Hemos escrito este documento para observadores que desean tomar imágenes directas con CCD en el telescopio de 1.5-m del OAN-SPM.
Nuestro primer objetivo es proporcionar información sobre el rendimiento del equipo para que los observadores pueden planear sus observaciones y determinar si el equipo está funcionando correctamente. Presentamos las características del telescopio, del guiador, de la rueda de filtros y la caja de filtros, de los filtros, de los reductores focales y de los CCD. También, proporcionamos valores típicos de los conteos de estrellas, el brillo del cielo y las transformaciones del sistema instrumental al sistema estándar.
Nuestra segunda meta es proporcionar una guía rápida del manejo del telescopio, del guiador, de la rueda de filtros y la caja de filtros y de los CCD. Citamos documentación relevante, proporcionamos listas de acciones para tareas comunes y para solucionar problemas, documentamos problemas que antes no estaban descritos y damos consejos de como utilizar mejor el equipo.
No pretendemos que este documento sea un manual de referencia completo, sino una guía. Más detalles se encuentran en los manuales dedicados a los distintos componentes del sistema que listamos abajo. Por favor, consulte estos manuales antes de su temporada.
Agradecemos a muchos de los astrónomos y técnicos del OAN-SPM, sobre todo Joaquín Bohigas, Almudena Bullejos, Hector Castañeda, Carlos Chavarria, Benjamín García, Olga Kuhn, Steve Lawrence, Beto López, José Luis Ochoa, y Salvador Zazueta. En particular, agredecemos mucho a Almudena Bullejos y a Hector Castañeda por corregir el español.
Por favor, escribanos si encuentra un problema nuevo, resuelve un problema actual, tiene una sugerencia para mejorar el telescopio o el instrumento, o tiene comentarios sobre este documento.
En esta sección se encontrarán noticias de cambios en el equipo. Así podrá averiguar que ha sido cambiado desde la última vez que utilizó el equipo.
Manuales de los componentes individuales que se usan para tomar imágenes con CCD en el telescopio de 1.5-m incluyen:
Otras fuentes de información complementaria para imagen directa con CCD en el telescopio de 1.5-m incluyen:
Otras fuentes de información en aspectos particulares de imagen directa con CCD incluyen:
En esta sección describimos brevemente el ambiente observacional, el telescopio, el guiador, la rueda de filtros, la caja de filtros, los filtros, los reductores focales y los CCD y proporcionamos información de su rendimiento típico.
El telescopio de 1.5-m se controla desde un cuarto de control. Sin embargo, a veces es necesario trabajar en la cúpula. Salvo en el verano, se recomienda ropa caliente, incluyendo ropa interior térmica, gorra, y guantes. Se pueden obtener chamarras y pantalones gruesas en la dirección del OAN en Ensenada.
Se puede obtener una lámpara y pilas del supervisor del observatorio. Sin embargo, hemos encontrado que las lámparas del observatorio no son muy confiables y recomendamos comprar otra más segura (p. ej., una lámpara tipo "Mini Maglite" de tamaño AA). Recomendamos que tenga pilas de sobra.
No deberían confiarse en encontrar toda la documentación de consulta a la mano o en línea (se puede perder documentación y la conexión Internet no es completamente confiable). Así, recomendamos que lleven consigo en forma impresa tanto los manuales para el equipo que usarán como las coordenadas y mapas para sus objetos y estándares.
El telescopio es de tipo Ritchey-Chrétien con un espejo primario de 1.5-m de diámetro. Lleva un haz de aproximadamente f/13.5 a un foco Cassegrain. La parte externa del espejo primario no tiene una buena forma, y por eso el espejo secundario limita el diámetro efectivo del espejo primario a 1.32-m. Frecuentemente el telescopio tiene un astigmatismo significativo.
Aunque se controla el telescopio desde el cuarto de control, la cúpula no gira automaticamente. Por eso, deba verificar frecuentamente que la cúpula no oculta el telescopio.
Hay dos rutas entre el cuarto de control y la cúpula: por el viejo cuarto de control y por el exterior. Para minimizar fugas de calor hacia la cúpula, las cuales pueden empeorar la calidad de imagen, se recomienda que utilice la ruta externa.
La rueda de filtros permite girar el CCD bajo control de la computadora. La caja de filtros no lo permite.
El telescopio tiene una montura ecuatorial y puede apuntar a declinaciones entre +59° 40' y -40° y ángulos horarios entre +5 y -5 horas. Si no se balancea perfectamente el telescopio, a veces hay problemas con movimientos muy al norte o al sur de su rango de declinación.
