Processamento das imagens originais

Para as primeiras etapas do processo, utilizou-se a rotina ‘ccdproc’ do IRAF. A primeira etapa, consistiu na remo¸c˜ao da regi˜ao de overscan das imagens das estrelas e dos flatfields (as imagens de bias n˜ao continham regi˜ao de overscan), para cada filtro de cada noite. A segunda

10_{“Flexible Image Transport System”} 11

O IRAF (“Image Reduction and Analysis Facility”) e o X11IRAF s˜ao desenvolvidos e distribu´ıdos pela ‘National Optical Astronomy Observatories’ (NOAO), que ´e dirigida pela AURA, sob o acordo cooperativo da ‘National Science Foundation’ (NSF), E.U.A. Os pacotes de instala¸c˜ao destas aplica¸c˜oes est˜ao dispon´ıveis em: http://iraf.noao.edu/.

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O SAOImage DS9 foi desenvolvido por Joyce & Mandel (2003) e ´e distribu´ıdo pelo Smithsonian Astrophysical Observatory (SAO). Os pacotes de instala¸c˜ao desta aplica¸c˜ao est˜ao dispon´ıveis em: http://hea- www.harvard.edu/RD/ds9/.

3.1. AQUISIC¸ ˜AO E REDUC¸ ˜AO INCIAL DOS DADOS 39

Figura 3.9: Imagem original da estrela padr˜ao 20, no filtro b − noite 5 de 1998 (cor invertida).

Figura 3.10: Imagem original da estrela padr˜ao 20, no filtro y − noite 5 de 1998 (cor invertida).

Figura 3.11: Imagem original da estrela 676 do campo 8, no filtro b − noite 9 de 2000 (cor inver- tida).

Figura 3.12: Imagem original da estrela 676 do campo 8, no filtro y − noite 9 de 2000 (cor inver- tida).

Figura 3.13: Imagem original da estrela padr˜ao 16, no filtro b − noite 9 de 2000 (cor invertida).

Figura 3.14: Imagem original da estrela padr˜ao 16, no filtro y − noite 9 de 2000 (cor invertida).

etapa consistiu na remo¸c˜ao do ru´ıdo de fundo das imagens das estrelas e dos flatfields, aplicando- lhes a imagem de bias (que representa o “ru´ıdo” intr´ınseco ao equipamento de observa¸c˜ao) da respectiva noite. Como referˆencia, as figuras 3.15 a 3.17 representam, respectivamente, as imagens de bias e de flatfields, nos filtros b e y, para a noite 5 de 1998. Para compara¸c˜ao, representam-se nas figuras 3.18 a 3.20, respectivamente, as imagens de bias e de flatfields, nos filtros b e y, da noite 9 de 2000. A visualiza¸c˜ao das imagens de bias das diversas noites, no DS9, permitiu concluir que o n´ıvel m´edio de ru´ıdo rondava a centena de contagens.

Figura 3.15: Imagem de bias − noite 5 de 1998 (cor invertida).

Figura 3.16: Imagem de flatfi- eld, no filtro b − noite 5 de 1998 (cor invertida).

Figura 3.17: Imagem de flatfi- eld, no filtro y − noite 5 de 1998 (cor invertida).

Figura 3.18: Imagem de bias − noite 9 de 2000 (cor invertida).

Figura 3.19: Imagem de flatfi- eld, no filtro b − noite 9 de 2000 (cor invertida).

Figura 3.20: Imagem de flatfi- eld, no filtro y − noite 9 de 2000 (cor invertida).

Terminada essa etapa, as imagens das estrelas e dos flatfields encontravam-se corrigidas do ru´ıdo de fundo e, grosseiramente, das diferen¸cas entre os ganhos e ru´ıdos de leitura dos diferentes amplificadores associados ao CCD. A terceira etapa consistiu na normaliza¸c˜ao dos n´ıveis de conta- gens por p´ıxel e na suaviza¸c˜ao da transi¸c˜ao entre amplificadores, atrav´es da aplica¸c˜ao da imagem de flatfield do respectivo filtro. A quarta etapa consistiu na redu¸c˜ao da imagem para a regi˜ao em torno da estrela observada (trimming), tendo-se o cuidado de verificar a posi¸c˜ao da estrela na imagem. Ap´os esta etapa, verificaram-se visualmente as imagens processadas, para avaliar os n´ıveis de ru´ıdo remanescentes e poss´ıveis problemas. Relativamente aos n´ıveis de ru´ıdo, por um lado, verificou-se que estes diminu´ıram uma a duas ordens de grandeza, em geral, situando-se entre

