtros. Las sensibilidades encontradas son consistentes con las mediciones de años anteriores (2002, 2001). Las gráficas de sensibilidad de los años anteriores son todas relativas al CCD SITe1, de modo que la figura mostrada arriba (relativa al CCD SITe3) no es directamente comparable con las mediciones previas. La siguiente gráfica muestra las sensibilidad de CCD Thomson 2k relativa al SITe3 para el mes de septiembre de los años 2003, 2002 y 2001 mostrando un buen acuerdo entre ellas. Esta figura indica claramente que el comportamiento relativo de los CCDs (Thomson 2k ySITe3) desde el año 2001 prácticamente no ha tenido variaciones.

La figura muestra datos correspondientes a filtros de banda ancha (UBVRI) . Los datos del 2002 y 2003 fueron tomados con el telescopio de 1.5m con el juego de filtros de la serie 2 mientras que los del 2001 fueron tomados con el telescopio de 84cm y el juego de filtros de la serie 1.

Telescopio 1.5m

Como principio queremos señalar que en general el ambiente de observación que se tiene actualmente en el telescopio de 1.5m es mucho mejor que en años anteriores. Aún cuando durante esta temporada no encontramos problemas con el apuntado automático de la cúpula, seguimos recomendando a los observadores que verifiquen de vez en vez el posicionamiento de la misma.

Todas las pruebas en el telescopio de 1.5m se hicieron usando “La Ruca”, que es la rueda de filtros que normalmente se instala para imagen directa en este telescopio, y los filtros UBVRI de la serie 2 junto con el juego de filtros nebulares de la serie II y el filtro de [SIII] a 9069 de la serie I.

El programa de la consola

La interfaz de la consola da la posibiliad de usar catálogos leídos en el disco de la computadora “agua0” , lo cual resulta muy útil. Sin embargo, se debe tener cuidado al usar esta habilidad de la interfaz, pues la presencia de guiones en las columnas de nombre del objeto y comentarios para un objeto dado, hace que la declinación del objeto sea leída por el programa de la consola como negativa, lo cual podría causar inconvenientes.

Si las coordenadas son editadas usando la ventana de la interfaz de la consola para tal fin, éstas se van acumulando en una catálogo en la parte inferior de la ventana de la interfaz. Es posible moverse a los objetos listados en el catálogo seleccionadolos con el cursor y usando el botón “mover telescopio” que se localiza a la derecha del listado (probamos hasta 10 objetos atrás).

En el reporte del año pasado señalamos un problema con el programa de la consola cuando se hacen movimientos relativos (offsets) en ascensión recta: para un offset de 60 segundos de arco en ascensión recta el telescopio se mueve 4 segundos de tiempo independientemente del valor de la declinación. Este problema contínua.

Queremos señalar también que el botón para desactivar el guiado funciona correctamente, pero no ocurre lo mismo para el botón que activa el guiado (una vez que lo hemos desactivado).

El programa del guiador

Durante la temporada de caracterización de los CCDs verificamos los valores óptimos de los parámetros involucrados en el autoguiado. Recomendamos usar los siguientes valores: VALKP=20, zona muerta = 0.7 y tamaño de la caja de guiado= 60. Estos parámetros pueden modificarse en la ventana que corresponde a la cámara del guiador (ver el Manual para imagen directa en el telescopio de 1.5m).

En la ventana del guiador que se usa para buscar estrellas del GSC (Guide Star Catalog): notamos que si se eligen estrellas que se localizen en la región extrema arriba a la izquierda de la ventana, el guiador pierde sus límites. Este problema ya había sido reportado con anterioridad. Cuando se pierden los límites ocurre que, al elegir una estrella de guiado y pedir que el espejo del guiador se mueva a la posición calculada, el espejo se moverá pero al acercarse a la posición requerida se tornará de regreso, de modo que será necesario reencontrar los límites del guiador con la instrucción para tal fin en la ventana de control del guiador. Este proceso gasta unos 5 minutos. Por otro lado, encontramos que para algunas combinaciones de números en las coordenadas solicitadas para la búsqueda de la estrella del GSC, aparece un mensaje de estar usando números octales .

