Download Observacion Exoplanetas no como estrellas variables

Observacion Exoplanetas no como estrellas variables
De vez en cuando me doy cuenta de que un nuevo observador está utilizando los
procedimientos de la observación y análisis de imágenes que están destinados para su
uso con las tareas de estrellas variables y que por lo tanto no están optimizados para la
tarea de la observación de exoplanetas. Considerando que la experiencia con las tareas
de AAVSO son útiles para alguien que empieza a observar exoplanetas, las dos tareas
son lo suficientemente diferentes para que muchos de los procedimientos para las tareas
de AAVSO en estrellas variables no se deberían seguir para observación de exoplanetas.
Este articulo tiene como objetivo destacar las diferencias y aportar ideas para la
modificación de las estrategias de observación , medición y análisis de imágenes en hojas
de cálculo que beneficiará a los resultados en exoplanetas.
Introducción a las diferencias entre observación de estrellas variables y análisis de
exoplanetas.
La mayoría de las tareas de AAVSO tienen el objetivo de vigilar los cambios en el brillo de
una estrella de una noche a otra. Esto requiere el uso de estrellas de referencia cercanas,
esta referencia se denomina con el término "estrellas de comparación" (revelando que el
término se originó en los días en los que se empleaba la observación visual). Cada
estrella de referencia debe tener un brillo conocido para cada banda de filtro, y estos
valores de brillo deben ser el mismo para escalas de tiempo de años y décadas. Ya que
las variaciones de brillo de la estrella objetivo se deducen mediante la comparación de las
mediciones por diferentes observadores es necesario que el brillo notificado por cada
observador sea corregido para efectos instrumentales, tales como las diferencias de paso
de banda del filtro. Esto se denomina “Ecuaciones de Transformación CCD”. También
significa que las estrellas sólo se pueden utilizar para la "comparación" si han sido
calibradas por un observador avanzado (astrónomo profesional). Este procedimiento de
calibración consiste en "fotometría de todo el cielo" - un procedimiento que es tan difícil
que estoy al tanto que ninguno de los aficionados pueden realizar. Dado que la fotometría
de todo el cielo requiere mucho tiempo en comparación con una estrella variable que tiene
sólo unas pocas estrellas cercanas que han sido calibradas, y hasta que estas
calibraciones no se hayan realizado no es posible que diferentes observadores puedan
realizar mediciones de brillo precisas de la estrella variable adecuadas para la
comparación.
Es común que una estrella variable se "compare" con otra estrella cercana, una estrella
que ha sido calibrada y haya sido elegida por tener un brillo similar y color a la variable .
Estas son cosas que deben ser entendidas con el fin de contribuir a la mayoría de las
tareas de AAVSO .
Wow! Cualquier persona con experiencia en observación de exoplanetas se estremecería
al leer el párrafo anterior! Así que muchas de las preocupaciones de los observadores de
AAVSO son simplemente irrelevantes para la observación de exoplanetas. Para un
observador de exoplanetas es innecesario que ninguna de las estrellas cercanas sean
calibradas. El utilizar sólo una estrella de comparación (llamadas estrellas de referencia
por parte de observadores CCD) sería imprudente para estas observaciones; se debe
utilizar la mayor cantidad de estrellas de referencia como sea posible, y puesto que
ninguna de ellas necesita ser calibrada siempre habrá muchas estrellas disponibles para
su uso, no importa que el campo de estrellas sea "desconocido" (trato de usar hasta 28
estrellas de referencia no calibradas). Y cuando las diferencias de magnitud entre la
estrella de exoplanetas y las muchas estrellas de referencia se miden, nunca hay una
necesidad de especificar la magnitud de cualquiera de las estrellas de referencia.
