Astronomie

Calibrage des mesures photométriques brutes

Calibrage des mesures photométriques brutes


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J'ai donc des données de photométrie provenant du serveur de l'imageur d'éjection de masse solaire (SMEI) en tant que "données complémentaires" pour ma source ponctuelle d'intérêt (une étoile variable) avec une cadence de 104 minutes. Cependant, ce n'est pas vraiment dans le système de photométrie UBV, en V-band spécifiquement, mais plutôt à l'échelle avec leur système de photométrie SMEI tout en étant traité par un ajustement centroïde.

Existe-t-il un moyen possible de calibrer initialement les données photométriques, comme cartographier les étoiles brillantes à proximité de la source ponctuelle peut-être ? Et si oui, par quoi dois-je commencer ?

La photo ci-jointe est la courbe de lumière « brute » de l'étoile à partir des données SMEI recueillies.

Veuillez me supporter car je ne suis qu'un novice surtout en ce qui concerne la photométrie. Guide(s) et réponse(s) sont toujours les bienvenus et j'attends avec impatience.

Ciel clair.


Si je comprends bien la question, vous disposez des données brutes d'un capteur CCD en unités arbitraires (qui sont en corrélation avec la luminosité) et votre défi consiste à calibrer cette intensité pour une certaine plage de fréquences.

Ne connaissant pas grand-chose au capteur SMEI et où il a regardé dans le ciel, j'ai du mal à vous donner une recette complète. Si vous avez pour un objet dont l'intensité (série chronologique) d'un autre instrument d'observation dans la bande de fréquence souhaitée, vous pouvez utiliser ces données non-SMEI pour corréler (si elles ne correspondent même pas, par exemple de manière linéaire) avec la série chronologique de données brutes pour le même objet tel qu'enregistré par le capteur SMEI. Cela donne une fonction d'étalonnage qui fournit l'intensité à partir des données brutes en unités d'arbitrage.

Références qui semblent peut-être utiles

  • P. Hick, A. Buffington, B. V. Jackson : Le pipeline de données en temps réel SMEI : des images CCD brutes aux cartes du ciel complètes photométriquement précises (2005)
  • A. Buffington et al.: Calibrage photométrique pour l'imageur d'éjection de masse solaire (SMEI)
  • Martin Clayton et Anthony Holloway : Réductions simples par spectroscopie

Je n'ai jamais travaillé avec SMEI mais j'ai une certaine expérience en photométrie et, même si je ne comprends pas complètement la question, je pense pouvoir vous donner quelques idées. Tout d'abord, avez-vous obtenu les données d'ici ? Si tel est le cas, en fonction de l'utilisation que vous en ferez, il peut être judicieux de rechercher une variabilité parasite et de la supprimer (par exemple, section 2.2 de cet article). En plus de cela, selon leur site Web, les données devraient déjà être dans leur propre système photométrique comme vous l'avez indiqué (lorsque vous avez mentionné la photométrie brute, mon cerveau l'a liée au démarrage de l'ensemble du processus d'étalonnage du CCD), et je pense que le raccord centroïde est lié à la localisation des objets sur les images (comme certaines des sorties ici). La transmission des données au système photométrique standard peut être tentée par ce que vous suggérez, et plus précisément, je peux penser à ce qui suit :

  • Comme B-rian l'a suggéré, vous pouvez corréler les deux systèmes, bien que pour ce faire, vous auriez besoin d'un bon échantillon d'étoiles avec des mesures dans les deux systèmes, et peut-être suivre des exemples tels que les relations photométriques pour Gaia ou cet article.
  • Selon le type d'étoile variable que vous observez, vous pouvez considérer la physique derrière la variabilité pour corréler les différents filtres. Ceci est un exemple pour les Céphéides.

Photométrie et spectroscopie astronomiques du ciel profond : un guide détaillé

Pete Lawrence révèle comment l'utilisation de la spectroscopie et de la photométrie peut découvrir les secrets cachés dans la lumière des étoiles.

Ce concours est maintenant terminé

Publié : 12 mars 2020 à 10h28

La photométrie et la spectroscopie peuvent contribuer de manière significative à l'étude scientifique du cosmos. La photométrie en particulier est un outil important utilisé dans de nombreux domaines de l'astronomie.

Ces sujets sont très approfondis et nous vous proposons ici un aperçu général de leurs capacités et de leurs pratiques pour vous aider à démarrer.

L'imagerie du ciel profond est un terme qui couvre essentiellement tout ce que nous pouvons voir en dehors de notre propre système solaire.

Outre les suspects habituels tels que les galaxies, les nébuleuses et les amas, il comprend également l'étude d'étoiles individuelles et multiples.

