13/04/2016
TELESCÓPIO SOAR
INFORMAÇÕES ÚTEIS PARA A ELABORAÇÃO DO PEDIDO DE TEMPO E DA FASE II
Obrigado pelo interesse no uso do telescópio SOAR. Este documento foi escrito com intuito de ajudá-lo na preparação do pedido de tempo para o SOAR assim como de responder às perguntas mais freqüentemente formuladas. Recomendamos sua consulta permanente, já que ele está em constante atualização.
Além deste documento, outra fonte de
informaação útil para a elaboração de pedidos de
tempo e de Fase II é a
Tempo e instrumentos
disponíveis e modos de observação.
Ítens que são avaliados
na análise do pedido de tempo que devem ser incluídos na proposta.
Calculadoras de tempo.
Tempo de overheads.
Calibrações
Dicas sobre os
instrumentos:
Observação de Alvos
de Oportunidade
Uma
nota sobre a observação de objetos com coordenadas
não-siderais.
Tempo e instrumentos disponíveis e modos de
observação
Durante o semestre 2016B, o tempo disponível para observações de ciência para o Brasil é de 34 noites. Os instrumentos oferecidos são o imageador óptico SOI, o espectrógrafo/imageador Goodman, a câmera imageadora infravermelha do SOAR, Spartan, e o Módulo de óptica adaptativa do SOAR, SAM. O único modo de observação disponíl para esses instrumentos é o clássico/remoto.
Os instrumentos disponíveis no Telescópio Blanco 4m do CTIO através do tempo brasileiro no SOAR são a DECam (Dark Energy Camera) o Espectrógrafo COSMOS e o espectrógrafo infravermelho ARCoIRIS (Astronomy Research using the Cornell Infra Red Imaging Spectrograph) . Detalhes sobre esses instrumentos podem ser consultados nos enlaces acima. O LNA não se responsabiliza pela atualização da informação alí contida mas esclarece que propostas tecnicamente inviáveis ou mal justificadas serão desclassificadas.
Ítens que são avaliados na análise do pedido de tempo e que devem ser incluídos
Elaborar uma pedido de tempo competitivo demanda esforço e dedicação assim como uma boa capacidade de síntese. Com o intuito de orientar aos usuários do SOAR sobre o conteúdo mínimo que uma proposta bem sucedida deve incluir, mencionamos abaixo os assuntos chaves que devem ser abordados nas diferentes seções do pedido.
- Estado da arte do assunto ao qual a proposta se refere.
- O problema em questão, as perguntas que as observações procuram responder e a metodologia que será utilizada para respondê-las.
- O impacto que os resultados derivados das observações propostas vão ter na área de pesquisa.
- Justificativa científica que não ultrapasse o espaço concedido. Na justificativa técnica, incluir o cálculo detalhado do tempo solicitado.
- Condições atmosféricas mínimas em que as observações podem ser realizadas. São compatíveis com a ciência pretendida? Lembre também que condições muito rigorosas podem inviabilizar sua proposta. Seja flexível.
- Coordenadas de alvos compatíveis com o semestre ao qual a proposta se refere e com o limite de declinação acessível pelo telescópio. No passado, excelentes propostas científicas já foram recusadas por incluir objetos com coordenadas não adequadas para o período de observação. Para o primeiro semestre de cada ano (semestre A), o limite de accessibilidade dos alvos no SOAR é 5 < RA < 0 e -89 < DEC < +28 enquanto que para o segundo semestre (semestre B) é 17 < RA < 12. O limite em declinação permanece o mesmo. Contudo, restrições adicionais podem ser aplicar dependendo das condições de observação (limite de massa de ar ou de qualidade de imagem).
Calculadoras de tempo
SOI e OSIRIS (modo imageamento)
Para o cálculo do tempo de exposição há uma calculadora on-line atualizada para o SOI e OSIRIS - imageamento, que pode ser acessada aqui. Erros na estimativa dos tempos de integração são da ordem de 10% ou menos. A calculadora foi testada em base às medidas de estrelas padrões realizadas em fevereiro de 2007.
O detector satura quando as contagens alcançam 60000 DN. Até 10000 DN, o comportamento é totalmente linear. Atinge-se 1% de não-linearidade em 11000 DN e ultrapassa os 5% com 28000 DN. Como referência, a contribuição do céu em cada banda é como segue: J = 310 e-/s; H= 993 e-/s; K= 3220 e-/s.
