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Técnicas Observacionales Aplicables a Objetos del Sistema Solar

Técnicas Observacionales Aplicables a Objetos del Sistema Solar. Primera Parte. R. Gil-Hutton, Febrero 2010. Contenidos:. pérdida de brillo por movimiento del objeto. eficiencia en la detección. efectos debidos a pixeles grandes (submuestreo). algunos filtros útiles. Trailing loss:.

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  1. Técnicas ObservacionalesAplicables a Objetosdel Sistema Solar Primera Parte R. Gil-Hutton, Febrero 2010

  2. Contenidos: • pérdida de brillo por movimiento del objeto. • eficiencia en la detección. • efectos debidos a pixeles grandes (submuestreo). • algunos filtros útiles.

  3. Trailing loss: Telescopio ASH, SBIG 11000M, 20 imágenes de 180 seg.

  4. Trailing loss: • afecta la magnitud límite. • afecta la relación S/N. • depende de la velocidad angular del objeto. • depende del tiempo de exposición. • depende del seeing. q (asec/hr) = 148 {(1-r -0.5) / (r-1)} y = q * texp / qFWHM Dm = 0 y < = 1 Dm = 2.5 log (y) y > 1

  5. Trailing loss: MKO (2.2 m): CTIO (1.5 m): Jewitt et al. (1996) qFWHM = 0.8 asec texp = 0.083 hr qFWHM = 1.0 asec texp = 0.25 hr

  6. Eficiencia en la detección: • propiedades de la imagen. • algoritmo de búsqueda. • mecánica de identificación. Qué fracción de los objetos que realmente hay en la imagen detecta el proceso?

  7. Eficiencia en la detección: • Implantar objetos artificiales: • calcular la función de eficiencia: • determinar la PSF. • fijar rango magnitudes (20 – 26). • fijar tasas de movimiento (1 a 11 asec/hr). • fijar dirección de movimiento. • implantar los objetos considerando la pérdida por movimiento. • aplicar el algoritmo de detección. • calcular la función de eficiencia para diferentes valores de q. h(m) = (A / 2) [ 1 - tanh { (m - mc) / D } ]

  8. Eficiencia en la detección: Petit et al. (2006) MNRAS 365, 429.

  9. Pixeles grandes: • Los programas de identificación, astrometría y fotometría representan las imágenes de los objetos mediante la PSF. • Se utiliza un perfil de moffat para condiciones de buen seeing o gaussiano para mal seeing. • El background se representa como un plano. • La PSF se encuentra mediante un ajuste.

  10. Pixeles grandes: • Para hacer astrometría o fotometría ajustando la PSF se asume como válida la aproximación: donde a es el área, pero esto no vale cuando el área es muy pequeña.

  11. Pixeles grandes: • Si se define un parámetro de muestreo: • Donde p es el tamaño angular de un pixel. • Existe un valor límite jlim por sobre el cual el software funciona bien, haciendo deseable que j ~ jlim . • Como el CCD muestrea regularmente la señal, el criterio de Nyquist nos dice que jlim = 2 (1.5 – 3.0) y: • < jlim hay sub - muestreo. • > jlim hay sobre – muestreo. • Co-adicionar imágenes desplazadas fracciones de pixeles. • Desenfocar el instrumento.

  12. Pixeles grandes: Buonanno & Iannicola (1989, PASP 191, 294).

  13. Pixeles grandes:

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