FÁCIL
El valor FWHM tendría que ser igual en todo el campo de la imagen, suponiendo que no hay aberración óptica, pero ¿es esto cierto?
FÁCIL
¿Cuál es el valor más importante para determinar la calidad de una imagen? ¿El FWHM o la relación señal/ruido?
FÁCIL
Se suele emplear el método de ajuste de curva Point Spread Function (PSF) para determinar la posición de una fuente puntual. Pero hay otros. ¿Se te ocurre alguno?
FÁCIL
La calibración de la imagen mediante bias/dark/flat es innecesaria para una buena astrometría, pero ¿por qué?
FÁCIL
Con frecuencia, el cielo de fondo es más brillante que el objeto de nuestra observación. ¿Cómo podemos eliminar su señal de la imagen?
MEDIO
La detección de objetos con movimiento aparente se realiza buscando rastros entre un fondo de estrellas de referencia. Pero estos rastros son a veces indetectables, sin importar el tiempo de exposición o cuantas imágenes se hayan apilado del campo estelar. ¿Se te ocurre una forma de detectar estos rastros de objetos extremadamente débiles?
MEDIO
Calcular con antelación la escala del píxel de nuestra cámara en arco segundos nos permite ajustar la distancia focal para obtener una relación señal/ruido óptima. la fórmula usual consiste en dividir 206.265 por la distancia focal en milímetros, pero ¿por qué no se tiene en cuenta la apertura?
MEDIO
Digamos que el flujo de fotones de un objeto de magnitud 0 es de 4x10^10 fotones por segundo por metro cuadrado. Como salto de magnitud representa un cambio de 2,5 en el flujo sobre la magnitud precedente, para un cielo de fondo de magnitud 18, será de 4x10^10 / 2,5^18, o aproximadamente 2.748 fotones por segundo por metro cuadrado. Un telescopio de 0,25 metros cuadrados de apertura recogerá, por tanto, 687 fotones por cada arco segundo cuadrado por segundo. ¿Por qué pasamos de metros cuadrados a arco segundos cuadrados con tanta facilidad?
