Astronomi

Osäkerhetsfaktorer för bländare fotometri

Osäkerhetsfaktorer för bländare fotometri


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Antag att jag har en 2D-dataarray med antal räkningar i varje pixel (dvs. detta är bildmatrisen). Antag att jag har en annan 1-1-mappad dataarray med samma form som ger Gauss-standardavvikelsen 1-sigma i antalet räkningar i varje pixel i bilden (dvs detta är felmatrisen).

Om jag gör cirkulär bländare fotometri, beräknar jag bara -2,5 * log10 (summerade räkningar inom bländare) + magnitudeZeropoint.

Å andra sidan, för storleksusäkerheten på min bländarstorlek läser jag att jag ska göra en kvadratsumma av felen i min bländare och sedan beräkna bråkflödesosäkerheten som förhållandet mellan min kvadratur-summerade osäkerhet dividerat med mina uppmätta räknas från bilden och sedan storleksfel = 2,5 * log10 (1 + bråkflödesosäkerhet).

Hur kommer det sig att osäkerheten måste summeras kvadrat ($ sqrt { Sigma sigma_ {x, y} ^ 2} $), istället för att bara läggas till som jag gör med bildpixelvärdena? Kvadratursumman resulterar i ett mindre felfält men är det realistiskt? Jag betonar också att mina datauppsättningar finns i räkneenheter (dvs. ADU: er), inte elektroner.


Eftersom osäkerheten i antalet räkningar som detekteras i varje pixel anses vara oberoende. Det betyder att vissa av dem är högre än det "sanna värdet" (räkningshastigheten du skulle mäta om du observerade under oändligt lång tid), medan andra är lägre. Till viss del kommer dessa oberoende osäkerheter att avbrytas, och nettoresultatet är att för korrekt distribuerade fel är rätt protokoll det du har beskrivit.

Ett bra sätt att se detta är kanske att du antar att du tog 100 självständig mätningar av samma sak, var och en med sin egen, ungefär lika osäkerhet. Om jag frågade vad osäkerheten i genomsnittet var skulle du inte bara lägga upp alla fel och dela med 100 eftersom det skulle ge en osäkerhet som var identisk med den för en enskild mätning. Istället skulle du göra kvadratursumman av osäkerheterna och dela med 100, vilket minskar osäkerheten i genomsnittet med en faktor på $ sqrt {100} $.


Problem med installationen av Aperture Photometry Tool

Jag har använt APT många gånger tidigare för fotometri så jag känner till det. Jag laddade bara ner och installerade den på den här maskinen (Windows 10 Pro) och den laddas och går bra. Kanske har du en inställning på din dator som hindrar Java-filer från att köras? Jag använder också Firefox.

# 3 KLWalsh

Jag har använt APT många gånger tidigare för fotometri så jag känner till det. Jag laddade bara ner och installerade den på den här maskinen (Windows 10 Pro) och den laddas och går bra. Kanske har du en inställning på din dator som hindrar Java-filer från att köras? Jag använder också Firefox.

# 4 RazvanUnderStars

KLWalsh, det hjälper om du lägger ut den exakta varningen du får. Jag laddade ner APT från http: //www.aperturep. ladda ner /? did = 2 men jag är inte säker på vad du hänvisar till när du sa "Jag slog installera". Jag ser ingen installation, det är bara en zip som du behöver för att packa upp och sedan starta APT.bat. Den här fungerade för mig. Jag försökte APT.exe men det gjorde ingenting.

Observera att APT inte är ett Java applet, dvs ett Java-program som är utformat för att köras i din webbläsare, utan snarare en fristående Java Ansökan. (sidnot: moderna webbläsare har ändå slutat stödja Java-applets, eftersom tekniken är föråldrad). Så webbläsaren har inget att göra med det.

Jag tittade inuti APT.bat och det förutsätter att Java-körningen är på systemvägen, dvs den kan startas utan att ange hela sökvägen till den. Om du inte har Java eller om du inte har det på vägen kan du inte starta det.

Så det första du ska kontrollera är om du alls har Java installerat (det räcker att installera JRE = Java Runtime Engine, som är den del av Java som behövs för att köra applikationer. Det finns en större installation som heter JDK = Java Development Kit , som fungerar lika bra, men du behöver inte det).

Kontrollera sedan om Java är på systemvägen. JRE-installationen kommer sannolikt att ställa in det (jag har programmerat i Java i många år men bara använt JDK så jag kommer inte ihåg vad JRE-installationen gör).


