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Câmera Direta com CCD

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Atualmente existem duas câmeras para imageamento direto com detetores CCD no OPD.

Câmera 1:

Esta câmera foi fabricada em colaboração pela DAS/INPE e o LNA e entrou em funcionamento no início de 1989. Para guiar durante exposições longas, a câmera possui um sistema de exploração do campo em torno do alvo. A câmera 1 é normalmente utilizada com um redutor focal que fornece um feixe aproximadamente f/5 no telescópio de 1.6 m. A roda de filtros tem 6 posições e recebe filtros de até 10 mm de espessura e dimensão 50 x 50 mm. A roda é operada remotamente. A Figura 1 mostra a câmera vista de frente.

Sistema de exploração do campo na Câmera 1

Em vez de movimentar a ocular para fora do eixo óptico como é feito quando se quer guiar medidas com os fotômetros, na câmara 1 a ocular fica fixa e um conjunto óptico movimenta-se dentro da câmara sob comando externo, permitindo a exploração do céu em torno do alvo. A Figura 1 mostra a manete de comando (2) com os movimentos para um lado e para outro, a duas velocidades. A figura mostra também o parafuso (3) que permite um movimento radial do explorador de campo, aumentando a área coberta. Para fixar o objeto de guiagem a uma referência, pode ser necessário movimentar em ambas as direções.

Câmera 2:

A câmera 2 utiliza o corpo do FOTEX no qual é acoplado o detetor CCD. A roda de filtros é semelhante à utilizada na câmara 1.
O tamanho do campo (em minutos de arco) para as possíveis combinações de telescópios e detetores sem redutor focal é mostrado na tabela abaixo:

O tamanho do campo (em minutos de arco) para as possíveis combinações de telescópios e detetores com redutor focal é:

Nota: (a) Ocorre diafragmação pelo redutor focal, de modo que na prática o campo obtido é menor.

Filtros para o sistema UBVRI estão disponíveis para uso nas duas câmaras desde meados de 1995. Para o  CCD048 é recomendada a receita fornecida por Bessel (1990, PASP 102,1181):

UBVRI para os CCDs GEC/EEV com iluminação frontal

Nota: a) Temporariamente só há um filtro de CuSO4 disponível, com a espessura do líquido de 3.5 mm. A menos que os objetos de programa sejam extremamente vermelhos, não se espera problemas graves de red-leak com essa combinação.

Para o CCD 101, recomenda-se a seguinte receita:

UBVRI para o CCDs SITe ou EEV back-illuminated

Banda	Vidros	p(B90)	rms	p	rms	T(%)
U1	1UG1+5CuSO4liq+[2Herasil]	3598	220	3655	201	63
U2	1UG11+4CuSO4liq+1BG40+ [2Herasil]	3598	220	3607	160	54
U3	1UG11+1BG39+1BG40+ [2Herasil]	3598	220	3642	139	49
B	2GG385+1BG1+2BG39	4420	360	4405	384	59
V	2GG495+2BG39+(1WG305)	5500	364	5520	340	59
R	2OG570+2KG3+(1WG305)	6450	540	6474	538	70
I	4RG9+(1WG305)	8050	460	8234	677	80

Estimativa de tempo de exposição

Calculadora de Tempo de Exposição

A figura acima mostra o erro provável para uma medida fotométrica na banda V em função da magnitude usando o CCD009.
O tempo de exposição é 300 s e o telescópio é o 60 cm Zeiss. Os dados foram obtidos a partir de séries temporais de várias centenas de imagens. Estes erros são bem conservadores uma vez que foi utilizada uma abertura de extração de 7 pixels de raio e na maior parte dos casos havia lua brilhante no céu. A linha tracejada mostra o modelo comumente usado para estimar tempos de exposição para CCDs (como no task ccdtime do IRAF). O modelo supõe fotometria de abertura com o céu estimado na vizinhança e tem como fontes de erro a estatística de fótons no objeto e no céu e o ruído de leitura pixel a pixel. O modelo falha para objetos brilhantes uma vez que aí a fonte de erro dominante passa a ser a cintilação e outros efeitos como os erros de flat-field.
A curva pode ser utilizada sem modificação para o CCD048.
Para o telescópio de 1.6 m, obtém-se uma estimativa razoável somando 2 às magnitudes do eixo X.

