IAC INVESTIGACIÓN
14 de noviembre de 2015
FIN (FOTOMETRO INFRARROJO)
MANUAL DE OBSERVACIÓN PARA ASTRÓNOMOS
USUARIOS
INSTITUTO DE ASTROFISICA DE CANARIAS
38200 La Laguna (Tenerife) - ESPAÑA - Teléfono (922)605200 - Fax (922)605210
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MANUAL DE USUARIO
Fecha: 14 de noviembre de
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CUADRO DE AUTORES
Nombre
Función
Gabriel Gómez Velarde
Astrónomo de Soporte
Esperanza Páez Mañá
Desarrollo de Software
Alejandro Oscoz
Jefe de Operaciones Telescópicas
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INTRODUCCIÓN .................................................................................................................5
PUESTA EN MARCHA ........................................................................................................8
LA INTERFAZ DE USUARIO ..........................................................................................9
PANEL INFORMATIVO DE ACCIONES Y ERRORES ...............................................13
PANEL DE MASAS DE AIRE............................................................................................13
ANTES DE LA TOMA DE DATOS ...............................................................................15
PARÁMETROS DE CONFIGURACIÓN ...................................................................................15
BÚSQUEDA DE LOS RAYOS ................................................................................................19
BÚSQUEDA DEL FOCO DEL TELESCOPIO ...........................................................................22
OBSERVACIONES .............................................................................................................28
VARIABLES FOTOMÉTRICAS ..............................................................................................28
Entradas .........................................................................................................................28
Salidas ............................................................................................................................29
FOTOMETRÍA NORMAL .......................................................................................................29
Entradas .........................................................................................................................30
Salidas ............................................................................................................................31
FOTOMETRÍA RÁPIDA ........................................................................................................32
Entradas .........................................................................................................................32
Salidas ............................................................................................................................33
EJECUCIÓN POR MACRO .....................................................................................................33
Entradas .........................................................................................................................34
Salidas ............................................................................................................................35
FINAL DE LA NOCHE......................................................................................................36
FICHEROS DE ENTRADA Y SALIDA .........................................................................37
FICHERO MACRO .................................................................................................................37
CATÁLOGO DE USUARIO ....................................................................................................39
FICHERO HISTÓRICO DE LA NOCHE ..................................................................................39
FICHEROS RESULTANTES DE FOTOMETRÍA .....................................................................41
Fotometría normal: fichero histórico de la estrella ............................................41
Fotometría normal: fichero “dns” ............................................................................42
Fotometría normal: fichero “tcs” .............................................................................44
Fotometría rápida: fichero “fr”................................................................................45
MONITORIZACIÓN DE ERRORES ..............................................................................47
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ERRORES DE INICIALIZACIÓN ..........................................................................................47
Errores más comunes ..................................................................................................47
ERRORES DE FUNCIONAMIENTO .......................................................................................48
Errores más comunes ..................................................................................................48
ERRORES LEVES O AVISOS ................................................................................................50
Errores más comunes ..................................................................................................50
FILTROS DE FIN .................................................................................................................52
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INTRODUCCIÓN
FIN es un fotómetro rápido y preciso con un detector InSb para observaciones
de objetos puntuales en el rango de 1 a 5 micras. Es actualmente uno de los dos
instrumentos de uso común del Telescopio Carlos Sánchez (TCS) del
Observatorio de El Teide (OT), siendo uno de los pocos fotómetros rápidos
infrarrojos disponibles en la actualidad. FIN es la continuación natural del
antiguo fotómetro CVF. Su estructura de software está basada en programación
orientada a objeto y en la utilización de CORBA y JAVA.
Fotometría infrarroja
Un fotómetro es un instrumento capaz de medir la intensidad de luz (número de
fotones por segundo) que emite una fuente. Habitualmente, se mide la
intensidad en una banda limitada de longitudes de onda seleccionadas por medio
de un filtro óptico. Algunas bandas infrarrojas son:
J: 1 ´26 micras,
H: 1´65 micras,
K: 2´20 micras,
L: 3´50 micras,
L´: 3´80 micras,
M: 4´50 micras.
En el infrarrojo, el principal problema para los astrónomos es la intensidad con
que emite el cielo. Excepto cuando se observan objetos muy brillantes, el cielo
es más brillante que el objeto, y las pequeñas variaciones que suceden en escalas
de unos segundos o minutos provocan cambios sustanciales, siendo el cielo casi
tan brillante de noche como de día. En el infrarrojo cercano el problema del cielo
es cada vez más serio, hasta que se llega a las bandas más allá de L, en las que la
emisión térmica del cielo domina sobre cualquier otra cosa. Además, a partir de
la banda K también el telescopio emite fuertemente.
Una solución a este problema viene dada por el chopeo (o chopping), que consiste
en comparar frecuente y rápidamente el cielo y el objeto. Para ello, FIN consta
de dos espejos simétricos que se encuentran oscilando al unísono entre la
posición de la fuente y la posición del cielo. El método de observación consiste
en aislar el objeto astronómico a medir en una pequeña apertura y primero medir
el total de la intensidad de “objeto más cielo” incluida en la apertura (máxima
amplitud de la señal en la figura 1). Posteriormente, con un movimiento de los
espejos (semiciclo de chopeo) se sitúa en una posición de “cielo sin objeto”
(mínima amplitud de la señal en la figura 1) lo más cercana a la anterior y se
vuelve a medir el total de la intensidad recibida en la apertura. La resta de la
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señal recibida de “objeto más cielo” de la señal recibida de “cielo sin objeto”
ofrece la señal del objeto.
1.4
1.2
1
Ts. Periodo de Lectura
0.8
0.6
Tchop. Periodo de chopping
0.4
0.2
0
-0.2
0
0.1
0.2
0.3
0.4
0.5
0.6
0.7
0.8
0.9
1
t(s)
Figura 1. Evolución de la señal.
Habitualmente es necesario mover el telescopio para poder medir el cielo por el
otro lado del objeto (ver figura 2), tratando de eliminar de esta manera el
gradiente de emisión del cielo.
Se denomina “lectura” al valor medio de la señal del detector durante un
semiciclo de chopeo, ya sea de señal más fondo o solamente de fondo. Se
denomina “punto” al resultado de promediar las diferencias entre la lectura
correspondiente a señal más fondo menos la lectura correspondiente a fondo
tomadas durante n ciclos de chopeo.
Tipos de ciclo
FIN tiene tres posibles tipos de ciclos: AB, ABBA y AAAA (sin ciclo). En los
ciclos AB y ABBA, el telescopio apunta alternativamente a dos posiciones
diferentes en el cielo, conocidas como rayo A y rayo B. A su vez, en el rayo A se
efectua chopeo entre la posición del objeto (señal más fondo) y una posición
cercana (sólo fondo) que viene dada por la amplitud de chopeo. En el rayo B, el
telescopio se apunta de manera que las posiciones se invierten (ver figura 2).
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Chopping
RAYO A
Movimiento del
telescopio
RAYO B
RAYO A
Figura 2. Un ciclo de observación.
En cada posición del telescopio se toman m puntos, estando ese valor definido
por el programa de usuario.
Se denomina ciclo AB al resultante de combinar el promedio de los m puntos
tomados con el telescopio en el rayo A con el promedio de los m puntos tomados
con el telescopio en el rayo B.
Por otra parte, se denomina ciclo ABBA al resultante de combinar dos tipos de
promedios: (1) el resultado de combinar el promedio de los últimos m/2 puntos
tomados con el telescopio en el rayo A con el promedio de los primeros m/2
puntos tomados con el telescopio en el rayo B, y (2) el resultado de combinar el
promedio de los últimos m/2 puntos tomados con el telescopio en el rayo B con el
promedio de los primeros m/2 puntos tomados con el telescopio en el siguiente
rayo A.
Finalmente, se denomina ciclo AAAA al resultado de promediar 4m puntos con el
telescopio en el rayo A. El ciclo AAAA se conoce también como fotometría
rápida.
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PUESTA EN MARCHA
El operador nocturno se encargará cada día de la puesta en marcha de FIN. El
astrónomo simplemente deberá entrar en la SUN orion con la clave
usuario: orion
contraseña: controla
y ejecutar el programa de usuario tecleando el comando fin.
Cuando un usuario entra en la Sun, se crea de manera automática un directorio
de trabajo en el scratch de la máquina con el nombre del día actual (de 12 del
mediodía hasta las 12 del día siguiente, con formato <ddmmmyy>) y desde el cual
deben realizarse las observaciones del día
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LA INTERFAZ DE USUARIO
El comienzo de la ejecución de la aplicación de usuario activa una ventana única
que contiene todos los controles posibles del instrumento. Todas las entradas y
salidas se mostrarán sobre esta ventana.
Panel del árbol de opciones
Panel de las opciones
Panel de valores actuales
Panel gráfico
Panel informativo
Figura 3. Interfaz de usuario de FIN.
La interfaz de FIN muestra constantemente unos paneles informativos y otros
paneles de ayuda.
Panel de VALORES ACTUALES (Current values)
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El panel de valores actuales es exclusivamente de salida –no se puede
interaccionar con él- y su función es mostrar los valores de cada parámetro en
todo momento. Siempre está actualizado; cada vez que un parámetro cambia de
valor (del modo que sea, por petición del usuario o por alguna tarea de la
aplicación) se refleja inmediatamente en este panel.
Figura 4. Panel de los valores actuales.
De hecho, una forma de esperar a que la aplicación arranque del todo y esté
preparada para atender al usuario es comprobar que, sobre este panel, la señal
que viene del detector se está actualizando a la velocidad establecida.
El panel es auto explicativo. Simplemente hay que comentar dos aspectos.