El telescopio actualmente tiene una baja reflectividad en el azul y ultravioleta, probablemente debido a una capa mala (vea "Reporte de la temporada de ingeniería del 13-18 de septiembre de 2000" por Michael Richer, Alan Watson, y Henri Plana).
El telescopio tiene la reputación que no apunta de manera consistente, a veces bien y a veces mal. Lo mejor que se debe esperar es que la precisión del apuntado sea aproximadamente de 3 minutos de arco para todo el cielo completo, de alrededor de 1 minuto de arco en el ecuador (p.ej., entre los campos de estándares de Landolt) y de unos segundos de arco en movimientos pequeños, aunque frecuentemente es peor.
La calidad típica de las imágenes es entre 1.0 y 1.5 segundos de arco.
El telescopio se ubica a una longitud de +115° 28' 00", una latitud de +31° 02' 43" y una altitud de 2790 metros (9150 pies).
El guiador consiste en una cámara CCD intensificada y un espejo plano inclinado. La cámara se mueve en dos direcciones (para cambiar el foco y mover el campo de la cámara en ascensión recta) y el espejo plano gira (para mover el campo de la cámara en declinación).
El campo de la cámara del guiador es de 78 x 135 segundos de arco (ar x dec). Se puede guiar usando estrellas por lo menos de magnitud 13. El guiador tiene un campo de unos 45 minutos de arco en ascensión recta y 25 minutos de arco en declinación. Se puede mover la cámara en cualquiera posición dentro de este campo.
Se pueden seleccionar estrellas para guiar usando el GSC (Catálogo de Estrellas para Guiar del HST). Sin embargo, para que funcione bien, es necesario conocer las coordenadas del telescopio con una precisión de unos 15 segundos de arco. Se pueden obtener esas coordenadas de la consola, si el telescopio está apuntando bastante bien.
Hay una rueda de filtros, "La Ruca", y dos cajas de filtros, "La Cubeta Cuadrada" y "La Cubeta Cilindrica".
La Ruca cuenta con dos reductores focales, uno optimizado en el azul y otro en el rojo, los cuales se pueden poner en el haz. La Cubeta Cuadrada cuenta con un reductor focal, lo cual se puede poner en el haz. La Cubeta Cilindrica no cuenta con un reductor focal. Esta es la diferencia principal entre las dos cajas de filtros. Debido a que son tan similares, referimos a las dos como "La Cubeta" salvo que cuando se necesita distinguir entre ellas.
Es imposible enfocar simultaneamente el CCD científico y el guiador cuando se utiliza un reductor focal. Por eso, hay que tomar imágenes con reductor focal sin guiar.
La Ruca tiene espacio para ocho filtros y permite girar el CCD. Cambiar los juegos de filtros cuesta varios minutos.
La Cubeta permite usar un número de filtros sin límite, pero cuesta alrededor de un minuto cambiar un filtro a mano. Además, se puede depositar polvo en los filtros mientras se cambian, lo que podría provocar problemas con los campos planos.
Se comparten La Ruca y La Cubeta con el telescopio de 84-cm. Por eso, debería especificar claramente sus requisitos en su solicitud de tiempo.
Los filtros se describen en "Filtros para Imagen Directa" por Joaquín Bohigas. Hay dos juegos de filtros Johnson-Cousins UBVRI, un juego de filtros Strømgren uvby, un juego de filtros Thuan-Gunn uvgriz, y varios juegos de filtros angostos galácticos (corrimiento al rojo de cero) y extra-galácticos (varios corrimientos al rojo). Los filtros varían mucho en calidad.
Hay dos juegos de filtros UBVRI. Los dos son similares, salvo que el filtro "U2" es mejor que el filtro "U" porque tiene mayor transmisión (71% contra 45% en el pico) y ancho (680 Å contra 500 Å). Los filtros BVR son parafocales, pero los filtros U/U2 y I/I2 no lo son.
Entre los filtros angostos galácticos, el filtro "II 6563" H-alfa del juego II es mejor que el filtro "I 6563" del juego I, porque tiene una transmisión mayor (66% contra 38%).
Se comparten los filtros entre los tres telescopios. Por eso, debería especificar claramente sus requisitos en su solicitud de tiempo.
Es imposible enfocar simultaneamente el CCD científico y el guiador cuando se utiliza un reductor focal. Por eso, hay que tomar imágenes con reductor focal sin guiar.
La Cubeta Cilindrica no tiene un reductor focal.
La Cubeta Cuadradra tiene un sólo reductor focal que se puede poner en el haz. Su transmisión y parafocalidad no son bien conocidas.