Imagens de Bias

Os CCDs disponíveis no OPD possuem características muito boas de bias. Mas não economize no número de imagens. O mínimo de 25 é recomendável. Com isso, você poderá testar as diversas opções do task IMCOMBINE do IRAF e avaliar as diferenças entre elas. A opção de imagem combinada de bias usando o IMCOMBINE com as opções "average" e "avsigclip" é recomendada.
O uso da região de overscan para estimar o bias em todos os pixeis da imagem pode levar a erros de até ± 10 elétrons por pixel. O erro é variável ao longo do detetor. Em geral as imagens de bias apresentam a primeira coluna bastante brilhante mas isso não deve ocorrer no resto da imagem. No passado observou-se eventualmente algo chamado de "padrão jeans" nas imagens. O efeito foi atribuído a aterramento deficiente no equipamento.
É importante relatar no livro de ocorrências qualquer efeito anormal nas imagens de bias.

Imagens de escuro

Para trabalhos de fotometria e espectroscopia de objetos fracos é recomendável levar em conta a corrente de escuro. Obter uma boa estatística da corrente de escuro é um trabalho tedioso. A principal recomendação é que se utilize um tempo de exposição da mesma ordem de grandeza do tempo de exposição para os objetos de programa. Quanto mais imagens de escuro coletadas, melhor para eliminar os raios cósmicos.
Com o CCD048 no modo subimagem (muito usado na espectroscopia) você poderá notar que os raios cósmicos são sempre alongados na direção da fenda. O efeito ocorre com o perfil espacial dos espectros tambem. Caso isso seja importante para as suas observações, utilize o modo imagem completa (mas prepare-se para gastar bastante espaço de armazenagem). O CCD101 aparentemente não sofre desse problema.

Imagens para flat-fielding

As lâmpadas de flat-field na cúpula utilizadas no OPD não são filtradas para produzir um sinal parecido com o do céu noturno. Para fotometria que requeira grande precisão (especialmente em U e B) deve-se procurar realizar flat-fields no céu.
Imagens de flat-field subtraídas de bias e divididas umas pelas outras devem produzir resíduos de algumas vezes 0.1%.
Nunca utilize tempo de integração menor que 5 s em suas exposições de flat-field. Caso realize flats no céu, lembre-se de fazê-lo com o acompanhamento ligado, e de mover o telescópio entre as exposições para eliminar as estrelas que possam surgir. Recomenda-se que os flats sejam expostos a pelo menos 10000 e-/pixel. Também não é necessário economizar no número de imagens. 15 parece ser razoável.

Focalização do Telescópio

No telescópio de 1.6 m você estará trabalhando com um assistente noturno e ele poderá ajudá-lo na operação de focalização com um mínimo de perda de tempo. Para os telescópios pequenos o usuário deve realizar a focalização sozinho. Basicamene funciona assim: escolha um objeto brilhante que fique bem exposto numa imagem de 1 segundo. Use o todo chip para essa imagem. Com o cursor no modo gráfico (ou usando o mouse) desenhe uma caixa pequena em torno do objeto. Agora utilize o modo Repeat Box Readout do AT1. Depois de alguma experimentação (não deixe a LUT no modo auto) use a tela F9 32 para fazer um corte na imagem e verifique a largura a meia algura. Verifique a escala da imagem para a combinação de telescópio e detetor que você está usando.
Os filtros do sistema UBVRI são aproximadamente da mesma espessura (com excessão do U) de modo que o foco não deve ser muito diferente de um filtro para o outro.