Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес
оригинального документа
: http://lnfm1.sai.msu.ru/~math/daophot/node10.html
Дата изменения: Thu Mar 3 13:24:57 2005
Дата индексирования: Mon Oct 1 22:35:03 2012
Кодировка: koi8-r
Поисковые слова: heart nebula
|
След.: Конвертация MIDAS'овских таблиц в
Выше: Основные этапы обработки.
Пред.: Определение PSF.
После того, как PSF для изображения получена, можно приступать к
самому важному шагу в случае тесных звездных полей - это
точное определение звездных величин перекрывающихся звезд. Для этого
служит программа allstar/daophot, которая, как я уже писал, является
отдельной (от daophot/daophot) программой. Соответственно, запускать ее
надо из командной строки MIDAS'а.
При запуске программы allstar/daophot, на экран выводятся, установленные
по умолчанию, значения параметров, используемых allstar/daophot. Значения по
умолчанию могут быть изменены редактированием файла allstar.opt (файл
автоматически создается в текущей директории при первом запуске команды).
Кратко опишу значения некоторых параметров команды allstar/daophot.
- FITTING RADIUS. Имеет тот же смысл, что и в
параметрах команды daophot/daophot (п. 2.1.7)
- IS (INNER SKY RADIUS) и OS (OUTER SKY RADIUS) Радиусы колец,
ограничивающие область, которая будет
использована для определения фона. Причем, если IS < OS, то каждую
третью итерацию, которую проводит allstar/daophot (соответственно, после
вычитания некоторого количества звезд из кадра), allstar/daophot
определяет заново фон по областям находящимся между радиусом IS и OS. Если
же OS < IS, то при аппроксимации используются значения фона, определенные в
ходе работы команды daophot/daophot.
Причем, для данной процедуры имеет смысл не слишком завышать значения IS и
OS, так как значения фона для конкретной звезды будут определяться уже после
вычитания самой звезды. Т.е. IS имеет смысл положить порядка FWHM, а OS, не
больше характерных размеров переменности фона. (Мое персональное мнение, что
лучше, чтобы OS было меньше чем PSF RADIUS, тогда совсем яркие
звезды (если такие конечно есть), у которых крылья "вылезают" за PSF RADIUS,
не будут давать неправильное значение фона)
- MAXIMUM GROUP SIZE
Максимальный размер группы звезд, для которой в аппроксимации
будут одновременно определяться параметры.
- CE (CLIPPING EXPONENT) и CR (CLIPPING RANGE)
Эти параметры определяют критерии отбрасывания "плохих" пикселей. В
принципе, значения по умолчанию достаточно разумны, однако, для
отключения отбрасывания "плохих" пикселей (если необходимо) надо присвоить
CLIPPING EXPONENT значение 0.
- REDETERMINE CENTROIDS
Значение этого параметра определяет, будет ли allstar/daophot уточнять
координаты центров звезд (т.е. будут ли они в качестве
параметров аппроксимации). Значение по умолчанию равно 1, что означает, что,
по умолчанию, координаты уточняются; 0, соответственно, значит
координаты центров остаются равными начальным значениям (полученных из входных
файлов). Имеет смысл использовать последний вариант, если известны хорошие
координаты звезд в поле (например, из другого изображения с меньшими FWHM).
После возможного изменения параметров, запустится итеративный процесс
определения звездных величин звезд (занимающий, вообще говоря,
достаточно много времени). В процессе аппроксимации на экран выводится
таблица с номером итерации, количеством оставшихся (невычтенных)
звезд, количеством вычтенных звезд и количеством "пропавших" звезд
(звезд, которые оказались слабее некоторого уровня значимости).
Наконец, когда процесс аппроксимации закончится, в файле с расширением
als будут все результаты. Точнее, там будет таблица с указанием
номеров звезд (в соответствии с результатами
работы daophot/daophot), координаты звезд, их звездные величины с ошибками, а
также локальные уровни фона в окрестности соответствующих
звезд. Также allstar/daophot создает файл с остаточным изображением
(исходный кадр из которого будут вычтены обнаруженные звезды).
Формат таблицы создаваемой командой allstar/daophot (cluster.als):
- Собственный порядковый номер объекта (см. п. 2.4.1).
- X координата центра объекта (теперь уже точно определеннна из
аппроксимации PSF.
- Y координата центра объекта (теперь уже точно определеннна из
аппроксимации PSF.
- Звездная величина, соответствующая потоку в первой апертуре (А1).
- Оцененное значение локального фона.
- Количество итераций потребовавшееся для выделения этой звезды.
- CHI - Грубая оценка точности аппроксимации - отношение разброса
профиля звезды относительно модельного профиля к среднему разбросу пикселей
по изображению.
- Значение параметра SHARP для данного объекта (см. п. 2.4.5 )
Кстати, может быть очень полезным исследования столбца с локальным фоном для
каждой звезды. Дело в том, что, если фон на изображении достаточно ровен
(что обычно бывает часто на изображениях в оптическом диапазоне и в случае
не очень плотных звездных полей ),
то и значения локального фона должны быть у всех звезд приблизительно
одинаковые. В общем,
существенно отличающееся значение локального фона от истинного фона должно
говорить вам о том, что что-то с этой звездой не в порядке.
Sergey E. Koposov
2005-03-03