Caratterizzazione di una QSI583 – Parte Seconda

Stuzzicato da un commento ricevuto da Mauro Narduzzi su FB, ho deciso di indagare meglio l’errore di misura effettivo con cui mi trovo a lavorare in funzione del valore di ADU.

Come punto ti partenza ho la tabella ricavata precedentemente e visibile sul mio ultimo post https://skymonsters.wordpress.com/2020/01/10/caratterizzazione-di-una-qsi583/

Da questa tabella ho eliminato alcune stime in cima e in fondo alla tabella in quanto vistosamente fuori dalla retta interpolante, ottenendo la seguente nuova tabella

Tempo (sec.)ADU
208813.444336
3012908.70313
4016982.13867
5021033.57227
6025060.95898
7029077.67188
8033074.25391
9037051.02734
10041001.39063
11044945.27734
12048832.5625

La nuova retta interpolante risulta avere funzione: y=400.32+948.2

Sfruttiamo ora questa funzione per calcolare la differenza in magnitudine strumentale tra i valori rilevati e quelli della interpolante.

ADUΔ Magnitudine
8813.4443360.018434
12908.703130.004939
16982.13867-0.000728
21033.57227-0.003082
25060.95898-0.003637
29077.67188-0.003640
33074.25391-0.002981
37051.02734-0.001885
41001.39063-0.000303
44945.277340.001156
48832.56250.003636

Ne risulta il seguente grafico

Questo grafico ci permette di fare due considerazioni

  1. Contrariamente a quanto affermato in precedenza in realtà conviene considerare un intervallo di ADU più ristretto, eliminando quindi il valore più basso (8813 ADU). Ne consegue che il valore minimo accettabile per la linearità è intorno ai 13000 ADU.
  2. Tra i 13000 e i 50000 ADU ho un errore massimo di ±0.005 mag, valore che probabilmente si può ulteriormente ridurre se si cerca di far lavorare il sensore nei pressi dei punti di intersezione tra la curva e l’asse delle ascisse.

Come sempre attendo i vostri commenti.

Caratterizzazione di una QSI583

L’astrofotografia, sebbene dia soddisfazioni, non è l’unico interesse del vostro SkyMonster. Al desiderio appagante di mostrare a tutti le bellezze dell’Universo si sovrappone spesso l’animo del ricercatore: lo studio delle variabili e degli asteroidi sono attività che mi spingono a devolvere parte delle notti serene alle riprese necessarie alla misure di luminosità di questi oggetti. Non possiedo filtri fotometrici e non ho ancora calcolato i coefficienti di conversione agli standard Johnson-Cousin, quindi le mie misure attualmente hanno più un valore qualitativo, ma come inizio mi soddisfa.

Eseguendo le prime stime di un asteroide mi sono scontrato con l’alta dispersione delle misure. Si, in ogni caso la curva di luce dell’asteroide era evidente e la soddisfazione è grande (sarà argomento di un post successivo), ma sono sicuro di poter fare di meglio; ci sono astrofili che riescono a effettuare curve di luce di transiti di esopianeti, che coinvolgono precisioni dell’ordine del millesimo di magnitudine, perché quindi non cimentarsi nel cercare di raggiungere il massimo della precisione?

Ho quindi deciso di ripartire da zero e caratterizzare innanzitutto il mio sensore. Ho quindi ripreso:

  • 2 frame di bias
  • 2 frame di dark
  • 2 frame di flat

tutti alla stessa temperatura (-15°C). Ho poi utilizzato un comodo script di PixInsight che si chiama Basic CCD Parameters.

