MONITOR DE SEEING AUTOMÁTICO (DIMMA) Laguna. Spain. Resumen

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1 MONITOR DE SEEING AUTOMÁTICO (DIMMA) Casiana Muñoz-Tuñón 1, Antonia Mª Varela 1, Luis Fernando Rodríguez 1 1 Instituto de Astrofísica de Canarias, C./Via Láctea, S/N, 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 m (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 (r 0 ) 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.

2 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 im 2 =.358 (λ/ r 0 ) 5/3 (l/d) 1/3 (rad 2 ) siendo λ la longitud de onda, de manera que el seeing ε fwhm = λ/ r 0. 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.

3 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 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 & Muñoz- Tuñón, 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.

4 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, 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

5 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.

6 Figura 4. Modelo de cúpula automática, completamente abatible, de manera que no oponga ninguna resistencia al viento. 6. Alimentación 7. Sotware 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 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, en reparación.

7 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:

8 1. Sistema semiautomático (SA): Una persona pone el sistema en marcha cada noche, pero luego funciona automáticamente. Previsto para finales del Sistema Completamente automático(fa): Sin operador de ningún tipo. Previsto para finales del 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 m (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 (Muñoz- Tuñón, 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

9 (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 & Muñoz- Tuñón, 1992, 1994 y Muñoz-Tuñón et al., 1997). Referencias Ehgamberdiev, S.A., et al., 2002, A&A, Suppl. Series, 145, 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

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