Imagens com efeitos ´ opticos e problemas de tracking

Como j´a se referiu, algumas das imagens apresentaram efeitos ´opticos e outros problemas associados a falhas no tracking, durante as observa¸c˜oes, que produziram imagens arrastadas, ou recentradas. As situa¸c˜oes de arrastamento e recentramento, ocorreram apenas no ano de 1998 e, maioritariamente, nos filtros que exigiram maior tempo de integra¸c˜ao (u, v, βn e βw). A tabela 3.8 sumariza essas situa¸c˜oes para as estrelas afectadas (ordenadas por campo e por n´umero), nas respectivas noites de observa¸c˜ao.

Numa primeira abordagem, a solu¸c˜ao mais f´acil seria a simples exclus˜ao das imagens do estudo fotom´etrico. No entanto, dado o n´umero de estrelas de programa afectadas, e tendo em conta que, na sua maioria, o problema de tracking s´o se verificou em um, dois, ou trˆes dos filtros para cada estrela, considerou-se pertinente a hip´otese de manter essas imagens no estudo fotom´etrico. Nesse sentido, observaram-se os gr´aficos superficiais, de contornos, os perfis radiais e de PSF das imagens nos filtros afectados, procurando-se avaliar o grau de arrastamento, ou de alargamento, das curvas das estrelas. A an´alise das estrelas recentradas foi mais simples, bastando perceber se era poss´ıvel conter toda a estrela numa PSF mais alargada, constru´ıda sobre um dos centros, e a partir da qual se pudesse efectuar fotometria de abertura.

Para compreender melhor essa avalia¸c˜ao, representam-se nas figuras 3.31 a 3.35, respectiva- mente, a imagem, o gr´afico de contornos, o gr´afico de superf´ıcie, o perfil radial e o perfil da PSF da estrela de programa 1243 do campo 1, no filtro y, para a noite 36 de 1998, onde foi especialmente afectada em todos os filtros. A imagem foi obtida a partir da visualiza¸c˜ao no DS9, enquanto os gr´aficos e o perfil da PSF foram obtidos com a rotina ‘imexamine’.

Figura 3.31: Imagem recentrada da estrela 1243 do campo 1, no filtro y − noite 36 de 1998 (cor invertida).

Figura 3.32: Gr´afico de contornos da estrela 1243 do campo 1, no filtro y − noite 36 de 1998.

Figura 3.33: Gr´afico de superf´ıcie da estrela 1243 do campo 1, no filtro y − noite 36 de 1998.

Figura 3.34: Perfil radial da estrela 1243 do campo 1, no filtro y − noite 36 de 1998.

Figura 3.35: Perfil da PSF da estrela 1243 do campo 1, no filtro y − noite 36 de 1998.

3.1. AQUISIC¸ ˜AO E REDUC¸ ˜AO INCIAL DOS DADOS 47

Nas figuras 3.31, 3.32 e 3.33 ´e percept´ıvel o efeito de recentramento, com duas zonas circu- lares mais definidas, ligadas entre si. Nas figuras 3.34 e 3.35 ´e not´orio o alargamento da largura a meia altura (FWHM15) da PSF de ajuste, relativamente ao valor t´ıpico de 3.6 p´ıxeis, devido ao re- centramento. Nas figuras 3.33 e 3.35 observam-se ainda os picos correspondentes aos dois centros. A partir da figura 3.34, estimou-se um valor de ≈ 3.5 p´ıxeis para a meia largura a meia altura (HWHM16_{), que se traduz num valor de ≈ 7.0 p´ıxeis para a FWHM, verificando-se, no entanto,}

uma grande dispers˜ao dos pontos relativamente `a PSF de ajuste. A duplica¸c˜ao da FWHM foi igual- mente notada nas restantes estrelas recentradas, com valores de FWHM semelhantes. Quanto `a dispers˜ao dos pontos no ajuste da PSF, esta n˜ao impediu a execu¸c˜ao de fotometria de abertura, pois a escolha adequada do raio de abertura garantiu que a grande maioria dos pontos pudesse ser integrado, como se ver´a mais tarde.

No caso das estrelas arrastadas, o problema foi mais complexo, pois o grau de arrastamento variava com o tempo de integra¸c˜ao no filtro. Nalgumas imagens, esse efeito era apenas ligeiro, como no caso da estrela 1072 do campo 1 (noite 8 de 1998), sendo a FWHM compar´avel aos valores medidos nas estrelas recentradas. Para referˆencia, representam-se nas figuras 3.36 a 3.40, respectivamente, a imagem, o gr´afico de contornos, o gr´afico de superf´ıcie, o perfil radial e o perfil da PSF da estrela de programa 1072 do campo 1, no filtro βw, para a noite 08 de 1998.

