Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://observ.pereplet.ru/images/Irkutsk/test_work/describe.doc Дата изменения: Sun Feb 25 12:29:02 2007 Дата индексирования: Mon Oct 1 21:36:03 2012 Кодировка: koi8-r Поисковые слова: scientist

Исследование оптика телескопа AZT-33IK на примере изображения
grb070208_s4_002_callib.fit



Горбовской ЕС, Липунов ВМ ГАИШ МГУ, физ-фак МГУ от группы МАСТЕР

По всем вопросам gorbovskoy@sai.msu.ru или +79032077825

Вы писали:
Обработка, как я это понимаю, включает:
- коррекцию за темновой ток и плоское поле (даже после этих операций
на данном кадре остаются блики от ярких звезд, устранить их
не удается)
- выделение объектов на кадре
- идентификацию объектов со звездным каталогом
- привязку fits-файла (запись WCS-информации в заголовок)

Во первых вы забыли об автоматическом определении предельной звездно
величены на кадре. Когда наблюдений много это важно!

Все операции автоматически проделываются за 3-5 секунд (конкретно на этом
кадре 3 сек на компьютере 3.2 GHz). Результат в виде откалиброванного фитс
файла со всеми необходимыми полями и каталога звезд прикреплен к письму.
Хочу учесть, что обработка оптимизирована для работы в широких и
сверхшироких полях, так что если время очень критично его можно сократить
еще как минимум вдвое за счет оптимизации на поле.
Смотрите! Описание WCS и формата каталога ниже изложено.

Так же считаю нужным представить некоторую вспомогательную информацию
касательно плоского поля и опред. Автоматического предела кадра.

В дальнейшем после этой (как мы ее называем) первичной обработки возможен
дальнейший, подчеркиваю автоматический анализ объектов на кадре, их
классификация, выявление особенностей.

PS. Если что все картинки в лучшем качестве находятся в архиве images.rar

Рис1 Распределение отклонения отождествленных звезд в зависимости от их
положения на кадре. Построено по одному кадру без усреднения, поэтому
имеет чисто иллюстративный смысл. Для получения количественных
характеристик оптики необходимо больше кадров. Хочу отметить, что именно
этот график, а не последующие дает наиболее полную картину качества оптики,
ибо сетка является, по сути, интерполяцией (а на краях даже экстраполяцией)
этих данных.
[pic]
Рис2 Собственно исправления, которые вносит сетка шаг по пикселям 5
пикселов Начало отсчета пиксель с координатами [crpix1, crpix2] те в нашем
случае [256,256]
[pic]
Рис3 Тоже самое только шаг 20 пикселов (Исправления которые вносит сетка)
[pic]

Хочу от себя сказать пару слов. Для такого маленького поля зрения, Ваше
поле является безумно криволинейным. Это, безусловно, негативно скажется и
на точности астрометрии и на фотометрии тоже. Конечно же, программно
выправить его удается, и карта остаточных ошибок выглядит случайно, однако
продумать аппаратную часть стоит. Средняя ошибка определения координат 0.6
сек. Однако для большинства звезд меньше и составляет 0.3 сек в центре
кадра. Среднее портиться по краям где полином сетки занимается
экстраполяцией.

Рис4 Катра остаточных ошибок. (длинны векторов слишком малы) видны только
направления
[pic]
Рис5-6 Фотометрические кривые цель, которых установления предела
[pic]

[pic]

Автоматический предел 19.4

Среднее значение FWHM 12.7 по всем ведам и 6.9 по отождествленным почему
можно утверждать, что фокус великоват для данной камеры и качества
изображения. Так же можно попробовать подфокусироваться.


Наш алгоритм хорош для определения предела кадров, предел которых заведомо
ниже предельной звездной величины каталога сравнения и для достаточно
большого количества звезд. В вашем случае значение предела может несколько
отличаться от реального. Возможно здесь будут уместны экстрополяционные
методы опред. Предела которые мы пока что не развивали за ненадобностью.

Рис7 Кривая зависимости определенной звездной величины от каталожной для
опорных звезд.
[pic]

неравномерность этой кривой можно объяснить переменностью звезд, а так же
систиматическими ошибками при выделении предельно слабых объектов
Калибровка производилась по величине USNO B1 r2

Описание каталога.
Выделение звезд производилось при помощи программы SExtractor, а так же
последующей коррекцией звездной величины.
В файле grb070208_s4_002_callib.cat содержится каталог всех найденных
звезд на кадре с определенными параметрами
По столбцам

# 1 NUMBER Running object number
# 2 FLUX_ISOCOR Corrected isophotal flux
[count]
# 3 FLUXERR_ISOCOR RMS error for corrected isophotal flux
[count]
# 4 MAG_ISOCOR Corrected isophotal magnitude
[mag]
# 5 MAGERR_ISOCOR RMS error for corrected isophotal magnitude
[mag]
# 6 X_IMAGE Object position along x
[pixel]
# 7 Y_IMAGE Object position along y
[pixel]
# 8 FWHM_IMAGE FWHM assuming a gaussian core
[pixel]
# 9 FLAGS Extraction flags
# 10 CLASS_STAR S/G classifier output
# 12 CORRECTED MAGNITUDE magnitude corrected by catalog
# 13 RA [deg] right assential in dementical
degree
# 14 DEC [deg] declination in dementical degree

Остальные поля принадлежат тем звездам, которые были отождествлены с USNO
B1

# 15 USNO-B1 [mag] Magnitude
# 16 USNO-B1 [deg] RA
# 17 USNO-B1 [deg] DEC

ВНИМАНИЕ!!! Столбец N-4 это некая вспомогательная звездная величена объекта
реальная звездная величина записана в колонке 12

Фитс файл! Замечание по полям CVS.

Поля crpix - это всего лишь указание на опорный пиксель! Технически очень
удобно когда на одном инструменте он всегда один и тот же. Еще удобнее
когда это центральный пиксель! Поэтому не стоит подгонять его под точку
исследуемого объекта. А уж те более делать его дробным!

Поля A1_[i] A2_[i] и тд это коэффициенты полинома сетки. Просмотрщики
должны уметь их понимать.

Более подробно читайте здесь

http://www.atnf.csiro.au/people/mcalabre/WCS/index.html

Описание SExtractor можно найти последнее на сайте www.sourceforge.net или
например тут http://terapix.iap.fr/IMG/pdf/sextractor.pdf


Рис 8 Ваш кадр , область DSS и область SDSS места предполагаемого Гамма
всплеска по координатам XRT и интерфейс нашей базы данных.
[pic]
MASTER-NET
ГАИШ МГУ 24.02.2007г.