Osäkerhetsfaktorer för bländare fotometri - Astronomi

UBV-fotoelektriska observationer presenteras för tre förmörkande binärer i LMC: HV 2241, HV 2765 och HV 5943. Innan ljuskurvorna löstes korrigerades de fotoelektriska uppgifterna för trängsel genom att studera modeller, baserat på CCD-observationer, av fälten runt variablerna. Ljusstyrkan hos kontaminerande stjärnor, både nära variablerna och i de områden som valts för himmelmätningar, bestämdes genom att simulera bländarfotometri på de modellerade stjärnfälten. Ljuskurvorna löstes med Wilson-Devinney-programmet genom att göra en systematisk sökning av parametrar. Numeriska simuleringar visade att en sökning med endast en fast parameter, massförhållandet, gav systematiska fel i lösningselementen. En sökning med två fasta parametrar, massförhållandet och ytpotentialen för den sekundära komponenten, hittade emellertid lösningselement som uppenbarligen är fria från systematiska effekter och är korrekta inom den osäkerhet som programmet uppskattar för dem. Preliminära absoluta dimensioner beräknas för komponenterna och systemens evolutionära status diskuteras.


Diagnostikinformation¶

I följande avsnitt diskuteras resultatet av en framgångsrik pipeline-körning i detalj baserat på den här exempelsidan.

Översiktsinformation¶

Överst på diagnoswebbplatsen listas datakatalogen, en del allmän information som teleskop / instrumentkombination, samt det totala antalet bearbetade ramar. Process LOG-filen (se ovan) är också länkad här.

Alla ramar som beaktas i processen listas i tabellen Datasammanfattning med information om datum och tid, mål, filter, luftmassa, exponeringstid och synfält. Som standard länkar ramnamnet till en separat sida med mer information om den specifika ramen.

Registrering¶

Den första raden i detta avsnitt listar den astrometriska katalog som användes i registreringen och om registreringen var framgångsrik eller inte. Följande tabell listar för varje ram några diagnoser som tillhandahålls av SCAMP, inklusive C: subscript: AS och C: subscript: XY som anger godheten i ramens rotationsvinkel och skala respektive ramens skift. ( sigma ) RA och ( sigma ) DEC ge en känsla för positionssäkerhet i bågsekvenser ( chi ) 2 Referens och ( chi ) 2 Inre kvantifiera godhetens passform. Mer information om dessa parametrar finns i SCAMP-handboken. Som standard leder bildnamnen till en separat ramrapportsida.

Instrumental fotometri¶

Den optimala bländarstorleken som används av PP bestäms med hjälp av en kurva för tillväxtanalys. Detaljer om hur den optimala bländaren erhölls finns i detta avsnitt.

De vänster tomt dokumenterar kurvan för tillväxtanalys. För ett antal bländarstorlekar bestäms flödet och SNR för både målet (röd linje) och genomsnittet över alla bakgrundskällor (svart linje). Observera att både flödet och SNR är bråkvärden - de är relativt det maximala flödet (av antingen målet eller bakgrundsstjärnorna) eller det maximala SNR. För att få tillförlitlig fotometri vill du inkludera så mycket flöde som möjligt men samtidigt hålla bländaren så liten som möjligt för att minimera buller som introduceras i bakgrunden - detta återspeglas av SNR: s topp (se t.ex. , Howell's Handbok för CCD-astronomi för en diskussion). PP använder medvetet inte bländaradien som ger högsta SNR. Den optimala bländaradien krävs för att inkludera minst 70% av både målets och bakgrundskällornas flöde - samtidigt måste den fraktionerade flödesskillnaden mellan målet och bakgrundskällorna vara mindre än 5%. Båda förhållandena minimerar effekten av potentiell eftersläpning på fotometriresultaten. Den optimala bländaradien väljs som den minsta bländaradien som uppfyller ovanstående villkor.

De rätt tomt visar median PSF full-width-half-max (FWHM) baserat på alla källor i fältet som en funktion av tiden. Den röda linjen indikerar den optimala bländardiametern för jämförelse. De uppmätta FWHM-värdena bör vara under den blå linjen, vilket innebär att bländardiametern är något större än bilden FWHM. Variationer i FWHM kan orsakas av att se variationer och / eller fokusförskjutningar. Observera att vid dåligt fokuserade bilder är den uppmätta FWHM en dålig indikator på den verkliga FWHM. Som standard kan du klicka på datapunkterna på FWHM-plot, som tar dig till respektive ramsida.

Fotometrisk kalibrering - katalogmatch¶

PP tillhandahåller en automatiserad fotometrisk kalibrering baserad på ett antal olika stjärnkataloger. Kalibreringsprocessen sammanfattas på diagnostikwebbplatsen med en plot av storleken nollpunkt som en funktion av tiden:

Variationer i nollpunkten beror på förändringar i luftmassan, liksom på grund av transparens och att se variationer (se FWHM-plot ovan).

Förutom översiktsdiagrammet ger PP detaljerad information om respektive ramsida enligt nedan:

Kalibreringsanalysen visar storleken på nollpunkten (röd linje) som en funktion av antalet bakgrundskatalogstjärnor som används i kalibreringen. Antalet bakgrundsstjärnor minskas genom att avvisa den mest betydande avvikaren åt gången. Den blå linjen visar den reducerade & ampchi: superscript: 2 av de återstående datapunkterna den prickade blå linjen indikerar en reducerad & ampchi: superscript: 2 av 1. För närvarande avvisas 50% av alla bakgrundsstjärnor (vertikal linje) baserat på deras viktade rester vikter står för fotometriska osäkerheter och katalogosäkerheter. Denna framställning visar att storleken på nollpunkten inte beror på antalet bakgrundsstjärnor som används i kalibreringen. Ytterligare alternativ inkluderar en kalibreringskarta, den faktiska bilden som överplottas med de stjärnor som användes i den slutliga kalibreringen och kalibreringsdatatabellen med alla bakgrundsstjärnor som användes i den slutliga kalibreringen.

