La noche del 6 de febrero tomé diferentes fotografías del cúmulo M67 con la intención de calibrar los tiempos necesarios para obtener una fotometría de calidad. El caso es que en fotometría no debemos dejar que las estrellas se saturen, ésto es, que no deben llegar los niveles de las esttrellas al máximo de los 16 bits que permite alcanzar una cámara ccd. Por consiguiente si una estrella llega a tener píxeles con valor de 65536 ya sabemos que esa estrella ha llegado a saturar y al usarla para comparar brillos con otra estrella no es válida ya que se ha perdido la linealidad de dicha operación.
Los programas que calculan el valor fotométrico de una estrella usan la suma de valores del área cubierta por la estrella. Así por ejemplo, si la estrella se satura su perfil sería de la siguiente manera.
Donde aparece una zona plana que corresponde a muchos píxeles de valor 65356. Otro ejemplo de estrella menos brillante que la anterior pero que ha llegado a la saturación también es la siguiente:
Igualmente tiene una porción de píxeles saturados que hacen que la comparativa con las estrellas de referencia pierda linealidad necesaria para obtener valores precisos de fotometría.
Lo que realmente buscamos es obtener un perfil de estrella como el que sigue:
donde los valores máximos no llegan a los 65356.
Por este motivo es importante conocer nuestro equipo y saber dar los tiempos de exposición adecuados para no saturar las estrellas que vamos a medir. Para ello basta coger un cúmulo como M67 y tomar varias exposiciones de diferentes tiempos. Seleccionamos unas estrellas de magnitud conocidas y vamos observando a que valor máximo llegan los píxeles conforme aumentamos los tiempos.
Para la combinación del C8 a f3,3 y la ccd Atik460 a bin 2x2 hice el estudio correspondiente.
Las estrellas seleccionadas para el estudio fueron las siguientes (todas ellas de tipo espectral parecido):
| estrella | identificación | magnitud | ||||||||||||||||||||||||||
| A | HD75700 | 7,83 | ||||||||||||||||||||||||||
| B | HIP43465 | 10,03 | ||||||||||||||||||||||||||
| C | UCAC4-509-047205 | 10,9 | ||||||||||||||||||||||||||
| D | UCAC4-509-047307 | 11,27 | ||||||||||||||||||||||||||
| E | UCAC4-510-048659 | 12,18 | ||||||||||||||||||||||||||
| F | UCAC4-510-048534 | 12,86 | ||||||||||||||||||||||||||
| G | UCAC4-510-048662 | 13,85 | ||||||||||||||||||||||||||
| h | UCAC4-509-047344 | 14,53 | ||||||||||||||||||||||||||
| i | UCAC4-509-047327 | 15,53 | ||||||||||||||||||||||||||
| j | UCAC4-509-047341 | 16,27 |
Y habiendo realizado tomas de 5, 10, 15, 20, 25 y 30 segundos se obtuvo la siguiente gráfica, donde el eje Y representa niveles y el eje X representa las magnitudes de las estrellas usadas.
¿Cómo se interpreta esta gráfica?. Pués observando como para cada exposición (línea en la gráfica) hay unas magnitudes que saturan las tomas y otras que no. Así por ejemplo con 5 segundos se saturan con esta combinación estrellas hasta la magnitud 10, por lo que para medir fotométricamente estrellas de dicha magnitud tendría que disminuir las exposiciones por debajo de 5 segundos. Para dicha exposición estrellas de magnitud ~11 llegan a unos 40000 niveles.
Con dicha gráfica podemos deducir los tiempos necesarios según la magnitud a estudiar. lo normal es que queramos que los niveles máximos se encuentren en la mitad del rango de nuestra ccd , es decir cercano a al nivel 30000.
Esta gráfica debería de sacarse para cada combinación de telescopio-ccd que estemos usando para garantizarnos siempre trabajar en el rango correcto.
