Fotopolarímetro CASPROF

(Este instrumento no se ofrece actualmente)

El CASPROF fue diseñado y construido en el CASLEO con finaciamiento provisto por el Programa de Fotometría y Espectroscopía Galáctica (PROFOEG), y su óptica completa fue donada por el Dr. G. Coyne del Observatorio Vaticano. Fue utilizado de manera continua por los usuarios desde septiembre de 1997.

Descripción técnica

El CASPROF puede funcionar como fotómetro o polarímetro. En este instrumento la luz colectada por el telescopio ingresa al fotopolarímetro, pasando por la regleta de filtros neutros, la rueda de diafragmas, la rueda de filtros, el prisma de Wollaston, y finalmente a las dos fotomultiplicadoras. También es posible introducir un prisma de Glan en el haz de luz.

La visualización remota del objeto se realiza a través de una cámara CCD o TV instalada de forma que sea posible inspeccionar el campo alrededor de los diafragmas, los cuales están sobre una superficie espejada.

El instrumento tiene capacidad para tres filtros neutros que se controlan en forma independiente (atenuaciones de 1.1, 2.6 y 6.0 magnitudes). En la rueda de filtros están disponibles los filtros UBVRI, más tres lugares libres. La rueda de diafragmas está diseñada para un conjunto de ocho diafragmas de distintos diámetros.

Posee un shutter manual y otro automático que se abre al comenzar una integración. La caja de frío aloja las dos fotomultiplicadoras, siendo la temperatura de trabajo de ambas -30^oC, la cual se alcanza por acción de hielo seco.

El control se realiza desde una PC que procesa los datos y ordena las operaciones pedidas por el usuario. Para funcionar como polarímetro se agrega a la óptica del fotómetro una lámina de media onda (LMO) rotante, y otra fija. La LMO rotante gira a una velocidad constante de 10 vueltas por segundo a un paso o posición cada milisegundo, con 100 pasos por vuelta. En cada posición de la LMO se cuentan los pulsos de salida de cada fotomultiplicadora, los cuales se acumulan en buffers de 32 bits en la PC. En el modo de polarímetro, el haz de la estrella llega al prisma de Wollaston que divide el haz de luz en dos partes que son dirigidos hacia las fotomultiplicadoras alojadas en una caja fría, previo paso a través de una lente de campo y una de Fabry que se encuentra delante de cada fototubo.

Una noche de observación típica

Antes de iniciar la observación es necesario:

1) Controlar que el operador haya creado un subdirectorio con su nombre y, en éste, otro subdirectorio para cada noche de observación. El programa de control y adquisición del CASPROF deberá arrancar cada noche de este último subdirectorio para guardar correctamente los archivos con sus observaciones.

2) Controlar que al montar el polarímetro en el telescopio los cables coaxiles para ambos canales estén correctamente conectados (están marcados como "Canal A" y "Canal B"). Es suficiente con controlar las conexiones al iniciar el turno.

3) No menos de dos horas antes de comenzar a observar se deberán conectar las respectivas fuentes de alta tensión y debe asegurarse que las fotomultiplicadoras estén refrigeradas.

4) Si lo desea, puede familiarizarse con la operación del programa de control. Este programa presenta un menú, que permite configurar el polarímetro y realizar sus observaciones, y que consta de las siguientes posibilidades:

4.1) Menú "Archivo" (Alt-A), que permite "Abrir" (Alt-A o F3) y "Cerrar" (Alt-C o Alt-F3) un archivo, o "Salir" (Alt-S) del programa.

4.2) Menú de "Mecanismos" (Alt-M), que permite operar con la "Rueda de Filtros" (Alt-R o F5), la "Rueda de Diafragmas" (Alt-D o F6), la regleta de "Filtros Neutros" (Alt-F o F7) o el "Glan" (Alt-G o F8).

4.3) Menú de "Adquisición" (Alt-D), donde podrá "Configurar" (Alt-C) la observación, o "Integrar" (Alt-I).

5) Si sus objetos son débiles, existe la opción de reemplazar la cámara de TV utilizada normalmente para guiar por la cámara CCD ST7, lo que permitirá ganar 2-3 magnitudes integrando algunos segundos. En este último caso es importante controlar antes de la primera noche de observación tanto el centrado de la cámara como su foco. Esta tarea se realiza muy rápidamente observando el interior de la cúpula iluminada y controlando la nitidez de la imagen del diafragma.

Durante la observación:

a)Deberá controlar que el programa de control y adquisición se inicie en el subdirectorio correspondiente a la noche correcta. Esto permitirá disponer de los archivos de observación de manera ordenada.

b) Controle que el operador efectivamente retiró el obturador manual en el cabezal del polarímetro y que el foco obtenido para la cámara de guiado durante la tarde es el más conveniente para su trabajo (si sus objetos son débiles, tal vez sea conveniente desenfocar levemente el diafragma para que cualquier marca o basura quede fuera de foco y no moleste a la observación).

c) Antes de realizar una serie de observaciones deberá decidir que filtro y diafragma utilizaró o si necesita un filtro neutro. Estas tareas se realizan con el menú "Mecanismos" mencionado más arriba. Las opciones disponibles son:

- Filtros: de banda ancha UBVRI o "sin filtro".

- Diafragmas: de 5.0, 11.3, 17.0, 22.6, 33.9, 45.2 segundos de arco, "pasante" o "ciego".

- Filtros neutros: que proveen atenuación de 1.1, 2.6, y 6.0 magnitudes, o "sin filtro".

- Prisma de Glan: que puede estar "In" o "Out".

