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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.)