MONITOR DE SEEING AUTOMÁTICO (DIMMA) Casiana Muñoz

MONITOR DE SEEING AUTOMÁTICO (DIMMA)
Casiana Muñoz-Tuñón1, Antonia Mª Varela1, Luis Fernando
Rodríguez1
1
Instituto de Astrofísica de Canarias, C./Via Láctea, S/N, 38200 La
Laguna. Spain
Resumen
El sistema DIMMA (Differential Image Motion Monitor Automático) es el paso natural
hacia equipos basados en telescopios y utilizados para la caracterización de enclaves
astronómicos. Utilizando la experiencia y conocimiento del sistema DIMM (Vernin y
Muñoz-Tuñón, 1992), regularmente operados por el Grupo de Calidad del Cielo
(http://www.iac.es/project/sitesting/site.html) del Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC)
desde 1992, el DIMMA proporcionará el conjunto de datos necesarios para la
caracterización astroclimática sin necesidad de operación manual, esto es, robótica y
automáticamente, enlazado al resto del mundo utilizando internet. Deberá además
alimentarse con fuentes de energías renovables y ofrecer la supervisión y permitir la
obtención de datos desde lugares remotos.
En este trabajo presentamos la motivación, objetivos y especificaciones requeridas por
el sistema DIMMA. Este proyecto ha salidos recientemente a concurso público (BOE
n.154, del 24 de junio de 2004), y esperamos su finalización en un plazo de 18 meses.
Este equipamiento será uno de los equipos de referencia que se emplearán en la
selección del mejor emplazamiento para instalar el futuro giga-telescopio europeo
(ELT) de 50-100m (Muñoz-Tuñón et al., 2004).
Por conveniencia de ambas partes (IAC y empresa contratada) el proyecto constará de
dos fases:
Fase1.- Creación de un sistema semiautomático capaz de trabajar bajo la suposición de
que existe un operador para encender e inicializar el equipo al principio de la noche y
cerrar al final de la misma, no durante la noche.
Fase 2.- Un sistema completamente automático, cumpliendo todos los requisitos
exigidos de operación y protocolo de seguridad de los instrumentos.
Introducción
El parámetro clave para la caracterización de un enclave astronómico, es el parámetro
de Fried (r0) o su inversa, el seeing, directamente relacionado con el emborronamiento
de la imagen producido por el paso de la luz incidente a través de las distintas capas de
turbulencia atmosférica asociadas a inhomogeneidades del índice de refracción del aire.
Por tanto, este parámetro está directamente relacionado con las funciones de estructura
del índice de refracción y la de estructura térmica. Pero los sistemas que permiten su
determinación (globos sonda, SCIDAR, etc.) no pueden ser siempre utilizados de
manera continua y rutinaria.
En 1960 Stock y Keller presentan un método por el cual el seeing puede determinarse a
partir de varianza σ de la posición relativa de dos imágenes de una misma estrella en el
foco de un telescopio de pequeño diámetro (D):
σ im2 = .358 (λ/ r0)5/3 (l/D)1/3 (rad2)
siendo λ la longitud de onda, de manera que el seeing εfwhm = λ/ r0.
Este sistema ha sido recientemente actualizado y modernizado por Sarazin & Roddier,
1990 y Vernin & Muñoz-Tuñón, 1995 a partir del diseño y creación del DIMM
(Differential Image Motion Monitor).
Figura 1: Izquierda.- Imagen del DIMM y tapa con dos aperturas para la obtención de
dos imágenes de la misma estrella. Derecha.- Torre de 5m diseñada por el Grupo
italiano Galileo sobre la que se instala el DIMM, protegido por una cúpula de
protección realizada en los talleres del IAC.
En la figura 1 (izquierda) mostramos una imagen del DIMM. Las dos imágenes de una
estrella individual se consigue colocando una tapa con dos aperturas de 6cm y separadas
14cm entre sí, instalando un prisma en una de ellas que desviará el haz 30”.
El DIMM está instalado sobre una torre de 5m de altura para evitar la contribución a la
turbulencia de la capa superficial (imagen derecha de la Figura 1).
La estrategia actual de sondeo requiere de un operador y consiste en obtener:
Medidas del seeing durante 10-12 noches al mes (en semanas alternas) durante
últimos 10 años.