La Ruca tiene dos reductores focales, uno optimizado para el azul y otro para el rojo, que se pueden poner en el haz.
| CCD | Sin reductor focal | La Cubeta Cuadrada | La Ruca (azul) | La Ruca (rojo) | ||
| Desmagnificación | 1.00x | 1.65x | 1.58x | 1.67x | ||
| Tamaño del pixel (arcsec) | SITe 1k | 0.274 | 0.42 | 0.40 | 0.40 | |
| Thomson 2k | 0.160 | 0.26 | 0.253 | 0.267 | ||
| Tamaño del CCD (arcmin) | SITe 1k | 4.7 | 7.7 | 7.4 | 7.8 | |
| Thomson 2k | 5.5 | 9.0 | 8.6 | 9.1 | ||
| Diámetro del campo a una transmisión de 80% (arcmin) | ??? | 8.2 | 8.4 | |||
| Diámetro del campo a una transmisión de 50% (arcmin) | ??? | 9.1 | 9.6 |
Hay dos CCD disponibles en el telescopio de 1.5-m: el SITe 1k y el Thomson 2k.
| SITe 1k | Thomson 2k | |
| Formato | 1k x 1k | 2k x 2k |
| Tamaño físico (mm) | 25 | 29 |
| Tamaño del pixel (micras) | 24 | 14 |
| Tamaño del pixel (arcsec) | 0.274 | 0.160 |
| Campo (arcmin) | 4.7 | 5.5 |
| Viñeteado por el guiador? | ||
| Orientación (PMIS) | N a la izquierda E abajo | N arriba E a la derecha |
| Orientación (FITS) | N a la izquierda E arriba | N abajo E a la derecha |
| Temperatura (C) | -80 | -90 |
| Tiempo que dura el nitrógeno (hr) | 6-8 | 9-12 |
Las orientaciones dadas son las por defecto (con los tubos de la botella apuntando al norte). La Ruca permite girar el CCD bajo control de la computadora; La Cubeta no lo permite. El programa PMIS no pone el pixel (1,1) en la esquina inferior izquierda como es usual, sino en la esquina superior izquierda.
El CCD SITe es de calidad excelente. El CCD Thomson 2k tiene dos pixeles calientes en el centro en columnas adyacentes que pueden afectar hasta alrededor de 15 columnas contiguas en exposiciones largas.
Hay un despliegue de la temperatura del CCD en el controlador del CCD. La temperatura no debería variar más de unas décimas de grado para evitar cambios tanto en la sensibilidad como en las variaciones de la sensibilidad con la posición y la longitud de onda. Si varia más, contacte al técnico electrónico para que lo revise.
El tiempo que dura el nitrógeno depende de la calidad del vacío en las botellas. Recomendamos llenar cada 6 horas para el CCD SITe 1k o cada 9 horas para el CCD Thomson 2k. Si les pide, el técnico mecánico llenará la botella en la mañana y el asistente de cúpula del 1.5-m o 2.1-m la llenerá en la tarde.
| Binning | SITe 1k | Thomson 2k | |
| Corriente obscuro (e/hr/pixel) | 1x1 | 20 | 2.0 |
| Pozo (e/pixel) | 1x1 | 300k | 120k |
| Tasa de leer (kHz) | 200 | 40 | |
| Tiempo para leer (s) | 1x1 | 5 | 84 |
| 2x2 | 1 | 21 | |
| 4x4 | 1 | 5 | |
| Bits del ADC | 16 | 16 | |
| Ganancia (e) (1/4) | 5.0/1.2 | 1.9/0.5 | |
| Ruido de lectura (e) (1/4) | 1x1 | 18.5/8.1 | 8.5/6.9 |
| 2x2 | 18.5/10.4 | 9.3/7.5 | |
| 4x4 | 11.0/8.8 | ||
| Nivel de bias (1/4) | 1x1 | 515.4/489.7 | 396.6/429.0 |
| 2x2 | 547.4/501.9 | 400.8/440.4 | |
| 4x4 | 409.0/470.6 | ||
| No linealidad | <0.45% | <0.58% |
Se puede leer cada CCD usando una de dos ganancias. La ganancia baja (modo 1) ajuste el rango dinámico del ADC (convertidor análogo-digital) para cubrir el pozo de un pixel físico. La ganancia alta (modo 4) proporciona un ruido de lectura más bajo.
Los CCD tienen hasta 48 columnas de overscan. Los amplificadores de los CCD tienen un poquito de histéresis, así que las primeras columnas de la región de overscan pueden estar contaminadas por la región expuesta. Recomendamos que se utilice la última mitad de la región de overscan para determinar el nivel del bias.
