From hroch at physics....cz Thu Jan 3 13:18:52 2002 From: hroch at physics....cz (Filip Hroch) Date: Thu, 3 Jan 2002 13:18:52 +0100 Subject: [CCD-CR] Jak spravne volit clonku Message-ID: <20020103131852.A19465@physics....cz> Jak zvolit spravne clonku. -------------------------- Rada lidi se me pta, jak spravne zvolit clonku pri aperturni fotometrii. Vzdycky rikam, ze se to musi vyskouset, ale zrejme to neni zas tak jednoduchy, protoze se me na to porad ptaji lidi dokola. Jak ji tedy sprave zvolit? Vseobecne lze rict, ze existuji 2 zakladni veci na ktere musime pamatovat: 1) jede nam dobre dalekohled? to znamena jasou obrazky hvezd presne kruhove? Pokud ne, volte velkou clonku a nectete dal, to co je dal napsane se vas netyka 2) pokud ano je vse veci jen sumu a na to se ted podivame Jaky ma vliv sum na presnost mereni. Pri mereni pusoby protichudne dva jevy. Cim vic zvetsujeme clonku tim mame vice signalu z dane hvezdy a proto by jsme se ji meli snazit udelat co nejvetsi. Na druhe strane ovsem se zvetsujici se clonkou se take zvetsuje sum oblohy ktery se scita se sumem hvezdy. Snazime se proto volit clonku tak aby jsme meli od hvezdy dostatecny signal a zaroven nas jeste moc nerusil sum oblohy. Dalsi pusobici sumove faktory jako je pritomnost hvezd na obrazku muzeme jak bude videt dal pominout. Jak sumi obloha v muniphotu Tohle slovni povidani je velmi uzitecne vyjadrit matematicky pomoci tajemneho pomeru S/N (signal to noise ratio). Ten ovsem nerika nic jineho, nez to, ze mame podelit zmereny signal zmerenym sumem. Ovsem jak to udelat u hvezd kde je oboje sectene? Pomuzeme si obrazkem: intenzita | | /\ <- maximum hvezdy | / \ | | | | / \ | ----------- ----------- <- obloha | | | ------------------------------ <- 0 (doufam, ze jsem udelal radost vyznavacum ascii-artu) Sum oblohy v miste kde je hvezda nezname. Nastesti, pokud delame svedomite flat-fieldy a nesviti nam mesic (= na snimku nejsou gradienty pozadi) je pomerne snadne odhadnout uroven oblohy z prstence oblohy kolem hvezdy, kde si myslime, ze je stejna jako v miste hvezdy. Pokud pouzivate muniphot je tato hodnota zapsana na 2-hem radku kazde hvezdy. Napriklad: 88 141.172 124.318 16.144 15.332 14.741 14.281 13.966 ... 4889.838 47.62 0.00 0.015 0.010 0.008 0.007 0.006 ... ^ ^ | | obloha chyba oblohy B Bs V pripade nasi ukazkove hvezdy tedy ma obloha hodnotu B = 4889.838 a sum, ktery bude zpusobovat ve clonce o polomeru rekneme 2 pixely bude N (noise) = sqrt( Bs*B*pi*R^2 ) = 1710.6 ADU Jaky je signal od hvezdy v muniphotu Z instrumentalni magnituda, kterou udava muniphot je jiz odectena obloha a samotna magnituda je pak vlastne signal od hvezdy v dane clonce. Proto vypocet signalu je otazkou jen zlogaritmovani S (signal) = 10^(-0.4*(mag - 25)) S/N pro ukazkovou hvezdu Vylseny pomer pak dostaneme jako 10^(-0.4*(mag - 25)) S/N = -------------------- Bs B sqrt(pi) R Pro ukazku jsem vybral jeden z nasich snimku u ktereho je fwhm=1.8 pixelu a na nejz jsem pustil muniphot a dostal tuto