Guide des instruments
PESTO
Un astronome de l’Observatoire du Mont-Mégantic travaille sur l’instrument PESTO.
Caractéristiques de base de l’instrument
| Champ de vue à l’OMM | 7.95’x7.95′ |
| Échantillonnage à l’OMM | 0.466″/pixel |
| Détecteur Nüvü | 1024 x 1024 pixels, EMCCD |
| Temps de lecture minimum en mode conventionnel | 1070 milli-secondes |
| TimeStamp | GPS |
Les filtres disponibles
Il y a six positions disponibles pour les filtres. Les filtres disponibles sont : g’, r’, i’ z’ et Halpha produits par la compagnie ASTRODON (photometric sloan filters).
Notons que des filtres supplémentaires peuvent être ajoutés rapidement durant les missions.
La taille des filtres est de 1,25 po (3,175 cm).
| Filtre | λ nm | Δλ nm | |
| g’ | — | 401-550 | |
| r’ | — | 562-695 | |
| i’ | — | 695-844 | |
| z’ | — | 826-920 | |
| Hα | 656.3 | 3 |
Mode d’observations
Qualité d’image au zénith (FWHM)
Remerciements
Tous les articles utilisant les données PESTO doivent inclure la mention suivante :
« Basé sur des observations obtenues avec PESTO à l’Observatoire du Mont-Mégantic, financé par l’Université de Montréal, l’Université Laval, le Conseil de recherches en sciences naturelles et en génie du Canada (CRSNG), le Fonds québécois de la recherche sur la Nature et les technologies (FQRNT) et le programme Développement Économique Canada. »
Les publications PESTO
| Rappaport, S. et al., 2017, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 471, Issue 1, p. 948-961 | WD 1202-024: the shortest-period pre-cataclysmic variable |
Des questions? Contactez-nous!
David Lafrenière : david.lafreniere@umontreal.ca
CPAPIR
Caractéristiques de base de l’instrument
| Champ de vue à l’OMM | 30’x30′ |
| Échantillonnage à l’OMM | 0.89″/pixel |
| Détecteur | 2048 x 2048 pixels, Hawaii II |
| Temps d’intégration minimum | 1.35 s |
| Le temps d’intégration est toujours un multiple de 1.35 s | |
| Temps mort par pause (écriture sur le disque) | 5 s |
| Temps mort par dither (<30″) | ~5-10 s |
| Temps mort pour un déplacement de plus de quelques arcminutes | ~30-45 s |
| Pleine largeur à mi-hauteur (FWHM) médiane à l’OMM | 2.0″ |
| Bruit de lecture | ~10 électrons |
| Limite de la linéarité | ~30 000 ADU par coadd |
| Gain | ~2.5 e-/ADU |
| Transmission | 30-35 % |
Les filtres disponibles
Tous les filtres ne sont pas disponibles à un moment donné dans l’instrument, car il n’y a que 10 positions dans les deux roues à filtre de CPAPIR et que certaines combinaisons de filtre/roue ne peuvent être utilisées. Par contre, nous pouvons changer les filtres disponibles à un semestre donné en fonction de la demande.
| Filtre | λ | Δλ |
| I | 0.85 μm | 0.10 μm |
| J | 1.25 μm | 0.16 μm |
| Paβ | 1.2814 μm | 0.012 μm |
| CH4 | 1.57 μm | 0.05 μm |
| H | 1.65 μm | 0.30 μm |
| CONT2 | 2.033 μm | 0.025 μm |
| HeI | 2.062 μm | 0.015 μm |
| CIV | 2.081 μm | 0.02 μm |
| H2 | 2.122 μm | 0.023 μm |
| Ks | 2.15 μm | 0.30 μm |
| Brγ | 2.165 μm | 0.02 μm |
| HeII | 2.192 μm | 0.04 μm |
| CONT1 | 2.255 μm | 0.10 μm |
Demandes de temps
Voici les informations que vous devrez fournir dans la justification technique de votre demande de temps CPAPIR :
S’il y a plusieurs cibles à observer, vous devez spécifier la priorité de chacune des cibles.
Le temps de pose total nécessaire peut être estimé à partir des valeurs données dans la table ci-dessous. De façon générale, la magnitude limite augmente en fonction du temps de pose comme 1.25×log(T) et diminue lorsque le seeing se dégrade comme 2.5×log(PLMH). On peut donc estimer que la magnitude limite à 5 σ pour des observations prises avec un seeing de 2.5″ et un temps de pose total de 2 heures en bande J sera de
19.4+1.25×log(7200s/600s)-2.5×log(2.5″/2″)=20.5.
Cet estimé est précis à 0.3 mag en bande J et 0.5-1.0 mag en bandes H et Ks.
| Filtre | Sensibilité 5 σ PLMH=2.0″ t=600s |
| J | 19.4 |
| H | 17.5 |
| Ks, température extérieure > 10C | 16.5 |
| Ks, température extérieure < -5C | 18.0 |
Durée des poses individuelles
Suivez les recommandations de temps de pose données ci-dessous. Si vous voulez utiliser un temps de pose très différent (par exemple pour obtenir une photométrie très rapide dans une bande étroite), contactez-nous avant de soumettre votre demande de temps. Contrairement à ce qui est possible avec les détecteurs Hawaii II-RG, on ne peut pas lire une sous-région du détecteur de CPAPIR.
bande J : 1 co-addition de 20 s
bande H : 2 co-additions de 10 s
bande Ks : 3 co-additions de 8 s
bandes étroites : 1 co-addition de 60 s
De façon générale, la médiane de l’image par co-addition ne doit généralement pas dépasser 10 000 ADUs sans quoi vous perdrez en gamme dynamique. Si la médiane de l’image par co-addition dépasse 30 000 ADUs, vos données seront probablement inutilisables!
