Fotometría De Apertura

Fotometría I

Carlos Arenas V. Karla Alvarez

Profesor: Matias Gomez

Introducción
El objetivo de este informe es hacer una limpieza de imágenes astronómicas obtenidas mediante una observación ocupando un sensor CCD(dispositivo de carga acoplada). Este sensor, capta toda luz que incide en el, y la “guarda” en unas celdas, en las cuales está dividido, que se llaman píxeles. Por cada píxelque está ocupado con luz, se genera una curva, la cual dependerá de la intensidad con la cuál llega la luz. Cuando las imágenes son obtenidas, vemos a simple vista que están con ruido en el fondo(imagen 1), el cuál queremos quitar para observar los objetos astronómicos en su totalidad, de manera que podamos observar los objetos mas débiles en intensidad lumínica, como los mas fuertes.

Imagen 1Para hacer este proceso de limpieza de la imagen y dejarla mas nítida, vamos a ocupar un programa llamado IRAF (utilidad de análisis y reducción de datos). Las imágenes que limpiamos corresponden al objeto NGC 1866 (imagen 1), que es un cúmulo globular perteneciente a la Gran Nube de Magallanes. Una vez obtenidas las imágenes, estas las separamos en dos grupos. El primer grupo se llamaCalibración, que corresponden a las imágenes BIAS y FLATs(esto se explica mas adelante). El segundo grupo se llama Ciencia, que corresponden a las imágenes que tenemos que limpiar. Una vez obtenido este orden procedemos a ocupar IRAF.

Inicio de IRAF
Lo primero que tenemos que hacer es crear un archivo que nos permita acceder a IRAF. Este archivo se llama login.cl. Para crear este archivo abrimos unterminal en ubuntu y nos vamos al directorio /home/usuario y luego escribir en consola: ~$ mkiraf Terminal types: xgterm,xterm,gterm,vt640,vt100,etc. Donde escogeremos xgterm Una vez abierto IRAF, escribimos: ~$ cl y veremos:

Imagen 2

Ya estamos dentro de IRAF.

Nuestro siguiente paso es hacer la corrección BIAS o Zeros.

Corrección por BIAS o Zero
La corrección por BIAS se utiliza conel fin de restablecer el nivel cero del voltaje de la cámara ccd, para ello se toman imágenes con el obturador cerrado. Debido a que queremos combinar los Zeros, creamos una lista con los nombres de los Zeros. Abrimos un editor de texto, en este caso gedit y se llamará lista_bias. Continuamos en consola, y escribimos: >noao >imred >ccdred Y editamos Zero: >epar zero

imagen 3

Editamos: Input= @lista_bias ; para que tome todos los nombres de a lista y los combine. Output = Zero ; las imágenes combinadas genere una imagen resultante llamada Zero.fits CCDtype = en blanco ; ya sabemos con que tipo de imágenes estamos trabajando. Para ejecutar, ingresamos :go . En consecuencia, tenemos un archivo llamado Zero.fits en la carpeta BIAS. Ahora nos vamos al directorio en donde estén todas lasimágenes a corregir, > /home/usuario/.../ciencia

Ahora que tenemos nuestro BIAS, podemos corregir todas las imágenes astronómicas. Para eso, vamos a editar el paquete ccdproc, que se encarga de corregir por Zero a todas la imágenes astronómicas, para ello escribimos en consola: >epar ccdproc

Imagen 4

Editamos: images = *fits ; toma todas las imágenes con terminación .fits . Zerocor = yes; solo corregimos por BIAS, las demás opciones ponemos que no. zero = ../calibracion/Bias/Zero.fits ; que el directorio en donde se encuentra nuestro Zero combinado. Ejecutamos nuevamente con :go y deberíamos obtener nuestras imágenes corregidas por Zero. Podemos comprobar si han sido correctamente corregidas con la rutina ccdlist, la ejecutamos con epar ccdlist y obtenemos la información quenecesitamos, el símbolo [Z] indica que se ha efectuado la corrección, como muestra la imagen 5:

Imagen 5

Ahora, nuestro objetivo es hacer la segunda corrección, corrección por FLATs.

Combinación, normalización y calibración por FLATs
La corrección por Flat la utilizamos debido a que la sensibilidad de cada píxel no es la misma, para corregir esto se toman imágenes de una zona del cielo...