bab iii pengamatan fotometri ccd

BAB III
PENGAMATAN FOTOMETRI CCD
Salah satu proyek yang bertujuan untuk mencari obyek-obyek langit sinyal
yang lemah adalah proyek survey The Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Proyek
ini adalah sebuah proyek bersama dari University of Chicago, Fermilab, the
Institute for Advanced Study, the Japan Participation Groups, The Johns Hopkins
University, the Max-Plank-Institut for Astronomy, Princeton University, the
United States Naval Observatory, dan University of Washington, untuk
mensurvey daerah yang jauh dari bidang galaksi. SDSS ini akan menggunakan
sistem asinh magnitude ke dalam penghitungan katalog SDSS. Di dalam
pengolahan data proyek SDSS telah digunakan sistem Lupton (Lupton et al, 1999)
untuk menyatakan terang suatu obyek.
Tetapi sebelumnya, untuk meyakinkan bagaimana konsistensi sistem Lupton
terhadap sistem Pogson untuk objek dengan S/N tinggi, Penulis melakukan
pengamatan
fotometri
bintang-bintang
standar
dengan
V<10.
Penulis
menggunakan bintang-bintang di sekitar equator yang terdapat di katalog bintang
Landolt (1983). Data fotometri bintang-bintang standar ini selanjutnya akan
digunakan untuk memperoleh persamaan transformasi ke dalam sistem standar.
3.1
Rencana Pengamatan
Pengamatan dilakukan di Observatorium Bosscha, Lembang (6° 49′.5 LS, 107°
37′.0 BT) Lokasi berada pada ketinggian 1310 m dari permukaan laut, atau pada
ketinggian 630 m dari plato Bandung. Pengamatan berlangsung pada musim
kemarau dengan kelembaban ruangan 78% dan suhu 19°. Bintang-bintang standar
fotometri dipilih berdasarkan waktu pengamatan dan lokasi pengamatan yang
diajukan. Daftar bintang standar yang diamati ditunjukkan di tabel 3.1.
15
Tabel 3.1 Daftar bintang standar (Landolt 1983)
BINTANG
RA (2000)
DEC (2000)
B
V
B-V
SAO140680
15h 39m 03s
-00° 18′ 34″
8.043
7.50
0.543
SAO120602
14 h 41m 27’
+00°06′ 17″
9.152
8.123
1.029
SAO122594
17 h 38 m 41’
+04° 20′ 51″
9.041
9.095
-0.054
SAO122752
17h 47 m 42’
+04° 56’22”
9.737
8.915
0.822
SAO121471
16 h 37 m 47’
00° 02′ 47″
8.808
8.05
0.758
SAO121093
15 h 37 m 17’
-00° 09′ 47″
9.052
8.433
0.619
Pengamatan dilakukan menggunakan instrumen dengan spesifikasinya,
sbb:
•
•
•
Teleskop
Nama
: Reflektor GOTO
Diameter
: 450 mm
Panjang fokus
: 5400 mm
Skala bayangan
: 458.37 "/mm
Detektor
Nama
: CCD ST8-XME
Dimensi
: 1530×1020 piksel
Ukuran piksel
:9µx9µ
FOV (GOTO)
: (8.766)' x (5.844)'.
Filter & Filter wheel CFW-8
Nama
: Bessel B (4520 Å)
Bessel V (5524 Å)
3.2
Kegiatan Pengamatan
Dalam hampir satu bulan waktu pengamatan yang direncanakan, jarang sekali
ditemui langit fotometrik; awan tipis maupun tebal sering menjadi kendala dalam
pengamatan. Selain keterbatasan cuaca, juga ada masalah dengan instrumen yang
16
digunakan. Namun di antara itu terdapat satu malam yang paling baik, sehingga
data pada malam itu dijadikan satu-satunya data pengamatan yang dipakai oleh
Penulis. Hal ini tentu saja dilakukan setelah mempertimbangkan hasil pengamatan
pada malam yang lain.
Pengamatan dimulai pada pukul 21:00 WIB dengan menggunakan
instrumen reflektor GOTO 45 cm F/12 dan CCD SBIG ST-8XME. Butuh waktu
satu jam untuk memasang CCD, menstabilkan teleskop dan mengambil sampling
citra. Waktu efektif dalam perolehan data adalah sekitar 3.5 jam, dan diperoleh
sekitar 11 data dari 6 bintang untuk setiap filter B dan V.