zavislost: #clonka magnituda S/N 0.20 16.144 0.29 0.40 15.332 0.31 0.60 14.741 0.35 0.80 14.281 0.41 1.0 13.966 0.43 1.20 13.728 0.45 1.50 13.504 0.44 1.75 13.383 0.42 2.0 13.312 0.40 2.5 13.223 0.34 3.0 13.185 0.30 3.5 13.163 0.26 (pasnete si to vaseho oblibeneho prohlizece dat, nechci sem davat obrazky) polomer clonky je v pixelech. Neberte moc vazne prvni hodnoty, chtel jsem si jen testnout, jak bude muniphot reagovat na hodne male hodnoty clonek a odhadne danou plochu. Celkem jsem spokojen. Hodnoty magnitud jak je videt se daji nalezt na prvnim radku soboru AP pro urcitou hvezdu. Srovnejte si tyhle data s predchozi ukazkou. Jak tedy volit clonku Tohle je asi jadro celeho problemu clonku volime tak aby byl pomer S/N co nejvetsi, aby jsme dostali co nejvetsi podil signalu od hvezdy a zrejme v tomto pripade bude dobra volba clonky mezi 1.0 - 1.5 pixelu. Tedy priblizne 0.6 - 0.8 FWHM. Jak to udelat s muniphotem Pred spoustenim fotometrie musite zeditovat soubor s velikostma clonek kterym je 'mphoto.opt' ja tam napriklad mel: A1 RADIUS OF APERTURE 1 = 0.20 A2 RADIUS OF APERTURE 2 = 0.40 A3 RADIUS OF APERTURE 3 = 0.60 A4 RADIUS OF APERTURE 4 = 0.80 A5 RADIUS OF APERTURE 5 = 1.00 A6 RADIUS OF APERTURE 6 = 1.20 A7 RADIUS OF APERTURE 7 = 1.50 A8 RADIUS OF APERTURE 8 = 1.75 A9 RADIUS OF APERTURE 9 = 2.00 AA RADIUS OF APERTURE 10 = 2.50 AB RADIUS OF APERTURE 11 = 3.00 AC RADIUS OF APERTURE 12 = 3.50 IS INNER SKY RADIUS = 20.0 OS OUTER SKY RADIUS = 30.0 Hlubsi pohled na celou vec Velmi zajimave je premyslet o tom, proc ma dana zavislost zrovna takovy tvar a ne jiny. Vysvetleni je ovsem velmi jednoduche v pripade, ze predpokladame urcity konkterni tvar profilu hvezdy. Apreturni fotometrie je dobra i v pripade ze tvar presne nezname, ale ted pro zajimavost budeme predpokladat, ze tvar profilu zname a zvolime jej jako gaussovku: profil = e^(-r^2) energie nastradana v urcite clonce o polomeru R od takoveho profilu se vypocita jako integral: R / S (signal) = | exp(-r^2) r*dr = 1 - e(-R^2) / 0 (proc je tam nasobeni tim r?, protoze integrujeme pres kruh ne po primce). Ted uz nam nic nebrani vykreslit do grafu spolecne s merenymi body i teoretickou krivku. Trochu jsem si pohral s parametrama a kdyz vynesete (1-exp(-(x/1.15)**2))/x/1.2 dostanete zhruba stejny profil jako ten mereny. Pri vetsich R je tu viditelna odchylka, ale s tim se neda nic delat nas profil neni gausovsky jak jsme predpokladali. Je ovsem videt, ze zrejme s dokonalejsim modelem profilu by jsme dostali lepsi shodu a tedy jsme postupovali spravne. Co rici zaverem Jak tedy volit clonku uz vidte. Pripominam ovsem, ze to plati jen u dalekohledu s perfektni montazi. Zasukate si s datama nekdo tak jako ja? Co dal? Bylo by jeste zajimave vynest si krivku nejake konstantni hvezdy za dobre noci v ruznych clonach, jak jsem delal ja a urcit jestli opravdu tento odhad vede i k mensimu zasumeni dat. Proc jsou v souboru 'mphoto.opt' clonky voleny defaultne tak jak jsou a ne jinak? Tenhle soubor byl primo