Cada vez que Ud. efectúe una modificación en los mecanismos del polarímetro, deberá esperar que el programa le indique que ese cambio se ha efectuado para seguir con otra operación. Recuerde que objetos mas brillantes de V=9.0-9.5 deberán observarse a través de algún filtro neutro para limitar el número de cuentas, y que si está utilizando un filtro neutro para observar su objeto, este filtro también afectará la imagen obtenida por la cámara de guiado.

d) Si utiliza la cámara CCD ST7 para guiar, luego de calar el telescopio en la región de interés tome una imagen relativamente larga (30 a 60 segundos, dependiendo de la magnitud del objeto, con la opción "grab" del menú de manejo de la ST7) para verificar que no hay estrellas débiles que contaminen la medición y elegir la región donde medirá la contribución del cielo. A partir de este punto puede tomar imágenes cortas sucesivas (3 a 10 segundos, con la opción "focus" del menú de manejo de la ST7) para guiar.

e) Para cada serie de observaciones Ud. puede optar por observar sólo el objeto de su interés u observar además el cielo antes de cada ciclo de integración para descontar su contribución de las mediciones. Por otro lado, el programa permite filtrar o no los datos para reducir el ruido. Estas opciones se manejan desde el menú"Adquisición", sub-menú "Configurar". También en este sub-menú podrá ingresar valores instrumentales para el punto cero de magnitud, y los valores instrumentales para los parámetros de Stokes Q y U, y para el ángulo de posición. En general, un valor de 22.5 para el punto cero de magnitud dará magnitudes correctas en la mayoría de las veces, mientras que los valores instrumentales para Q, U y el ángulo de posición deberán ser cero ya que Ud. no los conoce a priori. De todos modos, estos valores sólo afectarán los valores instrumentales indicativos que muestra el programa luego de cada integración y no los resultados finales que se guardarán en los correspondientes archivos.

f) Para realizar una integración se deberá dirigir al sub-menú correspondiente ( "Adquisición", "Integrar"), e introducir el nombre que desea para el archivo donde guardará los datos, el tiempo de integración en segundos para cada integración y el número de integraciones que desea realizar en el ciclo de observación. Por ejemplo, "176425b" (es el segundo de varios archivos con observaciones de esta estrella, de ahí la "b" final), 90 segundos de integración y 4 integraciones por ciclo. Si Ud. configuró el programa para que reste el valor del cielo a las mediciones, al clickear en el botón "Aceptar" el programa le pedirá que dirija el telescopio a una zona libre de estrellas para obtener valores para el cielo. Al "Aceptar" nuevamente, el programa comenzará la integración y le mostrará las cuentas en cada canal y el tiempo de integración transcurrido. Al terminar la integración, se mostrará por pantalla las cuentas obtenidas para cada canal en cada una de las 25 posiciones de la lámina, las cuentas totales, y valores indicativos para el Q, U, Polarización total, ángulo de posición y magnitud del cielo. Si Ud. está de acuerdo, al aceptar la medición el programa le solicitará que dirija ahora el telescopio al objeto. El proceso sigue exactamente igual que para el caso del cielo, pero al finalizar la integración mostrará, además de los valores instrumentales para Q y U, ángulo de posición, etc. del objeto, valores indicativos obtenidos para (Objeto - Cielo). Las integraciones en el objeto se repetirán el número de veces elegido (en nuestro caso 4), y finalmente el programa se detiene al finalizar el ciclo a la espera de una nueva adquisición.

g) Al finalizar el ciclo de integración Ud. encontrará en el subdirectorio de la noche un número de archivos con la siguiente información:

- Un archivo "176425b.c" con la medición del cielo. El archivo tiene una cabecera con datos de lugar, fecha, hora, coordenadas, masa de aire, filtro y diafragma utilizado, y tiempo de exposición, se indica que corresponde a una medición del cielo, el listado de cuentas obtenidas para cada posición de la lámina y el total para cada canal (Fig. 1).

Fig. 1

- Una serie de archivos "176425b.o?" con las mediciones del objeto y con una estructura similar a la del archivo de cielo (Fig. 2). En el ejemplo, como se solicitaron cuatro integraciones en el ciclo se crearán cuatro archivos, uno para cada medición (176425b.o0, 176425b.o1, etc.). Es importante notar que los archivos comienzan a numerarse desde cero, pero en ellos se numera a la integración desde uno (en el archivo "176425b.o0" se indica "Objeto 1", etc.), y que las mediciones guardadas no tienen restada la contribución del cielo.

Fig. 2

- Un archivo "176425b.dat" que contiene una copia de los archivos generados durante el ciclo de integración (en este caso, 176425b.c, 176425b.o0, 176425b.o1, 176425b.o2, y 176425b.o3), pero que también incluye los valores preliminares para el Q, U, Polarización total, ángulo de posición y magnitud mostrados por pantalla al finalizar cada integración de cielo u objeto.

h) Es importante observar durante cada noche standards de alta polarización y de polarización cero. En ambos casos se deben observar por lo menos dos objetos diferentes, y en el caso de las standards de polarización cero se deben realizar unas ocho integraciones como mínimo (por ejemplo, dos ciclos de cuatro integraciones cada uno) para reducir el error. La importancia de observar por lo menos dos standards de alta polarización por noche se debe, entre otras razones, a que la única manera de determinar si los canales del polarímetro están invertidos es comparando las mediciones de dos objetos con parámetros de Stokes conocidos.

i) Si bien se crean muchos archivos por noche, éstos son muy pequeños y es suficiente un diskette para llevarse una copia de la estructura de subdirectorios creada para guardar sus observaciones. Para reducir las observaciones puede utilizar el programa REDPOL que está disponible solicitándolo directamente por correo electrónico al responsable del instrumento (la última versión disponible es la 9.0).