El propósito de las pruebas era medir los efectos de estos factores, identificar las condiciones de funcionamiento óptimas bajo la influencia de cada factor y demostrar que cuando todos los efectos se toman en forma conjunta, los tránsitos del tamaño de la Tierra se pueden observar en forma confiable. El banco de pruebas incorpora la habilidad de medir los siguiente efectos:
Factores investigados
- Fluctuación de la nave: A pesar de que la nave se encuentra alejada de la influencia de la Tierra, que ocasiona una torsión por el dragado atmosférico, una torsión magnética y una torsión por la pendiente de la gravedad en las naves que giran alrededor de la Tierra, la nave todavía se encuentra sujeta a la torsión ocasionada por el viento solar y la presión de radiación solar. La nave es bastante rígida y sólo posee un dispositivo articulado: una antena de alta ganancia y la única parte desplegable es una cobertura eyectable. Por lo tanto, la fluctuación de la nave calculada es bastante pequeña, estimada en el orden de 0,01 pixeles (3 sigma rms). Por consiguiente, se introdujeron movimientos de estas magnitudes y mayores en las pruebas. El equipo puede introducir movimientos de hasta 500 milipixeles utilizando transductores piezoeléctricos.
- Rango dinámico de sensibilidad: La sensibilidad a los tránsitos debe incluir los rangos de magnitudes visuales estelares de 9<mv<14. Las estrellas que se encuentre dentro de este rango de brillo están incluidas en las pruebas. Además, también se incluyen las débiles estrellas de fondo de hasta mv =19.
- Estrellas dobles: Debido al ‘enfoque suave’ de la óptica del fotómetro, las estrellas de fondo aledañas a la estrella meta se superponen con las estrellas meta. La fluctuación de la nave hace que la abertura fotométrica utilizada para las estrellas meta se mueva. Las estrellas de fondo son en general cinco magnitudes estelares más débiles y en el caso de aquellas que se encuentran cerca del borde de la abertura, su flujo podría ocasionar un cambio aparente en el brillo de las estrellas meta. El campo de estrellas simulado incluye estrellas dobles para producir este efecto.
- Manchado : durante la lectura del CCD cuando la imagen pasa al amplificador de salida, el flujo de otras estrellas dentro de las mismas columnas del CCD le agrega ruido a las mediciones, ya que no hay un obturador en el sistema. El efecto depende en gran medida del brillo de la estrella involucrada. Por tal motivo, el campo de estrellas simulado incluye estrellas de distintos brillos en la misma columna del CCD.
- Rotación del campo: Cada tres meses se rota la nave 90º para compensar el movimiento aparente del Sol. Para demostrar que mover el campo de estrellas a una parte diferente del CCD no produce un resultado fotométrico distinto, el campo de estrellas simulado puede ser rotado o trasladado.
- Temperatura operativa: La temperatura operativa del CCD afecta a la corriente oscura. Al final de la misión la corriente oscura puede ya no ser insignificante debido al daño producto de la radiación. La temperatura operativa del CCD puede elevarse para simular una corriente oscura al final de la misión más alta. La temperatura operativa del CCD se mantiene controlada en ±0,027 ºC.
- Medida de desenfoque y tamaño de la abertura fotométrica: La medida de desenfoque y el tamaño de la abertura fotométrica afectan a la precisión. El efecto del desenfoque sobre el ruido se mide para determinar el enfoque óptimo. Se determina el tamaño de abertura óptima como función del brillo estelar de acuerdo a cómo afecta al ruido de la medición.
- Estrellas brillantes y pixeles saturados: Las pocas estrellas muy brillantes del campo que se encuentran en el gran campo de visión controlado por el fotómetro de la Misión Keppler pueden ocasionar problemas muy por encima de su función de distribución puntual nominal debido al incremento de pixeles saturados. Basado en catálogos de estrellas, hay 15 estrellas con un brillo mayor a la 6ta magnitud. (Aproximadamente la mitad de ellas pueden ubicarse entre los espacios del campo de visión como se mostró anteriormente). A pesar de que la eliminación de algunas pocas columnas del CCD del procesamiento de datos sea aceptable, es importante determinar el número de columnas aledañas que se encuentran afectadas por las columnas altamente saturadas. La prueba mide el número de columnas que no son útiles debido a la presencia de una estrella muy brillante. El equipo produce estrellas brillantes de mv =4 agregando luz adicional en varios puntos del campo de visión utilizando fibra óptica.
- Pruebas de larga duración: Para demostrar la habilidad de mantener una precisión relativa a largo plazo, se realizaron pruebas de hasta dos semanas de duración. Durante ese tiempo se insertaron varios tránsitos de cinco horas a distintos intervalos, así como también varios tránsitos de doce horas.
- Golpes de rayos cósmicos: Los efectos de los golpes de rayos cósmicos en los CCDs son un problema bien conocido tanto en términos de la degradación a largo plazo en el funcionamiento del CCD como en los efectos no deseados en las mediciones de datos debido a la carga agregada a los pixeles que recibieron el impacto. Estos efectos se incluyen en la corriente de datos mediante un modelo de software.
- Prueba combinada: Todas las pruebas arriba mencionadas están diseñadas para aislar los efectos de factores de confusión individuales. Durante el vuelo, todos los factores de confusión actúan a la vez. En las pruebas combinadas el nivel esperado de cada uno de los factores de confusión se insertan simultáneamente durante períodos de hasta dos semanas.
http://www.kepler.arc.nasa.gov/Tech_Objectives.html