Une grande partie du travail ici consiste à convertir la lumière de ces objets pour produire des nombres qui peuvent ensuite être analysés en tant que données.

Les étoiles variables sont un exemple classique en mesurant avec précision leur magnitude, il est possible de générer une courbe lumineuse de leur activité et d'en déduire beaucoup sur leur nature.

Des mesures très précises de la lumière d'une étoile peuvent également contribuer à la science exoplanétaire en enregistrant le petit creux de lumière qui se produit lorsqu'une planète passe devant son soleil.

La mesure de l'intensité de la lumière à travers le spectre d'une étoile constitue un autre domaine de recherche passionnant où les amateurs peuvent apporter de réelles contributions au pool de données scientifiques.

La photométrie à grande vitesse est un autre domaine de recherche important et s'est récemment imposée avec les observations de V404 Cygni en juin 2015.

Le scintillement rapide de la luminosité enregistré par des amateurs avec des télescopes de 200 mm ou plus représentait la lumière visible émise par le disque d'accrétion autour d'un trou noir.

C'était la première fois qu'un tel scintillement était détecté dans la partie visible du spectre.

La photométrie en un coup d'œil

La photométrie est la science de la mesure de la lumière. La lumière reçue d'un objet source tel qu'une étoile est enregistrée sur la puce d'un appareil photo et finalement convertie en une image.

Les données derrière l'image contiennent une valeur qui peut être utilisée pour calculer la luminosité d'une étoile.

Les objets tels que les étoiles variables ont des magnitudes qui varient dans le temps. La photométrie peut être utilisée pour déterminer des magnitudes d'étoiles variables précises en comparant l'image de la variable avec celle d'étoiles de comparaison de magnitude fixe.

Pour plus de précision, il est important de déduire la contribution au bruit de l'électronique de votre appareil photo, la réponse spectrale du capteur de votre appareil photo et les facteurs optiques de l'optique de votre télescope et de l'atmosphère à travers laquelle vous imagez.

La réponse d'un CCD à la lumière est linéaire. Le blooming se produit lorsqu'un pixel sursature.

Typiquement, cela produit une cascade de charges d'un pixel à l'autre, ce qui entraîne des artefacts de ligne se propageant à partir de l'étoile.

Les CCD avec anti-blooming gates (ABG) corrigent ce problème mais tronquent la réponse linéaire du CCD.

L'exposition en dessous de la limite de saturation pour un capteur ABG lui permet toujours d'être utile pour la photométrie.

Une étude photométrique sérieuse implique l'utilisation de filtres standards, les plus courants étant ceux développés par Harold Johnson et Alan Cousins.

Souvent utilisé par les amateurs, le filtre Johnson V, qui produit des résultats similaires aux observations visuelles.

Sont également disponibles Johnson B, Cousins ​​I, Cousins ​​R et Johnson U, classés par ordre d'utilité.

Les images pour l'analyse photométrique doivent être calibrées. Une fois acquis, ils doivent également être vérifiés pour les anomalies telles que les satellites, les avions ou même les nuages.

Les étoiles de l'image doivent être identifiées soit à l'aide d'un logiciel astrométrique (résolution de plaques), soit à l'aide de cartes photométriques pour des variables spécifiques.

La mesure de la luminosité des étoiles est normalement effectuée à l'aide d'une « ouverture ».

Cela comprend un cercle central dimensionné pour contenir toute la lumière d'une étoile entourée d'un anneau ou d'un anneau séparé par un petit espace.

La même ouverture de taille doit être utilisée pour mesurer la variable et ses étoiles de comparaison.

Outils nécessaires

  • Télescope
  • Monture équatoriale
  • Autoguideur
  • Appareil photo (DSLR, CCD astronomique refroidi, fréquence d'images élevée)
  • Portable

Logiciel

  • Maxime DL
  • AIP4WIN
  • AstroimageJ
  • RSpec
  • PixInsight
  • APTE
  • Générateur de séquences Pro

Débuter en photométrie

La photométrie est la science de la mesure de la lumière. La lumière reçue d'un objet source tel qu'une étoile est enregistrée sur la puce d'un appareil photo et finalement convertie en une image.

Les données derrière l'image contiennent une valeur qui peut être utilisée pour calculer la luminosité d'une étoile.

Les objets tels que les étoiles variables ont des magnitudes qui varient dans le temps. La photométrie peut être utilisée pour déterminer des magnitudes d'étoiles variables précises en comparant l'image de la variable avec celle d'étoiles de comparaison de magnitude fixe.

Pour plus de précision, il est important de déduire la contribution au bruit de l'électronique de votre appareil photo, la réponse spectrale du capteur de votre appareil photo et les facteurs optiques de l'optique de votre télescope et de l'atmosphère à travers laquelle vous imagez.