En calidad de observador para AAVSO uno se esfuerza por lograr una precisión de 0,03 ~
magnitud para una banda de filtro específico , para las observaciones de una noche para
una estrella variable dada, el observador de exoplanetas tiene absolutamente ninguna
precisión objetivos en mente. El observador exoplaneta se esfuerza en la precisión , no la
exactitud ! Su tarea requiere de una precisión de 0,002 magnitud , y la exactitud sera su
condena! ( Si usted no entiende la diferencia entre exactitud y precisión , se describe al
final de esta página).
Entonces, ¿cómo la observación y el análisis de exoplanetas difieren de la observación de
estrellas variables AAVSO? Vamos a contar las motivos.
1) SECUENCIAS
Para estrellas variables AAVSO es necesario el uso de una estrella de referencia cuya
magnitud se ha establecido por un astrónomo profesional (por ejemplo, Arne Henden). En
raras ocasiones se utilizan dos o más estrellas de referencia, denominada "fotometría
diferencial de conjunto." Cuando se hace esto la magnitud de la estrella variable es
reportada (por el programa de procesamiento de imágenes) como el promedio de cada
una de las llamadas estrellas de referencia. En el establecimiento del conjunto de estrellas
cercanas que se han seleccionado para este propósito, es habitual que el brillo abarque
toda la gama de la estrella variable durante los muchos años que se requieren para que
pueda experimentar la gama completa en sus variaciones de brillo. Esto no es necesario
para los observadores CCD, pero si para los observadores visuales. Las estrellas
calibradas para este propósito son llamadas "secuencia" de la variable en cuestión. El
establecimiento de magnitudes precisas para la "secuencia" requiere de fotometría de
todo el cielo, y puesto que esto es demasiado difícil para los aficionados, una estrella
variable no se puede observar adecuadamente por más de un observador hasta que un
astrónomo profesional haya establecido una "secuencia" de las estrellas de calibrado
cerca la variable, y también haya confirmado que ninguna es variable por sí misma.
Para la observación de exoplanetas no es necesario conocer la magnitud de las estrellas
que se van a utilizar como referencia. El único requisito para el uso de una estrella
cercana como referencia es que no varíe durante las horas de la sesión de observación.
(Bueno, a veces hay un "requisito" adicional - en realidad una "preferencia" - no usar
ningún estrellas de referencia que tenga un color muy diferente de la estrella objetivo.)
Cualquier observador que está acostumbrado a utilizar un programa comercial para el
procesamiento de imágenes para la AAVSO es probable que se sienta confundido acerca
de esta tarea, y se preguntará qué hacer cuando llega el momento de seleccionar una
estrella "comp" (un término arcaico durante los días en que la mayoría del seguimiento de
las variables se realizó visualmente). Mi consejo para tal observador es seleccionar
cualquier estrella cercana que desee para su uso como una estrella "borrador", siempre
que no este saturada en ningún momento durante la sesión de observación, y asignarle
cualquier magnitud. Si te emociona puedes darle una magnitud de 100; simplemente no
tendrá importancia en el análisis final. Si desea utilizar una segunda estrella "borrador"
para referencia, también puede asignarle cualquier magnitud que desee; -100 por
ejemplo. Matemáticamente no tendrá importancia. Recuerde, para una estrella exoplaneta
no nos importa la magnitud de ella; sólo nos importa la forma en que la estrella varía en
brillo durante la sesión de observación.
2) CENTELLEO
El centelleo es una variación en escalas de tiempo muy cortos (de mili segundos a
segundos) del brillo de una estrella, y se relaciona con "titilar". El centelleo es causado por
la falta de homogeneidad en la temperatura por debajo de la tropopausa (de 10 a 16 km
de altitud). La turbulencia causa estas heterogeneidades (la mismo "turbulencia de aire
claro," o CAT, que afecta a aviones comerciales). La falta de homogeneidad de
temperatura dobla el camino del frente de onda de un foton en cantidades muy pequeñas,
y desde el punto de vista de un átomo de silicio en el chip CCD, a punto de absorber la
energía de un foton y liberar un foto-electrón, la interceptación del frente de onda del foton
por temperatura ambiente, que dobla el frente de onda de una forma y otras partes doblan
de otra forma, de manera que cuando el foton llega al CCD los frentes de onda con
diferentes caminos atmosféricos tendrán diferencias de fase en el átomo de silicio que
pueden aumentar o disminuir la energía disponible para la absorción (en comparación con
la situación de que no existieran efectos atmosféricos). El centelleo en un solo lugar será
un poco diferente que en otro lugar, como por ejemplo un par de pulgadas de distancia, y
esto significa que telescopios de grandes aberturas tendrá un promedio de de la amplitud
de centelleo muy bajo.