Fotometri-resultat¶

PP ger slutlig fotometri för det eller de faktiska målen i fältet, liksom för en rimligt ljus stjärna som fungerar som en Kontrollstjärna. Control Star härleds med exakt samma kalibreringar och rutiner som målet, vilket ger en bra verifiering av hela processen. Vanligtvis bör Control Star ha en platt ljuskurva som inte visar signifikanta variationer. Det kan dock inte uteslutas att jämförelsestjärnan visar inneboende variation eller är föremål för detektoreffekter, vilket leder till fotometrisk variation. Jämförelsestjärnan måste vara närvarande i den första och den sista bilden av den bildserie som tillhandahålls.

För varje mål tillhandahåller PP en GIF-animation och en ljuskurva som visar kalibrerad fotometri. De enskilda ramarna i GIF visar den förväntade målpositionen (blå kors) och den faktiska bländarplaceringen och storleken som används (röd cirkel). GIF möjliggör identifiering av målmatchningar och föroreningar i fotometriöppningen. A visas för varje mål, vilket möjliggör en snabb och enkel identifiering av skadade ramar.

Den enskilda ramsidan gör det möjligt att inspektera motsvarande miniatyrbild där informationen om överlägget kan inaktiveras:


Introduktion till fotometri

Fotometri är en teknik som mäter ljusstyrkan hos en stjärna i en bild. Varje pixel på en CCD kommer att ha fått ett visst antal fotoner att falla på den under en exponering. Detta antal fotoner översätts till ett antal elektroner som lagras i CCD tills det läses upp. Ju fler fotoner träffar en viss pixel, desto fler elektroner lagras där.

Obs! Merope-kameran är inte längre installerad på Faulkes Telescope North.

På en faktisk CCD syns inte rutorna som visas ovan, som vi ser nedan i ett exempel på CCD från ett av LCOGT & # x27s Faulkes Telescope.

Fotometri med en bild

I en CCD-bild visas varje stjärna som en utsmetad cirkel som täcker flera pixlar. En linje kan dras genom stjärnan och dess ljusstyrka kan ses som en kurva. En ökning av ljusstyrkan på bilden och i grafen representerar ett område på CCD som hade fler fotoner landat på den. När CCD avlästes fanns det fler elektroner lagrade i dessa pixlar, vilket representerar ett ljust föremål.

När du gör fotometri placeras en cirkel (vanligtvis kallad en bländare) runt varje stjärna vars ljusstyrka ska mätas. Programvara används sedan för att lägga till antalet elektroner (numera ofta kallade räkningar) i varje pixel inom den cirkeln. Många fotometroprogram skapar automatiskt en bländare för varje stjärna med en radie som är den fulla bredden och det högsta av ljusstyrkan för stjärnan.

Vid mätning av ett objekts eller föremåls ljusstyrka över flera bilder tagna över tiden måste jämförelsestjärnor användas. Genom att använda en jämförelsestjärna eller stjärnor avlägsnas variation i ljusstyrka som kan orsakas av källor som atmosfären. Till exempel, om ett tunt moln passerade över teleskopet under flera exponeringar, skulle ljusstyrkan för alla stjärnorna i bilden minskas med en liknande mängd. Genom att använda jämförelsestjärnor delas effekter som dessa upp. Jämförelsestjärnor som har samma ljusstyrka som målstjärnan, inte mycket nära andra stjärnor och inte nära ramens kant gör de bästa valen. Astronomer jämför vanligtvis jämförelsestjärnorna och använder inte sådana som är variabla stjärnor.

Kvalitetsöverväganden

Över en hel bild finns det alltid en viss bakgrundsbelysning eller ljud från himlen. En del av denna effekt kan tas bort automatiskt med programvara. Att ta bort den genomsnittliga nivån för detta ljud kallas sky-subtraktion.

En vanlig himmelsubtraktionsteknik är att skapa en ringring utanför stjärnans bländare. Därefter divideras antalet räkningar i detta område med arean av ringrummet. Detta ger ett värde för den genomsnittliga mängden extra fotoner som kommer från himlen per pixel. Detta värde kan sedan multipliceras med bländarområdet och sedan subtraheras från det värde som hittades för stjärnans ljusstyrka.

En alternativ teknik är att placera en cirkel med samma radie som bländaren i ett område av bilden, nära målet, som verkar ha inga stjärnor. Den totala ljusstyrkan för denna cirkel kan divideras med dess område för att få det genomsnittliga antalet räkningar per pixel som kommer från himmelbakgrundsbrus.