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a unidade e a dezena de contagens. Por outro lado, tanto a flutua¸c˜ao de contagens de fundo entre p´ıxeis adjacentes, como a transi¸c˜ao entre amplificadores, normalizaram consideravelmente ap´os a aplica¸c˜ao dos flatfields, como era esperado.

As figuras 3.21 a 3.28 ilustram o aspecto das imagens tratadas. Nesse sentido, as figuras 3.21 e 3.22 representam as imagens tratadas nos filtros b e y, respectivamente, da estrela de programa 157 do campo 1, na noite 5 de 1998. As figuras 3.23 e 3.24 representam as imagens nos mesmos filtros da estrela padr˜ao 20, para a mesma noite. Para compara¸c˜ao, representam-se nas figuras 3.25 e 3.26 as imagens da estrela de programa 676 do campo 8, tamb´em nos filtros b e y, na noite 09 de 2000. Por fim, as figuras 3.27 e 3.28 representam as imagens nos mesmos filtros da estrela padr˜ao 16, para a mesma noite. Deste conjunto de figuras, ´e claramente not´oria a melhoria na qualidade das imagens finais, ap´os o tratamento descrito, incluindo a redu¸c˜ao das diferen¸cas de luminosidade nos amplificadores. Al´em disso, o facto das imagens apresentarem poucas estrelas em campo, ou mesmo s´o uma (“uncrowded fields”), facilitou um pouco o processo de determina¸c˜ao das coordenadas e de aplica¸c˜ao da fotometria de abertura, como se descrever´a adiante.

Relativamente a problemas nas imagens, de facto algumas delas apresentaram quest˜oes, mas nenhuma associada ao processo de redu¸c˜ao das imagens propriamente dito. As situa¸c˜oes encontradas dividem-se em duas categorias. A primeira categoria engloba os problemas associados a falhas no tracking, durante as observa¸c˜oes, produzindo imagens arrastadas, ou recentradas. A segunda categoria engloba a detec¸c˜ao de sistemas bin´arios nalgumas estrelas padr˜ao e de programa, que n˜ao tinham sido anteriormente classificadas como tal. Outra situa¸c˜ao, n˜ao contemplada nas anteriores categorias, e para a qual n˜ao houve explica¸c˜ao aparente, foi a observa¸c˜ao dum “anel” num dos lados das estrelas mais luminosas, em todas as imagens do filtro y dos anos de 1998 e 2000. Dada a relativa importˆancia destas quest˜oes, as mesmas s˜ao abordadas, com algum detalhe, em subsec¸c˜oes posteriores. De momento, ´e suficiente referir que essas situa¸c˜oes foram resolvidas e a grande maioria das imagens foi aproveitada.

Figura 3.21: Imagem final da estrela 157 do campo 1, no filtro b − noite 5 de 1998 (cor invertida).

Figura 3.22: Imagem final da estrela 157 do campo 1, no filtro y − noite 5 de 1998 (cor invertida).

Figura 3.23: Imagem final da estrela padr˜ao 20, no filtro b − noite 5 de 1998 (cor invertida).

Figura 3.24: Imagem final da estrela padr˜ao 20, no filtro y − noite 5 de 1998 (cor invertida).

Figura 3.25: Imagem final da estrela 676 do campo 8, no filtro b − noite 9 de 2000 (cor invertida).

Figura 3.26: Imagem final da estrela 676 do campo 8, no filtro y − noite 9 de 2000 (cor invertida).

Figura 3.27: Imagem final da estrela padr˜ao 16, no filtro b − noite 9 de 2000 (cor invertida).

Figura 3.28: Imagem final da estrela padr˜ao 16, no filtro y − noite 9 de 2000 (cor invertida).

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