El ojo, con una abertura de ~1/3 pulgadas, ve una amplitud de centelleo más grande que
la medida usando un telescopio (y el ojo está sujeto a un componente de centelleo
producido por la falta de homogeneidad de temperatura y humedad a baja altitud). Por
ejemplo, un telescopio de apertura 10 pulgadas en una observación a 30 grados de
elevación para 10 segundos de exposición mostrara típicamente variaciones de centelleo
de ~0,008 magnitud. Para una tarea de la AAVSO, donde el objetivo puede ser de una
precisión ~0,03 magnitud, el centelleo no es importante. Sin embargo, para un observador
de exoplanetas, con el objetivo de ~2 mmag de precisión, un componente de 8 mmag de
variación es importante. Si se utiliza una estrella cercana como referencia, la diferencia de
magnitud entre las dos estrellas exhibirá una √ 2 mayor en el centelleo que para
cualquiera estrella sola (ya que las variaciones de centelleo no están correlacionados para
separaciones mayores de aproximadamente 10” / arco). Usando sólo una estrella de
referencia, nuestro ejemplo produciría un componente de centelleo de ~12 mmag por
cada 10 segundos de exposición. Mediante el uso de muchas estrellas de referencia el
centelleo de la estrella objetivo, puede ser llevado de nuevo al nivel 8 mmag. La sanción
por no usar muchas estrellas de referencia es equivalente a usar tiempos de exposición
que son la mitad de lo que en realidad se debiera utilizar, por lo que es equivalente a la
reducción de la "información" en una sesión de observación en un factor de dos. La
lección de este párrafo, para el observador de exoplanetas, es el uso de muchas estrellas
de referencia.
Para cualquier persona interesada en el cálculo de los niveles de centelleo típicos para
una situación específica de observación aquí esta una ecuación publicada por Dravins et
al (1998 ) :
donde sigma es el centelleo fraccional, D es el diámetro de abertura del telescopio [cm] ,
Z es la masa de aire , h es la altitud del sitio donde de esta observando [metros ] , ho es
de 8000 metros y g es el tiempo de exposición [ segundos ] ( g se refiere al "tiempo de
respuesta" un término común en los círculos de electrónica). El nivel de centelleo puede
variar en un factor de dos en cuestión de horas ya que está determinado por condiciones
de turbulencias en la tropopausa, que presentan grandes variaciones espaciales ( piense
en un campo congelado la falta de homogeneidad de la temperatura mostrara una deriva
en la observación del mismo).
3) SNR: TIEMPO DE EXPOSICION Y FOCO
SNR, o relación señal-ruido, es muy importante para los observadores de exoplanetas, y
es relativamente poco importante para los observadores de estrellas variables. Las
variaciones en la curva de luz, de un exoplaneta, debido a SNR serán dadas por 1/SNR;
así que cuando SNR=500 es un componente que contribuye 2 mmag a la estabilidad. Por
tanto, es importante para la observación de exoplanetas, el elegir un tiempo de exposición
que produzca recuentos de unidades digitales (analógicas), cuyo valor máximo este justo
por debajo de la saturación, pero nunca mayor que el nivel de saturación de toda la sesión
de observación. Para un CCD típico del nivel de saturación puede ser ~40.000 cuentas. Si
una estrella cercana se va a utilizar como referencia también debe mantenerse por debajo
de este nivel. Durante la sesión de observación los cambios de enfoque cambiarán el
tamaño de las estrellas en las imágenes CCD; el llamado PSF (Función de dispersión de
punto) va a sufrir cambios en FWHM por cambios de enfoque. Esto, a su vez, cambiará el
nivel máximo de cuentas de una estrella (Cx) durante una sesión de observación. Cx será
proporcional a 1/ FWHM 2 , así como según el campo de estrellas se acerca a su punto
más alto, donde la observación es mejor (FWHM es más pequeño), Cx es probable que
corra mayor riesgo de saturar. Algunos observadores desenfocan intencionadamente al
ver que podría producirse saturación. Esto está bien para estrellas brillantes (<11 mag
para un 14 pulgadas), pero para estrellas débiles, la pérdida de SNR debido a un FWHM
más amplio es indeseable. Hay que prestar atención en la elección del tiempo de
exposición al inicio de una sesión de observación y comprobar que no produce la
saturación y ver que es mejor.