Muestréo del seeing de un dato cada 30 s. Precisión del seeing mejor que 0.1”.
La estación astroclimática (Muñoz-Tuñón, 2002) de caracterización de la atmósfera
para la astronomía, consta también de una estación meteorológica automática que
proporcionará parámetros que se usarán en el control y funcionamiento del DIMMA.
La estación meteorológica automática (AWS) –Figura 2- está alimentada por paneles
solares que permiten un uso continuado a razón de un dato por minuto (más detalles en
Mahoney et al., 1998).
Figura 2.- Estación meteorológica automática (AWS) equipada por sensores
meteorológicos estándar de temperatura de aire, suelo y subsuelo, humedad relativa,
presión barométrica, velocidad y dirección del viento, solarímetro y pluviómetro.
Adquirida a la empresa Casella Ltd.
Actualmente el DIMM es el instrumento más comúnmente aceptado para la
caracterización óptica de la turbulencia atmosférica. El DIMM prototipo desarrollado
por la Universidad de Niza y el Instituto de Astrofísica de Canarias (Vernin & MuñozTuñón, 1995), lo comercializa la empresa francesa FIRST (antiguamente llamada
LHESA Electronic), y ha sido utilizado en numerosas campañas de prospección, tanto
en los Observatorios Canarios (destaquemos la campaña de selección de sitio del Gran
Telescopio de Canarias GTC-10m, Muñoz-Tuñón et al., 1997b), en Calar Alto, Sierra
Nevada, S. Pedro Mártir (México), Sierra la Negra (México), Cerro Pachón (México),
Happy Jack (Arizona), La Silla y Paranal en Chile, Mauna Kea (Hawai), etc.
Sin embargo, un uso inadecuado del mismo puede dar lugar a medidas incorrectas, lo
que requiere un control rigurosos de la calidad de los datos. Un estudio detallado de los
parámetros involucrados en el cálculo del seeing tales como la saturación y el
desenfoque han sido recientemente presentados por Varela et al., 2004 y Tokovinin,
2003 respectivamente.
Asimismo, periódicamente realizamos campañas de calibración del DIMM con otros
instrumentos alternativos que miden este parámetro, como son el GSM (Generalized
Seeing Monitor), SCIDAR o bien con otros DIMMs instalados en el ORM
(http://www.iac.es/project/sitesting/site.html).
El análisis estadístico del seeing requiere una base continuada, con lo que el paso
obligado al sistema DIMM es la alternativa automatizada.
Las especificaciones generales del DIMMA (Monitor de seeing automático) están
resumidas en los que sigue.
Funcionamiento final sin operador
Inspirado y apoyado en las tecnologías DIMM existentes
Desarrollado maximizando las subcontrataciones fuera del IAC
Utilización profusa de elementos disponibles comercialmente
Instalable en lugares remotos, sin infraestructuras
Alimentado únicamente con energías renovables
Pensado para que se construyan varias unidades
Capaz de registrar toda la información relevante, tanto del funcionamiento
interno como de los datos de calidad atmosférica
Dotado de un software capaz de analizar de la validez y coherencia de los datos
Aprovechamiento de los elementos materiales ya existentes.
Componentes del DIMMA
1. Estación Meteorológica (Figura 2). Incluye un Contador Portátil de Partículas
(PCP) ilustrado en la Figura 3 adquirido a Pacific Scientific Instruments
(Vertex). Opera en 6 canales: 0,3 – 0,5 -1 –3 – 5- 10 µm y funciona con una
fuente diodo láser y un caudal de 1 c.f.m..
2. Telescopio
C-8” Schmidt-Cassegrain
D=203 mm, f=2000 mm
Diámetro de las pupilas=60 mm
Distancia entre las pupilas=140 mm
feq=7300 mm
Ángulo desv. prisma~30 arcsec
Foco motorizado, con codificación de posición.
ST-237 de Sta. Barbara Instruments: 657x495 pixels de 7.4x7.4 µm., ilustrada
en figura 3.
Figura 3. Cámara CCD St-237 de Santa Bárbara Instruments (Vertex), y que estará
operativa DIMMA.
3. Montura
Posicionado mejor de 1 minuto de arco para z < 30º
(Relajable a que la estrella se obtenga en el campo de la cámara, -6
minutos de arco- e incluso a que se hagan barridos en espiral, sólo para
reajustarse)
Apuntado en menos de 3 minutos de tiempo (relajable)
Estabilidad de la montura: <20% de diferencia entre varianzas
transversal y horizontal para vientos hasta 15 m/s.
