In questa sezione sono illustrate le operazioni che vengono svolte all'interno della cupola per il raggiungimento dell'operatività e per l'ottenimento del massimo grado di affidabilità dei dati. Ci sono infatti molti fattori da considerare.
Innanzitutto la temperatura interna della cupola deve essere il più possibile simile a quella esterna, al fine di minimizzare gli effetti di turbolenza indotti dalla differente temperatura iniziale. Inoltre, alla temperatura è collegata la dilatazione termica dei materiali di cui è costituito il telescopio: una dilatazione dell'intera struttura anche di frazioni di millimetri genera una sensibile sfocatura, che dovrà poi essere corretta. Occorre quindi aprire il vano della cupola circa un'ora prima dell'inizio delle osservazioni. Ovviamente durante la notte la temperatura solitamente scende e di conseguenza occorrerà ricontrollare la messa a fuoco.
L'operazione di fuocheggiatura della camera digitale CCD è critica: occorre spostare l'intera CCD (con annessa eventualmente ruota portafiltri o altri accessori) di decimi di millimetro affinchè le stelle risultino più piccole e rotonde possibili. La precisione di questa operazione viene garantita da un apposita messa a fuoco elettronica.
Come ultima operazione si procede alla regolazione precisa dell'ora dei computer di puntamento e di acquisizione immagini tramite segnale orario Internet dal sito dell'USNO (United States Naval Observatory). Per asteroidi NEO veloci, il timing del PC deve essere preciso al secondo, ed a volte anche al decimo di secondo.
Una volta effettuate queste operazioni si procede con il puntamento degli oggetti da riprendere.
Ma quali oggetti fotografare?
Solitamente si tende a preferire gli asteroidi di più recente scoperta, quelli che in maniera specifica richiedono di essere osservati oppure quelli molto deboli e quindi non alla portata di tutti gli astrofili.
La più urgente fonte di lavoro è sicuramente la NEO Confirmation Page del Minor Planet Center, dove sono elencate le più recenti scoperte di asteroidi vicini alla Terra. Un'altra fonte importante è la Spaceguard Priority List, contenente tutti gli asteroidi NEO che richiedono osservazioni urgenti.
In alternativa esistono delle apposite liste, come la Bright Recovery Opportunities sempre del Minor Planet Center, oppure la Bright Recovery List dello Spaceguard, che elenca tutti i NEO non ancora osservati nella loro seconda apparizione.
Una volta scelti gli oggetti da riprendere, si procede con l'acquisizione delle immagini. In base alla velocità dei target occorre scegliere il corretto tempo di posa, in secondi. In base alla luminosità, invece, decidiamo quante pose effettuare.
Affinchè si riescano a misurare correttamente le immagini, sia le stelle sia l'oggetto devono essere puntiformi. Si assicura la puntiformità delle stelle grazie al motore principale del telescopio, che lo muove alla stessa velocità della rotazione terrestre, ma in senso opposto. L'asteroide, essendo un oggetto relativamente vicino a noi, differisce dalle stelle a causa del suo moto proprio: se il tempo di posa risulta troppo elevato, allora noteremo una striscia anzichè un punto. Per evitare ciò, si contiene l'esposizione in maniera tale da non permettere all'asteroide di lasciare una traccia: questo valore equivale in genere a due pixel della camera digitale. Sapendo che ogni pixel equivale a 1,5 secondi d'arco, ne consegue che l'esposizione dovrà essere calibrata in maniera tale da contenere il moto dell'asteroide entro 3 secondi d'arco. Se l'asteroide si muove di 6 secondi d'arco al minuto, la posa massima sarà di 30 secondi.
Se nelle singole immagini l'asteroide o la cometa non sono visibili perchè troppo deboli, allora occorrerà sommare tra loro più immagini, grazie a particolari software come Astrometrica di Herbert Raab. Grazie alla sua efficacia è stato per noi possibile osservare oggetti che altrimenti non avremmo mai potuto riprendere, neppure con un telescopio da 60cm.
Una volta acquisite tutte le riprese, occorre eliminare le fonti di "rumore": sottraiamo quindi ad ogni immagine il corrispondente dark frame e le dividiamo per il flat field (le definizioni dei termini, così come varie nozioni che riguardano le camere CCD sono presenti nella sezione Camere CCD).
Ora è possibile misurare accuratamente la posizione dell'oggetto all'interno delle nostre immagini ed inviare le misurazioni al Minor Planet Center.