4) SNR: ESCALADO DE IMAGEN
La alta precisión se puede perder, si la fracción de fotones que caen cerca de los bordes
de píxeles del CCD es alta . Esto significa que usted no quiere FWHM sea pequeño en
términos de píxeles . La regla de oro es, el valor FWHM - debe exceder de ~2.5 píxeles
con el fin de mantener una alta precisión ( ~2 mmag ) . Esto tiene implicaciones para la
escala de la imagen ( también conocida como " escala de placa " por los veteranos), que
se define como "segundos de arco por píxel." Si su visión es típicamente FWHM ~ 3" de
arco , por ejemplo, la escala de la imagen no debe ser mayor de ~ 1,2" de arco/px . Si es
mayor, no contara con una gran precisión. Si es más pequeño, no contara con mejor SNR.
La razón por la cual escalas de imagen más pequeñas tienen menor SNR, está
relacionada con el ruido en los píxeles del CCD.
5) SNR: CCD REFRIGERADA Y TAMAÑO APERTURA EN FOTOMETRIA
Cada lectura de píxeles exhibirá un "ruido" que es la suma de tres componentes: la
corriente oscura (agitación térmica de las moléculas y el movimiento de los electrones en
la electrónica), el brillo de fondo del cielo (por ejemplo, la luz de la luna) y el ruido de
lectura. Cuando una estrella brillante contribuye a los recuentos en una ubicación de píxel
hay un componente adicional de ruido que puede ser importante: el ruido de Poisson, una
incertidumbre que es la raíz cuadrada de los recuentos totales (ya sea para un píxel o
todos los píxeles dentro de una abertura de la señal) . Para reducir al mínimo la corriente
oscura es importante enfriar el CCD. Los profesionales utilizan nitrógeno líquido (~80 K),
pero nosotros, los aficionados tenemos que contentarnos con la cantidad de enfriamiento
producido por un refrigerador termoeléctrico (TEC). Para reducir al mínimo el ruido de
fondo de cielo es importante usar un tamaño de abertura de la señal tan pequeño como
sea posible,y el uso de un gran anillo para el fondo de cielo. La elección del mejor tamaño
de apertura (radio de la señal, ancho del hueco y anchura de la corona del fondo) es un
gran tema, y no puedo entrar en detalles. Sin embargo, se indicará que los problemas de
ruido se reducen mediante el mantenimiento de un buen enfoque, porque ésto
proporciona flexibilidad en la elección de las pequeñas aberturas de señal fotométrica,
con el fin de maximizar la SNR. El efecto del ruido de lectura se reduce mediante el uso
de exposiciones de larga duración, con el menor número de lecturas posibles por sesión
de observación. Claramente, un montón de problemas tienen que ser considerados en la
elección de una estrategia óptima de observación y una estrategia óptima de medición de
imagen, en la observación de exoplanetas. Algunos de estos problemas se refieren al
observador de estrellas variables (AAVSO) ya que su objetivo es de una exactitud ~0,03
magnitud en comparación con 0,002 magnitud de precisión.