El programa de adquisición PMIS.

Durante esta temporada de caracterización se instaló una nueva versión de los macros de adquisición de modo que se escriban correctamente los valores de los parámetros CCDSEC y DATASEC en los encabezados de las imágenes para las diferentes posibilidades de agregado de pixeles.

También se revisó el funcionamiento correcto de la opción focus en el menú de controles para el usuario (User). Con esta rutina es posible obtener en una misma imagen (frame) varias imágenes de la estrella elegida para enfocar, tomadas para distintos valores de foco del telescopio que el observador va cambiando interactivamente (usando la paleta del telescopio o la interfaz del secundario). Es recomendable el uso de este macro pues da la posibilidad de cuantificar el ancho a potencia media de la estrella, midiendo en una sola imagen con rutinas IRAF las imágenes obtenidas para los valores de foco elegidos.

Puntos cero en el telescopio 1.5m

La siguiente tabla lista los puntos cero calculados para el telescopio de 1.5m usando los filtros de banda ancha UBVRI (serie 2) y los de banda angosta (filtros de la serie nebular galáctica II) para los CCDs SITe3 y Thomson 2k .

Los puntos cero para los filtros de banda ancha 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, usando estrellas de la lista de estrellas estándares de Landolt (Landolt 1992, AJ, 104, 340). En el caso de los filtros de banda angosta, los puntos cero representan el número de electrones/segundo que se espera detectar de una estrella de magnitud AB de 0.0 (Massey et al. 1988, ApJ, 328, 315) a una masa de aire de 1.0.

Más abajo presentamos una comparación de las eficiencias entre los juegos de filtros usados durante esta temporada.

Escala de placa en el 1.5m

En la siguiente tabla listamos las escalas de placa medidas en el telescopio de 1.5m para los CCDs SITe3 y Thomson 2k.

Estas escalas de placa indican el ángulo subtendido en segundos de arco por pixel físico del detector. Para determinar estas escalas usamos un promedio de 20 estrellas en el campo de M15 (Le Campion et al. 1996, A&AS, 119, 307). Medimos la escala de placa del SITe3 sobre imágenes con binning 2x2 del campo de M15, mientras que en el caso del Thomson 2k las imágenes de M15 se tomaron con binning 4x4. Los valores listados en la tabla son completamente consistentes con los valores previos (2002) determinados para este telescopio sin usar los reductores focales.

La transmisión de los reductores focales en el telescopio de 1.5m

En la siguiente tabla se listan los valores medidos para la transmisión de los reductores focales en el telescopio de 1.5m. Estos valores representan la fracción del flujo transmitida en cada banda. Para determinar estos datos se usó el juego de filtros UBVRI de la serie 2. Recuérdese que es imposible enfocar simultáneamente el telescopio y el guiador cuando se usan los reductores focales. Por lo tanto, si se usa alguno de los reductores focales, será imposible obtener imágenes correctamente enfocadas para tiempos de exposición mayores de un minuto.

Los datos de esta tabla se muestran graficados en la siguiente figura junto con los datos correspondientes al reductor focal de la rueda de filtros Mexmanita (instalada en el telescopio de 84cm) para banda ancha y para banda angosta.

En esta gráfica puede verse que el comportamiento del reductor focal Rojo de la rueda de filtros La Ruca, es mejor para los filtros B y V respecto de los resultados obtenidos el año pasado (2002). Los datos de la rueda Mexmanita fueron obtenidos usando los filtros de la serie 3 (banda ancha) y la serie III (banda angosta), que normalmente están instalados en esta rueda. De la figura se deduce claramente la conveniencia de usar el reductor focal azul de La Ruca para observaciones a longitud de onda < 5000 A. En el caso del reductor focal de la rueda de filtros Mexmanita resulta eficiente todavía para longitudes de onda > 4000 A.

Para la rueda de filtros Mexmanita en banda ancha, al comparar con los resultados del año pasado (reporte 2002), encontramos que los valores calculados son muy similares en los filtros BVR, pero resultan un poco peores en el caso de los filtros U e I. Los valores encontrados para los filtros de banda angosta aunque son similares a los de banda ancha, resultan un poco diferentes probablemente debido a que usamos un número menor de estrellas para determinarlos.