OSIRIS (espectroscopia)
Para OSIRIS - espectroscopia (long-slit, F/7), a tabela abaixo pode ser utilizada no cálculo do tempo de exposição e S/N desejado na magnitude de interesse. Para cada banda, lista-se o número de elétrons/segundos (e-/s) integrados na banda e o número máximo de e-/s no centro da banda (coluna em azul). Os valores fornecidos foram confrontados com medidas de estrelas padrões realizadas recentemente (fevereiro/2007) e as diferenças entre as contagens preditas e as observações foram sempre menores a 10%. Detalhes sobre as características do detector podem ser consultadas nas páginas do OSIRIS. Em breve estarão disponíveis ferramentas on-line para realizar esses cálculos.
Tabela 1 - Elétrons/segundos detectados em cada banda, OSIRIS - Spectroscopia (LS, F/7).
Goodman
Os interessados em utilizar este instrumento podem consultar o manual para maiores detalhes sobre as diferentes configurações e desempenho atual do espectrógrafo.
Spartan
Usuários interessados em determinar tempos de exposição para fontes pontuais podem utilizar os exemplos que foram preparados a partir de observações de estrelas padrão Clique aqui para acessar esses exemplos.
Interessados em utilizar a câmera Spartan devem consultar o documento Guia para realizar um cálculo aproximado do tempo de exposição.Na submissão de propostas (FaseI), não se esqueça de incluir o tempo gasto em overheads (veja ítem seguinte) no cálculo final do tempo solicitado. Na FaseII, o tempo de apontamento é calculado automaticamente.
Tempo de overheads (tempo morto)
Define-se como overhead o tempo gasto na configuração do sistema telescópio/instrumento para a observação de um objeto astronômico. A configuração inclui o apontamento do telescópio no alvo, o ajuste do espelho primário, a escolha de estrela de guiagem, a centragem do objeto no campo do detetor e o posicionamento do alvo na fenda do espectrógrafo. Outras operações tais como a troca de rede ou filtro, o tempo de leitura do CCD, e a mudança de ângulo de posição durante as observações devem também são também considerados como parte do tempo morto mas são dependentes do instrumento utilizado. A seguir, listam-se os tempos de overhead para a configuração inicial dos diferentes instrumentos.
SOI: 10 minutos OSIRIS - Imageamento: 10 minutos OSIRIS - Espectroscopia: 15 minutos Goodman - Espectroscopia: 10 minutos Goodman - Imageamento: 10 minutos Spartan - Imageamento: 10 minutos
Os tempos de leitura do CCD (readout time) para o SOI variam com o "binning" e se o CCD está no modo de leitura lento ou rápido. Maiores informações podem ser obtidas aqui. Com OSIRIS, o tempo de leitura de cada exposição é de 15 segundos. Tempos de leitura com o Goodman variam com o modo de operação (imagem / espectroscopia) e com a frequência de leitura. Os interessados podem consultar a página oficial do Goodman para maiores detalhes.
Troca de filtros (SOI e OSIRIS) consomem 10 segundos; offsets (dithering positions) para ambos os instrumentos no modo de imageamento tardam 10 segundos. Mudanças no ângulo de posição da fenda em OSIRIS - espectroscopia implica em 15 minutos adicionais (assumindo que não há troca de alvo).
Com Goodman, mudança de rede e/ou fenda, no mesmo objeto, consumem 2 minutos. Exposições de lâmpada de calibração 2 minutos.
Lembre que os valores acima são POR OBJETO. Portanto, tente trabalhar com uma eficiência acima de 50%. Solicitar tempo para observar três alvos com o SOI, com um tempo total de integração de 5 minutos por alvo é altamente ineficiente. Isto porque:Tempo total de overheads: 3x15 min = 45 min
Tempo total de integração: 3x5 min = 15 min
Isso quer dizer que 75% do tempo será gasto em overheads!!!!!!Programas com poucas exposições individuais e poucos alvos provavelmente não precisam levar em consideração o tempo de leitura, já que será de apenas uns poucos minutos, no máximo. No entanto se o número de alvos for grande e cada alvo precisar de várias exposições individuais (>10), em vários filtros, o tempo total gasto apenas na leitura do detector pode ser da ordem de uma hora ou mais. Recomenda-se que o PI faça uma estimativa desse tempo e o inclua como parte dos overheads caso ultrapasse os 15 minutos.
Calibrações
Na justificativa técnica especifique TODAS as calibrações que são necessárias para seu programa. Isso inclui:
- Flats (de céu e cúpula)
- Bias
- Darks
- Estrelas padrões e/ou telúricas
- Espectro de lâmpada para calibração em comprimento de onda.
No caso de observações com o SOI, as estrelas padrões podem ser observadas em uma data diferente daquela em que foram realizadas as observações do objeto de ciência. Portanto, se você está interessado em fotometria absoluta, deve mencionar na proposta a necessidade das estrelas serem observadas na mesma noite que os objetos. No esqueça de incluir na lista de objetos a observar, as coordenadas das estrelas de calibração e o tempo de exposição. Esse tempo deve também ser contabilizado no cálculo do tempo total do programa. A menos que o usuário especifique o contrário, os espectros de lâmpada são tomados durante o dia e o tempo utilizado não é taxado para o programa. Já o tempo gasto com observações de lâmpada durante a noite são contabilizados no programa.