Error de seguimiento menor de 2 minutos en una hora. Lazo abierto.
Que tenga un buscador polar para facilitar el alineado.
Errores periódicos de menos de 20 segundos de arco.
Holgura menor de 30 segundos de arco.
4. Torreta de soporte (Figura 1-imagen derecha):
Se utilizará la torreta habitual en los DIMMs
Altura 5 m, estabilidad interna.
Aparte hay una torreta de personal, que no requiere especificaciones de
estabilidad.
Se diseñará e instalará una nueva torre para el sistema completamente
automático, probablemente con la parte externa mucho más simple.
5. Cúpula (Figura 4)
Nula resistencia al viento. Debe abrirse y quedar completamente por
debajo del nivel de apoyo de la montura del telescopio
IP 55 (Protected against low pressure jets of water)
2 minutos para abrir (relajable), 30 segundos para cerrar.
Tamaño mínimo adaptado al telescopio: ~2 m Ø
Automatizada completamente. Sensores suficientes.
Figura 4. Modelo de cúpula automática, completamente abatible, de manera que no
oponga ninguna resistencia al viento.
6. Alimentación
Alimentación con paneles solares
24 horas de funcionamiento normal asegurado, sin sol.
48 horas de funcionamiento añadido en mínimo consumo, esperando la
recuperación de la fuente energía (Sol).
Registro de la energía consumida y generada.
La AWS ya tiene resuelto este tema
7. Sotware
Seguridad
• Proceso separado que diagnostica el sistema y toma decisiones
• Tiene una interfase de usuario que permite decidir qué
variables se consultan en cada momento, y qué umbrales se
utilizan.
• Actuará sistemáticamente cada x segundos.
• El conjunto de parámetros se podrá almacenar en un fichero o
base de datos.
• Ejemplos de variables a considerar: Meteorología, estado de
baterías, sensor de intrusos, espacio en el disco duro, botón de
emergencia, temperatura de equipos,...
Operación
• Implementa el funcionamiento habitual del sistema
• Tres estados fundamentales: Cerrado, funcionando,
reparación.
en
•
•
•
•
•
•
El comienzo diario puede calcularse o leerse de un fichero
Hay una lista única de estrellas. Se calcula la más adecuada y
se apunta a ella. Si no se encuentra, se puede reintentar un
número de veces y/o pasar a la siguiente.
La estrella se identificará porque se supera un umbral en la
cámara.
Existirán mecanismos (ajuste gaussiano) para que se considere
válida la estrella. De lo contrario se cambia de estrella.
El telescopio se enfocará al menos cada vez que se cambie de
estrella. El algoritmo de enfoque se determinará.
La sincronización de tiempo del ordenador se realizará
mediante SNTP o DCF.
Adquisición de Datos
• Este paquete está básicamente disponible actualmente,
funcionando a plena satisfacción.
• Sitúa automáticamente dos ventanas sobre las imágenes de la
estrella.
• Si las condiciones atmosféricas lo aconsejan, coloca una
ventana grande, de lo contrario, una pequeña. (Tamaños y
umbrales seleccionables)
• Algoritmo muy conocido y probado: calcula la distancia
vertical y horizontal entre centroides.
• Debe ser capaz de calcular las estadísticas de 200 imágenes
cada 30 segundos.
• Debe extraer información de seguimiento para el telescopio.
• Debe examinar la calidad de los datos con una serie de
criterios, que pueden sugerir cambiar de estrella.
• Salida en forma de base de datos.
• Almacenamiento de imagen en modo película y también de las
webcams.
Comunicaciones
• Modularidad: adaptable a cualquier método de comunicación
• Presencia en la red del IAC con un enlace radio de 1 Mbps
mínimo
• Conexión a internet alternativa mediante GPRS
• Funcionamiento habitual mediate FTP “upload” de los datos
• Modo de presencia remota (remote desktop) para
mantenimiento
• Servidor de datos “on line” con la información relevante para
otros telescopios o programas.
• Convenientemente protegido de la entrada no autorizada.
Plan de trabajo
El suministro externo se realizará en dos etapas:
1. Sistema semiautomático (SA): Una persona pone el sistema en marcha cada
noche, pero luego funciona automáticamente. Previsto para finales del 2004.