La nomenclatura [A] significa que el valor del parámetro se ha
calculado en modo automático; [M] es para el modo manual.

Los niveles de la señal son seis:
-
low: nivel de señal por debajo del 10% de la escala;
adequate: nivel de señal entre el 10% y el 40% de la escala;
high: nivel de señal entre el 40% y el 80% de la escala;
overlayed: nivel de señal por encima del 80% de la escala;
unlock: error temporal de pérdida de referencia de la señal;
ERROR: error fatal, debe reiniciarse todo el sistema.
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Panel GRÁFICO
El panel gráfico es un panel de salida donde se monitoriza la señal del detector
en forma de gráfica lineal.
Figura 5. Panel gráfico.

Los puntos de la gráfica son los puntos o valores que llegan del amplificador
-promedio de los ciclos de chopeo-, que siempre se encuentra tomando datos.
Los puntos van apareciendo por la derecha del panel y se van desplazando
hacia la izquierda con una frecuencia no superior a 500 milisegundos. Cuando
los datos llegan a mayor velocidad, la aplicación los guarda hasta cumplir 500
milisegundos desde la última actualización y entonces los pinta todos de
golpe.

Los puntos se van pintando uno al lado del otro, de manera que el eje de
abscisas es la sucesión de ellos. El eje de ordenadas corresponde con la
escala vertical, que se ha dividido con la misma relación que las escalas
electrónicas o ganancias del amplificador (ver siguiente sección).

El ratón dentro del panel gráfico muestra las coordenadas del punto (TU de
la medida, mV de la señal) que coincide en su vertical. El rango de datos de
FIN es entre 0 y 7500 mV.
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
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Se monitorizan todos los filtros y cada uno de ellos tiene su propia gráfica
independiente. Para cambiar de una a otra gráfica/filtro sólo hay que
seleccionarla en el menú de filtros que está en la parte superior izquierda del
panel gráfico.
Figura 6.
El panel gráfico ofrece 3 barras que permiten manipular la visualización.
Barra oeste vertical: su presión arriba y abajo desplaza el origen de ordenadas.
Esto permite dar más espacio al rayo positivo o al rayo negativo.
Barra este vertical: su deslizamiento cambia la escala de ordenadas. Se ha
hecho coincidir esta escala con la de la electrónica, de manera que los valores
están tabulados a los distintos valores de la ganancia del amplificador.
Barra sur horizontal: permite retroceder la gráfica y visualizar puntos
anteriores. La gráfica tiene una reserva de 3000 puntos en un buffer circular,
de forma que sólo se puede recuperar dicho número de valores. El retroceso se
hace desplazando la barra hacia la izquierda y es importante notar que, cuando
el control de la barra no está en su origen derecho, la actualización de la gráfica
se congela (la actualización, no la recepción, es decir, los datos siguen llegando y
se siguen guardando, pero no se pintan hasta que el control de la barra no vuelva
a su posición de origen).
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Panel INFORMATIVO DE ACCIONES Y ERRORES
Es el campo de texto -no editable- que recorre toda la parte baja de la ventana
madre. En esta tira alargada aparecerá la acción que en cada momento está
realizando la aplicación, así como cualquier tipo de error o aviso del sistema.
Incluye, a su izquierda, un semáforo cuyo código de colores indica
permanentemente el estado de la ejecución.
Los colores del semáforo son cuatro:
-
 verde: la aplicación está libre a la espera de peticiones;
 azul: la aplicación está ocupada realizando la tarea de un botón
de acción, nodo en ejecución;
-

