En construcción todavía

Esta breve información explica como reconocer los típicos problemas encontrados al telescopio con la calidad de imagen. Debería ser de ayuda para el operador de telescopio que quiere analisar la situación y actuar consecuentemente y rapidamente, si es que el observador no entiende o reconoce el mismo el problema. De forma general, es necesario quedar atento a cualquier 'queja' del observador para asegurarse que el telescopio entrega su mejor potencial y que el observador sabe como enfocar el telescopio y mantener buen foco toda la noche. Recuerden que un 50% de los casos de imagenes malas o 'más-o-menos' se debe a un foco de mala calidad!

EVALUACIÓN DE LA IMAGEN Y DIAGNÓSTICO DE ABERRACIONES

Lo más importante y la primera acción que deben tomar cuando se presenta una imagen rara, es hacer una secuencia de foco (debe extenderse bastante y simetricamente de ambos lados de foco) para:

• 1/// asegurarse que estan realmente en el foco óptimo;
• 2/// saber como se ve la imagen por ambos lados del foco óptimo.

Para analisar la secuencia de foco, se debe utilisar la funcción 'imexam' de IRAF y graficar los perfiles (r) para ver el mejor fwhm y los contours (e) para ver la redondez de la imagen. El mejor perfil debe coincidir con el mejor contour, sino hay que examinar otra estrella (puede ser que el objeto selecionado fue una galaxia). Aqui va un ejemplo de secuencia de contours, y la secuencia de perfiles asociados, asi que un gráfico de fwhm versus focus (es la funcción 'mscfocus' de 'mscred'en IRAF). En este caso la imagen #5 es claramente la mejor.

Cuando se ha realizado esta secuencia, hacerse las siguientes preguntas:

• COMA? la típica imagen comática se parece a un cometa: un punto más brillante de donde sale una cola triangular que se abre. La dirección de la cola es identica en ambos lados del foco óptimo, sólo cambia el tamaño del 'cometa' que se va agrandando mientras uno se aleja de foco. Aún en foco óptimo, puede ser muy dificil ver una imagen redonda. Dependiendo de los sistemas ópticos, la coma puede ser aberración residual del diseño, llamada coma de campo (en cual caso la cola del cometa apunta hacia a fuera del eje óptico, en cualquier punto del campo), o provenir de un desalineamiento (en cual caso la dirección de la cola es más o menos constante en todo el campo) y se llama coma de desalineamiento. Pués la dirección constante de la cola de la coma les dice si se trata de un problema óptico, es decir un desalineamiento.
• ELONGACIÓN?? una imagen elongada puede ser causada esencialmente por 2 problemas que se deben identificar en el siguiente orden:
  • 1/// asegurarse que están en foco óptimo. Como se veia la elongación por ambos lados de foco? Si la elongación rota de 90 grados cuando uno pasa por foco, se trata de astigmatismo (ver esta secuencia de foco de Mosaico con pasos de 75um, que muestra un típico astigmatismo binodal -se forman 2 centros en la elongación-). El foco óptimo de una imagen astigmática es redondo, sólo que es más dificil de encontrarlo porque la profundidad de campo (zona por ambos lados de foco donde no se deteriora mucho la imagen) es reducida;
  • 2/// si no se vío el típico patrón del astigmatismo, puede ser un problema de guiaje de mala calidad: en este caso basta con apagar el guiaje y tomar una exposición corta. Si la imagen se pone redonda, confirma que el guiaje no funcciona bien. Si la imagen sigue elongada en exposición corta y sin guiaje, pués es más complicado... Asegurese que no es una coma 'aplanada' que le da la impresión de una elongación (linear) pura.
• TREFOIL? aberración triangular que aparece tipicamente cuando el soporte de 3 puntos de un espejo no funcciona bien y llega a aplicar 3 fuerzas a traves del espejo. Cuando el primario del 4m pierde el aire, se nota inmediatamente una imagen triangular.
• QUADRAFOIL? aberración más escasa en nuestros sistemas. No tiene patrón muy visible.
• ABERRACIÓN ESFÉRICA? dificil de reconocer. Una forma de ver y medir esta aberración es medir el tamaño de la obstrucción central de dos imagenes muy fuera de foco (la imagen debe tener unos 100 pixeles de diámetro al menos), cada una a la misma distancia del foco óptimo pero por ambos lados (una in-focus, otra out-of-focus). Si la obstrucción central no tiene el mismo tamaño en ambas imagenes, significa que el sistema óptico sufre de aberración esférica.

