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: aurora borealis

Аппроксимация профилей тесных групп звезд на кадре и окончательное определение звездных величин объектов в поле с помощью программы ALLSTAR.

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.

1. FITTING RADIUS. Имеет тот же смысл, что и в параметрах команды daophot/daophot (п. 2.1.7)
2. 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)
3. MAXIMUM GROUP SIZE Максимальный размер группы звезд, для которой в аппроксимации будут одновременно определяться параметры.
4. 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.
5. 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):

1. Собственный порядковый номер объекта (см. п. 2.4.1).
2. X координата центра объекта (теперь уже точно определеннна из аппроксимации PSF.
3. Y координата центра объекта (теперь уже точно определеннна из аппроксимации PSF.
4. Звездная величина, соответствующая потоку в первой апертуре (А1).
5. Оцененное значение локального фона.
6. Количество итераций потребовавшееся для выделения этой звезды.
7. CHI - Грубая оценка точности аппроксимации - отношение разброса профиля звезды относительно модельного профиля к среднему разбросу пикселей по изображению.
8. 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.