-
 rojo: error durante la ejecución de un nodo, algo ha fallado y la
amarillo: aviso de que la aplicación no puede realizar la acción
pedida, normalmente debido a valores de entrada fuera de rango;
acción no ha podido completarse.
Panel de MASAS DE AIRE
Utilidad para conocer la masa de aire de distintos objetos a lo largo de toda la
noche.
Figura 7. Masas de aire de seis distintos objetos a lo largo de la noche.
Como entrada se debe introducir el nombre del objeto del que se quiere saber la
masa de aire a lo largo de la noche (un máximo de seis objetos cada vez). Este
objeto debe de estar contenido en alguno de los catálogos activos.
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Una vez finalizado el cálculo aparecerá una gráfica para cada objeto mostrando
la curva de la masa de aire desde las 7 p.m. hasta las 7 a.m. (TU). El ratón dentro
del gráfico muestra las coordenadas (TU, masa de aire) del punto que coincide
con la vertical.
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ANTES DE LA TOMA DE DATOS
El fotómetro infrarrojo FIN, como sucede con la mayor parte de la
instrumentación, requiere de de una configuración antes de poder observar con
él. En este capítulo se describen los pasos a seguir al principio de la noche para
poder realizar las observaciones.
Parámetros de configuración
Previamente al inicio de las observaciones se han de establecer ciertos
parámetros de configuración del instrumento dentro de este panel. La
modificación de la mayor parte de estos valores a lo largo de una noche requiere
una recalibración del sistema.
Entre los parámetros a definir se encuentran los siguientes.
Aperture. FIN consta de cuatro aperturas de observación, de 0´5, 1, 1´5 y
2mm de diámetro, que corresponden a campos de 5, 10, 15 y 20 segundos de
arco, respectivamente. Adicionalmente, hay dos aperturas abiertas y dos
cerradas. Se puede seleccionar mediante un menú desplegable y no debe
modificarse a lo largo de la noche.
Figura 8. Diferentes aperturas de FIN.
Amplitude. Amplitud de chopeo. Corresponde a la separación de los rayos y
dependerá de la apertura seleccionada y del seeing. Se debe introducir un
número real en segundos de arco, entre 0 y 50. La amplitud no ha de ser tan
pequeña como para que la apertura correspondiente a un rayo esté dentro del
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otro ni tan grande como para que estén excesivamente separados (ver figuras 2,
y 15). No se debe modificar a lo largo de la noche.
Frequency. Frecuencia de chopeo, es decir, velocidad a la que oscilan los espejos
del chopper. En general, objetos más débiles u observaciones con filtros de
frecuencias mayores requerirán frecuencias de chopeo superiores. Un cambio de
frecuencia implica un cambio en el valor de la fase (ver más abajo). Se ha de
introducir un valor real en Hertzios y no se ha de modificar durante la noche.
Figura 9. Panel de los parámetros de configuración.
Phase on current impedance. Fase de la impedancia actual. Las impedancias son
dos resistencias que amplifican la señal recibida, cada una con un grado
diferente: alta y baja. Generalmente, cada filtro tiene asignada una impedancia
preferida. Así, JHK se utilizan habitualmente con impedancia alta, mientras que
L y M lo hacen con baja. La electrónica de FIN modula la señal recibida mediante
el chopeo con una onda de señal cuadrada generada artificialmente. Sin
embargo, existe un desfase entre ambas señales que hay que corregir en ambas
impedancias, baja (low) y alta (high).
Si la corrección se realiza de forma manual, se debe modificar el valor de la
fase introduciendo un número real de grados hasta que la señal se maximice.
Otra forma es buscar la antifase, es decir, aquella fase para la cual el promedio
de la señal es cero. La fase auténtica se obtendrá entonces restando 90 grados.
Si el cálculo de la fase se efectúa en modo automático, la aplicación realizará la
búsqueda de la fase óptima. Este proceso puede demorarse varios minutos. En
este caso se ha de colocar la ganancia en modo manual, ya que el cálculo de la
fase automáticamente modifica el valor de la señal constantemente, no dando
tiempo a un ajuste automático constante de la ganancia.
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Una vez introducidos todos los valores de los parámetros de configuración se
pulsa el botón
para que el sistema los actualice.
Catálogos de objetos y apuntado del telescopio
FIN tiene archivados una serie de catálogos de estrellas estándares (BS, FK,
HIP y SAO), a los que se pueden añadir los catálogos importados o creados por
el astrónomo usuario. Se puede acceder a dichos catálogos dentro del
subapartado “Actives catalogues”, en el apartado “Catalogues”.
Figura 10. Catálogos activos de FIN.
▼▲ permite alterar el orden de los catálogos en la lista. La apertura de los
catálogos se hará por orden riguroso de lista.
 elimina el catálogo seleccionado de la lista actual. No borra el archivo, sólo
lo suprime de la lista de catálogos activos y siempre podrá incorporarse más
tarde.
Import: ruta -absoluta o relativa- del catálogo de usuario que se quiere
incorporar a la lista.
Apply acepta la lista de catálogos con el orden mostrado en el recuadro
gráfico.
El panel correspondiente a la fuente en uso aparece en la figura 11. La asignación
de los parámetros del objeto se puede hacer solicitando su búsqueda en los
catálogos activos incorporados en la ejecución o de forma manual rellenando uno
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a uno todos los campos de edición en caso de que no se encuentre en dichos
catálogos.
Figura 11. Información acerca de la fuente actual.
Write in: nombre del catálogo de usuario donde quieren guardarse estos
valores. Este campo sólo es necesario si se va a solicitar una escritura del
objeto.
Search realiza una búsqueda del nombre del objeto en los catálogos activos. Si
lo encuentra, rellena automáticamente el resto de los campos además de
mostrar toda la información obtenida en el subpanel contiguo de salidas. Un
nombre vacío limpia y reinicia todos los parámetros a cero.
Accept
acepta las modificaciones hechas en los campos de entrada. La
búsqueda en catálogos acepta automáticamente los valores. Este botón sirve
para alterar el resultado de la búsqueda o renombrar la estrella.
Write acepta y vuelca los parámetros de la estrella en el catálogo de usuario
especificado.
El apuntado del telescopio se puede realizar tanto desde la consola del PC de
CONTROL del telescopio (forma habitual de apuntado del TCS) como desde el
panel de usuario de FIN. La desventaja del primer método es que el nombre y
datos del objeto seleccionado no quedan grabados en la cabecera de las
observaciones a no ser que se introduzcan manualmente.
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Figura 12. Apuntado del telescopio.
Para apuntar a los objetos ya almacenados en los catálogos simplemente hay que
introducir su nombre y pulsar el botón “Search”, con lo que se obtienen los datos
de dicho objeto.
Pointing envía la orden de apuntado al telescopio pasándole las coordenadas
mostradas.
Autoguide envía al telescopio la orden de autoguiado, el cual se realizará
sobre el rayo 1.
Tracking envía al telescopio la orden de ponerse en modo de seguimiento.
Finalmente, comprobar que el telescopio se mueve correctamente, que ha
terminado de apuntar y que el objeto a observar aparece en la pantalla de
FOVIA.
El botón “Stop telescope” realiza una parada de emergencia del telescopio y
es el único botón que puede pincharse aunque la orden en curso del telescopio
provenga de un nodo distinto. Esto quiere decir que una orden de barrido o de
cambio de rayo puede anularse pinchando este botón. Incluso un cambio
automático de rayo dentro de una fotometría puede cancelarse desde aquí,
sabiendo que entonces la fotometría quedará abortada.

Búsqueda de los Rayos
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Tal y como se ha comentado previamente, el chopeo del telescopio genera dos
posiciones en el cielo en las cuales obtendremos señal de los objetos que
observamos, los rayos A y B. Antes de cualquier observación se deben localizar
dichos rayos en la pantalla del sistema de guiado del TCS, FOVIA
(http://www.iac.es/telescopes/fovia/fovia.html). Para ello, se deben buscar las
dos localizaciones sobre la pantalla de FOVIA donde la señal es extrema (la
modulación de la señal hace que uno de los rayos tenga un valor positivo y el otro
negativo).
Un método habitual para la búsqueda de los rayos consiste en partir de un punto
central de la pantalla de FOVIA e ir moviendo la estrella con la raqueta del
telescopio en forma de espiral cuadrada (ver figura 9) hasta conseguir que la
señal del detector sea máxima.
Figura 13. Búsqueda de los rayos mediante un movimiento en espiral.
Una vez obtenida la señal máxima, se coloca una marca (1) para señalarla como el
rayo A.
Para poder ver correctamente la señal, es recomendable buscar los rayos con
una frecuencia de chopeo que no sea muy alta o integrando varios chopeos, de
manera que el flujo de datos no sea excesivamente rápido.
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Figura 14. Rayo 1.
El segundo rayo (negativo) se encuentra a la derecha del rayo 1, a una distancia
que se puede deducir a partir de los parámetros seleccionados en FIN: apertura
y amplitud de chopeo.
Se puede mover la estrella de un rayo a otro mediante los controles de FOVIA
(ver el manual) o desde la interfaz de usuario de FIN: apartado “Telescope”,
subapartado “Beam switch”, donde se debe dar un valor al parámetro “FOVIA
beam”.
Comprobación del centrado de los rayos
La bondad de las observaciones es absolutamente dependiente de que los rayos
estén perfectamente centrados. Para comprobarlo, se puede seleccionar una
pequeña ventana alrededor de cada rayo (ver manual de FOVIA) y comprobar
que el valor de la señal que lee el detector cuando el objeto está en cada una de
las esquinas de la ventana es, aproximadamente, la misma (ver figura 11). Por
tanto en el centro de la ventana la señal debería ser máxima. Alternativamente,
el hecho de tener la misma señal tras un movimiento horizontal y vertical
idéntico a partir del rayo también es garantía de que el centrado es correcto.
Este proceso se ha de realizar con ambos rayos.
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Figura 15. Comprobación de la posición de los rayos.
Se debe comprobar la posición de los rayos cada vez que se apunta a un nuevo
objeto o cuando se ha estado observando un mismo objeto durante varias horas.
Búsqueda del foco del Telescopio
El foco del telescopio se puede establecer directamente a través de la interfaz
de FIN, en el apartado “Telescope”, subapartado “Focusing”, donde se debe dar
un valor al parámetro “Focus” y pulsar el botón “Focusing telescope”.
La forma habitual de calcular el foco idóneo consiste en mover la estrella a
través de ambos rayos (e.g. desde la derecha del rayo A ó 1 hasta la izquierda
del rayo B ó 2) y ver el perfil más adecuado de la señal. Este proceso, conocido
como “barrido” puede realizarse de forma manual o automáticamente.
La utilización del modo automático de cálculo del foco requiere primero la
creación de un tercer rayo en la pantalla de FOVIA (comprobar que la opción
“Autoguiado” de FOVIA también está activado este tercer rayo), situado a la
izquierda del rayo 1. Este rayo 3 será el punto de partida de los barridos.
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Figura 16. Definición del tercer rayo.
Se deben definir los siguientes parámetros.
Amplitude. Amplitud de los barridos, calculada a partir de la distancia en
segundos de arco desde el rayo 3 al punto a la derecha del rayo 2 hasta el que se
pretende llegar en el barrido. Se ha de introducir con un signo menos delante.
Init. Focus. El foco inicial (en micras).
Increment. El paso, o incremento, entre focos (en micras).
#Focus. Número de barridos o gráficas de la muestra de focos. Puede estar
comprendido entre 1 y 6.
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Figura 17. Perfiles de los barridos para el cálculo del foco.
El cálculo del foco comenzará entonces con el botón “Star samples”. Si, por
cualquier motivo, se desea detener o abortar el muestreo, se debe pulsar el
botón “Stop samples”. El telescopio queda en seguimiento con el último valor
dado al foco.
El muestreo se realizará siguiendo una serie de pasos.
1. Se realiza un primer barrido con origen en el rayo 3 y la amplitud fijada
durante el cual se cuenta el número de medidas recibidas. Este barrido se
descarta, pero es necesario para calcular el número de puntos y la cantidad
de memoria que la aplicación debe reservar para el muestrario.
2. A continuación -y para cada barrido individual- se colocará el foco
correspondiente, se llevará el telescopio al rayo 3 y se comenzará un nuevo
barrido, que termina cuando hayan llegado al número de puntos calculado.
3. Al terminar cada barrido, se mostrará un perfil gráfico en el subpanel de
salida del panel gráfico. Todas las gráficas tendrán el mismo número de
puntos, dado el sistema con el cual se realizan los barridos.
Como en otros casos de la aplicación, si el ratón está dentro de un gráfico
mostrará las coordenadas (TU, mV de la señal) del punto que coincide en su
vertical.
Figura 18. Perfil ideal del barrido.
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Una gráfica ideal, para considerar un valor de foco como bueno, sería similar al
mostrado en la figura anterior. Las características de estas curvas deberían
ser: unas subidas y bajadas muy rápidas, casi verticales, correspondientes a las
entradas y salidas de la estrella en las aperturas; una meseta en los extremos, lo
mas amplia posible, correspondiente a cuando la estrella está situada totalmente
dentro de la apertura; y que se vea claramente que la curva positiva y la curva
negativa se unen en una zona de inflexión (i) de dicha grafica.
Cuando se ha elegido el mejor foco, se introduce su valor (en micras) en la casilla
“Focus” y se pulsa al botón “Focusing telescope”.
Parámetros de muestreo
Una vez establecidos los parámetros de configuración, encontrados los rayos,
enfocado el telescopio y apuntado al objeto, se puede comenzar con las
observaciones científicas. Para ello, se deben definir los parámetros de
muestreo de las observaciones, es decir, las características de la observación
que se va a llevar a cabo. Esto se realiza dentro del apartado “Parameters”, en el
subapartado “Sampling parameters”.
Figura 19. Panel de parámetros de muestreo.
Filter. La rueda de filtros de FIN dispone de 20 posiciones, incluidas una
abierta y una cerrada. Actualmente hay instalados 12 filtros.
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Figura 20. Filtros disponibles en FIN.
0
J
5
L´
10
Bracketγ
15
Close
1
H
6
Open
11
Paschenβ
16
Close
2
Kshort
7
M´
12
J CVF
17
Close
3
Kcontinuum
8
Close
13
H CVF
18
Open
4
Close
9
H2
14
K CVF
19
Open
En el anexo correspondiente se incluyen las curvas de transmisión de los filtros.
Impedance. Indica la impedancia asociada al filtro elegido. En modo automático
se asigna la impedancia por defecto.
Gain. Es la ganancia del amplificador, semejante, pero no igual, al fondo de
escala del antiguo CVF. Hay 9 ganancias diferentes. El nivel óptimo es aquel
justo anterior a que la señal aparezca como “baja” en el panel gráfico. Se puede
seleccionar dicho nivel de forma automática, el sistema lo hace, o manual.
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2015
Figura 21. Diferentes ganancias de FIN.
#Chopp. Número de ciclos de chopeo que se promediarán para ofrecer un punto
o valor simple
T./value. Tiempo de integración de cada punto o valor simple (valor real en
segundos). Es equivalente a modificar el número de ciclos de chopeo.
#Values. Número de puntos o de valores simples que se tendrán en cuenta.
T./beam. Tiempo de integración de cada rayo (valor real en segundos). Es
equivalente a modificar el número de puntos.
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OBSERVACIONES
Antes de realizar cualquier fotometría -normal o rápida- hay que definir los
parámetros correspondientes a los filtros en los cuales se va a medir.
Variables fotométricas
Figura 22. Panel de las variables de la fotometría.
Entradas

