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Calculamos los tiempos de exposición para M6

Buenos días, continuamos preparando nuestra observación  del cúmulo abierto M6 y hoy toca  estimar cuánto tiempo de exposición necesitamos para detectar las estrellas del cúmulo .

Para entender este concepto pueden  imaginar cómo funciona una cámara digital. Cuando aprietas el obturador para echar la foto, se abre el diafragma (agujerito que va delante de la lente) y comienza a entrar la luz. Esta luz es detectada en una CCD (antiguamente era un carrete de película fotográfica) que va acumulando los fotones que entran en cada punto de su superficie (se llaman píxeles). Después el mecanismo electrónico transforma esa cantidad de fotones acumulados en color de una cierta intensidad.

La clave es que la CCD funciona de forma sumativa o acumulativa hasta alcanzar el límite de su capacidad (es como un cubo de agua, va acumulando agua hasta alcanzar un límite, cuando empieza a salirse y ya perdemos la cuenta del agua que hemos vertido). En ese momento, decimos que la CCD se ha saturado.

Cuando observamos estrellas el objetivo del astrofísico es captar tanta luz (fotones) como sea posible sin que la CCD se sature ( se salga el agua del cubo).

Fig1:  Exposure Time Estimating. LCO Las Cumbres Observatory

Por otro lado , hay un concepto que se llama relación señal/ruido. Intuitivamente es un parámetro que indica cuánta luz recoge la CCD comparada con la luz de ruido de fondo (luz  del cielo que no proviene directamente de nuestra estrella, luz del propio detector por emisión térmica, de la cúpula del observatorio, etc. es decir «reflejos» y otras «componentes» que no provienen directamente de la estrella, pero que siempre están ahí). Para considerar que hemos detectado una estrella, necesitamos alcanzar una relación S/N de al menos 30 (este número depende de la precisión de nuestro estudio, pero para nosotros es más que suficiente).

Finalmente, el brillo de una estrella viene indicado por su magnitud. Las estrellas de M6 que vamos a observar tienen magnitudes comprendidas entre 8 y 17.

Con todo esto y utilizando los enlaces que les proporciono Sofía y Alejandro tienen que estimar los tiempos de exposición en cada filtro (B y V).

Nota 1: Hay que tener en cuenta que las estrellas de magnitud diferente están juntas, así que habrá que llegar a un compromiso para detectar las más débiles (mayor magnitud) sin saturar las más brillantes (menor magnitud).

Nota 2: La magnitud de una estrella funciona a la inversa que su brillo. Cuanto mayor es la magnitud, más débil es la estrella.

Enlaces

 

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