6) AUTOGUIADO Y ALINEACION POLAR
Para el tipo de observación de estrellas variables AAVSO no es importante tener
autoguiado o tener una alineación perfecta al eje polar, pero para el observador de
exoplanetas esto es importante.
Consideremos en primer lugar las exigencias de la observación de exoplanetas. Si el
campo de estrellas se puede mantener fijo respecto al campo de píxeles durante una
larga sesión de observación, no debe haber ninguna tendencia temporal o variación en la
curva de luz de un exoplaneta debido a un campo plano imperfecto. De echo, no sería
necesario incluso aplicar una calibración de campo plano, si el campo de estrellas puede
mantenerse en una posición perfecta. El autoguiado consiste en mantener una estrella de
autoguiado en el mismo lugar en el chip de autoguiado, pero a menos que la alineación de
los ejes polar sea perfecta, el campo de estrellas se moverá a través de diferentes
ubicaciones de píxel en la imagen. Este movimiento de píxel será mayor en declinaciones
cerca de un polo celeste, y será mayor en la parte del chip principal que este físicamente
más alejado del chip de autoguiado. Es difícil de conseguir campos planos que sean más
precisos que las ~0.025 magnitud a través de la mayor parte del campo de visión, y los
pequeños movimientos de píxeles en la calibración con un campo plano imperfecto puede
producir variaciones en el flujo, en comparación con otros sitios, que equivalen a unas
pocas mmag. Por el trazado de diagramas de dispersión magnitud/magnitud de los pares
de la estrella, durante una sesión de observación es posible evaluar cómo estas
variaciones son realmente grandes. Para la observación de exoplanetas se puede utilizar
un estabilizador de imagen SBIG (AO-7, AO-L), puede proporcionar estabilidad a corto
plazo de tiempo, así como la estabilidad a largo plazo (siempre que el eje polar está bien
alineado de manera que la rotación de la imagen se reduce).
Cuando las variaciones de unas pocas mmag no son importantes, al igual que con el tipo
de observación de estrellas variables (AAVSO), no importa que la imagen gire, y no
importará donde están posicionadas las estrellas en el campo del CCD. Esto se debe a
que la calibración del campo plano se puede lograr en un nivel de precisión de 0,05
magnitud con poco esfuerzo.
7) APERTURA FOTOMETRICA
El ajuste de las aberturas de fotometría adecuadas para las imágenes de exoplanetas es
una parte importante para lograr la estabilidad durante una sesión de observación. Hay
tres valores de apertura que pueden ser elegidos: apertura del radio de la señal, anchura
de la corona hueco y anchura de la corona del fondo de cielo. La más importante de éstas
es la primera, que me referiré a ella como R. El valor de R en relación con FWHM
determina la fracción del flujo capturado por la señal de abertura, en relación con el flujo
total de la estrella que está registrada por el CCD. El "flujo perdido" puede expresarse
como una "corrección de flujo" que debe aplicarse si todos los fotones son tenidos en
cuenta. El siguiente gráfico es una representación de "corrección necesaria" frente al valor
R/FWHM para una imagen típica.