Contraintes en qualité d’image
Les conditions d’observations à l’Observatoire du Mont-Mégantic sont typiques d’un site continental et le seeing médian mesuré avec CPAPIR (incluant la PSF instrumentale) est de 2.0″. Si la résolution angulaire est importante pour votre projet scientifique, vous pouvez poser comme contrainte que les observations soient faites avec un seeing meilleur que le seeing médian. Cette contrainte diminuera bien sûr la probabilité que vos observations soient complétées. L’histogramme des valeurs de pleine largeur à mi-hateur (PLMH, ou full width at half maximum) pour l’ensemble des données CPAPIR prises à l’OMM au cours de la vie de l’instrument est disponible ci-dessous. La PLMH estimée sans dégradation instrumentale suppose une contribution de la part de l’instrument de 1.2″.
Contraintes temporelles
Le mode queue permet des observations avec des contraintes temporelles. Par contre, vous devez garder en tête que les conditions de météo sont celles du sud du Québec… toutes les nuits ne sont pas claires! Certains types d’observations contraintes dans le temps se prêtent tout de même bien aux observations en mode queue, comme les suivis de transits d’exoplanètes qui se répètent de nombreuses fois durant le semestre. Si vous voulez soumettre ce type d’observations, vous devrez joindre à votre demande une table ascii avec la date et l’heure (UT) de toutes les fenêtres d’observations possibles durant le semestre.
Pour d’autres types de contraintes temporelles, veuillez nous contacter avant de soumettre votre demande de temps.
Schéma de dither
Vous devez spécifier le schéma dither pour vos observations. Votre projet s’inscrira très probablement dans l’une des quatre catégories suivantes:
Photométrie d’une source unique
Si vous souhaitez obtenir la meilleure précision photométrique pour une source ponctuelle unique, le schéma de dither se situera uniquement à l’intérieur d’une boîte de 30″ x 30″. Cette stratégie minimise les effets de l’illumination en champ plat et permet d’atteindre une précision photométrique de quelques milimagnitudes pour des cibles brillantes.
Champ d’étoiles sans source étendue
Si vous observez un champ d’étoiles sans objet étendu (>1′), nous utiliserons un schéma de dither 5′ × 5′. Ce motif donnera une sensibilité uniforme à travers le champ et une bonne soustraction du ciel.
Objet étendu plus petit que 15′
Si votre champ contient des objets étendus (plus de 1′ mais moins de 15′), nous utiliserons un motif de défilement qui déplace la cible dans les quatre coins du champ. Cette stratégie permet d’obtenir une bonne soustraction du ciel tout en gardant la cible dans le champ.
Objet étendu plus grand que 15′
Si votre cible occupe plus de la moitié du champ du CPAPIR, il faudra prendre des images du ciel en dehors du champ. Dans ce cas, le temps d’exposition requis sera doublé, et vous devrez doubler le temps d’exposition demandé pour votre proposition.
Réduction des données
L’équipe du Laboratoire d’astrophysique expérimentale de l’Université de Montréal a développé un ensemble de logiciels pour la réduction des données de CPAPIR. En plus de vos données brutes, vous recevrez donc les données réduites de vos observations. Ces données incluent une calibration astrométrique et photométrique.
Calibration photométrique
Vue la taille du champ de CPAPIR, vous aurez toujours un nombre important d’étoiles du catalogue 2MASS dans chacune de vos images (50 aux pôles galactiques, 15 000 vers le centre galactique). Il est donc toujours possible de faire une calibration photométrique raisonnablement précise (de l’ordre du %) des données. Vous pouvez donc observer même s’il y a quelques nuages dans le ciel sans avoir à observer de standard de flux. Les logiciels de réduction des données de CPAPIR incluent cette calibration. Notez que le filtre J de CPAPIR est plus étroit que le filtre J de 2MASS et évite les bandes d’absorption de l’eau au-delà de 1.34 μm. Le filtre de CPAPIR correspond au filtre J dit ‘MaunaKea’ (Jmko). Pour les naines L et T, ceci entraîne un biais photométrique important, pour plus de détails concernant la correction de ce biais, référez-vous à cet article.
Archives
Les données de CPAPIR, de 2005 jusqu’à ce jour, sont archivées au Centre canadien de données astronomiques. Les données sont corrigées pour l’astrométrie (_SCI). Vous trouverez aussi des données réduites, combinées (_SCIRED). Prenez note que le pipeline de réduction n’est pas optimisé pour des objets étendus. Vous devrez recombiner les images de type _SCI en utilisant une méthode appropriée pour les galaxies et régions HII par exemple.
Remerciements
Tous les articles utilisant les données CPAPIR doivent inclure la mention suivante :
« Basé sur des observations obtenues avec CPAPIR à l’Observatoire du Mont-Mégantic, financé par l’Université de Montréal, l’Université Laval, le Conseil de recherches en sciences naturelles et en génie du Canada (CRSNG), le Fonds québécois de la recherche sur la Nature et les technologies (FQRNT) et le programme Développement Économique Canada. »
Les publications CPAPIR
Vous êtes à cours d’idées pour votre demande de temps? Allez voir les diverses publications faites à partir de données CPAPIR :
Des questions? Contactez-nous!
Étienne Artigau : artigau@astro.umontreal.ca