Equipamentos usados nos v´ arios per´ıodos de observa¸ c˜ ao

Apesar das observa¸c˜oes dos diferentes per´ıodos de observa¸c˜ao se terem realizado todas no CTIO, os equipamentos utilizados nesses per´ıodos foram distintos. No per´ıodo decorrido entre 1994 e 1995 foi utilizado o mesmo telesc´opio de Yale, com espelho prim´ario de 1.00 m, f /10 (Ritchey- Chr´etien). Durante o ano de 1994 e at´e 25 de Agosto de 1995, o telesc´opio esteve equipado com

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‘GRupo de Investiga¸c˜ao em Astronomia e Astrof´ısica da Universidade de Lisboa’

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‘Centro de Astronomia e Astrof´ısica da Universidade de Lisboa’.

Figura 3.2: Local do CTIO, em 1998. A c´upula da es- querda alberga o telesc´opio de 1.00 m (figura da direita). A pequena c´upula da direita, alberga o telesc´opio de 0.90 m. A grande c´upula, ao fundo, cont´em o telesc´opio de 4.00 m. Fonte: http://www.oal.ul.pt/oobservatorio/vol4/n3/vol4n3 6.html.

Figura 3.3: Telesc´opio de 1.00 m, da Universidade de Yale, equi-

pado com a ANDICAM. Fonte:

http://www.astro.yale.edu/smarts/ smarts1.0m.html.

um detector fotomultiplicador Hamamatsu (Cold Box #50), sujeito a uma tens˜ao de 1600 V , com um tempo morto de 35 µs e uma taxa m´axima de 2 × 105contagens · s−1.

A partir de 26 de Agosto de 1995, usou-se um detector fotomultiplicador RCA 31034 (Cold Box #53X KPNO), com caracter´ısticas de tens˜ao aplicada, tempo morto e taxa m´axima de con- tagens idˆenticas ao anterior. Ambos os detectores estavam equipados com uma roda de filtros u, v, b, y, βn e βw. A abertura do diafragma do telesc´opio variava consoante o filtro aplicado. A tabela 3.3 sumariza as aberturas usadas para os diferentes filtros.

Tabela 3.3: Aberturas do diafragma do telesc´opio de 1.00 m, nos filtros u, v, b, y, βn e βw, para os fotomuliplicadores usados nas observa¸c˜oes de 1994 e 1995.

Filtro Diˆametro (mm) Escala (00/mm)

u 2.0 39.0 v 1.4 27.3 b 1.0 19.5 y 0.7 13.7 βn 4.0 78.0 βw 2.8 54.6

No per´ıodo do projecto YALO utilizaram-se dois telesc´opios diferentes. No ano de 1997, foi utilizado, em alternativa, o telesc´opio do CTIO, com espelho prim´ario de 0.90 m, f /13.5 (Casse- grain), equipado com um detector ´optico CCD Tek2K3 quadri-amplificado, com 2048x2046 p´ıxeis de 24 µm (exclu´ındo a regi˜ao de overscan) e tempos de leitura de 25 s, 32 s, 39 s e 53 s, respectiva-

3.1. AQUISIC¸ ˜AO E REDUC¸ ˜AO INCIAL DOS DADOS 35

mente para os amplificadores 1, 2, 3 e 4. A escala de imagem (“plate scale”) era de 0.39600/p´ıxel. Nas imagens fotom´etricas, usou-se um binning de 2x2, reduzindo assim a ´area efectiva do CCD para 1024x1023 p´ıxeis, e obtendo-se uma escala de imagem final de 0.79200/p´ıxel (correspondende a um p´ıxel de 48 µm). O telesc´opio possu´ıa duas rodas com capacidade para oito filtros, cada uma, estando equipadas com os filtros, B, V , R, I, u, v, b, y, βn e βw. O campo de vis˜ao era de 13.50, em todos os filtros.

Nos anos subsequentes, de 1998 a 2000, foi novamente utilizado o telesc´opio de Yale de 1.00 m, agora equipado com a ANDICAM8. Esta cˆamara foi concebida pelo Departamento de As- tronomia da Universidade do Estado de Ohio, com uma longa tradi¸c˜ao na constru¸c˜ao de detectores e cˆamaras de infravermelho, como por exemplo as cˆamaras OSIRIS e MOSAIC. A ANDICAM ti- nha a particularidade de ter um divisor de feixe (“dichroic beamsplitter”) associado a duas rodas de filtros e dois detectores, permitindo obter feixes separados no vis´ıvel e no infravermelho (IV). Para referˆencia, as figuras 3.4 e 3.5 representam, respectivamente, uma imagem interna da ANDICAM e um esquema tridimensional do seu percurso ´optico.