Em observações com OSIRIS, imagens de Bias e Darks não são oferecidas como parte do pacote de calibrações. Isso porque esses efeitos instrumentais aditivos são retirados automaticamente quando se faz a subtração do céu. Observações com OSIRIS que precisem dessas duas calibrações devem especificar e justificar adequadamente na proposta a necessidade desses arquivos.
Dicas sobre os instrumentos e cuidados na hora de planejar as observações
Nesta seção indicam-se alguns dos problemas que tem sido detectados nos dados coletados nos semestres anteriores com o SOAR e que devem ser levados em consideração na hora de submeter sua proposta. Listam-se, também, alguns cuidados que o astrônomo deve considerar no planejamento das observações.
O detector do SOI consiste de um mini-mosaico de dois CCDs de 4096X2048 pixeis cada. Existe uma brecha de 102 pixeis (7.8") na juntura desses dois CCD, na direção dos lados mais longos. Portanto, se você solicita uma única exposição, perderá a informação que cai sobre a brecha. Veja aqui uma imagem da nebulosa 30 Dourados que mostra o resultado de uma exposição.
A informação que cai na brecha pode ser recuperada observando, no mínimo, três imagens da mesma fonte em um padrão de dithering, com deslocamentos de 10" (em direção perpendicular à brecha) e logo combinando essas exposições individuais. Na proposta, deve estar especificado o número de exposições individuais, o número total de exposições, e o tempo de cada exposição.
Se você está interessado na observação de fontes pontuais ou pouco estendidas, a brecha não é um problema. No entanto, na seção "desenho experimental" da proposta, deve solicitar que o telescópio seja deslocado na direção perpendicular da brecha para que a imagem caia fora desta.
No cálculo de tempo de exposição, leve em consideração que o valor de saturação dos CCDs do SOI é 65535 ADUs.
OSIRIS
O planejamento das observações na região do infravermelho próximo requer um nível maior de detalhamento e cuidado em relação daquelas do visível por vários fatores, entre eles:
- O céu satura rapidamente (em imageamento).
- As linhas de céu variam de intensidade em minutos, e variam com a massa de ar (em espectroscopia).
- É necessária a observação de uma estrela padrão imediatamente antes ou após o objeto de ciência, com massa de ar muito similar, para remover bandas telúricas de CO e água que ocupam amplos intervalos espectrais (em espectroscopia) .
- Há regiões onde a transmissão atmosférica é zero. Portanto, a informação espectral contida nessas regiões não pode ser recuperada, exceto com observações satelitais.
Afim de minimizar os fatores acima, recomenda-se:
- Tempos de integração individuais de, no máximo, alguns minutos (<4 min) para espectroscopia e <0.5 min para imageamento. A combinação de um número adequado de várias dessas imagens vão permitir que se atinja o nível de S/N desejado. Na proposta, especifique o padrão de dithering, o número de co-adds por exposição, o número total de exposições, e o tempo de integração/exposição.
- Observar alternadamente a fonte de interesse e céu. Em espectroscopia, o método tradicional consiste em observar a fonte em duas posições (A e B) diferentes dentro da fenda. Isso permite subtrair o céu através da operação A-B. Se seu alvo é estendido e ocupa toda a fenda ou uma boa parte dela, deve então fazer exposições separadas de céu (objeto-céu-objeto-céu). Em imageamento, se a fonte é pontual, o céu pode ser construído a partir das exposições individuais da fonte obtidas seguindo um padrão de dithering. No caso de objetos estendidos, ainda é necessário observar a fonte em um padrão de dithering, mas o céu deve ser observado separadamente.
- Especificar as estrelas padrões a serem observadas para remover de forma eficiente as bandas telúricas. O tipo espectral da estrela padrão é muito importante. Estrelas quentes (tipo A) têm um contínuo "featureless", mas fortes absorções de H. Estrelas mais frias (tipo F ou G) têm linhas de absorção metálicas e podem dificultar a deteção de linhas do seu interesse do seu objeto de ciência.
- Não adianta querer obter informação, com telescópios sobre a terra, nos intervalos 1.32-1.41 microns e 1.75-1.83 microns. A transmissão atmosférica é zero. Leve sempre em consideração o comprimento de onda e o deslocamento para o vermelho da sua fonte para garantir que as linhas em que você está interessado não vão cair nos intervalos acima especificados.
