Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://www.sao.ru/hq/ssl/Opisanie/node9.html
Дата изменения: Unknown
Дата индексирования: Tue Oct 2 00:33:40 2012
Кодировка: koi8-r
Поисковые слова: enceladus

Вычитание темнового тока

Процедура вычитания темнового тока аналогична процедуре вычитания уровня нулевого тока. Единственной особенностью данного этапа является зависимость величины темнового сигнала от времени экспозиции. Так же как и в случае получения кадра с нулевым током, необходимо получить серию изображения с темновым током для уменьшения шумов считывания и устранения следов космических частиц. В идеале время экспозиции отдельного изображения темнового тока должно быть равно времени экспозиции спектра объекта. Однако, на практике в течение наблюдательной ночи время экспозиции спектров разных объектов может сильно различаться, поэтому, для получения изображений темнового тока выбирают максимальное установленное в текущую ночь время экспозиции, как правило не более часа. Далее при вычитании из спектров объектов значение темнового тока корректируют для приведения к одинаковому времени экспозиции для того или иного изображения спектра.

Калибровка темнового тока занимает продолжительное время, поэтому ее проводят в дневное время, что предъявляет жесткие требования к светоизоляции спектрографа. Изображения темнового тока усредняют, как и в при подготовке изображения с током смещения, используя медианное значение в каждом элементе приемника для серии экспозиций:

AVER/IMA dark = l41,l42,l43,l44,l45,l46,l47,... ? ? median,{low},{hi},data

dark - имя итогового файла с изображением темнового тока, l41,l42... - имена файлов с исходными изображениями темнового тока, параметры low и hi выбирают в зависимости от величины темнового тока, можно использовать следующее правило:

$$\rm hi = 4\sqrt{\sigma_{ro}^2 + D}~,$$

где $\sigma_{ro}$ - шум считывания, $\rm D$ - среднее (или максимальное при большой пространственной переменности) значение темнового тока на единичном кадре. Значение параметра low обычно берут равное параметру hi, но в данном случае нас интересует вычитание следов космических частиц, т.е. эффектов, приводящих к резкому увеличению интенсивности в той или иной части ПЗС-изображения, поэтому параметр low может быть больше hi. После подготовки изображения с темновым током матрицы ПЗС необходимо провести его вычитание из всех изображений спектров звезд и калибровочных спектров (ThAr-лампы и ``плоского поля'') с учетом разного времени экспозиции:

COMPUTE/IMAGE dark13 = dark * {l13b,O_TIME(7)}/{dark,O_TIME(7)}

Эта команда масштабирует уровень темнового тока, умножая на коэффициент равный отношению времен экспозиций спектра объекта и отдельного изображения с темновым током. Время экспозиции хранится в заголовке каждого файла с изображением в идентификаторе (дескрипторе) O_TIME седьмым элементом. Запись типа {l13b,O_TIME(7)} означает вызов значения элемента номер 7 в дескрипторе O_TIME из файла с изображением l13b.bdf.

@@ sub_dark 13 dark13

Для вычитания темнового тока используется та же команда, что и для вычитания тока смещения, здесь можно указывать либо один номер спектра, из которого нужно вычесть темновой ток, либо два номера через запятую n1,n2, что означает вычитание темнового тока из всех спектров с номерами от n1 до n2. После вычитание темнового тока к имени файла добавляется суффикс d (dark subtracted).

Положение осложняется если темновой ток матрицы ПЗС испытывает сильную временную переменность, связанную с изменением температуры кристалла (``чипа''). Такая ситуация может быть в случае охлаждения ПЗС при помощи элементов Пельтье, что обеспечивает лишь стабильную разность наружной температуры и температуры ``чипа''. В этом случае строится зависимость темнового тока матрицы ПЗС от температуры (наружной или кристалла, если есть соответствующие температурные датчики) и при вычитании значение темнового тока интерполируется (экстраполируется) на момент получения спектра того или иного объекта.

В астрофизических наблюдениях во всем мире, в том числе и в САО, используются ПЗС-системы охлаждаемые жидким азотом, что в сочетании с высокоточной электроникой обеспечивает стабильность температуры кристалла приемника с точностью не хуже $0.1^o$. Охлаждение приемника до низких температур порядка 170K и ниже плюс высокая термостатичность в значительной степени снижает и стабилизирует уровень собственных шумов матрицы ПЗС. Например, на спектрографе НЭС уровень темнового тока составляет $\rm 1\pm2\,e^-\,pix^{-1}\,h^{-1}$, что полностью снимает потребность в данном шаге обработки спектров. Если картина темнового тока не имеет поэлементной неоднородности или других мелкомасштабных флуктуаций, то этот шаг можно так же пропустить и провести вычитание темнового тока одновременно с вычитанием рассеянного света.