Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://www.sao.ru/precise/Laboratory/Dis_akn/node42.html
Дата изменения: Thu Jul 8 15:31:51 1999
Дата индексирования: Tue Oct 2 02:36:02 2012
Кодировка: koi8-r
Поисковые слова: р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п

Краткое описание шагов первичной редукции сканнерных данных

Первичная редукция спектральной информации, полученной на сканнере БТА включает в себя следующие шаги:

1.

Проведение азимутальной коррекции;

2.

Проведение коррекции за модуляцию;

3.

Испрaвление за локальные неоднородности фотокатода;

4.

Построение дисперсионной кривой;

5.

Приведение спектров к линейной шкале длин волн и вычитание спектра ночного неба;

6.

Коррекция за атмосферное поглощение;

7.

Исправление за неоднородность спектральной чувствительности.

Для выполнения всех этих операций над спектрами объектов необходимо иметь следующие дополнительные данные:

• плоское поле;
• спектр сравнения;
• спектр стандартной звезды.

Рассмотрим более детально каждый из этапов первичной редукции сканнерных данных:

1. Азимутальная коррекция

Азимутальная коррекция заключается в попытке учесть сдвиг элемента изображения под влиянием магнитного поля Земли. Данный сдвиг происходит вследствии взаимодействия магнитного поля Земли с магнитным полем ЭОПа и электронным пучком, считывающим изображение с мишени телевизионной трубки. Величина сдвига может быть описана формулой:

$$\Delta S = A \times \sin{(y - u)}, ~~~где:$$ (2.1)

$\Delta S$ --

величина сдвига в каналах;

A --

амплитуда максимального сдвига в каналах;

y --

величина азимутального угла для объекта в радианах;

u --

начальная фаза сдвига в радианах.

Угол u возникает вследствии несовпадения направления магнитных полей Земли и входной камеры ЭОП+ТV, когда азимут БТА равняется нулю. Величины констант A и u были измерены во время испытаний и получений характеристик системы ЭОП+SITVidicon.

2. Коррекция за модуляцию

В связи с тем, что в сканнере используются псевдоканалы при регистрации событий (точность вычисления центра попавшего фотона -- пол-канала), в наблюдаемых спектрах появляется модуляция, связанная с разницей аппаратной чувствительности для четных и нечетных номеров псевдоканалов.

Коррекция за модуляцию осуществляется путем умножения Фурье-образа спектра на аподизующий вектор. После этого производится обратное Фурье-преобразование. Данная процедура подавляет высокие частоты, на которых преобладают шумы аппаратуры.

Для аподизующего вектора выбран фильтр высоких частот (Butterworth lowpass filter), который описывается формулой:

$$F(x,y) = \frac{1}{1 + \eta \ast (\frac{D}{D_0})^{2n}}, ~~~где$$ (2.2)

$$D = \sqrt{(x-x_{\!_0})^2 + (y-y_{_0})^2}$$

это расстояние от центра координат $(x_{\!_0},y_{_0})$, а D₀ вычисляется как:

$$D_0 = \frac{(xstep+ystep) \ast (xdim-ydim)}{16}$$

В качестве параметров фильтра приняты: $D_0=250, n=4, \eta=3$Пример результата работы программ исправления за модуляцию и азимутальный сдвиг приведен на рис. 2.4).

  

Figure: Результат работы программ исправления за модуляцию и азимутальный сдвиг. Спектры, полученные на разных стробах, нарисованы друг под другом.

3. Исправление спектров за локальные неоднородности фотокатода

Исправление спектров за локальные неоднородности фотокатода осуществляется путем деления спектра, исправленного за азимутальный сдвиг и откорректированного за модуляцию аппаратуры, на плоское поле, также исправленное за азимутальный сдвиг и модуляцию аппаратуры. Из плоского поля убираются все тренды и оно нормировано на единицу. Пример результата работы программы приведен на рис. 2.5.

  

Figure: Необработанное и обработанное плоское поле.

4. Построение дисперсионной кривой, линеаризация и вычитание спектра ночного неба

Построение дисперсионных кривых осуществляется по спектру сравнения лампы с Ar+Ne+He наполнением. Для этого было отождествлено около 90 сильных и слабых линий в спектре сравнения лампы. Длины волн всех линий занесены в стандартные таблицы -- для каждой решетки отдельно.

Есть две программы построения дисперсионной кривой: в автоматическом режиме и в ручном режиме.

В случае потоковой обработки всей ночи наблюдений, вызывается программа построения дисперсионной кривой в автоматическом режиме, а те объекты, точность построения дисперсионных кривых которых не удовлетворяет пользователя, перестраиваются в ручном режиме.

Выделив не менее 30 линий из наблюдаемого спектра на заданном уровне интенсивности, программа вычисляет положения их центров тяжестей, вписывая в каждую линию гауссиану. Присвоение выделенной линии определенной длины волны происходит только в случае попадания этой линии в некий допустимый бокс вокруг известной линии. При попадании отождествляемой линии в любую точку бокса ей присваивается длина волны центра бокса. Размер бокса подобран эмпирическим путем и достаточно универсален для разных дисперсий.

После этого, пользуясь идентифицированными линиями, а также стандартными таблицами длин волн, строится дисперсионная кривая при помощи полинома заданной степени, отбрасывая все идентифицированные линии, уклонения которых превышают заданную точность.

Приведение спектров к линейной шкале длин волн осуществляется программой при помощи стандартной процедуры языка MCL, с использованием построенной дисперсионной кривой для данного спектра. На рис. 2.6 приведен линеаризованный спектр объекта после вычитания из него линеаризованного спектра ночного неба.

  

Figure: Разность линеаризованных спектров "объект+небо" и "небо".

5. Коррекция за атмосферное поглощение

Коррекция за атмосферное поглощение производится по формуле:

$$F(\lambda) = F(\lambda) \cdot 10^{0.4 \cdot \lambda^{-4} \cdot \sec{Z}}, ~~~где:$$ (2.3)

$\lambda$ --

длина волны;

Z --

зенитное расстояние снимаемого объекта.

6. Построение кривой спектральной чувствительности

Для исправления за спектральную чувствительность необходимо построить кривую спектральной чувствительности для данного угла данной решетки. Для построения кривой спектральной чувствительности необходимо иметь спектр хотя бы одной из стандартных звезд, полученный в ночь наблюдений.

Формируется табличный спектр стандартной звезды, т.е. считываются потоки для точек, лежащих в наблюдаемых длинах волн. Так как эти потоки есть не что иное, как результат интегрирования спектра в определенном окне (в общем случае -- переменной длины), то линеаризованный спектр стандартной звезды исправляется за атмосферное поглощение, и интегрируется в табличных точках с тем же окном, а результаты делятся на табличные значения спектра. Полученные точки приближаются сплайнами третьей степени. На рис. 2.7 показана полученная кривая спектральной чувствительности и спектр самой стандартной звезды BD +28 4211, исправленный за эту кривую.

  

Figure: Кривая спектральной чувствительности и спектр стандартной звезды, исправленный за эту кривую.

7. Исправление за спектральную чувствительность

Исправление за неоднородность спектральной чувствительности фотокатода производится путем деления линеаризованного спектра объекта, из спектра которого вычтен спектр ночного неба и спектр которого исправлен за атмосферное поглощение, на кривую спектральной чувствительности аппаратуры для данного угла данной решетки. Окончательный результат обработки показан на рис. 2.8.

  

Figure: Результат работы программы исправления за спектральную чувствительность аппаратуры.