Tabla inferior: tabla que contiene tantas filas como filtros disponibles,
aunque es suficiente con sobrescribir aquellas en las que se va a realizar las
siguientes fotometrías. Estos valores son válidos para las dos modalidades de
fotometría, salvo que la fotometría rápida se distingue por tres aspectos:
-
el tipo de ciclo siempre es AAAA,
-
se ignoran los ciclos mínimos y la señal/ruido mínima,
-
los ciclos máximos son sólo efectivos cuando se ejecuta desde una
macro, ya que la ejecución interactiva sólo se interrumpe bajo
petición del usuario.

Apply acepta los valores mostrados en la tabla.

Import carga la historia del objeto y acepta sus valores.

Lastest asigna y acepta para cada filtro los últimos valores comandados a
la electrónica.
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
Default
defectos.
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recupera y acepta los valores originales establecidos como
Salidas
Este es el único nodo que se divide horizontalmente de manera que el subpanel
de salidas es la tabla informativa superior. Esta tabla es la historia del objeto
astronómico en uso y muestra sus últimas medidas siempre que, por privacidad
de datos, corresponda a una estrella estándar o haya sido medida esa misma
noche1. La tabla tiene algunas propiedades que pueden utilizarse en cualquier
momento.
 Hay dos barras de deslizamiento para visualizar las filas y columnas que
quedan ocultas.
 El orden de las columnas puede ponerse a gusto simplemente arrastrando una
columna con el botón derecho del ratón, presionando sobre su título.
 Dos pulsaciones seguidas del ratón sobre el título de una columna la reordena
de manera ascendente. Si la tecla [Shift] está pulsada, entonces el orden es
el inverso.
Fotometría normal
Panel para realizar fotometría normal interactiva. La fotometría normal consiste
en una sucesión de ciclos ABBA o AB -según se haya definido- hasta que se
cumpla el número máximo de ciclos o se alcance la relación señal/ruido mínima,
con la garantía de realizar, al menos, el número mínimo de ciclos establecido. De
todas maneras, en cualquier momento puede finalizarse la ejecución de la
fotometría, ya que los ciclos realizados hasta entonces quedan grabados y
escritos en fichero.
Siempre es posible que un usuario copie los ficheros históricos obtenidos durante otras observaciones
al directorio actual de trabajo.
1
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Figura 23. Panel de fotometría normal.
Entradas

Add filter: lista con todos los filtros disponibles en el instrumento sobre la
que hay que seleccionar aquellos en los que se quiere realizar la fotometría
inmediata. El cuadro a su derecha va mostrando la selección realizada y el
orden será estrictamente el elegido.

Comments: campo de edición para escribir comentarios en el fichero de
salida de la fotometría. Estos comentarios pueden escribirse y guardarse en
cualquier momento de la ejecución de la fotometría, ya que el fichero de
salida queda abierto hasta la pulsación del botón End.

End para finalizar la fotometría el usuario debe pinchar este botón, ya que
nunca lo hace de forma automática (excepto en el caso de las macros). La
razón es aceptar más ciclos, repetir el último y/o escribir comentarios
después de cumplirse las condiciones exigidas.

More posibilita realizar un ciclo extra una vez alcanzadas las condiciones
de la fotometría.

Save pasa al fichero de salida de la fotometría los comentarios escritos en
el campo de edición. Una vez hecho, limpiará dicho campo para indicar al
usuario que ya se ha realizado la escritura.

Repeat permite repetir el último ciclo realizado. Es importante notar que
se descartarán los rayos realizados del ciclo en curso y que es el anterior
ciclo completo el que se repite. Aunque en la tabla de salida aparezcan todos
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los rayos, aquellos que estén repetidos no participan en el cálculo de
parámetros ni se guardarán en fichero.