La relación típica entre el tamaño de abertura y el flujo ( el flujo que no está capturado por
la abertura de la señal)
Si R es pequeña la "fracción de captura de flujo" sera pequeña, lo que requiere una gran
"corrección". Por ejemplo, en el gráfico anterior, si R=3×FWHM el flujo medido se debe
aumentar en ~22 mmag. Como el seeing variara mientras que R permanece fija esta
función variará. Para un telescopio con óptica imperfecta (que esto incluye a todos los
telescopios), el tamaño de la función de dispersión de punto o PSF, variará a través de la
imagen. Los detalles de esta variación cambiarán con el ajuste de enfoque. Por lo tanto,
una pequeña fracción de R producirá diferencias en la captura de flujo de la imagen, y
cambios durante una sesión de observación. Si R es demasiado grande SNR sufre. Una
gran R también aumenta la probabilidad de que la abertura de la señal contenga defectos,
tales como golpes de rayos cósmicos o píxeles calientes y fríos, debido a una calibración
de marco oscuro imperfecta. Una gran R también aumenta las posibilidades de que una
estrella cercana se hinchará de tamaño durante malos episodios de visibilidad y
contribuya en parte al flujo de señal de la estrella objetivo. He visto que esto ultimo causa
un efecto de varias mmag. La solución ideal es emplear una "apertura dinámica" de tal
manera que la imagen del programa de medición adopta una medida de FWHM para cada
imagen y a continuación, establece una R a cualquier múltiplo de FWHM especificado por
el usuario (tales como R=3×FWHM). Por desgracia, Maxim DL no proporciona esta
función hasta el momento, y no puede permitirse el lujo de pagar por desarrollarla. (A
veces realizo "apertura dinámica de pobres" repitiendo las lecturas utilizando una gama
de valores de R, después de haberlas combinado para que coincida con FWHM en
función del tiempo.)
Para las observaciones de estrellas variables no importa si están afectadas por unas
pocas mmag de errores sistemáticos . Por lo tanto, si el objetivo es una estrella variable
con una precisión de 0,05 magnitud , por ejemplo , las opciones de apertura no son muy
importantes . La simple adopción de R=3×FWHM, suponiendo que todas las estrellas
sufren la misma "fracción de falta de flujo" (correspondiente a ~20 mmag ), el observador
se podría permitir creer que ha tratado el problema de modo suficiente. Esto sería un
procedimiento seguro cuando los errores sistemáticos de ± 0,02 magnitud son aceptables,
como es el caso para las tareas de observación de estrella variable. Para los
observadores de exoplanetas este detalle importa.
8) PRECISION VERSUS EXACTITUD
La precisión es la consistencia de las mediciones, independientemente de cualquier error
de calibración compartida en todas ellas. Cuando todos los errores de calibración (errores
sistemáticos) permanecen constantes, la precisión es dada por la ecuación de Poisson :
SE = 1 / SQRT (N ), donde N es el número de eventos discretos que conducen al valor
medido, N
La precisión consta de dos componentes : precisión e incertidumbres de calibración. Dado
que estos dos componentes no están correlacionados ( el signo de uno, no está
relacionado con la señal del otro ) , los dos componentes se añaden ortogonalmente. Esto
significa que la incertidumbre de la exactitud , Mar = SQRT ( SEP2 + s2 ), donde SEP es
la precisión ( también llamado incertidumbre estocástica) y SEC es la incertidumbre de
calibración . SEC es casi siempre estimado subjetivamente.
En la fotometría relacionada AAVSO, un objetivo valioso para la precisión es de ~0,03
magnitud (0,02 y ligeramente inferior son posibles a partir de las observaciones en tierra si
se siguen unos procedimientos cuidadosos). Para observaciones de exoplanetas , por
otra parte , es aceptable que un conjunto de observaciones tengan una precisión SE de
0,1 magnitud, o 1 magnitud o incluso 10 magnitudes. Es totalmente irrelevante en la forma
exacta de una curva de luz de exoplaneta . Para la observación de estrellas variables la
precisión lo es todo, y la precisión SE > 0,1 magnitud casi nunca es aceptable. Con el fin
de lograr una precisión de 0,05 magnitud, por ejemplo, una precisión adecuada será
<~0,02 magnitud (SNR > 50 ). Este nivel de precisión es inútil para el trabajo con
exoplanetas . No es extraño que las dos tareas requieran diferentes estrategias para la
observación y el análisis de imágenes .
( La incertidumbre se expresa en términos de SE, error estándar, lo que supone que sea
una función de probabilidad gaussiana para una medición. Esto, a su vez , permite el uso
de "mínimos cuadrados" y herramientas estadísticas "chip-cuadrado" que serán utilizados
para el montaje de las mediciones en lugar de la Teoría de Estimación Bayesiana , el
"patrón dorado" para hacer coincidir las mediciones con modelos.)