El ruido de lectura depende del binning debido a que los CCD tienen carga espuria.
Parece que los bias de los CCD son relativamente estables, cambiando alrededor de 1 DN durante la noche.
Dada la calidad de las imágenes en el telescopio de 1.5-m, frecuentemente vale la pena usar binning para agregar varios pixeles, reducir el tiempo de lectura, reducir el ruido de lectura efectivo y reducir el tamaño de las imágenes. Obviamente, usar un binning también reduce el límite brillante del ADC.
Los CCD SITe 1k y Thomson 2k tienen un problema pequeño de imagen residual. Es decir, si se toma una exposición muy profunda, una fracción muy pequeña de la carga se pierde durante la transferencia paralela y reaparecerá durante los siguientes minutos. No es un problema serio porque la cantidad de carga perdida es muy pequeña. Sin embargo, es posible verlo si se toma una imagen poco profunda inmediatamente después de otra muy profunda. Esto puede pasar, por ejemplo, cuando hay una mezcla de imágenes en filtros anchos y angostos (vea abajo).
| SITe 1k | Thomson 2k | |
| 3400 Å | 26% | 15% |
| 3600 Å | 31% | 15% |
| 3800 Å | 35% | 22% |
| 4000 Å | 38% | 37% |
| 4500 Å | 43% | 55% |
| 5000 Å | 67% | 64% |
| 5500 Å | 71% | 64% |
| 6000 Å | 73% | 63% |
| 6500 Å | 73% | 60% |
| 7000 Å | 72% | 54% |
| 7500 Å | 65% | 42% |
| 8000 Å | 52% | 31% |
| 8500 Å | 47% | 23% |
| 8500 Å | 32% | 15% |
| 9500 Å | 18% | 8% |
| 10000 Å | 12% | 4% |
Los CCD tienen las siguientes ventajas y desventajas:
Nuestra preferencia para imágenes en filtros anchos o angostos es el CCD SITe 1k, con el CCD Thomson 2k como opción secundaria.
Recomendamos que considere agregar pixeles, sobre todo cuando se usen filtros angostos.
El obturador es un iris con un tiempo de acción de alrededor de 10 ms. Por consecuencia, hay viñeteo por el obturador en exposiciones cortas. Por ejemplo, la exposición varia alrededor de 20 milisegundos o 2% entre el centro y el rincón en una exposición de 1 segundo. Entonces, recomendamos que tome exposiciones de 3 segundos o más si es posible.
Los CCD tienen fugas significativas de luz. Deba mantener la cúpula oscura durante las exposiciones.
Los CCD tienen los siguientes puntos de cero, extinciones, y transformaciones en los filtros UBVRI (sin reductor focal):
| CCD | Filter | stdcol | C0 | C1 | C2 | C3 |
| SITe 1k | U | U-B | -5.06 | -0.43 | ??? | ??? |
| U2 | U-B | -4.06 | -0.43 | ??? | ??? | |
| B | B-V | -2.18 | -0.19 | ??? | ||
| V | B-V | -1.44 | -0.13 | ??? | ||
| R | R-I | -1.17 | -0.06 | ??? | ||
| I | R-I | -1.36 | -0.03 | ??? | ||
| Thomson 2k | U | U-B | -5.62 | -0.43 | ??? | ??? |
| U2 | U-B | -4.44 | -0.43 | ??? | ??? | |
| B | B-V | -2.07 | -0.19 | ??? | ||
| V | B-V | -1.54 | -0.13 | ??? | ||
| R | R-I | -1.33 | -0.06 | ??? | ||
| I | R-I | -1.73 | -0.03 | ??? |
Aquí
stdmag = instmag + C0 + C1 X + C2 stdcol + C3 stdcol^2
donde stdmag y stdcol son la magnitud estándar y el color estándar, X es la masa de aire y instmag es la magnitud instrumental, dada por
instmag = -2.5 log electrones/segundo + 25
Las magnitudes instrumentales se dan en términos de los conteos en electrones, no en DN ni ADU.
