[CCD-CR] Jak spravne volit clonku
Filip Hroch
hroch at physics....cz
Thu Jan 3 13:18:52 CET 2002
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
More information about the CCD
mailing list