Pause deja la fotometría en pausa hasta que el usuario pulse el botón
[Continue] que aparecerá en su lugar.
El botón Repeat repite el último ciclo completado (el último ciclo cuyos
valores ya están en pantalla) e ignora y descarta el ciclo actual en curso. Las
repeticiones de ciclo, igual que las pausas o la solicitud de final, sólo se atienden
después de cada rayo. Lo que se ve en la tabla de salida cuando se solicita una
repetición de ciclo depende de en qué momento del siguiente ciclo se está en el
instante de la solicitud (el ciclo en curso que va a descartar). Suponiendo que es
un ciclo ABBA y recordando que lo que va a repetir es la pareja de rayos (-1 1)
para volver a calcular el ciclo:

-
si está midiendo en el rayo -1: esperará a terminar dicho rayo, mostrará el
resultado, descartará esa medida y volverá a medir el rayo -1 para la
repetición de un nuevo ciclo;
-
si está midiendo en el rayo 1: esperará a terminar dicho rayo, mostrará el
resultado, descartará esa medida y el anterior rayo -1 a la basura y volverá a
medir en el rayo -1 para la repetición;
-
si está en el primer ciclo: todo es igual, sólo tener en cuenta que lo que se
repite es la pareja de rayos (-1 1), mientras que el primer rayo de todos -el
rayo 0- nunca se repite, sino que su segunda mitad se va sobrescribiendo con
la segunda mitad de la medida en el rayo 1.
Salidas
El subpanel de salidas consiste en una tabla informativa de la que van surgiendo
filas con los valores obtenidos en las medidas individuales de cada rayo. Cada vez
que se cumple un nuevo ciclo mostrará, además, los parámetros fotométricos que
resultan del promedio de todos los ciclos realizados hasta entonces. La tabla
tiene algunas propiedades que pueden utilizarse en cualquier momento:
 Hay dos barras de deslizamiento para visualizar las filas y columnas que
quedan ocultas.
 El orden de las columnas puede ponerse a gusto simplemente arrastrando una
columna con el botón derecho del ratón, presionando sobre su título.
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 Las filas correspondientes a los rayos muestran los valores obtenidos en la
medida individual del rayo, mientras que las filas correspondientes a los ciclos
muestran los valores de los promedios teniendo en cuenta todos los ciclos
realizados hasta el momento.
 La tabla no desaparece hasta la solicitud de una nueva fotometría, de manera
que puede analizarse tranquilamente después de haber terminado la ejecución
de la fotometría.
 Justo debajo de la tabla hay dos etiquetas informativas: la de la izquierda
enseña la acción actual que está realizando la fotometría en el momento actual
y la de la derecha el nombre del fichero de salida de datos.
Fotometría rápida
La fotometría rápida consiste en una sucesión continua de medidas en un mismo
rayo hasta que el usuario solicite su finalización.
Figura 24. Panel de fotometría rápida.
Entradas

Add filter: lista con todos los filtros disponibles en el instrumento sobre la
que hay que seleccionar aquellos en los que se quiere realizar la fotometría
inmediata. El cuadro a su derecha va mostrando la selección realizada y el
orden será estrictamente el elegido.

#Sigmas: las medidas de cada rayo se filtran eliminando aquellos puntos que
excedan el número de sigmas definido.
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
Beam: rayo en el cual se realizará la fotometría.

Comments: campo de edición para escribir comentarios en el fichero de
salida de la fotometría. Estos comentarios pueden escribirse y salvarse en
cualquier momento de la ejecución ya que el fichero de salida queda abierto
hasta la pulsación del botón [End].

End para finalizar la fotometría el usuario debe pinchar este botón, ya que
nunca lo hace de forma automática (excepto en el caso de las macros).

Save pasa al fichero de salida de la fotometría los comentarios escritos en
el campo de edición. Una vez hecho limpiará dicho campo para indicar al
usuario que la escritura ya ha sido realizada.

Pause deja la fotometría en pausa hasta que el usuario pinche el botón
[Continue] que aparecerá en su lugar.
Salidas
El subpanel de salidas consiste en una tabla informativa que va añadiendo filas
con los valores obtenidos en las medidas individuales de cada rayo. La tabla tiene
algunas propiedades que pueden utilizarse en cualquier momento.
 Hay dos barras de deslizamiento para visualizar las filas y columnas que
quedan ocultas.
 El orden de las columnas puede ponerse a gusto simplemente arrastrando una
columna con el botón derecho del ratón presionado sobre su título.
 La tabla no desaparece hasta la solicitud de una nueva fotometría, de manera
que puede analizarse tranquilamente después de haber terminado la
ejecución de la fotometría.
 Debajo de la tabla hay dos etiquetas informativas: la de la izquierda enseña
la acción que está realizando la fotometría en el momento actual y la de la
derecha el nombre del fichero de salida de datos.
Ejecución por macro
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De todos los nodos secundarios del árbol de opciones, seis de ellos pueden
ejecutarse a través de un fichero macro (ver apartado dedicado al fichero
macro).
Entradas

File: ruta -absoluta o relativa- donde está localizado el fichero macro. Antes
de comenzar la ejecución de la macro, se comprueba todo el fichero
verificándose que cumple el protocolo.

Lista numerada: debajo de la entrada de la ruta aparece una lista que
muestra numeradas todas las órdenes que contiene el fichero (no enseña los
comentarios que pueda haber). Según evoluciona la ejecución de la macro, la
lista ilumina la fila que corresponde a la orden en curso, mientras que la
etiqueta inferior muestra el índice sobre el total de las órdenes.

Pause
pausa la ejecución de la macro hasta que el usuario quiera
reanudarla. Realmente la pausa sólo es efectiva si la macro está ejecutando
una fotometría -normal o rápida-, puesto que las demás órdenes no incluyen
esta utilidad.

Stop detiene y aborta la ejecución de la macro. Si hay una fotometría en
curso, primero será abortada -con las mismas consecuencias que la pulsación
del botón [End] en la fotometría interactiva-. Si lo que está en curso es un
apuntado, se parará el telescopio -como si se pinchara el botón [Stop
telescope]-. Después la macro se cancela ignorando el resto de las órdenes
pendientes.
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Salidas
Cuando una macro comienza a ejecutarse hace que su subpanel de salidas adopte
el subpanel de salidas correspondiente al nodo de la orden en curso. La adopción
es completa; es decir, realmente es el legítimo subpanel de salidas del nodo en
ejecución el que se muestra temporalmente en el nodo de la macro. De hecho, si
en ese momento se selecciona en el árbol de opciones el nodo de la orden en
ejecución, su panel aparecerá vacío (emigrado).
Una vez terminada la orden individual, el subpanel de salidas adoptado volverá
con su progenitor, de manera que puede verse los resultados de la última orden
concluida en el panel del nodo correspondiente.
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FINAL DE LA NOCHE
Al término de las observaciones se debe finalizar la ejecución del programa de
FIN en la Sun. Para ello se cierra la ventana mediante el botón derecho del
ratón sobre el control situado en la esquina superior izquierda. Esto ha de
realizarse siempre que la aplicación no esté realizando ninguna tarea; en caso
contrario es mejor esperar a su finalización.
El resto de acciones para apagar totalmente FIN las llevará a cabo el operador
nocturno.
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ANEXO - 1
FICHEROS DE ENTRADA Y SALIDA
Fichero macro
Un fichero macro es un fichero de texto, con cualquier nombre y ubicación, cuyo
contenido es la serie de órdenes o comandos que se quiere ejecutar de manera
consecutiva.
El fichero debe seguir un formato dado teniendo en cuenta lo siguiente:

se ignoran los espacios en blanco y la lectura es insensible a mayúsculas o
minúsculas;

el fichero se lee e interpreta por líneas; pueden ser líneas de comentarios o
de comandos, pero siempre deben ocupar una única fila;

las líneas de comandos que lleven argumentos deben tenerlos separados por
espacios blancos o tabuladores, nunca por comas;

los argumentos numéricos reales no exigen ningún formato determinado,
aceptan cualquier formato estándar; los argumentos que son cadenas de
caracteres no deben de estar encerrados entre comillas, simplemente se
escribe la cadena tal cual;

una línea se interpreta como comentario si comienza con ! , # , / , C o c.
A continuación aparecen las posibles órdenes para una macro detallando los
argumentos de cada una y los valores que pueden tomar. Las letras entre
corchetes ([ ]) son optativas pero todos los argumentos (entre ángulos < >) deben
sustituirse por su valor.

FOCUS[ING] <foco>
- foco: entero -en micras-.

FILTER <filtro> <imp> <escala> <ciclo> <#chop> <#val> <#ciclos mín> <#ciclos
máx> <s/r>
- filtro: J, H, K …
- imp (impedancia): automatic, high, low.
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MANUAL DE USUARIO
-
-
Fecha: 14 de noviembre de
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escala (valor en mV): automatic, 7500, 3750, 1875, 937.5, 750,
375, 187.5, 93.75, 75, 37.5, 18.75, 9.375, 7.5, 3.75, 1.875,
0.9375.
ciclo (tipo de ciclo): ABBA, AB.
#chop (número de ciclos de chopeo): entero entre 1 y 1000.
#val (número de valores simples): entero entre 2 y 2000.
#ciclos mín (número de ciclos mínimos): entero entre 1 y 1E6.
#ciclos máx (número de ciclos máximos): entero entre 1 y 1E6.
s/r (relación señal a ruido): entero entre 0 y 1E6.