Enkel bländare fotometri för hand

Aperture photometry är mätningen av ljus som faller inuti en viss bländare, vanligtvis menar vi en cirkulär bländare av någon fast storlek. XVista tv med kommandot kan du utföra enkel bländarfotoometri genom att peka markören på en stjärna och trycka på "a" -tangenten.

  1. samla bilderna för denna övning
  2. välja rätt bländare
  3. mäta instrumentstorlekar

Samla bilderna för den här övningen

Det första du behöver göra är att samla en uppsättning bilder för att mäta. Jag har valt några bilder av den variabla stjärnan IY UMa, tagen den 12 april 2006, vid RIT-observatoriet. Det finns 100 städade bilder tillgängliga, men du behöver inte alla. Välj ett intervall på tio nummer mellan 1 och 100 - säg 20 till 29. Utför sedan kommandon på följande sätt för att kopiera dina tio bilder på den lokala maskinen.

Det finns ett snabbare sätt att kopiera dessa 10 filer med Unix jokertecken '?' såhär:

Du bör sluta med tio rengjorda bilder i din nuvarande katalog, med namn som iyuma-020.fitetc. Testa att visa en just nu, bara för att se till att ingenting har gått fel.

Välja rätt bländare

Innan du kan börja mäta magnituder måste du välja en bra storlek för bländaren. Om du väljer en för stor bländare inkluderar du ljus från närliggande stjärnor:

Öppningarna nedan inkluderar inte ljus från närliggande stjärnor. men de är fortfarande tillräckligt stora för att det mesta av området som ingår runt en svag stjärna är tydligt bakgrundshimlen. Ljuset från själva stjärnan koncentreras i centrum.

  • det mesta av ljuset från stjärnan men
  • lite extra ljus (och buller) från bakgrundshimlen

En bra kompromiss är en bländare som är lite större än den synliga omfattningen av svaga stjärnor:

I praktiken är ett bra val för en bländares radie cirka 1,5 eller 2,0 gånger FWHM. Du kan snabbt mäta FWHM genom att flytta markören till en omättad stjärna och trycka på "r" -tangenten. Ett litet fönster som visar objektets radiella profil ska dyka upp, så här:

  1. mäta FWHM för dina bilder i pixlar
  2. varje pixel av dessa bilder är verkligen en 3x3 "superpixel". Plattans skala för dessa inbäddade bilder är 1,85 bågsekunder per pixel. Vad är FWHM för dina bilder i bågsekunder?
  3. beräkna en bra bländarstorlek i pixlar
  4. jämför din bländarstorlek med den för studenter som använder andra uppsättningar bilder. Är de samma, eller finns det variationer i FWHM från uppsättning till uppsättning?

Mäta instrumentella magnituder

Först måste du ställa in bländarens storlek. Den lagras i XVista symbolbord, en liten ASCII-textfil i CCD-användarens hemkatalog. Du kan visa innehållet i tabellen genom att skriva kommandot XVista xlet:

Bländaradien styrs av bländarradie ställer in den till önskad bländaradie i pixlar:

Du måste också ställa in radierna för den ring som används för att mäta lokala bakgrundshimmelsvärden för varje stjärna.

Rimliga värden för sky annuli är cirka 4-5 gånger bländaradien för den inre gränsen och cirka 6-7 gånger bländaradien för den yttre gränsen. Det är okej om ringröret innehåller en eller två stjärnor, så länge den stora majoriteten av dess pixlar är enbart bakgrundshimlen.

Om du vill se hur stor en radie på 10 pixlar ser ut jämfört med stjärnorna kan du definiera en cirkel vid en stjärnas position (låt oss låtsas att den är på rad 234, kol 173) och sedan visa den på alla aktuella bilder såhär:

Låt oss säga att du bestämmer dig för att himmelrundan ska ha radier 10 och 20 pixlar.

När du väl har ställt in bländarna är du redo att mäta instrumentstorlekar. Visa en ren bild med tv kommandot, flytta markören till en intressant stjärna (ibland hjälper det att använda "z" -tangenten för att zooma in för en närbild) och tryck på "a" -tangenten.

  1. rad av stjärncentrum
  2. kol av stjärncentrum
  3. totalt (räknar - himmel) i bländaren (räknar)
  4. antal pixlar inuti bländaren
  5. instrumentell storlek av objektet
  6. bakgrundshimmelsvärde inuti bländaren (räknas per pixel)
  7. bländaradie (pixlar)
  8. ringradius inre himmel (pixlar)
  9. yttre himmel annulusradie (pixlar)

De instrumentell storlek är INTE samma som "standardstorlek" för stjärnan som du skulle hitta i en katalog istället, det är helt enkelt totalvärdet (räknar - himlen) inuti din bländare, omvandlad till en logaritmisk form som så:

Om du upptäcker att stjärna A har en instrumentell storlek som är cirka 1,2 ljusare än stjärna B, är det förmodligen sant att katalogstorleken på A kommer att vara cirka 1,2 ljusare än katalogstorleken för stjärna B. är godtycklig.

