Exercício de Fotometria
Neste exercício usaremos imagens B e V do aglomerado aberto NGC 957 obtidos com o telescópio
robótico Faulkes no Hawaii, de 2 metros de diâmetro.
- Olhe no cabeçário da imagem para ver os dados do CCD e da imagem:
- Os valores reais da um arquivo FITS são calculados
usando os valores BSCALE e BZERO do cabeçário, tal que
valor_real = valor_do_pixel × bscale + bzero.
Qual é o valor de BSCALE e BZERO?
- Qual é o tamanho do CCD
- ruído de leitura
- ganho
- Qual a escala da imagem e seu tamanho angular?
- Quais as coordenadas da imagem? Coloque as coordenadas
no Digitized Sky Survey
e compare as estrelas nas imagens.
- Use a base de dados
astronômicos Simbad para localizar informações sobre o aglomerado. Quando foi descoberto? Qual é a
sua magnitude integrada? Qual a sua distância?
Use o applet Aladin (diretamente na web ou
download) para ler as coordenadas das estrelas.
Clicando sobre o nome das estrelas, anote a fotometria padrão destas estrelas.
No Aladin previewer, get list of objects, ele lista as estrelas com medidas.
- Grafique a Função de Espalhamento
Puntual (PSF) das estrelas. Use o botão de contraste para mudá-lo. Faça
uma caixa em volta da estrela e Análise>Grafico Superficial.
- Determine a largura média da PSF das estrelas não saturadas.
- Faça a fotometria das estrelas do aglomerado, utilizando raio
de abertura de 1/2, 1 e 1,5 FWHM. Análise>Parâmetros da Fotometria.
Comece pelo canto superior direito de cada imagem, clicando sobre a
mesma estrela em cada uma das duas imagens.
- Calcule as incertezas nas medidas. Quais os termos necessários?
- Construa um diagrama HR com as magnitudes observadas.
- Estas magnitudes estão calibradas para um sistema padrão?
- Como podemos calibrá-las? (Calibrating Photometry)
- O que acontece com o termo de massa de ar quando usamos estrelas padrões observadas na mesma massa de ar que os
objetos que quermos estudar? As estrelas identificadas no campo com o Aladin estão a que massa de ar nas
observações?
- Usando o
repositório de dados do telescópio, informando a data da observação e colocando
no 'Administrative Criteria', 'Proposal ID' 'Standards',
obtemos as imagens
dos campos padrões observados naquela noite. Use estes dados para
obter os coeficientes de transformação das magnitudes e o coeficiente
de extinção da noite.
- Construa um diagrama HR com as magnitudes calibradas.
- Determine o excesso de cor, E(B-V), o avermelhamento,
AV=3,1E(B-V) - ou seja, assumindo RV=3.1, e o
módulo de distância do aglomerado.
Astronomia e Astrofísica
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Modificada em 30 jun 2011