Nas figuras 3.36, 3.37 a 3.37 ´e vis´ıvel o efeito de arrastamento da PSF numa das direc¸c˜oes da imagem. Neste caso, s´o existe um pico m´aximo, que se encontra arrastado. Nas figuras 3.39 e 3.40, nota-se que o alargamento da FWHM da PSF de ajuste ´e compar´avel ao da estrela 1243 recentrada (figuras 3.34 e 3.35). A partir da figura 3.39, estimou-se um valor de ≈ 2.5 p´ıxeis para a HWHM, que se traduz num valor de ≈ 5.0 p´ıxeis para a FWHM, tamb´em com uma dispers˜ao consider´avel dos pontos, em rela¸c˜ao `a PSF de ajuste. Note-se, no entanto, que a FWHM da estrela 1072 ligeiramente arrastada ´e inferior `a da estrela 1243 recentrada, encontrando-se mais pr´oxima da FWHM t´ıpica (≈ 3.6 p´ıxeis). Deste modo, apesar da dispers˜ao dos pontos no ajuste da PSF, e tal como nas estrelas recentradas, foi poss´ıvel efectuar fotometria de abertura `as estrelas com ligeiros arrastamentos, com a escolha adequada do raio de abertura.

Em compara¸c˜ao, noutras estrelas o grau de arrastamento foi muito superior. Nesses casos, como o da estrela 950 do campo 2 (noite 3 de 1998), a dispers˜ao dos pontos relativamente `a PSF de ajuste era t˜ao elevada que, mesmo usando um raio de abertura grande, n˜ao era poss´ıvel garantir um integra¸c˜ao eficaz das contagens na PSF. Esta situa¸c˜ao ocorreu maioritariamente nos filtros u, βn e βw. Para referˆencia, representam-se nas figuras 3.41 a 3.45, respectivamente, a imagem, o gr´afico de contornos, o gr´afico de superf´ıcie, o perfil radial e o perfil da PSF da estrela de programa

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Full Width Half Maximum.

Figura 3.36: Imagem arrastada da estrela 1072 campo 1, filtro βw − noite 8 de 1998 (cor inver- tida).

Figura 3.37: Gr´afico de contornos da estrela 1072 campo 1, filtro βw − noite 8 de 1998.

Figura 3.38: Gr´afico de superf´ıcie da estrela 1072 do campo 1, no filtro βw − noite 8 de 1998.

Figura 3.39: Perfil radial da estrela 1072 do campo 1, no filtro βw − noite 8 de 1998.

Figura 3.40: Perfil da PSF da estrela 1072 do campo 1, no filtro βw − noite 8 de 1998.

3.1. AQUISIC¸ ˜AO E REDUC¸ ˜AO INCIAL DOS DADOS 49

Figura 3.41: Imagem arrastada da estrela 950 do campo 2, filtro βn − noite 3 de 1998 (cor invertida).

Figura 3.42: Gr´afico de contornos da estrela 950 do campo 2, filtro βn − noite 3 de 1998.

Figura 3.43: Gr´afico de superf´ıcie da estrela 950 do campo 2, no filtro βn − noite 3 de 1998.

Figura 3.44: Perfil radial da estrela 950 do campo 2, no filtro βn − noite 3 de 1998.

Figura 3.45: Perfil da PSF da estrela 950 do campo 2, no filtro βn − noite 3 de 1998.

950 do campo 2, no filtro βn, para a noite 3 de 1998.

Nas figuras 3.41, 3.42 a 3.43 ´e manifesto o elevado arrastamento da PSF (superior a 20 p´ıxeis) numa das direc¸c˜oes da imagem, n˜ao se conseguindo discernir um pico m´aximo. Nas figuras 3.44 e 3.45, apesar de haver uma PSF de ajuste, ´e ´obvio o enorme desvio dos pontos em rela¸c˜ao a essa curva, retirando-lhe qualquer significado f´ısico real e tornando-a in´util na integra¸c˜ao das contagens. Dessa forma, n˜ao se conseguiram determinar valores cred´ıveis de HWHM e de FWHM, para as estrelas com um grau t˜ao elevado de arrastamento e, ao contr´ario das estrelas com menor arrastamento, estas foram rejeitadas, nessas noites, para processamento fotom´etrico. No entanto, como muitas reobservadas noutras noites, a sua utiliza¸c˜ao ficou salvaguardada.

Outra situa¸c˜ao, ocorrida em todas as imagens do filtro y nos anos de 1998 e 2000 (per´ıodo com a ANDICAM), e para a qual n˜ao houve explica¸c˜ao convincente, foi a observa¸c˜ao duma estru- tura anelar num dos lados das estrelas mais luminosas. Como exemplos desse fen´omeno ´optico, apresentam-se as figuras 3.46 e 3.47, que ilustram, respectivamente, imagens no filtro y da es- trela 1438 do campo 1 (noite 22 de 1998) e da estrela padr˜ao 28 (noite 12 de 2000). Pode ainda observa-se o mesmo efeito noutras imagens no filtro y apresentadas anteriormente (rever as figu- ras 3.22, 3.24, 3.26, 3.28 e 3.30).

Figura 3.46: Imagem da estrela 1438 do campo 1 com efeito ´optico anelar, no filtro y − noite 22 de 1998 (cor invertida).