Telescopio 84 cm

Para este telescopio también encontramos que en general el ambiente de observación es mucho mejor que lo que teníamos en años anteriores.

Las pruebas en el telescopio de 84 cm se hicieron usando la rueda de filtros Mexmanita en la que están instalados la serie de filtros de banda ancha UBVRI y filtros nebulares conocida como series 3 y III. Esta rueda de filtros permite el uso de filtros redondos de 50mm, en el caso de que se requiera usar filtros distintos a los normalmente instalados. Se instaló La Cubeta cuadrada por una noche para poder comparar entre las series de filtros 2 y 3.

El programa de la consola

La interfaz de la consola da la posibiliad de usar catálogos leídos en el disco de la computadora “grulla” . Sin embargo, se debe tener cuidado al usar esta habilidad de la interfaz pues la presencia de guiones en las columnas de nombre del objeto o en comentarios para un objeto dado, hace que la declinación del objeto sea leída como negativa, lo cual puede causar inconvenientes.

Si las coordenadas son editadas usando la ventana de la interfaz de la consola para tal fin, las coordenadas se van acumulando en un catálogo en la parte inferior de la ventana de la consola. Es posible mover el telescopio a cualquier objeto de esa lista marcando el objeto en la lista y activando el botón “mueve telescopio” localizado a la derecha del listado (probamos ir hasta 10 objetos atrás en el listado sin problema).

El programa de la consola sigue presentando un problema cuando se hacen movimientos relativos (offsets) en ascensión recta. Como se señaló el año pasado, al hacer un offset de 60 segundos de arco en ascensión recta el telescopio se mueve 4 segundos de tiempo independientemente del valor de la declinación.

Queremos señalar también que el botón para desactivar el guiado funciona correctamente, no ocurre lo mismo para el botón que activa el guiado (una vez que lo hemos desactivado).

El programa del guiador

Durante la temporada de caracterización de los CCDs verificamos el valor óptimo del parámetro VALKP involucrado en el autoguiado. Recomendamos usar VALKP=250. Este parámetro se modifica en la ventana de controles del guiador en la caja “otros comandos” donde se escribe VALKP=250 (usando letras mayúsculas) y luego se presiona el botón "mandar". Para mayores detalles revise el Manual para imagen directa en el telescopio de 84 cm.y el Manual de Usuario del guiador.

El programa de adquisición PMIS.

Durante esta temporada de caracterización se instaló una nueva versión de los macros de adquisición de modo que ahora se escriban correctamente las regiones de CCDSEC y DATASEC en los encabezados de las imágenes para las diferentes posibilidades de agregado de pixeles.

Se reinstaló y revisó el funcionamiento correcto de la opción focus en el menú de controles para el usuario (User). Con esta rutina es posible obtener en una misma imagen (frame) varias imágenes de la estrella elegida para enfocar, tomadas para distintos valores de foco del telescopio. Estos valores son proporcionados de modo interactivo. Es muy recomendable usar este macro pues da la posibilidad de cuantificar el ancho a potencia media de la estrella para enfocar, midiendo en una sola imagen con rutinas IRAF, las imágenes obtenidas para los valores de foco elegidos.

Puntos cero en el telescopio 84cm

A continuación se presenta una tabla que lista los puntos cero calculados para filtros de banda ancha (serie 2 y serie 3) y angosta (filtros nebulares serie II). Se usaron los dos CCDs disponibles en el OAN para el momento: SITe3 y Thomson 2k. Para los filtros de banda ancha los 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, usando estrellas de la lista de estrellas estándares de Landolt (Landolt 1992, AJ, 104, 340). En el caso de los filtros de banda angosta, los puntos cero representan el número de electrones/segundo que se espera detectar de una estrella de magnitud AB de 0.0 (Massey et al. 1988, ApJ, 328, 315) a una masa de aire de 1.0.