Ibland hjälper det att plotta en radiell profil med "r" -tangenten. Grafen ger dig en aning om mätningens signal-brusförhållande (S / N).

Höjden på toppen av denna radiella profil är ett mått på den (himmel-subtraherade) signalen från stjärnan. Spridningen av pixelvärdena långt från centrum är ett mått på bullret i himmelbakgrunden. Förhållandet mellan de två är ett sätt att uppskatta S / N för stjärnmätningen.

  1. Vad är S / N-förhållandet baserat på den radiella profilen ovan?
  2. Uppskatta precisionen för en enda storleksmätning av stjärnan vars radiella profil visas ovan.

Se upp för dåliga bilder!

När du analyserar en uppsättning bilder kan du ibland se något som inte ser riktigt ut. Till exempel mätte min kollega Lew Cook den variabla stjärnan OV Boo en natt när han märkte detta:

Om du stöter på något som inte verkar vara rätt, är det bäst att hoppa över bilden och lämna den borta från ytterligare beräkningar.

Instrumentstorlekar av IY UMa och två jämförelsestjärnor

Vänligen mäta instrumentstorlekarna för den variabla stjärnan IY UMa och två jämförelsestjärnor i var och en av dina bilder. Använd stjärnorna märkta "A" och "B" i det här diagrammet:

Du borde skapa ett bord som ser ut så här: och så vidare. Den första kolumnen ska vara bildindexnummer, som vi kommer att använda som en stand-in för tiden. Du kan titta i FITS-rubriken och konvertera UT-värdet till Julian Date om du vill sätta dina resultat i en mer officiell form.

När du har gjort ditt bord skapar du en ljuskurva - ett diagram som visar storleken på den vertikala axeln (med ljus överst, så mindre siffror överst!) och tid på den horisontella axeln. Gå till datorn där din instruktör har skapat ett enkelt kalkylark. Skriv dina nummer i kalkylbladet och se till att dina värden går in i rätt kolumner. När alla har skrivit in hans data plottar vi alla mått.

  1. Varför bad jag dig inte att använda den ljusaste stjärnan i fältet (markerad "Q" i diagrammet) som jämförelse?
  2. Ser du några mönster i din ljuskurva?

Differentiell fotometri

Alla stjärnor verkar bli ljusare och svagare samtidigt.

Kuren för detta symptom är att välja en stjärna som referens och beräkna skillnaden mellan denna stjärna och alla andra stjärnor i fältet. Om du till exempel skulle välja stjärna "A" som referens, skulle du beräkna för varje bild. I stället för att plotta den råa storleken kontra bildindexnummer (eller tid) för att skapa en rå ljuskurva, plottar du differentiell storlek kontra bildindex (eller tid). Alla vanliga mönster ska försvinna - så länge du valde en bra referensstjärna - lämnar bara de instrumentella förändringarna för varje stjärna.

För mer information

Upphovsrätt & kopia Michael Richmond. Detta arbete är licensierat under en Creative Commons-licens.


Osäkerhetsfaktorer för bländare fotometri - Astronomi

Hitta stjärnor. Sammanfatta totalt ljus. Den är spridd över flera pixlar i en form som ges av punktspridningsfunktionen. Men behöver också uppskatta och subtrahera bakgrund.

Felberäkning: vi kommer att summera över pixlar. Tänk först på objektöppningen:

där summan är över pixlar och är bakgrunden per pixel. För att få den sanna signalen, skulle behöva närma sig oändligheten eftersom stjärnprofilen fortsätter till stora avstånd. I praktiken väljer vi dock så att en repeterbar fraktion av ljus faller inom pixlarna oberoende av exponering. Därefter vill vi bestämma felet i vår mätning av. Bullret är

Så nu måste vi överväga hur vi kommer att uppskatta. I det enklaste fallet går vi bara bort från stjärnan och tar sedan medelnivån. Generellt vill vi minimera effekterna av ojämn bakgrund, så vi överväger en ring runt stjärnan. Om denna ring innehåller pixlar, då

Av detta ser vi att fel vid bestämning av bakgrunden är små bidrag till det totala felet i stjärnan om, och i allmänhet så är fallet. Om felen i bakgrundsbestämningen är försumbar, då

vilket är ett viktigt resultat.

Med detta kan man överväga det optimala valet av bländare. När bländaren ökar minskar signal-till-bruset tydligt, så länge du har en rimlig bråkdel av det totala stjärnljuset, gäller detta särskilt för svagare stjärnor. Det optimala valet av bländare beror på stjärnans ljusstyrka: en större bländare blir bättre för ljusare stjärnor, en mindre bländare för svagare stjärnor. Men kom också ihåg att vi inte vill använda en för liten bländare, annars kan vi inte jämföra resultat från olika ramar på grund av förändringar i PSF.