2. Sistema Completamente automático(FA): Sin operador de ningún tipo. Previsto
para finales del 2005.
Cada una de estas fases será verificada en el Observatorio del Roque de los Muchachos,
donde permanecerá definitivamente instalado el DIMMA. Posteriormente se instalará
otro idéntico en el Observatorio del Teide.
Los Observatorios Canarios, junto con Paranal y Mauna Kea, han sido seleccionados
como los candidatos idóneos a albergar el futuro ELT 50-100m (ver Muñoz-Tuñón et
al, 2004 y referencias incluidas). El DIMMA será el instrumento de referencia de esta
campaña. Mostramos a continuación una gráfica, tomada de Ehgamberdiev et al., 2000
en la que se muestran cuatro lugares, el Observatorio del Roque de los Muchachos
(ORM) entre ellos, que disponen de medidas de seeing con monitores de seeing,
tomadas durante periodos de al menos un año.
Figura 5.- Distribución de la frecuencia acumulada del seeing, indicado en el eje de
absisas, para diferentes Observatorios Astronómicos.
En la imagen se aprecia el buen comportamiento de la atmósfera del ORM. El mejor,
junto al de Paranal en la gráfica anterior. Es importante resaltar que se trata de una
gráfica de distribución acumulada y si se fijan, por ejemplo en la estadística de valores
de seeing por debajo de 0.7”, el ORM es el observatorio con mayor número de medidas
en esas condiciones. También es importante “el significado estadístico” de estos datos.
Los valores de Maidanak y Paranal corresponden a un año de medidas mientras que los
datos del ORM y La Silla fueron tomados durante periodos de tiempo que se extienden
en más de cinco años. Estos resultados entre otros muchos que llevamos compilando
desde los hace ya más de 20 años de historia de los observatorios canarios (MuñozTuñón, 1997) dan lugar a que el ORM se considere ahora un firme candidato europeo
para albergar los grandes telescopios del futuro. Para mas información sobre resultados
en
el
ORM,
les
recomendamos
consultar
nuestra
página
web
(http://www.iac.es/project/sitesting/site.html). Detalles sobre los valores estadísticos del
seeing en La Palma (ORM) y análisis del comportamiento estacional y su posible
relación con la macrofísica de la atmósfera, la pueden encontrar en Vernin & MuñozTuñón, 1992, 1994 y Muñoz-Tuñón et al., 1997).
Referencias
Ehgamberdiev, S.A., et al., 2002, A&A, Suppl. Series, 145, 293-304
Mahoney, Muñoz-Tuñón & Varela, New Astronomy Reviews, 1998
Muñoz-Tuñon C., Vernin, J. & Varela, A.M., 1997, A&AS, 125, 183
Muñoz-Tuñon C., Varela A.M. & Mahoney, T., 1997b, "Informe final para la Ubicación
del Gran Telescopio de Canarias"
Muñoz-Tuñón C., 1998, Site Properties of the Canarian Observatories, Special Issue of
New Astronomy Reviews, 1998, Vol. 42, Ed.
Muñoz-Tuñón C., Vernin, J & Sarazin M., 2004, Site Selection for the European ELT,
Backasckog, SPIE, próxima publicación.
Muñoz-Tuñón, 2002, en “IAU Site 2000, Astromical Site evaluation in the visible and
radio range”, ASP, 266, pag. 498, Vernin, Benkhaldoun & Muñoz-Tuñón eds.
Sarazin M. & Roddier F., 1990, A&A, 227, 294
Stock J. & Keller G., 1960, Stars and Stellar Systems, Vol.1, Telescopes, Kuiper &
Middlehurst eds., Univ. of Chicago Press, 138
Tokovinin A., 2003, comunicación privada
Varela A.M., Muñoz-Tuñón C. & Vernin J., 2004, Site Selection for the European ELT,
Backasckog, SPIE, próxima publicación
Vernin J. & Muñoz-Tuñón C. 1992, A&A, A&A, 257, 811
Vernin J. & & Muñoz-Tuñón C. 1994, A&A, 284, 311
Vernin J. & Muñoz-Tuñón C. 1995, PASP, 107, 265
http://www.iac.es/project/sitesting/site.html
http://www.iac.es/eno/folleto.htm