La descarga está en progreso. Por favor, espere

La descarga está en progreso. Por favor, espere

Técnicas Observacionales Aplicables a Objetos del Sistema Solar Primera Parte R. Gil-Hutton, Febrero 2010.

Presentaciones similares


Presentación del tema: "Técnicas Observacionales Aplicables a Objetos del Sistema Solar Primera Parte R. Gil-Hutton, Febrero 2010."— Transcripción de la presentación:

1 Técnicas Observacionales Aplicables a Objetos del Sistema Solar Primera Parte R. Gil-Hutton, Febrero 2010

2 pérdida de brillo por movimiento del objeto. eficiencia en la detección. efectos debidos a pixeles grandes (submuestreo). algunos filtros útiles. Contenidos:

3 Trailing loss: Telescopio ASH, SBIG 11000M, 20 imágenes de 180 seg.

4 Trailing loss: afecta la magnitud límite. afecta la relación S/N. depende de la velocidad angular del objeto. depende del tiempo de exposición. depende del seeing. (asec/hr) = 148 {(1-r -0.5 ) / (r-1)} = t exp / FWHM m = 0 1 m = 2.5 log ( ) 1

5 Trailing loss: MKO (2.2 m): CTIO (1.5 m): Jewitt et al. (1996) FWHM = 0.8 asec t exp = hr FWHM = 1.0 asec t exp = 0.25 hr

6 Eficiencia en la detección: propiedades de la imagen. algoritmo de búsqueda. mecánica de identificación. Qué fracción de los objetos que realmente hay en la imagen detecta el proceso?

7 Eficiencia en la detección: determinar la PSF. fijar rango magnitudes (20 – 26). fijar tasas de movimiento (1 a 11 asec/hr). fijar dirección de movimiento. implantar los objetos considerando la pérdida por movimiento. - Implantar objetos artificiales: - calcular la función de eficiencia: aplicar el algoritmo de detección. calcular la función de eficiencia para diferentes valores de. (m) = (A / 2) [ 1 - tanh { (m - m c ) / } ]

8 Eficiencia en la detección: Petit et al. (2006) MNRAS 365, 429.

9 Pixeles grandes: Los programas de identificación, astrometría y fotometría representan las imágenes de los objetos mediante la PSF. Se utiliza un perfil de moffat para condiciones de buen seeing o gaussiano para mal seeing. El background se representa como un plano. La PSF se encuentra mediante un ajuste.

10 Pixeles grandes: Para hacer astrometría o fotometría ajustando la PSF se asume como válida la aproximación: donde es el área, pero esto no vale cuando el área es muy pequeña.

11 Pixeles grandes: Si se define un parámetro de muestreo: Donde p es el tamaño angular de un pixel. Existe un valor límite lim por sobre el cual el software funciona bien, haciendo deseable que lim. Como el CCD muestrea regularmente la señal, el criterio de Nyquist nos dice que lim = 2 (1.5 – 3.0) y: lim hay sub - muestreo. > lim hay sobre – muestreo. Co-adicionar imágenes desplazadas fracciones de pixeles. Desenfocar el instrumento.

12 Pixeles grandes: Buonanno & Iannicola (1989, PASP 191, 294).

13 Pixeles grandes:

14

15


Descargar ppt "Técnicas Observacionales Aplicables a Objetos del Sistema Solar Primera Parte R. Gil-Hutton, Febrero 2010."

Presentaciones similares


Anuncios Google