• PF: las aberraciones se miden con la pantalla de Hartmann. Astigmatismo, trefoil y quadrafoil se corrigen normalmente con los lookup tables o en forma opcional con un 'tweak' del espejo primario que consiste en 'doblarlo' con fuerzas bien aplicadas en las bolsas de aire que lo soportan. Coma proviene de un desalineamiento entre los ejes del primario y del Pfadc, y se corrige con un tilt del primario (o eventualmente un tilt del Pfadc), lo que requiere mas cuidado. Existe coma residual (de diseño, o sea no se puede corregir) en las esquinas del campo de mosaico que se nota unos 200um fuera de foco.
• F/8 y F/14: las aberraciones se miden con Iman (que es una pantalla de Hartmann miniatura). Astigmatismo, trefoil y quadrafoil pueden provenir de ambos espejos (por ejemplo ausencia de vacio en la celda del segundario se traduce inmediatamente por astigmatismo). Los focos Ritchey-Chretien (RC) como el f/8 del 4m y el f/8 del 1.5m, son diseñados para no tener coma. Pués si se ve coma, es necesariamente signo de un desalineamiento entre los ejes ópticos de cada espejo. Todos los otros focos Cassegrain de los telescopios de CTIO son clásicos, es decir tienen coma de campo (zero coma en el eje óptico y coma creciendo en amplitud mientras más lejos del centro del campo). Coma de campo es notoria en el 1.5m f/13.5 en las esquinas de un 2kCCD donde el Fwhm de la imagen es tipicamente 40% peor que en el centro.
• Telescopios chicos: se corrige esencialmente la coma por intermedio de cambios de tilt al primario o al segundario. Astigmatismo puede aparecer como resultado de un alineamiento no perfecto (en algunos casos se cancela la coma al hacer un tilt del espejo pero no está bien centrado pués queda astigmatismo). Esas correcciones son delicadas y se hacen generalmente con pantalla de Hartmann.
• Flexiones: los telescopios son máquinas pesadas que pueden tener flexion cuando se mueven, lo que causará una perdida de alineamiento óptimo o un stress en las ópticas (es muy dificil sujetar un espejo de 15 toneladas sin que se mueva en su celda y sin ponerle stress tampoco). Por esa razón, tenemos las tablas de corrección (lookup tables) que se encargan de compensar automaticamente estos defectos que son generalmenete reproducibles de una noche a la otra. Las tablas de corrección del primario compensan astigmatismo, trefoil y quadrafoil (generados por stress del espejo primario en su celda). La tabla de corrección del segundario (NO está en uso aún) compensa la coma generada por flexión del PFcage o movimiento del espejo en su celda lo que causa un desalineamiento con el primario.
• Iman: cuando Iman funcciona bien, es una herramienta poderosa para afinar la calidad de una imagen. Para los observadores que siguen el mismo objeto toda la noche y necesitan absolutamenmte una muy buena resolución, es recomendable hacer andar el Iman en una estrella cerca (5 grados max) del objeto, y eventualmente corregir aberraciones detectadas. Cada corrección (del primario o del segundario) deberá ser actualizada cada hora como máximo para volver a considerar la nueva posición del telescopio.

Les ruego siempre avisarme cuando detectan una de estas aberraciones, aunque no les parezca significativa, ya que su observación será útil para diagnóstico más fino. GRACIAS.