Detta leder till den vanliga tekniken att använda små bländare för alla stjärnorna på ramen, men stora bländare för några ljusa stjärnor. De få ljusa stjärnorna antas ha representativa PSF för den här ramen, så alla små bländare kan mätas med bländare till stora bländare utan den ökade buller du skulle få om du faktiskt använde en stor bländare. Observera att du inte kan bli godtyckligt liten eftersom du så småningom kommer att stöta på problemet med PSF-variationer över bilden om det inte finns något annat skäl än några små beroende av pixelcentrering.

Faktum är att du kan göra bättre för S / N om du använder ytterligare information. Om du vet formen på PSF kan du använda den här informationen för att passa din stjärnbild, vilket ökar S / N i processen. Enkel linjär minsta kvadrat argument, om du känner till PSF och positionerar exakt, leder till

Observera att du kommer att förbättra S / N, men bara om ditt antagande att din kunskap om PSF är god är giltig. Detta leder naturligtvis in i nästa område med stjärnfotometri i trängande fält, när du tvingas montera PSF oavsett om du gillar det eller inte.


Aperture Photometry Tool

Jag är intresserad av att starta bländare fotometri och stötte på detta verktyg och undrade om någon här hade någon erfarenhet av det?

# 2 rutherfordt

Jag har använt APT (vad professionella astronomer kallar det - det finns också ett fotografiprogram som går med samma initialer), men min erfarenhet är verkligen begränsad. Min grupp använde den för att göra fotometri, med hjälp av data från Spitzer och Herschel, om unga stjärnor som en del av ett forskningsprogram som vi var involverade i på Caltech (det är där mjukvaran har sitt ursprung). Vi använde den för att mäta stjärnflöden som vi sedan konverterade till magnituder med hjälp av lämplig formel. det verkade fungera bra för den användning vi behövde det för och det borde fungera bra för den typ av vanlig fotometri som de flesta av oss gör (med hjälp av en kompstjärna med känd ljusstyrka, etc.), även om jag aldrig har försökt använda den på det sättet. Det är ett ganska kraftfullt program (och det är gratis) så det är definitivt värt din tid att utforska.

Du kan också prova "Astro ImageJ", det är också gratis och kommer att göra fotometri, men jag har aldrig använt det för det.

Slutligen finns det den gamla Meade "AutoStar Suite" som följde med deras DSI CCD-kameror - det skulle också göra fotometri och gjorde det ganska bra - jag använde det senast för ungefär 10 år sedan, men det verkade fungera bara bra för mig då. Gratis nedladdning från Meade.

Redigerad av rutherfordt, 21 augusti 2018 - 18:41.

# 3 555aaa

Tack för att du publicerade det här, det ser intressant ut. Jag använder för närvarande MPO Canopus och AstroImageJ för bländare fotometri och fotometri verktyg i Astrometrica för psf fotometri. MPO Canopus och Astrometrica kommer automatiskt att "kalibrera" eftersom de genererar ett ensemble av referensstjärnor från en plattlösning och jämförelse med storlekskataloger. AAVSO har också ett onlineverktyg om du är medlem, men jag har inte använt det framgångsrikt. AstroImageJ är verkligen skräddarsydd för exoplanetforskning och MPO Canopus och Asrtrometrica används mycket för asteroidfotometri respektive astrometri.

Av de verktyg jag har gör MPO Canopus förmodligen det bästa jobbet, men jag tycker fortfarande att det är förvirrande att använda och jag erkänner att jag verkligen inte känner mig väldigt bra runt AstroImageJ. För mig måste jag exportera data ur den till ett kalkylark för att konvertera flöden till storleksordningen och göra alla mina korrigeringar. Astrometrica har en fotometrirapport som fungerar bättre än de andra verktygen för trånga fält eftersom det inte är ett bländarbaserat verktyg.

Redigerad av 555aaa, 22 augusti 2018-10: 43.

# 4 noisejammer

För ett tag tillbaka använde jag rutinmässigt AIP4Win för fotometri - Det fungerade bra under XP och Windows 7 Pro och tillät mig att bearbeta upp till 1000 bilder per dag. Det såldes av Willman-Bell med en utmärkt text om bildbehandling.

När jag arbetade med mer statiska mål har jag också använt AstroArt. Detta kan leverera kalibrerade bilder mycket enkelt.

# 5 Ed Wiley

Platsen att gå är AAVSO-webbplatsen. AAVSO-medlemmar med CCD gör bländarfotometri. Vi kallar vanligtvis bländare fotometri bara "fotometri." Bländaren är regionen som innehåller din målstjärna (med andra bländare som innehåller din jämförelse och kontrollstjärnor). Nästan allt amatörarbete utförs som vad vi kallar differentiell fotometri, jämfört med all himmelfotometri som praktiseras av proffs. Du kan också uppskatta stjärnstorlekar visuellt och på andra sätt, såsom spektrografer eller från fotografiska plattor, bara för att nämna två ..