Obtenemos los siguientes conteos en electrones/segundo para una estrella de magnitud 0, color 0, y masa de aire 1 (sin reductor focal):
| SITe 1k | Thomson 2k | |
| U | 6.36e7 | 3.79e7 |
| U2 | 1.60e8 | 1.13e8 |
| B/B2 | 1.13e9 | 1.25e9 |
| V/V2 | 2.35e9 | 2.15e9 |
| R/R2 | 3.21e9 | 2.78e9 |
| I/I2 | 2.77e9 | 1.98e9 |
Medimos los siguientes brillos del cielo en el cenit durante tiempo oscuro y tiempo brillante (tres horas de distancia de la luna llena) en mag/arcsec^2 y electrones/segundo/pixel (con un binning de 1x1 y sin reductor focal):
| Cielo | mag/arcsec^2 | SITe 1k | Thomson 2k | |
| U | oscuro | 20.8 | 2.3e-2 | 4.6e-3 |
| brillo | 17.8 | 3.6e-1 | 7.4e-2 | |
| U2 | oscuro | 20.8 | 5.7e-2 | 1.4e-2 |
| brillo | 17.8 | 9.1e-1 | 2.2e-1 | |
| B/B2 | oscuro | 21.8 | 1.6e-1 | 6.1e-2 |
| brillo | 18.3 | 4.1e+0 | 1.5e+0 | |
| V/V2 | oscuro | 21.0 | 7.0e-1 | 2.2e-1 |
| brillo | 18.3 | 8.4e+0 | 2.6e+0 | |
| R/R2 | oscuro | 20.4 | 1.7e+0 | 4.9e-1 |
| brillo | 18.2 | 1.3e+1 | 3.7e+0 | |
| I/I2 | oscuro | 18.7 | 6.9e+0 | 1.7e+0 |
| brillo | 17.8 | 1.6e+1 | 3.8e+0 |
El brillo del cielo brilliante es aproxamadamente constante, pero sube rápidamente dendro de 15° de distancia de la luna.
Con los filtros Stromgren, los CCD tienen los siguientes conteos en electrones/segundo para una estrella de magnitud 0, color 0, y masa de aire 1 (sin reductor focal):
| SITe 1k | Thomson 2k | |
| u | 3.00e7 | 1.46e7 |
| v | 1.34e8 | 1.51e8 |
| b | 3.76e8 | 4.31e8 |
| y | 4.90e8 | 4.52e8 |
| beta-n | 5.80e7 | 5.59e7 |
| beta-w | 3.10e8 | 2.94e8 |
Estimamos los siguientes brillos del cielo en el cenit durante tiempo oscuro y tiempo brillante (3 horas de distancia de la luna llena) en mag/arcsec^2 y electrones/segundo/pixel (con un binning de 1x1 y sin reductor focal):
| Cielo | mag/arcsec^2 | SITe 1k | Thomson 2k | |
| u | oscuro | 20.8 | 1.1e-2 | 1.8e-3 |
| brillo | 17.8 | 1.7e-1 | 2.8e-2 | |
| v | oscuro | 21.8 | 1.9e-2 | 7.4e-3 |
| brillo | 18.3 | 4.8e-1 | 1.9e-1 | |
| b | oscuro | 21.6 | 6.5e-2 | 2.5e-2 |
| brillo | 18.3 | 1.4e+0 | 5.3e-1 | |
| y | oscuro | 21.0 | 1.5e-1 | 4.6e-2 |
| brillo | 18.3 | 1.8e+0 | 5.5e-1 | |
| beta-n | oscuro | 21.6 | 1.0e-1 | 3.3e-2 |
| brillo | 18.3 | 2.1e-1 | 6.8e-2 | |
| beta-w | oscuro | 21.6 | 5.3e-2 | 1.7e-2 |
| brillo | 18.3 | 1.1e+0 | 3.6e-1 |
El brillo del cielo brilliante es aproxamadamente constante, pero sube rápidamente dendro de 15° de distancia de la luna.