Aprendo tutti i file precedenti in PI ed eseguendo lo script ho ottenuto le seguenti informazioni:

gain: 0.463 e/ADU
readout noise: 10.73 e
full well capacity: 29631.215 e
dynamic range: 2761.413

A questo punto, per completare la caratterizzazione della camera, non rimane che verificare la linearità del sensore in funzione del tempo di esposizione; per fare ciò ho ripreso una serie di flat con tempi di esposizione crescenti dai 5 sec. ai 160 sec., ottendendo la seguente tabella

Tempo (sec.)ADU
52628.42627
10 4693.453125
20 8813.444336
30 12908.70313
40 16982.13867
50 21033.57227
60 25060.95898
70 29077.67188
80 33074.25391
90 37051.02734
100 41001.39063
110 44945.27734
120 48832.5625
140 56544.37109
15060049.89063
16062320.5
Valori misurati dai flat (ADU mediati su tutta l’immagine)

Che tradotto in grafico diventa

Come si può notare, la linea diventa rettilinea a partire dall’esposizione di 20 sec. (8813 ADU) e comincia a deviare dalla retta nelle esposizioni dopo i 120 sec. (48832 ADU). Ne deduco che il mio CCD è con certezza lineare tra i 9000 e i 48000 ADU.

Takahashi Mount EM-200 Temma 2 PC – Periodic Error Measure

I own this mount since almost 8 years ago and it has been reliable in slewing to the target and guiding, but I never had the chance to sit down and evaluate its real performance as far as the Periodic Error (PE for short) is concerned. Now that the mount is settled into the Eliah Observatory I decided to have a look at its PE.
The setup is:
– Takahashi EM200 Temma 2 PC german equatorial mount
– GSO RC10 Truss (focal length=2000mm)
– Starlight Xpress Lodestar as guiding camera
– PHD2 (latest stable version) for the data collection
– PECPrep for analysing the results
Note 1: the mount is not well polar aligned.
Note 2: Takahashi states for this mount a PE of -5/+5 arcsecs
Being the AR gear made of 180 teeth, the totale Period is 480 seconds, so I got data for around 35 minutes; doing so I got 4 full worm gear turns to be averaged together.
My perception is that with a well polar aligned mount I would get a better response, but I am satisfied with the results so far, having -5.47/+6.89 arcsec of PE.
I attach the screenshot of PECPrep with the results.Temma_PeriodicError

IC 1805

Si tratta di una regione HII molto estesa, la cui distanza è stimata sui 7500 anni luce da noi; la sua caratteristica principale è la presenza di due grosse aree apparentemente vuote, di diverse dimensioni, che rendono la nebulosa simile ad un “cuore”. Al suo interno si trova un sistema di piccoli ammassi aperti poco concentrati, responsabili della ionizzazione della nebulosa. Il più notevole di questi è Melotte 15, che contiene alcune stelle circa 50 volte più massicce del Sole, più altre più piccole ed un microquasar espulso milioni di anni fa. (from Wikipedia).

ic1805

Sh2-273

The complex molecular nebulous Monoceros OB1, also known as Complex Cone Nebula or the initials of the catalog Sh2-273, is a large H II region connected to a giant molecular cloud, situated in the direction of the constellation; It includes several reflection nebulae and other dark regions, as well as the famous Cone Nebula, located in a central position with respect to the cloud. It is about 2480 ly from the solar system, on the outer edge of the Orion Arm. The region is ionized and excited by the massive stars Monoceros association OB OB 1, which coincides almost entirely with the open cluster known as NGC 2264. The complex is also associated with the famous Hubble’s Variable Nebula, visible on the left side of the image, a cloud of cometary appearance generated by the star R Monocerotis, located inside.(Text adapted from Wikipedia)

sh2-273

Sh2-160

Continuo finalmente a mettere mano a file grezzi che attendevano di essere elaborati. Questa, tanto per chiarirsi, è una mia ripresa del 2014. Rispetto a come elaboro di solito le regioni ad emissione e vista anche la debolezza di quest’ultima, ho deciso di mantenere l’apporto di H-alfa meno invadente: questo proprio anche per sottolineare quanto deboli siano queste strutture.

Come sempre cliccando sulla ripresa qui sotto verrete portati sul mio sito dove potrete vedere una versione a risoluzione più alta e qualche informazione sulla ripresa.

sh2-160