Jag har ingen erfarenhet av den specifika programvaran du citerar så jag kan inte kommentera den. Det finns många andra bra programvaror tillgängliga för amatörer, varav några nämns ovan. Jag använder AIP4WIN för att kalibrera och AAVSO-verktyget VPhot för att mäta. (VPhot kräver AAVSO-medlemskap, värt avgifterna IMO.) Kolla in AAVSO, det finns manualer (gratis att ladda ner av icke-medlemmar) och du behöver inte vara medlem för att läsa forumen. Det finns online-kurser om många ämnen (jag har undervisat i båda delarna av CCD-kursen).

ps: Jag skulle aldrig sätta en bländare på två stjärnor samtidigt, jag antar att APT-författarna vill att du ska veta att de kan göra elliptiska bländare, inte en dålig funktion alls.

# 6 PhilEdmonds

Platsen att gå är AAVSO-webbplatsen. AAVSO-medlemmar med CCD gör bländarfotometri. Vi kallar vanligtvis bländare fotometri bara "fotometri." Bländaren är regionen som innehåller din målstjärna (med andra bländare som innehåller din jämförelse och kontrollstjärnor). Nästan allt amatörarbete utförs som vad vi kallar differentiell fotometri, jämfört med all himmelfotometri som praktiseras av proffs. Du kan också uppskatta stjärnstorlekar visuellt och på andra sätt, såsom spektrografer eller från fotografiska plattor, bara för att nämna två ..

Jag har ingen erfarenhet av den specifika programvaran du citerar så jag kan inte kommentera den. Det finns många andra bra programvaror tillgängliga för amatörer, varav några nämns ovan. Jag använder AIP4WIN för att kalibrera och AAVSO-verktyget VPhot för att mäta. (VPhot kräver AAVSO-medlemskap, värt avgifterna IMO.) Kolla in AAVSO, det finns manualer (gratis att ladda ner av icke-medlemmar) och du behöver inte vara medlem för att läsa forumen. Det finns online-kurser om många ämnen (jag har undervisat i båda delarna av CCD-kursen).

https://www.aavso.org

Ed

ps: Jag skulle aldrig sätta en bländare på två stjärnor samtidigt, jag antar att APT-författarna vill att du ska veta att de kan göra elliptiska bländare, inte en dålig funktion alls.

Jag försökte gå med i AAVSO. De var verkligen ohjälpsamma på forumen, det fanns en ständig känsla av "du måste vara i klubben, du måste spendera de år vi har arbetat på hur man gör det, gå nu bort". Med andra ord, ingen hjälp alls, mycket nedslående. Jag förnyade inte mitt medlemskap.

# 7 Ed Wiley

Det låter inte som den AAVSO som jag känner. En kollega och jag undervisar i CCD-kursen speciellt utformad för att lära ut grunderna för fotometri. Det finns andra kurser som lär ut hur man använder verktyg som VPhot och periodanalys. Jag har aldrig stött på en ny nybörjare som hade den typ av svar du stött på i forumen och jag föreslog att svaren du fick inte är typiska för AAVSO-medlemmar. Fact is: it doesn't take years and you don't have to be a member of the "club" (whatever that means). Anyone who represented AAVSO, or the photometry community in general, in this manner should be ashamed.

At any rate, he AAVSO CCD manual is available to you without membership and without having to take any course. I suggest that you download it and begin your photometric journey. There is also the British BAAVSS ( http://www.britastro.org/vss/ ).

Fact is: If you get into variable star work and wish your results to be scientifically useful you will need to submit them to a database. The AAVSO maintains the largest database and submission do not require membership. I believe the BAAVSS also accepts measures, but I think (but am not sure) that those measures eventually end up at AAVSO.


Aperture photometry uncertainties - Astronomy

Astronomy Observation: Pleiades Photometry

1. Log into the Carson-Newman computer network at a Windows computer (for example, in DSC 126). Double click on the Network Shortcuts icon, on the Astronomi icon, then on Photoelectric Photometry.

2. Click on the Login option at the top of the screen. Click OK, then on the "Start" option at the top of the screen.

3. Open the dome. Observe the stars of the Pleiades cluster, as they move slowly across the finder scope field of view. Turn on the tracking and observe that the motion of the stars stops. Observe how the stars move as you slew the telescope N, S, E, W. (Note: only the stars in the Pleiades cluster have been entered. Record the date and local time when you start your observations: Date: _______________ Time: _______________

4. Set the slew rate to 16. Slew the telescope N or S until a fairly large number of stars lies along a horizontal stripe equal to the height of the instrument, as indicated by the red square. (Note: if others are doing this lab at about the same time, you might each take a different stripe across the cluster and then combine your plots, for better results.) Slew E until the left-most star in your stripe is about in the middle of the field. Change field of view to the instrument. Slew further E until there are Nej stars near the circular aperture indicated in the center of the instrument. Set the photometer for 10 seconds and 5 integrations. Take a reading using the V (visual) filter. Take another reading using the B (blue) filter. Background readings are taken only once, and do not need to be recorded.

5. Slew the telescope until the left-most star in your stripe is in the circular aperture. Reduce the slew rate to 4 and center the star in the aperture. Set the photometer for 10 seconds and 1 integration. Take readings with both the B and V filters. If the Signal-to-Noise ratio is less than 100, increase the number of seconds and/or integrations and repeat, so the SN ratio will be greater than 100, if possible. Record the RA, DEC and both B and V magnitudes..