Con los filtros angostos, los CCD tienen los siguientes conteos en electrones/segundo para una estrella de magnitud 0, color 0, y masa de aire 1 (sin reductor focal):
| SITe 1k | Thomson 2k | |
| II 3727 | 1.98e7 | 9.94e6 |
| II 4363 | 1.05e7 | 1.33e7 |
| II 4861 | 1.49e8 | 1.43e8 |
| II 5007 | 1.82e8 | 1.72e8 |
| II 6300 | 3.16e7 | 2.85e7 |
| II 6563 | 2.60e7 | 2.08e7 |
| II 6730 | 2.73e8 | 2.25e8 |
Estos valores corresponden a los siguientes conteos en electrones/segundo para una fuente de línea con un flujo de 1 erg/second/cm^2 y masa de aire 1 (sin reductor focal):
| SITe 1k | Thomson 2k | |
| II 3727 | 6.70e13 | 3.38e13 |
| II 4363 | 1.87e14 | 2.37e14 |
| II 4861 | 6.63e14 | 6.36e14 |
| II 5007 | 7.70e14 | 7.28e14 |
| II 6300 | 1.13e15 | 1.02e15 |
| II 6563 | 1.09e15 | 8.75e14 |
| II 6730 | 1.65e15 | 1.36e15 |
Estimamos los siguientes brillos del cielo en el cenit durante tiempo oscuro en mag/arcsec^2 y electrones/segundo/pixel (con un binning de 1x1 y sin reductor focal):
| Cielo | mag/arcsec^2 | SITe 1k | Thomson 2k | |
| II 3737 | oscuro | ??? | ??? | ??? |
| brillo | ??? | ??? | ??? | |
| II 4363 | oscuro | ??? | ??? | ??? |
| brillo | ??? | ??? | ??? | |
| II 4861 | oscuro | ??? | ??? | ??? |
| brillo | ??? | ??? | ??? | |
| II 5007 | oscuro | ??? | ??? | ??? |
| brillo | ??? | ??? | ??? | |
| II 6300 | oscuro | ??? | ??? | ??? |
| brillo | ??? | ??? | ??? | |
| II 6563 | oscuro | ??? | ??? | ??? |
| brillo | ??? | 0.12 | 0.092 | |
| II 6570 | oscuro | ??? | ??? | ??? |
| brillo | ??? | 1.02 | 0.82 | |
| E6607 | oscuro | ??? | ??? | ??? |
| brillo | ??? | 0.95 | 0.76 | |
| II 6730 | oscuro | ??? | ??? | ??? |
| brillo | ??? | ??? | ??? |
Parece ser que los campos planos del crepúsculo funcionan bien.
Se pueden tomar campos planos del crepúsculo en filtros anchos aproximadamente desde 10 hasta 25 minutos después de la puesta del sol. Se pueden tomar campos planos del crepúsculo en filtros angostos aproximadamente desde la puesta del sol hasta 15 minutos después.
Es poco probable que se obtengan campos planos en los ocho filtros de La Ruca en un sólo crepúsculo. Sin embargo, se puede obtener campos planos en tres filtros fácilmente y, con práctica y un poquito de suerte, es posible obtener campos planos en todos UBVRI en un sólo crepúsculo. La lentitud al cambiar los filtros a mano con La Cubeta implica que es más difícil obtener campos planos en muchos filtros.
Es importante dejar de guiar mientras que se toman los campos planos.
Ponga el comando nguia en la consola del telescopio.
Tome campos planos al este en la tarde y al oeste en la mañana para evitar problemas con la luz polarizada.
Las condiciones para tomar campos planos de la cúpula son primitivas. Hay una tela blanca, pero no hay manera de iluminarla uniformemente.
Debido al viñeteo del obturador, recomendamos tomar campos planos con exposiciones de 3 segundos o más.
No sabemos si cambian los campos planos al girar el CCD, pero nos parece probable.
Los CCD tienen fugas de luz significativas. Por eso, tienen que tomar imágenes de bias (e imágenes oscuras) en la noche.
En este capítulo proporcionamos información sobre el manejo de la consola del telescopio, el guiador, La Ruca, los reductores focales y los CCD.
No intentamos proporcionar una clase; los que usarán el equipo por primera vez deberían pedir el apoyo de un asistente de cúpula y astrónomo residente en su solicitud de tiempo de telescopio. Más bien, proporcionamos listas de acciones para que las tareas se hagan correctamente. Por ejemplo, diremos "Abra la cortina" pero no describiremos donde está el interruptor.
La responsabilidad de si se abren o se cierran los telescopios pertenece totalmente a los ayudantes de cúpula. Razones para cerrar incluyen, pero no están limitadas a, la lluvia o la nieve, la nieve cayendo de los árboles, la amenaza de lluvia o nieve, un viento fuerte, la humedad alta, y el humo. No discuta. No se queje. No moleste.
Si hay probabilidad de lluvia o nieve, es necesario cubrir el telescopio con una lona impermeable.
Los observadores utilizan varias computadoras: la computadora que controla el CCD, la computadora de la consola del telescopio, la estación de trabajo de Linux (la cual controla La Ruca, el guiador y el secundario), y la estación de trabajo de Sun. Todas están en el cuarto de control.
La cuenta del observador es "observa". Las contraseñas cambian con el tiempo y generalmente son diferentes en las PCs y las estaciones de trabajo. Deben estar escritas en el pizarrón blanco en el cuarto de control.
Se enciende el telescopio usando los tres interruptores en el gabinete de la consola.
La computadora de la consola se ubica en el gabinete de la consola, sin
embargo hay otro monitor y teclado afuera en la estación de observación.