Figura 3.47: Imagem da estrela padr˜ao 28 do campo 1 com efeito ´optico anelar, no filtro y − noite 12 de 2000 (cor invertida).

A principal peculiaridade desse efeito ´optico anelar reside no facto de ter ocorrido apenas nos anos de funcionamento da ANDICAM, e s´o em imagens no filtro y. Por um lado, isso re- vela tratar-se dum fen´omeno instrumental associado aos componentes usados na constru¸c˜ao desse equipamento, em particular o pr´oprio filtro y. Por outro lado, a forma anelar p˜oe de parte a possibilidade de se tratar duma figura de difrac¸c˜ao da estrela. Nesse sentido, caso o filtro n˜ao fosse totalmente plano, ou apresentasse heterogeneidades no acabamento, poderia actuar como

3.1. AQUISIC¸ ˜AO E REDUC¸ ˜AO INCIAL DOS DADOS 51

uma lente, refractando parte do feixe. Mas, nesse caso, o efeito deveria ser vis´ıvel em todos os pontos brilhantes da imagem, o que n˜ao sucede. Outra hip´otese, ´e a possibilidade de se tratar duma imagem da pupila de entrada, ou dum espelho interno da cˆamara (rever figura 3.5, para detalhes do percurso ´optico). No entanto, isso deveria influenciar a qualidade geral da imagem e n˜ao explica o facto do efeito ocorrer s´o no filtro y.

N˜ao obstante, existe ainda outra particularidade, que consiste na varia¸c˜ao da orienta¸c˜ao da estrutura anelar entre as imagens de 1998 e as de 2000, como se pode observar nas figuras anteriores − na parte superior esquerda da estrela, em 1998, e na parte superior direita, em 2000. Essa particularidade pode dever-se ao facto dos amplificadores estarem orientados de maneira diferente, entre 1998 e 2000 (rever figuras de bias 3.15 e 3.18, para comprova¸c˜ao). Paralelamente, isso indica que o fen´omeno podia estar relacionado com a orienta¸c˜ao dalguns componentes internos da ANDICAM. Em particular, o filtro y pode ter sido rodado na roda de filtros.

Qualquer que seja a origem desse fen´omeno, a sua explica¸c˜ao est´a para l´a do ˆambito do presente trabalho, sendo, no entanto, de estranhar que o efeito n˜ao tenha sido documentado an- teriormente. N˜ao obstante, o ponto fulcral desta descri¸c˜ao ´e perceber se este fen´omeno afecta, de alguma forma, a execu¸c˜ao da fotometria de abertura nas imagens. Nesse sentido, p˜oem-se duas situa¸c˜oes: a) o “anel” resulta dum fen´omeno simples de refrac¸c˜ao nalgum dos componentes, des- viando parte dos fot˜oes da estrela para uma zona do CCD adjacente `a sua PSF, mas sem alterar as contagens registadas nessa ´area; b) o “anel” foi originado por um fen´omeno mais complexo de refrac¸c˜ao e/ou de reflex˜ao, do qual resultou a perda de fot˜oes, adulterando as contagens obtidas pelo CCD na ´area da PSF da estrela. Na impossibilidade de saber qual a situa¸c˜ao verdadeira, restou uma abordagem l´ogica do problema.

Nesse sentido, partindo do princ´ıpio de que qualquer efeito ´optico grave teria sido detectado e corrigido durante as fases de teste da ANDICAM, e crendo nas informa¸c˜oes dadas sobre a sua qualidade de imagem e desempenho t´ıpico17, optou-se por considerar a situa¸c˜ao descrita em a). Paralelamente, dado o facto de que todas as imagens no filtro y se encontravam afectadas, caso se optasse pela situa¸c˜ao descrita em b), n˜ao se poderiam aproveitar quaisquer imagens nesse filtro, dos anos de 1998 e 2000. Por sua vez, isso inviabilizaria a utiliza¸c˜ao das estrelas observadas nesses anos para o estudo fotom´etrico. Relativamente `a fotometria de abertura, verificou-se ser poss´ıvel aplic´a-la `as imagens no filtro y, mediante a escolha adequada do raio de abertura.

Para finalizar a presente subsec¸c˜ao, apresenta-se na figura 3.48 a imagem da estrela padr˜ao 19, no filtro b, relativa `a noite 47 de 1998, onde se observou um fen´omeno, que, embora n˜ao interfira com o processamento fotom´etrico da estrela, n˜ao deixa de ser curioso. Trata-se dum rasto

luminoso, cuja origem se pressupˆos estar associada `a passagem dum meteoro, dado o facto de ocorrer apenas nesta imagem e de decorrer nos 9.4 s de tempo de exposi¸c˜ao no filtro b.

Figura 3.48: Imagem da estrela padr˜ao 19, no filtro b, com um rasto luminoso possivelmente associado `a passagem dum meteoro (?) − noite 47 de 1998 (cor invertida).