TAMAÑO DE UNA IMAGEN

• El perfil de la intensidad de la luz de una estrella en el plano focal de un telescopio, es decir el gráfico que muestra la cantidad de cuentas versus pixeles (la opción 'r' de imexam en Iraf), es generalmente asociado a una forma Gausiana (la especie de campana bien conocida). Es común caracterizar la calidad de la imagen con el FWHM (Full Width at Half Maximum) que es el ancho a la mitad de la altura. En el gráfico del perfil, se saca el 50% del máximo de cuentas para ver a que ancho corresponde en pixeles, luego se convierte en segundos de arco con la escala de placa (plate scale).
• El FWHM de un perfil Gausiano corresponde, por casualidad, casi al 50% de la energía recibida (el 50% Encircled Energy, notado EE50, también llamado diámetro a 50%, notado d50). Pués se escribe:

  d50 = EE50 = FWHM

• A veces se prefiere hablar del 80% de la energia (lo que es más exigente), notado EE80 o d80, que se calcula con la relación:

  d80 = EE80 = 1.48 FWHM

• El tamaño de una imagen puede ser aproximado por la suma quadrática del tamaño de cada contribución: el telescopio en sí es capaz de entregar teoricamente una imagen de fwhm Dt = xx", las aberraciones detectadas por desalineamiento son de fwhm Dcoma = xx", Dastig = xx", Dtref = xx",... En total la imagen tiene un fwhm óptico Do de:

  Do^2 = Dt^2 + Dcoma^2 + Dastig^2 + Dtref^2

• En la realidad, es un poco más complicado evaluar el fwhm total, ya que se agregan otros componentes. Por ejemplo: el seeing atmosférico medido por el Dimm es de fwhm Dsa, el seeing del espejo De (si el espejo no está a temperatura ambiente), el seeing de cúpula Dc (si la cúpula no está a la misma temperatura que el exterior). La ecuación clásica (según Racine) es:

  D^5/3 = Do^5/3 + Dsa^5/3.secz + Ae^5/3.DTe^2 + Ac^5/3.DTc^2

  donde z es la distancia zenital, DTe es la diferencia de temperatura entre el espejo Te y la cúpula Tc, Ae es un coeficiente que vale 0.4 si Te>Tc y 0.13 si Te es menor que Tc, DTc es la diferencia de temperatura entre la cúpula y el exterior, y Ac es un coeficiente que vale 0.1.

FORMULAS DE CONVERSION

• Dependencia del fwhm con la distancia cenital Z:

  FWHM_Z1 = FWHM_Z2 x (cosZ2/cosZ1)^0.6

  FWHM_0deg = FWHM_10deg x 0.991

  FWHM_0deg = FWHM_20deg x 0.963

  FWHM_0deg = FWHM_30deg x 0.917

  FWHM_0deg = FWHM_40deg x 0.852

  FWHM_0deg = FWHM_50deg x 0.767

  FWHM_0deg = FWHM_60deg x 0.660

  FWHM_0deg = FWHM_cenit, se usa para comparar con los valores del Dimm.

• Dependencia del fwhm con longitud de onda (l1 y l2):

  FWHM(l1) = FWHM(l2) x (l1/l2)^-0.2

  FWHM_V = FWHM_U x 0.919

  FWHM_V = FWHM_B x 0.947

  FWHM_V = FWHM_Bj x 0.954

  FWHM_V = FWHM_R x 1.034

  FWHM_V = FWHM_I x 1.078

  FWHM_V = FWHM_Z x 1.113

  Para comparar el FWHM del telescopio con el Dimm, hay que corregir por la distancia cenital Y la longitud de onda.

• Relación magnitud (M) con iluminación (B) entre 2 objetos:

  M2-M1 = 2.5 log B1/B2

  o en forma equivalente: B1/B2 = 10^((M1-M2)/2.5)

  Una diferencia de magnitud de +1 representa 2.5 veces más luz. 2 magnitudes representan 6.3 veces más luz, 5 magnitudes son 100 veces más luz,...

 

 

------------------------------------------------------

Maxime Boccas, 3 febrero 2001, revised 18 june 01