El programa de la consola se arranca automáticamente. Se supone que el
telescopio apunta al cenit cuando se enciende. Incluso así, las
coordenadas usualmente tienen errores más grandes que el campo del CCD
aunque más pequeños que el campo del buscador. Es necesario apuntar a
una estrella brillante (seleccionada de la sección de "Posiciones
Medias" del anuario), centrar la estrella en el buscador y entonces en
el CCD, y finalmente corregir las coordenadas del telescopio poniendo el
comando corr de la consola. (Las posiciones en el anuario del año
YYYY tienen una época de YYYY.5.)
Para apagar el telescopio hay que apuntarlo al cenit primero poniendo el
comando cenit, entonces salir del programa de la consola poniendo
Alt-5 en el teclado en la sala de control (usando la tecla 5
del teclado númerico) o Alt-Fn-i en el teclado del gabinete de la
consola (porque las teclas Fn-i corresponden a la tecla 5
del teclado númerico de este teclado), y finalmente apagar los tres
interruptores en el gabinete de la consola.
Hay un "interruptor de pánico" en la parte inferior del soporte del telescopio (es decir, en la fachada del norte del soporte del sur del telescopio). Además, en una emergencia se puede parar el telescopio apagando los tres interruptores en el gabinete de la consola. Desafortunadamente, el telescopio perderá sus coordenadas si se hace cualquier de estas acciónes.
Los siguientes son los comandos más útiles de la consola:
ar HH MM SS
dec DD MM SS
dec 00 -10 23.
epoca YYYY.Y
act
corr
ah HH MM SS
fijo_dec DD MM SS
fijo_dec 00 -10 23.
nguia
len X
len 1.0
(el valor por defecto) para ajustar el campo del CCD y len 0.3
para guiar.
cenit
Alt-5 o Alt-Fn-i
corr y mover a su objeto. (Las posiciones en el anuario del año
YYYY tienen una época de YYYY.5.)
Además, si su objeto está bien centrado en el CCD, vale la pena
corregir las coordenadas del telescopio después de una exposición larga.
Si el telescopio está completamente perdido (normalmente debido a que se
apagó la consola sin apuntar el telescopio al cenit):
Se puede controlar el foco del telescopio desde la estación de trabajo de Linux o la paleta. Se recomienda que utilice el estación de trabajo de Linux, debido a que los movemientos de la paleta son demasiado abruptos.
Para arrancar el programa de control del foco, pique dos veces el icono
"Secundario" en el escritorio. (Si el icono no se aparece, corre el
programa sec15 en el directorio
/home/observa/secundario/.)
El foco depende de la posición del telescopio. Por eso, se recomienda que ajuste el foco después de movimientos largos o después de seguir un objeto por más de una hora.
Es mejor enfocar subiendo el secondario, lo cual corresponde a bajar los conteos del programa de control.
Tal vez le parezca útil usar el macro "Focus Image" para producir una imagen con multiples exposiciones con focos diferentes. Para usarlo, posicionen una estrella en el centro del campo y pongan el foco de un lado de la buena posición, tomando nota de ella, y tomen una primera exposición. Cuando termina la primera exposición, muevan el foco, anotándolo, y tomen otra exposición. Repitan hasta pasar al otro lado del foco óptimo. Si la estrella fue bien centrada en el CCD, 8 exposiciones caben en la imagen. Finalmente, se puede determinar el mejor foco examinando focus.fit con imexamine en IRAF. Para mayores detalles, vea "Macros para el sistema de CCD PMIS" por Alan Watson y Michael Richer.
Valores aproximados del foco del telescopio son:
| SITe 1k | Thomson 2k | |
| No focal reducer | 730 | |
| La Cubeta Cuadrada | ||
| La Ruca (blue) | 2400 | |
| La Ruca (red) | 3020 |
Las diferencias probablemente serán más estables que los valores absolutos.
Se describe el guiador en "Guiador del Telescopio de 150 cm del OAN - Manual de Usuario" por Salvador Zazueta y Joaquín Bohigas.
El guiador cuenta con un CCD intensificado que puede ser dañado por saturación excesiva (por demasiada luz combinada con demasiada amplificación). Por eso, tendrá que subir la ganancia lentamente y no usar el intensificador cuando hay luz en la cúpula o si el sol está por encima del horizonte.
| SITe 1k | Thomson 2k | |
| No focal reducer | 2100 | |
| La Cubeta Cuadrada | no se puede enfocar | no se puede enfocar |
| La Ruca (blue) | no se puede enfocar | no se puede enfocar |
| La Ruca (red) | no se puede enfocar | no se puede enfocar |
mount /cdrom
en cualquier ventana xterm. Si necesitas cambiar de CDs, es necesario
primero desmontar el lector de CDs con el comando umount /cdrom,
intercambiar los CDs y montar el lector de CDs de nuevo.
corr) cuando este seguro de la
posición del telescopio.
len 0.5.
len 1.0 en la consola.