SOURCE <nombre> <alfa> delta> <equinoccio>
- nombre (nombre del objeto astronómico): hasta 10 caracteres.
- alfa (ascensión recta): formato <hh:mm:ss.s>.
- delta (declinación): formato <±gg:mm:ss.s>.
- equinoccio ([sistema de coordenadas]época): [J o B]año real. El
sistema de coordenadas por defecto es J. Por ejemplo B1950,
2000.0, etc.

POINT[ING]
- no lleva argumentos.

NORMAL[_PHOTO] <secuencia de filtros>
- secuencia de filtros: nombres de los filtros separados por
espacios.

FAST[_PHOTO] <rayo> <#sigmas> <secuencia de filtros>
- rayo: entero entre 1 y 4.
- #sigmas (sigmas para el filtrado de datos): entero entre 0 y 9.
- secuencia de filtros: nombres de los filtros separados por
espacios.
Un ejemplo de un fichero macro es el siguiente listado:
# Ejemplo de fichero macro
# ========================
# Lo primero de todo es definir el objeto astronómico.
source myStar 11:22:33.3 -11:22:33.3 J2000
# Enfocamos el telescopio.
focus 35000
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Fecha: 14 de noviembre de
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# Apuntamos al objeto definido.
point
# Como vamos a hacer fotometría en J, H y M definimos esos tres filtros.
filter J automatic automatic ABBA 1 2 1 10 100
filter H high 7.5E03 AB 10 14 10 1000 1000
filter M low 0.9375 AB 50 50 10 10 90
# Fotometría normal.
normal J H M
# Fotometría rápida. Como no hemos definido el filtro K
# tomará los valores que ese momento tenga en la aplicación.
fast 1 0 J H K
Catálogo de usuario
El catálogo de usuario es un fichero texto donde se pueden guardar las
coordenadas de las estrellas a través del botón [Write] del nodo “Current
source”. Cuando esta solicitud ocurre, el catálogo de usuario se añade
automáticamente como primer índice en la lista de los catálogos activos, de
manera que las siguientes búsquedas abrirán primero este fichero (a no ser que
el usuario cambie el orden). También puede importarse cualquier catálogo de
usuario por medio del botón [Import] con el mismo efecto que antes.
Los campos o columnas que contiene el catálogo de usuario son los siguientes.










Nombre de la estrella: cadena convertida a mayúsculas.
Ascensión recta: en radianes.
Declinación: en radianes.
Sistema de coordenadas: J o B.
Equinoccio: año del equinoccio en formato real.
Movimiento propio en ascensión recta: formato doble precisión.
Movimiento propio en declinación: formato doble precisión.
Época: año de los movimientos propios en formato real.
Paralaje: formato doble precisión.
Velocidad radial: formato doble precisión.
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Fecha: 14 de noviembre de
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Fichero histórico de la noche
El fichero histórico de la noche registra todas las acciones que va realizando la
aplicación en su comunicación con los servidores a lo largo de la noche. Este
fichero contiene el momento de cada ejecución de los comandos, así como los
argumentos pasados. También anota cualquier condición de error que suceda
junto con la hora y una explicación detallada de la anomalía. Existe un único
fichero por cada noche de observación (entendiendo la noche desde las 12 a.m.
hasta las 12 a.m. siguientes). Este fichero de texto que se escribe en:

/directorio de trabajo/<ddmmmyy>.log
El fichero contiene un registro de todas las fotometrías -normal y rápidarealizadas durante esa noche. Para cada fotometría escribe la siguiente
información:









Nombre de la estrella: cadena convertida a mayúsculas.
Tiempo universal: formato <hh:mm:ss.s>.
Ascensión recta: formato <hh:mm:ss.s>.
Declinación: formato <±gg:mm:ss.s>.
Apertura: entero -en segundos de arco-.
Amplitud: real -en segundos de arco-.
Foco: entero -en micras-.
Tipo de ciclo: ABBA, AB o AAAA.
Y para cada filtro en el que se ha realizado la fotometría:
- filter: nombre del filtro.
- sec/beam: tiempo de integración en cada rayo –en segundos-.
- comments: los comentarios de usuario y, de ocurrir, los errores
surgidos durante la fotometría.
- ncycles: número de ciclos fotométricos realizados.
Un fragmento del fichero histórico generado durante una de las primeras
pruebas de FIN es el siguiente:
****************************************************************************
TCS Observing LOG
10mar04
Teide Observatory, Tenerife
****************************************************************************
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Fecha: 14 de noviembre de
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TELESCOPE: TCS
DATE:
10mar04
INSTRUMENT: FIN
SOURCE
UT
AR
DEC
APERT
AMPLI FOCUS PHOTO
============================================================================
BS4336
02:48:45 11:09:38 +43:12:27 20
1.30
0
ABBA
filter: J
sec/beam: 62.500
filter: H
sec/beam: 62.500
filter: K
sec/beam: 90.000
ncycles: 0
---------------------------------------------------------------------------BS4336
02:50:18 11:09:38 +43:12:27 20
1.30
0
ABBA
filter: J
sec/beam: 15.000
filter: H
sec/beam: 15.000
filter: K
sec/beam: 20.000
comments: C Esto es una prueba.
ncycles: 3
---------------------------------------------------------------------------BS4336
03:08:21 11:09:38 +43:12:27 20
1.30
0
AAAA
filter: J
sec/beam: 5.000
ncycles: 3
---------------------------------------------------------------------------BS4336
03:10:43 11:09:38 +43:12:27 20
1.30
0
AAAA
filter: J
sec/beam: 5.000
ncycles: 9
---------------------------------------------------------------------------BS4336
03:18:41 11:09:38 +43:12:27 20
1.30
0
ABBA
filter: J
sec/beam: 15.000
filter: H
sec/beam: 15.000
comments: C FIN
comments: C NACK, Problemas en el sistema de guiado.
ncycles: 0
---------------------------------------------------------------------------BS4336
03:22:36 11:09:38 +43:12:27 20
1.30
0
ABBA
filter: J
sec/beam: 15.000
filter: H
sec/beam: 15.000
ncycles: 1
Ficheros resultantes de fotometría
Fotometría normal: fichero histórico de la estrella
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Fecha: 14 de noviembre de
2015
La historia de una estrella es un fichero de texto que va concatenando los
resultados de todas las fotometrías en modo normal que se realizan sobre ella.
No importa si se ha abortado la fotometría o ha finalizado con error; mientras
se haya cumplido un ciclo fotométrico los datos se guardan como parte de la
historia estelar.
Existe un fichero histórico -localizado en el directorio de trabajo- por cada
estrella medida en fotometría normal. El nombre del fichero tiene como raíz el
nombre de la estrella y tres dígitos de extensión2:

/directorio de trabajo/<estrella>.xyz
Cuando la estrella es una estándar (si comienza por BS, FK, SAO o HIP) se
realiza una copia de la historia en un directorio aparte destinado para ello:

/home/dpsoft/cvf/fin/clientes/usuario/standards/<estrella>.xyz
Cuando el usuario selecciona el nodo “Photometric variables”, se muestra la
historia de la estrella en la tabla superior del panel del nodo. Las historias de las
estrellas estándares son públicas, pero el resto no: la aplicación sólo buscará los
ficheros en el directorio de trabajo, primero, y en el directorio de las
estándares, después.
Fotometría normal: fichero “dns”
La fotometría normal produce dos ficheros de datos: el fichero “dns” y el
fichero “tcs”, imitando completamente la salida del antiguo CVF. El fichero “dns”
tiene, como todos los ficheros de datos fotométricos, exactamente el mismo
formato que su predecesor. Hay un único fichero “dns” por noche, puesto que
concatena todas las fotometrías realizadas en modo normal:

