Fotometria

Informe de Fotometría

Alumno: Felipe Lagos Vilches Curso: AS4201-1 Astronomía Experimental Profesor: Patricio Rojo

Introducción
En el presente informe se pretende explicar el estudio fotométrico de una estrella, llevado a cabo a través de la reducción de imágenes astronómicas obtenidas con una cámara CCD. Los principales objetivos corresponden a la reducción de imágenes a través decódigos en el lenguaje de programación iPython para el estudio del objeto en cuestión, trabajar con archivos FITS, determinación de flujo relativo o brillo aparente de estrellas a través de códigos en iPython, determinación de la presencia de un planeta en la estrella estudiada debido a variaciones en el flujo medido.

¿Qué es la fotometría? La fotometría es la rama de la ciencia que se especializa enmedir el brillo proveniente de diferentes astros (estrellas, cometas, planetas, etc). Para poder llevar a cabo esta medición el observador debe seleccionar un rango espectral o banda de paso utilizando filtros de luz, obteniendo un promedio del flujo en dicha banda de paso. Para llevar a cabo la fotometría se utilizó una cámara con un sensor CCD (charge-couple device) el cual es un circuitocompuesto por un conjunto de celdas sensibles a la luz llamadas pixeles. El funcionamiento de este sensor se basa principalmente en el efecto fotoeléctrico, en donde la incidencia de un fotón en un pixel del CCD provocará que un electrón (en el caso ideal) sea desprendido y almacenado en un condensador, por lo tanto a mayor cantidad de fotones incidentes mayor cantidad de electrones desprendidos yalmacenados. Esta cantidad de electrones desprendidos por un fotón es lo que se conoce como eficiencia cuántica, en donde el óptimo corresponde al 100% (caso ideal mencionado anteriormente). Así, dependiendo de la carga acumulada en cada pixel se obtendrá un voltaje que determinara el ‘’nivel’’ en cada pixel. Para estudiar una imagen obtenida con una cámara CCD no basta con tomar la imagen tal y comose obtuvo y determinar su flujo. Hay que tener en cuenta varias consideraciones acerca del funcionamiento del CCD. Una de estas consideraciones es que el CCD es sensible a altas temperaturas, de manera que un aumento en su temperatura producirá un flujo de electrones sin la necesidad de que fotones incidan en esta, de modo que si tomamos una imagen con la lente del telescopio cerrada esta no serácompletamente oscura. Otro fenómeno que ocurre simultáneamente es que el CCD presenta un ruido en la

lectura de datos, provocando también que la imagen tomada con la lente del telescopio cerrada no sea completamente oscura. Para corregir estos fenómenos se toman una serie de exposiciones con la lente cerrada y con un tiempo mínimo (en el c a s o i d e a l cero unidades de tiempo) restando suoverscan. Estas imágenes de exposición cero llamadas BIAS deben promediarse para obtener un valor fijo para usarse en todas las imágenes de estudio y se deben restar a estas para obtener el valor correcto de fotones que realmente llegan de la estrella. Otra consideración importante es que el CCD puede presentar algunos pixeles insensibles a los fotones o con diferente sensibilidad. Para corregireste problema se toman una serie de exposiciones a una zona idealmente iluminada uniformemente, ya sea a una superficie expuesta a una luz artificial o al cielo al atardecer o al amanecer. Estas imágenes son llamadas FLATS y se debe determinar la mediana normalizada de estas tomas para luego dividir cada imagen (previamente restado la mediana de los BIAS) por esta mediana de los flats normalizados.De esta manera tendremos una imagen final mas cercana a lo que realmente estamos observando.

Descripción
Con el objetivo de realizar un estudio fotométrico a la estrella se procedió a escribir una serie de códigos en iPython los cuales permitieron separar archivos FITS correspondientes a Bias, Flats e imágenes del campo observacional; visualizar la estrella objetivo, determinar en ''centro...