Setup osservativi extrasolari

1.1. Sincronizzazione temporale
Per un perfetto sincronismo dei fenomeni che si vogliono osservare, vi `e la necessit`a di sincronizzare l’orologio del proprio PC via internet. Pu`o essere usato, ad esempio Time Memo
per Windows2000 oppure Atomic Clock Sync che si possono impostare per controllare l’orologio ogni ora. I programmi utilizzabili sono tanti: a questa pagina ne trovate un lungo elenco: http://www.oink.com/misc/timesync.html. Chi
usa XP pu`o pi`u semplicemente settare l’opzione corrispondente sull’orologio di Windows. Un altro interessante programmino freeware `e quello di Gianni Benintende, che potete scaricare alla pagina http://www.astrogb.com/astroalarm.htm.
Se non avete impostato in automatico questa correzione, fatelo manualmente prima dell’inizio di ogni sessione osservativa.

1.2. CCD
Le pose vanno fatte il pi`u lunghe possibile per abbattere la scintillazione (sezione 1.5), cercando di non superare l’80-90% del valore di saturazione per le stelle pi`u brillanti usate come riferimento e allo stesso tempo di non scendere mai al di sotto del 70%. Se si usa un sensore dotato di anti-blooming `e necessario verificare con qualche stella di analoga magnitudine a quella in esame, la linearit`a del sensore, nel caso si riscontrino problemi
di linearit`a conviene sfocare la stella (sezione 1.6). Durante le osservazioni mantenere l’autoguida sempre accesa.
Regole generali per le osservazioni:
– non usare CCD dotati di anti-blooming perch`e introduce non linearità del sensore
– lavorare sempre e solo nella zona di risposta lineare del CCD
– non usare il binning, cio`e usare configurazione binning 1×1
Molti si chiedono perch`e usare un binning 1×1 e non un binning 2×2 o maggiore: gli unici effimeri vantaggi che ci sono ad usare questo tipo di binning rispetto al binning 1×1 sono:
1. diminuire il tempo di lettura (che `e gi`a basso)
2. diminuire il RON (che `e gi`a basso)
il resto sono solo svantaggi:

1. mancanza di uniformità nel modo di fare il binning nei vari chip ed eventuale perdita di precisione nella conversione a 16 bit (problematiche dei differenti costruttori i chip)
2. tempi di posa pi`u corti (aumenta la scintillazione)
3. maggior sensibilit`a ai pixel caldi/morti/cosmico (se uno è caldo/morto/cosmico, lo diventa tutto il pixel binnato)
4. a parità di defocus in numero di pixel su cui fare la fotometria diminuisce, diminuendo quindi il rapporto segnale rumore

1.3. Immagini di calibrazione
Per le immagini di calibrazione:
– i dark devono avere lo stesso tempo di posa delle immagini
– i flat field vanno ripresi o ad inizio o a fine sessione osservativa
– devono essere ripresi anche i bias
Un’utile guida in italiano comprendere i concetti legati alle immagini di calibrazione e molto altro lo si pu`o trovare nel blog di Martino Nicolini
http://astronomiadigitale.blogspot.com.
Per chi ha montature tedesche ed `e necessario ribaltare il telescopio durante le osservazioni, a causa del passaggio al meridiano i dati utili sono da considerarsi solo per una delle due configurazioni, possibilmente quella che contiene la maggior parte dei punti. Altrimenti, per non perdere la precisione, sar`a necessario, per la serie di immagini prese dopo il ribaltamento, ripetere i flat fields. Teoricamente, non sarebbe necessario e basterebbero
i flat presi prima del ribaltamento, ma l’esperienza dimostra che bene ripetere i flat, anche perc`e non siamo sicuri che nell’operazione non vi sia qualche piccola flessione del CCD rispetto al tubo ottico, oppure dello specchio, o altro.

1.4. Filtri
Le pose vanno fatte nel filtro pi`u rosso che si ha a disposizione.
Per abbattere i problemi di estinzione all’interno del campo, la scelta migliore sarebbe un filtro I (o z), ma a queste lunghezze d’onda i sensori CCD tipicamente risentono del fringing e non è mai facile trattare con questo disturbo. Il consiglio `e quindi di utilizzare un filtro R. Non `e necessario che il filtro R sia un filtro fotometrico, ma l’importante `e che tagli le lunghezze d’onda

blu che sono quelle che comportano maggiori problemi per la scintillazione. In assenza di un filtro R si pu`o usare un filtro V.
L’idea di sfruttare il filtro stretto pu`o sembrare buona ma in realt`a `e controproducente. L’unico serio vantaggio che si ha con questo setup `e che se il tempo di lettura del CCD `e abbastanza lungo, si pu`o con pose lunghe ottimizzare il duty cycle osservativo (minimizzare il tempo sprecato per la lettura del CCD).
Per osservare transiti bisogna avere il più grande numero di fotoni possibili per ridurre il rumore, e per definizione il filtro stretto taglia moltissimi fotoni quindi non `e indicato, inoltre il rapporto segnale rumore che si otterrebbe non sarebbe paragonabile a quello di una stella sfocata fatta con filtro a banda larga.
Inoltre i filtri stretti possono avere la spiacevole caratteristica di essere sensibili a righe di emissione, righe che nelle stelle non ci sono complicando di molto il confronto tra una e l’altra rennendo le misure molto sensibili alle variazioni del fondocielo/atmosferiche.
Queste considerazioni possono sembrare brutte per chi è sempre stato abituato a fare fotometria mettendo bene a fuoco le stelle, ma per questa particolare applicazione si `e costretti a ricorre a queste tecniche defocali che raramente nel passato sono state utilizzate.