/directorio de trabajo/<ddmmmyy>.dns
A continuación se muestra parte del fichero de datos generado el 10 de marzo
del 2004 en el transcurso de unas pruebas del instrumento. Hay que tener en
cuenta que entonces el rango de salida de la señal estaba entre [0, 500]
milivoltios y que posteriormente fue modificado al rango [0, 7500] milivoltios.
Sin embargo, como el formato es el mismo, el análisis que sigue es igualmente
válido.
2
Por eficacia y rapidez de lectura, cada fichero histórico sólo almacena 1000 filas, de manera que, una
vez completo, incrementa el índice de la extensión.
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MANUAL DE USUARIO
Fecha: 14 de noviembre de
2015
1234567890123456789012345678901234567890123456789012345
(columnas)
$
1BS4336
MOD=PHOT DET=INSB
11:09:38.5 +43:12:27 10mar04 001
15
C FIN FREC=04.000 TEMP=78.400
C FIN 1.2500
3 20 15.000
C FIN 1.6500
3 20 15.000
C Aquí puede venir una primera línea de comentario.
1.2500 8.614E+00 3.130E-02 1 1.188 53075.142187
1.2500 -8.730E+00 7.004E-03-1 1.188 53075.142187
C Entre medidas en el mismo filtro se puede escribir
C comentarios.
1.2500 -8.755E+00 1.207E-02-1 1.188 53075.142187
1.2500 8.587E+00 2.740E-02 1 1.188 53075.142187
C Entre medidas en distinto filtro se puede escribir
C comentarios.
1.6500 2.425E+00 8.528E-03 1 1.189 53075.142519
1.6500 -2.458E+00 4.972E-03-1 1.189 53075.142519
1.6500 -2.466E+00 3.358E-03-1 1.189 53075.142519
1.6500 2.398E+00 7.765E-03 1 1.189 53075.142519
C Aquí puede venir una línea de comentario.
$
2BS4336
.......
 Un "$" en la primera columna indica que comienza un nuevo conjunto de datos
para un objeto.
-
Entre la línea que contiene el "$" y las dos siguientes no se pueden
escribir comentarios, pero se pueden escribir antes, entre y después de
las líneas de resultados.
-
Una línea de comentarios ocupa 52 caracteres; si tiene menos, se
completa con blancos.
 La línea que sigue al "$" contiene:
-
Un entero que se utiliza para numerar e identificar los conjuntos de
datos para la reducción fotométrica. Este entero se va incrementando
con cada conjunto y se denomina transfer.
-
Objeto observado.
-
Modo de la observación; siempre es "PHOT".
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MANUAL DE USUARIO
Fecha: 14 de noviembre de
2015
-
Detector usado. Se utiliza para separar medidas fotométricas en función
del detector; siempre es "INSB".
-
Esta línea se escribe con el formato:
 (i3, a10, 4x, 'MOD=PHOT', 2x, 'DET=INSB') transfer, objeto
 La línea que va a continuación es:
-
Ascensión recta del objeto no modificada en formato <hh:mm:ss.s>.
-
Declinación del objeto no modificada en formato <±gg:mm:ss>.
-
Fecha de la observación en formato <ddmmmaa>.
-
Código del usuario como un número de hasta tres cifras. Modificación de
FIN: como ya no hay códigos de usuario en su lugar se escribirá el numero
del transfer correspondiente.
-
Integración (número de puntos/velocidad) en segundos.
-
Esta línea se escribe con el formato:
 (i2.2, ':', i2.2, ':', i2.2, '.', i1, => <hh>, <mm>, <ss>, <ms>
 1x, a1, i2.2, ':', i2.2, ':', i2.2, => <+/->, <gg>, <mm>, <ss>
 1x, a7,
=> fecha <ddmmmyy>
 2x, i3.3,
=> código de usuario
 6x, i5)
=> integración -segundos-
 Las líneas siguientes o líneas de resultados contienen:
-
Longitud de onda del filtro en micras.
-
Intensidad de la señal en mV. Rango de FIN: de 0 a 7500 mV.
-
Error de la medida en mV.
-
Rayo: 1 (positivo), -1 (negativo).
-
Masa de aire en la mitad de la integración en un filtro dado.
-
UTC: tiempo universal coordinado, en días, en la mitad de la integración
en un filtro dado.
-
El formato para cada una de estas líneas es:
 (f7.4,
=> filtro -micras 2(1Pe11.3),
=> señal -mV-, error -mV i2,
=> rayo
 0pf6.3,
=> masa de aire
 f14.6)
=> tiempo universal coordinado -días-
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2015
Fotometría normal: fichero “tcs”
El fichero “tcs” es el fichero de los promedios de las fotometrías en modo
normal. La estructura es una colección de filas donde cada una es el promedio de
la fotometría, es decir, el promedio de todos los ciclos realizados en un filtro.
Como el “dns”, sólo hay un fichero por noche que concatena las filas:

/directorio de trabajo/<ddmmmyy>.tcs
001 10mar04 BS4336
1.2500
17.34364185
0.00059711
1.18790
-3.09785
0.00004
3.41216
13.58823
 Cada línea contiene los valores promedio en un filtro dado.
-
Número de ciclos realizados.
-
Fecha de la observación en formato <ddmmmaa>.
-
Objeto observado.
-
Longitud de onda del filtro en micras.
-
Masa de aire promedio de todos los ciclos.
-
Magnitud resultante de todos los ciclos.
-
Error en la magnitud.
-
UT: tiempo universal promedio en horas.
-
ST: tiempo sidéreo promedio en horas.
-
Señal promedio en mV. Rango de FIN: de 0 a 7500 mV.
-
Error en la señal en mV.
-
El formato de cada línea es:
 (1x,i3.3,1x,
=> número de ciclos realizados
 a7,1x,
=> fecha de la observación <ddmmmyy>
 a10,1x,
=> nombre del objeto observado
 f8.4,1x,
=> longitud de onda del filtro -micras f12.5,1x,
=> masa de aire promedio de todos los ciclos
 f12.5,1x,
=> magnitud resultante de todos los ciclos
 f12.5,1x,
=> error en la magnitud
 f12.5,1x,
=> tiempo universal promedio -horas f12.5,1x,
=> tiempo sidéreo promedio -horas f15.8,1x,
=> señal promedio -mV-
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
f15.8)
Fecha: 14 de noviembre de
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=> error en la señal -mV-
Fotometría rápida: fichero “fr”
La modalidad de fotometría rápida produce sólo un fichero, llamado “fr”,
exactamente igual que el “dns”. El fichero tiene el mismo formato que la
fotometría en modo normal.