La siguiente tabla lista los puntos cero calculados para algunos filtros de banda angosta de la serie III con y sin reductor focal. También se listan los puntos cero calculados para los filtros de Thuan-Gunn y los filtros de Stromgren. Nuevamente, para los filtros de banda intermedia los 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; mientras que para los filtros de banda angosta los puntos cero representan el número de electrones/segundo que se espera detectar de una estrella de magnitud AB de 0.0 (Massey et al. 1988, ApJ, 328, 315) a una masa de aire de 1.0.

Las eficiencias relativas de los juegos de filtros de banda ancha (series 2 y 3).

En la tabla siguiente comparamos las eficiencias de los juegos de filtros UBVRI para los dos juegos de filtros que se usaron durante la temporada de ingeniería.

Los datos de esta tabla fueron obtenidos con observaciones en el telescopio de 84cm. Para usar los filtros nebulares de la serie 2 se instaló La Cubeta cuadrada. Comparando esta tabla con la correspondiente al año 2002 (reporte 2002) para las series de filtros 2 y 3, encontramos que las eficiencias de los filtros B,V y R son completamente consistentes con las del año pasado. Las eficiencias de los filtros U3 e I3 respecto de U2 e I2 resultan diferentes, probablemente evidenciando que los filtros U2 e I2 estarían más sucios respecto del año pasado.

Sugerimos medir la transmisión de los filtros más regularmente y diseñar un calendario de limpieza de filtros para tratar de mantenerlos limpios el mayor tiempo posible sin dañarlos. Sería conveniente también, determinar las curvas de transmisión de los filtros actualmente disponibles en el OAN.

Escala de placa en el telescopio de 84 cm

En la siguiente tabla listamos las escalas de placa medidas en el telescopio de 84 cm para los CCDs SITe3 y Thomson 2k.

Estas escalas de placa indican el ángulo subtendido en segundos de arco por pixel físico del detector. Para determinar estas escalas de placa usamos un promedio de 20 estrellas en el campo de M15 (Le Campion et al. 1996, A&AS, 119, 307). Para el reductor focal de la rueda Mexmanita, indicamos el factor de amplificación que produce en la escala de placa. A diferencia del telescopio 1.5m, 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.

Medimos la escala de placa de ambos detectores sobre imágenes de M15 con binning 2x2. En el caso del reductor focal de la rueda de filtros Mexmanita las mediciones se hicieron sobre mágenes de M15 con binning 1x1.

El valor listado en la tabla para la escala de placa del CCD SITe3 es completamente consistente con el valor medido el año pasado (2002) para este detector. Enel caso del CCD Thomson 2k el valor de la escala de placa difiere un poco. El cociente entre las escalas de placa obtenidas para los CCDs SITe3 a Thomson 2k en el telescopio de 84cm da 24/15. Al hacer el cociente de las escalas de placa medidas para ambos detectores en el telescopio de 1.5m este año y en el 2002 obtenemos 24/15, por lo tanto suponemos que el valor encontrado para la escala de placa del CCD Thomson 2k es correcto. Cabe mencionar que la razón entre los tamaños en micras de los pixeles de ambos detectores es también 24/15.

El factor de amplificación obtenido para el reductor focal de la Mexmanita también difiere del que reportamos el año pasado. Este año hemos calculado tal factor haciendo el cociente de las escalas de placa medidas para el CCD SITe3 con y sin reductor focal.

La transmisión del reductor focal en el telescopio de 84cm

La tabla a continuación presenta los valores calculados para la transmisión del reductor focal de la rueda de filtros Mexmanita.

Estos valores representan la fracción del flujo transmitido en cada banda. Se usó el juego de filtros 3 (filtros UBVRI ) y los filtros nebulares (serie III). En la sección “La transmisión de los reductores focales en el telescopio de 1.5m” se presenta una figura donde se comparan los valores del reductor focal de la rueda Mexmanita con los valores correspondientes a los reductores focales de la rueda de filtros La Ruca.

Comparaciones

Comparación de los telescopios de 1.5m y 84cm

La gráfica siguiente presenta el cociente del los puntos cero medidos en el telescopio de 1.5m respecto de los medidos en el telescopio de 84cm, para los CCDs SITe3 y Thomson 2k en banda ancha (UBVRI). Los valores están corregidos por la eficiencia relativa entre las series de filtros 2 y 3.