Pengamatan diawali dengan pengambilan bias awal sebanyak 5 buah citra.
Setelah itu diikuti dengan pengambilan SAO121471 pada kedua filter, lalu
diselingi pengambilan citra SAO140680 kemudian diselingi kembali oleh
SAO121741. Prosedur serupa terus dilakukan diselingi dengan keempat objek
lainnya. Untuk pengambilan dark dilakukan setelah pengambilan citra tiap objek
selesai. Setelah itu pada akhir pengamatan diambil pula citra bias akhir, lalu
ditutup pengambilan flat field untuk tiap filter B dan V. Data CCD diperoleh dari
pengamatan tanggal 16-17 Juli 2006. Citra yang diambil disimpan dalam file
dengan format FITS (Flexible Image Transport System).Jurnal pengamatan dapat
dilihat dalam Lampiran B – Log book.
3.3
Hasil pengamatan
Dari semua data bintang yang diperoleh, terdapat satu titik data yang buram. Hal
ini dikarenakan pada saat awal hendak mengambil citra bintang tersebut, teleskop
sudah hampir terhalang pohon. Namun saat itu, dengan memperkirakan bahwa
teleskop memiliki waktu cukup untuk menangkap citra maka pengambilan citra
tetap dilaksanakan. Citra yang dimaksud adalah SAO121093. Pada filter B masih
tertangkap bayangan citra di gambar, namun untuk filter V terlihat bahwa citra
sudah tersamarkan. dapat dilihat pada gambar 3.1 untuk citra SAO121093.
17
Dibawah ini adalah contoh citra mentah bintang yang diperoleh:
121471_v_15s
120602_v_50s
121093_v_40s
140680_v_12
122594_v_30s
122752_v_25s
Gambar 3.1 Citra mentah yang diambil tanggal 16-17 Juli 2006
Citra objek merupakan citra bintang yang diambil dalam waktu integrasi
tertentu. Selain mengambil citra objek, juga harus dilakukan pengambilan data
untuk citra kalibrasi. Citra pengkalibrasi merupakan citra yang digunakan untuk
18
mengkalibrasi citra mentah objek yang mengandung derau instrumen, menjadi
citra bersih yang terbebas dari derau. Citra pengkalibrasi terdiri dari citra bias,
citra gelap, dan citra medan datar.
∗ Citra bias
Citra bias atau bias frame adalah citra CCD yang mengandung nilai
karakteristik yang dimiliki tiap piksel. Walaupun seluruh elektron dari
tiap piksel sudah dibaca seluruhnya dan tidak disinari, tetap terdapat
sejumlah elektron pada piksel sehingga pengambilan citra ini bertujuan
untuk mengetahui muatan awal pada tiap piksel (read-out noise). Citra
bias diperoleh dengan melakukan perekaman dengan waktu integrasi
sependek mungkin (t~0 detik) tanpa pencahayaan.
∗ Citra gelap
Citra gelap atau dark frame merupakan citra yang diambil tanpa
pemaparan cahaya pada chip CCD untuk mengetahui derau yang
diakibatkan oleh pembangkitan elektron secara spontan pada pikselpiksel CCD (dark current). Citra gelap harus segera diambil setelah
pengambilan citra mentah dengan waktu integrasi yang sama untuk
mencegah perbedaan temperatur
∗ Citra medan datar
Citra medan datar atau flat field frame adalah citra CCD yang diperoleh
dengan mencahayai chip CCD kepada sumber cahaya yang memberikan
cahaya yang uniform. Sumber cahaya yang uniform dapat diperoleh dari
cahaya langit waktu fajar ataupun senja dengan kondisi teleskop out of
focus. Citra ini digunakan untuk kalibrasi dan faktor penentu kecermatan
fotometri. Hal ini disebabkan citra flat field dapat memberikan informasi
sensitifitas untuk tiap piksel.
19
Di bawah ini adalah contoh citra kalibarasi yang diperoleh 16-17 Juli 2007.
Flat_b_001
Biasawal_001
Dark_50s_001
Gambar 3.2 Contoh citra kalibrasi yang diambil tanggal 16-17 Juli 2006
Selanjutnya akan dilakukan reduksi citra dan analisis data, pembahasan dilakukan
pada bab IV.
20