6. Increase the slew rate back to 16. Slew W (and maybe a little N/S) until the next star in your stripe is in the center. If necessary, check the RA and DEC against the ones already recorded, to verify that this is a different star. Set the slew rate to 4 and center the star in the aperture. Repeat the readings in step 5 for this star, and for as many stars within your horizontal stripe as you can observe in about an hour, by proceeding westward across the cluster. You may occasionally switch to finder field of view, to check your progress across the cluster. Be sure to include both dim stars and bright ones in your measurements.

7. After you have collected data for at least 15 stars, quit the photometry program and double click on the Graphical Analysis icon on the desk top (or in the Astronomy folder, if you are not in the Physics lab). Click the open file button, open the j: drive, then the Physics folder and then the Astronomy folder. Select the file, "photomet" and open it. Enter a value of MB and the corresponding value of MV in the appropriate column of the data table. Note that MB-V and the negative of MV will be calculated and plotted as you enter data. De negative of MV is plotted, to turn the graph upside down, like professional astronomers! If possible, enter data for Övrig stars in the cluster, obtained by a classmate.

8. After all data has been entered, click on the MB-V column heading, then, if the values are not in order, click on the sort button under the data menu. Click OK, to sort the data in order of MB-V. Now click on the Graph Window title bar, click on the linear regression button , to display a straight line, as close as possible to the data points.

9. If there are any points which lie far above or below the main sequence region, they should be deleted. To delete a point, click on the data point in the graph, to mark the data item in the data table, then click on the row number, to highlight the row, press Delete and answer OK. If points have been deleted, click on the upper left corner of the regression box to delete it, and repeat step 8.

10. Record below the negative of the value of B, the intercept of your data, where your observed visual magnitude corresponds to a color index = 0. Draw a line thru the middle of the MS stars in the H-R diagram below. Read the absolute magnitude of a main sequence star where B-V color= 0 and record the value of MAbs(0), below. Compute the estimated distance to the Pleiades cluster (notice that the last operation in the equation is to raise 10 to some peculiar power, inte to multiply!). Compare with 127 pc, obtained by professional astronomers.


Aperture photometry uncertainties - Astronomy

The colors we calculated in Working with catalogs (estimating colors) used a different segmentation map for each object. This might not satisfy some science cases that need the flux within a fixed area/aperture. Fortunately Gnuastro&rsquos modular programs make it very easy do this type of measurement (photometry). To do this, we can ignore the labeled images of NoiseChisel of Segment, we can just built our own labeled image! That labeled image can then be given to MakeCatalog

To generate the apertures catalog we&rsquoll use Gnuastro&rsquos MakeProfiles (see MakeProfiles). But first we need a list of positions (aperture photometry needs a-priori knowledge of your target positions). So we&rsquoll first read the clump positions from the F160W catalog, then use AWK to set the other parameters of each profile to be a fixed circle of radius 5 pixels (recall that we want all apertures to have an identical size/area in this scenario).

We can now feed this catalog into MakeProfiles using the command below to build the apertures over the image. The most important option for this particular job is --mforflatpix , it tells MakeProfiles that the values in the magnitude column should be used for each pixel of a flat profile. Without it, MakeProfiles would build the profiles such that the sum of the pixels of each profile would have a magnitude (in log-scale) of the value given in that column (what you would expect when simulating a galaxy for example). See Invoking MakeProfiles for details on the options.

The first thing you might notice in the printed information is that the profiles are not built in order. This is because MakeProfiles works in parallel, and parallel CPU operations are asynchronous. You can try running MakeProfiles with one thread (using --numthreads=1 ) to see how order is respected in that case, but slower (note that the multi-threaded run will be much more faster when more mathematically-complicated profiles are built, like Séric profiles).

Open apertures.fits with a FITS viewer and look around at the circles placed over the targets. Also open the input image and Segment&rsquos clumps image and compare them with the positions of these circles. Where the apertures overlap, you will notice that one label has replaced the other (because of the --replace option). In the future, MakeCatalog will be able to work with overlapping labels, but currently it doesn&rsquot. If you are interested, please join us in completing Gnuastro with added improvements like this (see task 14750 38 ).

We can now feed the apertures.fits labeled image into MakeCatalog instead of Segment&rsquos output as shown below. In comparison with the previous MakeCatalog call, you will notice that there is no more --clumpscat option, since there is no more separate &ldquoclump&rdquo image now, each aperture is treated as a separate &ldquoobject&rdquo.

This catalog has the same number of rows as the catalog produced from clumps in Working with catalogs (estimating colors). Therefore similar to how we found colors, you can compare the aperture and clump magnitudes for example.

You can also change the filter name and zero point magnitudes and run this command again to have the fixed aperture magnitude in the F160W filter and measure colors on apertures.


Titta på videon: Bländare u0026 Skärpedjup (Maj 2022).