Figura 3.4: Imagem do interior da ANDICAM. Fon-

te: http://www.astronomy.ohio-state.edu/∼depoy/ research/instrumentation/andicam/anpic1.gif.

Figura 3.5: Esquema tridimensional do percurso ´

op-

tico da ANDICAM. Fonte: http://www.astronomy. ohio-state.edu/∼depoy/research/instrumentation/ andicam/andicam3d.gif.

Para o vis´ıvel, a cˆamara tinha um detector ´optico CCD LLICK3 bi-amplificado, com 2048x2048 p´ıxeis de 15 µm (exclu´ındo a regi˜ao de overscan) e um tempo de leitura de 20 s, por amplificador. A roda de filtros ´opticos estava equipada com os filtros, B, V , R, I, u, v, b, y, βn e βw. Para o IV, a cˆamara possu´ıa um detector HAWAII de HgCdTe quadri-amplificado, com 1024x1024 p´ıxeis de 27 µm (exclu´ındo a regi˜ao de overscan) e um tempo de leitura de 2.6 s, por amplificador. A roda de filtros IV estava equipada com os filtros, J , H, H2, K, K short, K band e CO, e uma posi¸c˜ao livre. A escala de imagem era de 0.300/p´ıxel, no vis´ıvel e no IV, garantindo que 80% da figura de difrac¸c˜ao na banda V estava contida num p´ıxel e que, na banda H, as imagens estavam

apenas limitadas por difrac¸c˜ao. Nas imagens fotom´etricas, usou-se um binning de 2x2, reduzindo a ´area efectiva do CCD para 1024x1024 p´ıxeis, e obtendo uma escala de imagem final de 0.600/p´ıxel (correspondende a um p´ıxel de 30 µm).

A eficiˆencia quˆantica do detector ´optico LLICK3 (ilustrada na figura 3.6) atingia valores elevados (> 85 %) para comprimentos-de-onda entre os 4500 e os 7000 ˚A(regi˜ao do vis´ıvel), que abrange os filtros b, y, βn e βw9. Na regi˜ao do filtro u, a eficiˆencia quˆantica ronda os 57 %, e na regi˜ao do filtro v a eficiˆencia ronda os 76 %.

Figura 3.6: Gr´afico de eficiˆencia quˆantica do detector LLICK3 (ANDICAM), do telesc´opio de 1.00 m do CTIO. Fonte: http://www.astronomy.ohio-state.edu/∼depoy/research/instrumentation/andicam/qe.jpg.

O telesc´opio possu´ıa ainda extractores de ar, para criar um fluxo laminar de ar no seu interior, reduzindo assim a turbulˆencia dentro do tubo e perto do espelho prim´ario. Com as suas capacidades ´opticas, era poss´ıvel obter imagens com uma resolu¸c˜ao de 0.800 a 0.500, no vis´ıvel, e de 0.300, no IV, em noites de boas condi¸c˜oes atmosf´ericas. O campo de vis˜ao era de cerca de 100, em todos os filtros do IV e nos filtros ´opticos B, V, R, I e u, e de aproximadamente 60 nos restantes filtros de Str¨omgren. Como desempenho t´ıpico, numa noite com um seeing de 100, o conjunto ‘telesc´opio + detector + atmosf era’ permitia uma eficiˆencia ´optica de 20% no filtro U e de 35% nos restantes filtros ´opticos e IV. Deste modo, garantia-se uma fotometria ao n´ıvel de 1%, com um tempo de exposi¸c˜ao de 1 min, para estrelas de magnitude R = 18 mag e H = 15.5 mag, ou com ´ındice de cor V − H = 3.4 mag (estrela M1 gigante). PA tabela 3.4 sumariza os parˆametros essenciais dos detectores CCD dos v´arios per´ıodos. Os parˆametros do ganho e do ru´ıdo de leitura s˜ao indicados por amplificador (A.n, onde n ´e o n´umero do amplificador).

3.1. AQUISIC¸ ˜AO E REDUC¸ ˜AO INCIAL DOS DADOS 37

Tabela 3.4: Parˆametros essenciais dos detectores CCD usados nos diferentes per´ıodos de observa¸c˜ao. Ano Detector Plate scale Binning Ganho (e−/ADU ) Ru´ıdo de leitura (e−)

CCD (00/p´ıxel) A.1 A.2 A.3 A.4 A.1 A.2 A.3 A.4

1997 Tek2K3 0.396 2x2 3.3 3.2 3.2 3.2 4.1 4.1 3.9 3.9

1998 LLICK3 0.300 2x2 4.0 4.0 − − 12.0 12.0 − −

2000 LLICK3 0.300 2x2 3.6 3.6 − − 11.0 11.0 − −