Se describe La Ruca en "Rueda de Filtros La Ruca - Manual de Usuario" por Salvador Zazueta y Joaquín Bohigas.
Pida al mecánico que instale los filtros que requiere. Idealmente, le informará de sus necesidades antes de llegar al observatorio. Caben ocho filtros en La Ruca.
Para inicializar La Ruca la primera noche de su temporada:
La mayoría de los problemas que hemos encontrado con La Ruca surgen por fallas de inicialización. Por eso, recomendamos que quite la tapa de la rueda y pase cinco minutos verificando los movimientos de la rueda. Cuide de se reponga la tapa con los tornillos grandes por abajo, para evitar que pegue a la rueda.
Además, recomendamos que no se apague ni La Ruca, ni su programa, ni la computadora entre las noches.
La Ruca también controla la rotación del CCD. Los tubos para llenar el CCD deberían apuntar al norte; la tabla muestra los ángulos apropiados. Los ángulos tienen una ambigüedad de 30 grados, pues dependiendo de la orientación exacta en que se instaló el CCD.
| SITe 1k | Thomson 2k | |
| Angulo | +39 | +75 |
El programa permite identificar los filtros con nombres y guardarlos en un archivo. Primero, edite los nombres ("Archivos/Edita filros") y entonces guardelos en un archivo ("Archivos/Grabar filtros en archivo"). Se puede leer este archivo si necesario con el comando "Archivo/Cargar filtros". Los nombres de los filtros no pueden incluir espacios.
Es imposible enfocar simultaneamente el CCD científico y el guiador cuando se utiliza un reductor focal. Por eso, hay que tomar imágenes con reductor focal sin guiar.
La Cubeta Cilindrica no tiene un reductor focal.
El reductor focal en La Cubeta Cuadrada se pone en el haz manualmente usando la barra arriba del filtro; cuando la barra está afuera, el reductor está afuera del haz.
La Ruca tiene dos reductores focales, uno optimizado para el azul y otro para el rojo. Es una buena idea mover el reductor focal deliberadamente al hoyo si no quiere usar un reductor focal, aunque La Ruca debería inicializarse sin un reductor focal en el haz.
Hay que cambiar el foco del telescopio cuando se usan los reductores focales.
| La Cubeta Cuadrada | La Ruca (azul) | La Ruca (rojo) | ||
| Cambio en el foco del guiador | no se puede enfocar | no se puede enfocar | no se puede enfocar | |
| Cambio en el foco del telescopio | aprox +1710 | aprox +2440 |
Se describe la operación de los CCD en el manual "Macros para el sistema de CCD PMIS" por Alan Watson y Michael Richer.
No es necesario correr el programa ESPIA (que anteriormente copiaba las imágenes por la red), debido a que ahora la computadora que controla el CCD escribe las imágenes mucho más rápidamente a la estación de trabajo de Linux.
Para llenar el CCD, hay que mover el telescopio a una declinación de -30 grados poniendo los comandos:
ah 00 00 00 fijo_dec -30 0 0
Si tarda demasiado en llenar la botella, verifique que hay presión y nitrógeno en el tanque. Si el tanque está muy ligero, significa que está vacío y hay que pedir al asistente de cúpula del 1.5-m o 2.1-m que lo llene.
ah 00 00 00 fijo_dec -30 0 0
ah -03 00 00 fijo_dec 0 0 0Tome los campos planos.
ar HH MM SS dec DD MM SS epoca YYYY.Y actBusque la estrella en el buscador. Centre la estrella en el buscador usando la paleta. En la parte de atrás de la paleta hay un interruptor para cambiar entre movimientos lentos y rápidos ("J"). Pulse los interruptores de manera intermitente; no los apriete continuamente.
corr para actualizar las coordenadas.
cenit
Frecuentamente hay arcos en el campo del CCD. Parece que las superficies internas del guiador y de La Ruca reflejan estrellas brillantes afuera del campo y producen estos arcos. Las posiciones y los brillos de los arcos dependen de las posiciones y los brillos de las estrellas brillantes afuera del campo.
Si es necesario, se podrían quitar los arcos tomando imágenes en varias posiciones y combinando las imágenes, rechazando los valores extremos.
Tanto el CCD SITe como el Thomson 2k sufren de imágenes residuales.
Aquí damos una lista de problemas y varias soluciones.
len 0.3.
a - b - c - d - e - f - g - l - m - n - o - p - r - s - t - v
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