El valor promedio para todos los filtros y los dos CCDs es 2.83. Dado que el año pasado el valor promedio fue de 2.58 deducimos que este año la eficiencia del telescopio 84cm parece un poco peor respecto de la eficiencia del telescopio 1.5m y de las mediciones del año pasado.

Si suponemos una apertura efectiva de 84cm para el telescopio de 84cm, el factor de eficiencia encontrado de 2.83, implica una apertura efectiva de 1.41m para el telescopio de 1.5m. Este valor es aproximadamente lo que se espera dado que la periferia del espejo primario del 1.5m está siendo ocultada, por tener una mala forma, para no afectar la calidad de imagen del telescopio. Es importante mencionar que el telescopio de 1.5m fue aluminizado justo después de la caracterzación de CCDs del año pasado (finales de septiembre de 2002) mientras que la última vez que el telescopio de 84cm fué aluminizado ocurrió en agosto de 2002. Esto implica que la capa de aluminio del 84cm para el momento de nuestras mediciones era algo más vieja que la del 1.5m. Aunque el factor de eficiencia ha aumentado respecto del año pasado, no representa una caída significativa para el telescopio de 84cm (10%). Por último, queremos señalar que los espejos de ambos telescopios fueron lavados después de las pruebas de caracterización (septiembre de 2003).

Comparación con años anteriores

En la siguiente figura se comparan las eficiencias de los telescopios de 1.5m y 84cm este año y años anteriores (1999, 2000, 2001 y 2002 ) todas relativas al 2002. Esta comparación se basa en las mediciones que se hicieron con el CCD SITe1 (usando la serie de filtros 2) y listadas en los reportes anteriores (2002, 2001 y 2000). La figura es una reproducción de la que aparece en el reporte 2002. Este año no pudimos caracterizar el CCD SITe1 en combinación con la serie de filtros 2. Esto no es grave, porque lo que importa para investigar la evolución de la eficiencia de los telescopios es hacer una comparación donde el telescopio sea la única variable. Por lo tanto, podemos comparar la eficiencia en el 2003 con respecto a la del 2002 usando las combinaciones de CCDs y juegos de filtros para los cuales tengamos datos en ambos años. En el caso del telescopio de 1.5m, calculamos el cociente de los puntos cero de los CCDs SITe3 y Thomson 2k con la serie de filtros 2 en 2002 y 2003 y promediamos los resultados de los dos CCDs para obtener la curva que se muestra en la siguiente figura. Para el telescopio de 84cm, hicimos lo mismo, salvo que usamos los puntos cero para ambos CCDs en combinación con la serie de filtros 3.

Si nos fijamos en los datos para el telescopio de 1.5m (conectados con líneas contínuas), se observa que la eficiencia para el 2003 es inferior a la eficiencia encontrada para el 2002, cuando fue aluminizado por última vez. La diferencia típica en la eficiencia es de 15%, con clara tendencia a ser menos eficiente hacia longitudes de onda al azul. El espejo de este telescopio fue lavado poco tiempo después de las pruebas de caracterización, por lo que se espera que su eficiencia haya mejorado respecto de lo que aquí reportamos.

En el caso del telescopio de 84cm (puntos conectados con líneas a trazos), la eficiencia es un 20% menor respecto del año pasado (cuando fue recientemente aluminizado) y un 10 a 15% también menor respecto de 1999 y el 2000. Hay una tendencia a observar menor eficiencia al ir de longitudes de onda rojas a azules, aunque el filtro U parece tener mejor eficiencia. No olvidar que los datos del 2003 para este telescopio corresponden a la serie de filtros 3. El espejo de este telescopio también fue lavado poco después de las pruebas de caracterización, de modo que es altamente probable que su eficiencia haya mejorado.

Nuestra recomendación es renovar la capa de aluminio el verano próximo, antes de las próximas pruebas de caracterización.

Agradecimientos

Queremos agradecer el trabajo eficiente de José Luis Ochoa, Gerardo Guisa, José Manuel Murrillo y Benjamín Martínez, quienes conformaron el equipo técnico durante nuestra campaña de caracterización.