Outros ítens que devem também ser levados em consideração:
- Quando as observações no modo espectroscópico exigirem uma orientação específica da fenda, é preciso definir o ângulo de posição (PA) correspondente. Por definição, no PA de zero graus a fenda alinha-se na direção Leste-Oeste. O procedimento observacional considera PA positivo no sentido anti-horário. Ou seja, o ângulo cresce do Leste para o Sul.
- A câmera F/3 não é oferecida para espectroscopia de fenda-longa NEM imageamento. No primeiro modo, há superposição de órdens nas bandas J e H, e no segundo, há distorção da imagem em regiões fora do centro do detector. Pesquisadores interessados em espectroscopia de baixa resolução (R~1000) devem utilizar o modo de dispersão cruzada (XD), que proporciona uma resolução similar àquela de fenda longa. Note, porém, que em XD, o comprimento da fenda é significativamente menor (27"). Em compensação, se obtém cobertura espectral simultânea no intervalo 1.2-2.4 microns.
- O tempo mínimo de exposição com OSIRIS em ambos os modos (imagem & espectroscopia) é de 3.25 segundos. Essa é uma característica do instrumento que não pode ser modificada. Portanto, observações de objetos com tempos de integração menores que esse valor não podem ser realizadas. Usuários do OSIRIS interessados em realizar imageamento devem levar em consideração o limite acima para evitar a obtenção imagens saturadas ou trabalhar no regime de não-lineraidade do detector em alvos particularme brilhantes. Veja informação sobre linearidade e tempos de exposição na seção Ferramentas disponíveis.
Se o seeing for pior, o fluxo da estrela se espalha por uma área maior e os limites relaxam. Se o seeing for melhor, os limites tornam-se mais restritivos. Se o observador desejar observar objetos mais brilhantes que os limites acima, pode solicitar que o telescópio seja desfocado de modo a distribuir o fluxo em uma área maior e evitar que a contagem máxima da estrela supere 15000 adu.Goodman
Os usuários que desejem enviar pedidos de observação com o Goodman podem consultar o manual sobre o espectrógrafo, preparado por César Briceño, o cientista responsável desse instrumento no SOAR.
Spartan
Intessados em observar com a câmera infravermelha Spartan devem consultar o manual do instrumento para conhecer detalhes específicos sobre o seu funcionamento.
NOTA: O tempo de integração mínimo que a SPARTAN aceita é de 8,5 s. Tempos menores inviabilizam a observação com esse instrumento.
- Observações recentes de engenharia tem permitido determinar que as magnitudes mais brilhantes que podem ser observados com esse tempo, sem saturação são: J=10.1, H=8.9, K=8.9
- Lembre que o campo da Spartan é um mosaico de 4 detectores, com um gap de 0.5 arcmin entre cada detector. O detector n° 3 é o melhor, seguido pelo detector n° 0. O detector n° 2 é de engenharia, e portanto, aconselha-se não colocar alvos de interesse nele (veja Fig. 1).
Figura 1. Mapa dos quatro detectores numerados de 0 a 3, num campo de alta resolução (HR - campo menor) e para todo campo (WF - campo maior). A escala esta em arcmin.
- Evite offsets maiores que 2 arcmin. Isso porque perde-se a estrela de guiagem, forçando a procura de uma nova de estrela. Dependendo da densidade do campo, nem sempre será possível achar uma nova, aumentando o overhead da observação.
SAM
O SAM é o Módulo de Óptica Adaptativa do SOAR, o qual junto com o imageador associado (SAMi) permite observar imagens com resolução espacial de até 0.35" na banda I. Interessados em este instrumento devem consultar a página oficial do SAM aqui .
Observação de Alvos de Oportunidade
Alvos de oportunidade são eventos transitórios, sem data nem coordenadas definidas para sua ocorrência. Nesta categoria encaixam-se Gamma Ray Bursts, explosões de supernova, e cometas e asteroides não identificados previamente. Portanto, não há como estimar, no momento de elaborar um pedido de tempo, as datas de observação e as coordenadas dos alvos que pretendem-se estudar. Propostas que se encaixem nessa categoria podem ser submetidas em qualquer época do ano, utilizando o mesmo formulário da chamada regular. No SOAR, existe uma política bem definida para este tipo de propostas. Interessados devem consultar o documento aqui.
Observação de fontes com coordenadas não-siderais
O telescópio SOAR pode fazer o acompanhamento e observação de fontes com coordenadas não siderais (planetas, satélites, cometas, asteróides, etc.). Para isso, o astrônomo deve especificar, na proposta, as correções não-siderais em unidades de arcseg/hora. Todas as coordenadas necessitam de época explícita.
Perguntas adicionais podem ser encaminhadas a Alberto Rodríguez Ardila.