prevzat z photo.opt souboru coz je analogi v DAOPHOTU. Nejak jsem nevidel potrebu tam neco menit. Doufal jsem, ze si kazdy sam zmeni tenhle defaultni soubor tak jak potrebuje. FH From hroch at physics....cz Thu Jan 17 13:15:36 2002 From: hroch at physics....cz (Filip Hroch) Date: Thu, 17 Jan 2002 13:15:36 +0100 Subject: [CCD-CR] skladani snimku na kometu Message-ID: <20020117131536.A26006@physics....cz> Ciao Balik programu munipacku se rozrostl o dalsi velmi jednoduchou utilitku ktera umoznuje skladani snimku nejen vuci jednomu referencnimu snimku, ale umoznuje i situaci, kdy si zadate pohyb objektu (planetky, komety). To umoznuje skladat vzhledem k pohybujicimu se objektu a simulovat tak vlastne to co delali fotografove jeste tak pred 10 lety, a to je pointace na kometu. Princip scriptu, ktery jsem na rychlo sesmolil v Monty Pythonu je ten, ze prepise posuny v .TRA souborech podle casu prislusnych FITSu tak jak je treba. Utilitka je k nalezeni zde: http://www.physics.muni.cz/~hroch/tra.py Nemel jsem ovsem k dispozici zadna pozorovani komety a tak jsem dalsi popis radeji prenechal nekomu kompetentnejsimu. --- Kamil Hornoch pise: Skladani snimku na pohybujici se objekt (napr. kometu nebo planetku). Pouziti: ls kometa*.fits | python tra.py 10.25 -10.64 pricemz posledni dve cisla jsou posuv v pixelech za hodinu v ose X (prvni cislo) a v ose Y (druhe cislo). Posuv nabyva kladnych hodnot, jestlize se objekt na snimcich hybe k jihu (osa Y) a k zapadu (osa X). Na snimcich orientovanych severem nahoru a zapadem vpravo se tedy objekt nabyvajici kladnych hodnot posuvu hybe doprava a dolu. Posuv objektu v pixelech za hodinu lze spocitat nasledujicim zpusobem: XOFF=-SIN(PA)*V/XS YOFF=-COS(PA)*V/YS kde XOFF je posuv v pixelech v ose X, YOFF je posuv v pixelech v ose Y, V je rychlost pohybu objektu ["/h], PA je smer pohybu objektu [deg] (PA=0 - objekt se hybe k severu, PA=90 k vychodu, PA=180 k jihu a PA=270 k zapadu), XS je velikost pixelu v ose X ["] a YS je velikost pixelu v ose Y ["]. Soubory 'kometa*.fits' musi mit nejprve vygenerovane .TRA soubory udavajici posuvy jednotlivych snimku urcene dle hvezd. Teprve potom se procedurou popsanou vyse spocitaji .TRA soubory pro pohybujici se objekt, ktere puvodni .TRA soubory prepisi. Pote prikazovou radkou ls kometa*.fits | kombine slozime snimky do vysledneho snimku, kde budou objekty pozadi (hvezdy, galaxie atd.) zobrazeny jako usecky a pohybujici se objekt bude ostry. -- K tomu jen dodam, ze ten rozklad parametru by sel samo udelat primo v programu, ale takhle je to pouzitelne i pro lidi, kteri maji obdelnikovy tvar pixelu (stastni majitele ST6). Na samotny rozklad si jiste laskavy ctenar sam snadno napise nejaky script sam..:-)) Ukazky vysledku skladani lze nalezt zde: http://www.physics.muni.cz/~hroch/obr1.png http://www.physics.muni.cz/~hroch/obr2.png http://www.physics.muni.cz/~hroch/obr3.png DULEZITE UPOZORNENI!! V zadnem pripade se na snimky nedivejte vestoje! Doporucuje se lezet nebo sedet! FH+KH