/directorio de trabajo/<ddmmmyy>.fr
$
1BS4336
MOD=PHOT DET=INSB
11:09:38.5 +43:12:27 10mar04 001
5
C FIN FREC=04.000 TEMP=78.370
C FIN 1.2500
2 10
5.000
1.2500 8.791E+00 4.465E-02 1 1.153 53075.131152
1.2500 8.750E+00 7.018E-02 1 1.154 53075.131404
1.2500 8.730E+00 7.337E-02 1 1.155 53075.131590
$
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ANEXO - 2
MONITORIZACIÓN DE ERRORES
Errores de inicialización
Los errores que se produzcan durante el arranque y puesta en marcha de la
aplicación son los más graves que pueden ocurrir. Estos errores indican que algún
componente no está accesible, que lo está pero en estado defectuoso, que la
aplicación no encuentra algo que necesita, etc.
En estos casos, lo mejor es anotar el problema, salir de la aplicación y, antes de
volver a ejecutarla, intentar subsanar el fallo. En el panel de errores de la
ventana madre se reconocen por estar etiquetados con el prefijo “PANIC” y el
mensaje de error en rojo.
El arranque de la aplicación consiste en una serie de tareas consecutivas e
independientes (encendido y puesta en marcha de todas las componentes) que se
ejecutan al margen de si la anterior terminó con éxito. Sólo cuando se termina
todo el proceso de inicialización se concatenan los errores surgidos y se
muestran los mensajes de error todos juntos.
Errores más comunes
 Communication failure at | No response of server at <función
emisora>.
Si el mensaje de error contiene alguna cadena de este tipo, está
indicando que no puede acceder a un servidor. Es un error que ocurre
frecuentemente con los servidores de la electrónica y que se soluciona
comprobando que:
 está encendido el hardware del servidor,
 se ha lanzado previamente el servidor desde el PC “becker”,
 el PC “becker” está en red y ve a la Sun “orion” como unidad de disco
F.
 Failure when initializing CORBA package.
Este es un error primario que sólo puede aparecer si el paquete de
software CORBA no es accesible. Es un problema de instalación y/o de
variables de entorno incorrectas:
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 comprobar que el fichero “.login” llama al “.postlogin” y que incluyen
las variables de entorno necesarias para el uso de CORBA,
 comprobar que el Servicio de Nombres está activo y funcionando.
 File 'config/configuracion' not found.
La aplicación necesita del fichero de configuración para su correcto
funcionamiento. Sin él no están definidos los filtros, las aperturas ni las
escalas definidos.
 exista el fichero de configuración, no esté vacío y esté localizado en
el directorio “/home/dpsoft/cvf/fin/clientes/usuario/config”;
 el fichero tenga permisos de lectura para todo el mundo.
 Naming Service reference null.
La aplicación utiliza la implementación de CORBA y el Servicio de
Nombres para su comunicación con los servidores. Si este paquete no
está enlazado no podrá enviar ninguna petición. Este error indica que la
comunicación CORBA ha sido inhibida deliberadamente, seguramente con
el flag “-i” en la orden de llamada a la aplicación:
 si no es lo que se pretendía, repetir la llamada suprimiendo el flag “-i”.
Errores de funcionamiento
Una vez inicializada la aplicación pueden suceder errores de muy diversa índole
durante el transcurso de su ejecución. Puede ocurrir que un componente no
cumpla el comando solicitado, que conteste con un error o que no responda.
También pueden suceder errores de comunicación, errores de entrada y salida,
errores de desarrollo y de implementación, etc.
A pesar de la variedad, ninguno de estos errores se considera tan grave como
cerrar la aplicación sin permiso del usuario. La mayoría de ellos serán pasajeros
ya que, solucionando previamente lo necesario, una solicitud posterior funcionará
sin más problemas. Estos errores están etiquetados con el prefijo “ERROR” en la
ventana de errores.
Errores más comunes
 Arrival of amplifier measure with 'ERROR' status.
A veces ocurre que la placa Contadora del amplificador deja de recibir
señal y se queda en un estado inconsistente. Cuando esto sucede, la placa
no suele reaccionar a nada y lo mejor es:
 salir del programa de usuario,
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 salir de la sesión del PC “becker” y reiniciarlo completamente,
 entrar en una nueva sesión del PC,
 volver a lanzar el programa de usuario.
 Java I/O Exception [...] at <función emisora>.
Típico error de entrada/salida que puede producirse por varios motivos:
 si el fichero que intenta leer no existe en la ruta indicada;
 si intenta escribir un fichero que existe y no tiene permisos de
escritura, o bien si el fichero es nuevo y es el directorio el que niega
los permisos;
 si el disco está lleno y no puede realizar operaciones de
entrada/salida.
 NACK [...] | Serial Protocol [...].
Estos son los errores que provienen del servidor del telescopio y de su
conexión por medio de una línea serie con el PC de Control. El mensaje de
error lo envía el propio servidor, pero suele incluir una de las dos partes
arriba indicadas:
 algunas veces el PC de Control está tan ocupado que no puede atender
a las solicitudes que le llegan de otros sistemas externos;
 de todas formas, conviene comprobar la comunicación utilizando, por
ejemplo, la sencilla orden de solicitud de información del nodo del
árbol de opciones “Ask position”;
 repetir la orden, aunque si estaba realizando una fotometría -en cuyo
caso es la propia fotometría quien lanzó la orden- habrá que repetir la
fotometría entera.
 No response of server at <función emisora>.
Este es un error de time-out que sucede cuando un servidor no responde
dentro de su tiempo de espera. Puede ser un problema temporal que se
soluciona verificando que:
 el hardware del servidor sigue encendido,
 el servidor responde a otro tipo de comando,
 el servidor responde a una nueva solicitud igual a la que falló.
 Order refused: there is another task in progress.
Caso especial -realmente no es un error- de notificación que surge cuando
se solicita una orden que no es aceptada porque la aplicación está
ejecutando otra. El funcionamiento de la aplicación es secuencial y no
tiene cola de órdenes.
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 Se ignora la orden rechazada, no tiene ningún efecto y no se incluye
en la cola de órdenes.
 Esperar a que la aplicación se libere -semáforo verde- y repetir la
orden.
 Server transient failure at <función emisora>.
Error que lanza un servidor de la electrónica cuando sucede un fallo que
suele ser transitorio. En cualquier caso es bueno comprobar que:
 el hardware del servidor sigue encendido y aparentemente
funcionando,
 el servidor responde a otro tipo de comando más sencillo y aislado,
 el servidor responde a una nueva solicitud igual a la que falló. Claro
que si la orden fue lanzada desde otra superior (fotometría, enfoque
automático, ...), ésta habrá sido abortada en su totalidad.
Errores leves o avisos
Los errores leves o avisos no son, en realidad, errores que indiquen un mal
funcionamiento de algo. Simplemente suceden cuando hay una entrada de usuario
fuera de rango o no admisible por algún motivo.
Estos avisos sencillamente indican que se debe repetir la solicitud, vigilando que
las entradas definidas sean correctas. Están etiquetados con el prefijo
“WARNING” en la ventana de errores.
Errores más comunes
 Incorrect equinox : valid range [1800, 2100].
Un ejemplo de entrada no válida –fuera de rango- puede ser éste, donde
el equinoccio del objeto astronómico no está dentro del intervalo
aceptado. Sencillamente hay que repetir la solicitud.
 Repasar el formato y el rango del dato incorrecto.
 Solicitar otra vez la orden con la nueva entrada.
 Object coordinates undefined. Please, previously determine the
source.
Intento de realizar una fotometría sin haber definido previamente el
objeto astronómico actual.
 Antes de repetir la orden de fotometría, definir el objeto
astronómico.
 Object not catalogued. Please, enter the inputs.
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Indica que la estrella buscada no está en ninguno de los catálogos activos.
 Comprobar que el nombre de la estrella es correcto.
 Comprobar la lista de catálogos activos en ese momento.
 Si sigue sin encontrarse la estrella, entonces el usuario debe
introducir manualmente la ascensión recta, la declinación y el
equinoccio.
 Después, conviene guardar la estrella en algún catálogo de usuario
para su posterior localización.
 Source '<estrella>' is already included in the catalogue. Please,
change name or file.
Aviso de que la estrella que quiere escribirse ya está incluida en el
catálogo de usuario indicado.
 Cambiar el nombre a la estrella, cambiar de catálogo de usuario o
aceptarlo tal cual.
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ANEXO - 3
FILTROS DE FIN
La rueda de filtros de FIN tiene capacidad para 20 filtros, de los que, por ahora, están
ocupados 12.
Posición en
la rueda
c (m)
 (m)
J
1.25
1.17 – 1.33
0.17
H
1.65
1.48 – 1.78
0.30
1
Figura 2
Kshort
2.16
1.989 – 2.304
0.315
2
Figura 3
Kcontinuum
2.26
2.22 – 2.28
0.06
3
Figura 4
L´
3.77
3.42 – 4.11
0.69
5
Figura 5
M´
4.68
4.59 – 4.81
0.22
7
Figura 6
H2(1 – 0)
2.12
0.020
9
Figura 7
Bracketγ
2.17
0.019
10
Figura 8
Paschenβ
1.28
0.012
11
Figura 9
J CVF
1.25
1.133-1.408
0.275
12
Figura 10
H CVF
1.587
1.501-1.833
0.332
13
Figura 11
K CVF
2.250
2.039-2.404
0.365
14
Figura 12
FILTRO
 (m)
0
Gráfico
Figura 1
Se han instalado los antiguos filtros J, H y K del CVF por si algún usuario quiere utilizarlos,
aunque presentan menos transmisión que los nuevos filtros y tienen fugas entre 3 y 5.5
micras, por lo que son más ruidosos.
A continuación se incluyen las gráficas de transmisión de los filtros a 77 K, salvo los
correspondientes al antiguo CVF, cuyos datos se suministran a temperatura ambiente (20º C).
Algunos de los filtros nuevos que se han montado presentaban fugas a partir de 3 m,
corrigiendo este efecto mediante el uso de un “bloqueador” de PK50.
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Figura 1. Respuesta espectral del Filtro J a 77 K.
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Figura 2. Respuesta espectral del Filtro H a 77 K.
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Figura 3. Respuesta espectral del Filtro K short a 77 K.
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Figura 4. Respuesta espectral del Filtro K continuo 77 K.
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Figura 5. Respuesta espectral del Filtro L´ a 77 K.
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Figura 6. Respuesta espectral del Filtro M’ a 77 K.
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Figura 7. Respuesta espectral del Filtro H2(1-0) a 77 K.
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Figura 8. Respuesta espectral del Filtro Bracket- a 77 K.
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Figura 9. Respuesta espectral del Filtro Parchen  a 77 K.
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Figura 10. Respuesta espectral del Filtro J del CVF a temperatura ambiente.
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Figura 11. Respuesta espectral del Filtro H del CVF a temperatura ambiente.
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Figura 12. Respuesta espectral del Filtro K del CVF a temperatura ambiente.
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