La réponse d'un CCD à la lumière est linéaire. Le blooming se produit lorsqu'un pixel sursature.

Typiquement, cela produit une cascade de charges d'un pixel à l'autre, ce qui entraîne des artefacts de ligne se propageant à partir de l'étoile.

Les CCD avec anti-blooming gates (ABG) corrigent ce problème mais tronquent la réponse linéaire du CCD.

L'exposition en dessous de la limite de saturation pour un capteur ABG lui permet toujours d'être utile pour la photométrie.

Une étude photométrique sérieuse implique l'utilisation de filtres standards, les plus courants étant ceux développés par Harold Johnson et Alan Cousins.

Souvent utilisé par les amateurs, le filtre Johnson V, qui produit des résultats similaires aux observations visuelles.

Sont également disponibles Johnson B, Cousins ​​I, Cousins ​​R et Johnson U, classés par ordre d'utilité.

Les images pour l'analyse photométrique doivent être calibrées. Une fois acquis, ils doivent également être vérifiés pour les anomalies telles que les satellites, les avions ou même les nuages.

Les étoiles de l'image doivent être identifiées soit à l'aide d'un logiciel astrométrique (résolution de plaques), soit à l'aide de cartes photométriques pour des variables spécifiques.

La mesure de la luminosité des étoiles est normalement effectuée à l'aide d'une « ouverture ».

Cela comprend un cercle central dimensionné pour contenir toute la lumière d'une étoile entourée d'un anneau ou d'un anneau séparé par un petit espace.

La même ouverture de taille doit être utilisée pour mesurer la variable et ses étoiles de comparaison.

Diviser la lumière pour révéler les signatures cachées des étoiles

La spectroscopie astronomique est la science qui consiste à analyser le spectre de la lumière d'un objet.

C'est une partie importante et fondamentale de l'astronomie analytique qui peut donner des résultats très précieux.

Starlight est composé de différentes longueurs d'onde de lumière. Passée à travers un dispositif de dispersion optique tel qu'un réseau de diffraction ou un prisme, la lumière est répartie dans le spectre unique de l'objet.

Ce spectre de « signature » peut nous indiquer la température de l'atmosphère extérieure de l'étoile et la composition chimique des couches externes de l'étoile.

De plus, l'interaction entre la lumière des étoiles et un autre milieu peut produire des variations de spectre dans le temps et l'enregistrement de celles-ci d'une manière scientifique rigoureuse peut apporter une contribution scientifique significative.

Un excellent exemple d'une telle observation a été lors de la dernière éclipse d'Epsilon binaire ( ) Aurigae en 2009-2011.

Ici, les recherches en spectroscopie effectuées par des astronomes non professionnels ont permis de découvrir des variations jamais mesurées auparavant dans la composition de l'objet inconnu qui éclipse le primaire tous les 27 ans.

La spectroscopie de base n'implique rien de plus qu'un simple élément de dispersion ajouté devant une caméra.

Un exemple facile à utiliser est un produit appelé Star Analyser, qui est disponible sous forme de filtre de 1,25 pouce coûtant environ 200 £.

Celui-ci se place devant une caméra et produit un spectre à analyser à l'aide d'un logiciel spécialisé tel que RSpec.

La beauté de ce système est qu'il peut être utilisé avec une grande variété d'appareils photo, y compris les reflex numériques facilement disponibles.

La chose importante à faire avec la spectroscopie est de calibrer les résultats afin qu'ils ne soient pas faussés par l'équipement ou les conditions.

C'est là que le choix du bon logiciel d'analyse devient très important.

Pour une analyse avancée, des instruments avec une plus grande résolution spectrale tels que le ES0002-Lhires III, un spectroscope haute résolution de Shelyak Instruments, peuvent être utilisés.

Cependant, ces appareils nécessiteront généralement un investissement beaucoup plus élevé.

Chasse à la supernova

Les supernovae sont des explosions énergétiques associées à la mort de certaines étoiles. Seuls trois ont jamais été observés dans notre propre Galaxie, le dernier étant en 1604.

La plupart sont détectés dans les galaxies externes. Même ici, leur occurrence est peu fréquente et le meilleur moyen de les détecter est d'effectuer des patrouilles de supernovae qui imagent systématiquement une séquence de galaxies sélectionnées.

Les images prises sont comparées à la vue "normale" des galaxies dans l'espoir qu'une supernova apparaisse comme une étoile supplémentaire.

Si une supernova est détectée, l'analyse de sa courbe de lumière, si elle est effectuée avec précision, fournira des informations importantes permettant de déterminer le type de supernova.

Il existe différents types de supernova, chacun ayant des courbes lumineuses caractéristiques qui révèlent la nature du système qui a explosé.

Une fois identifiée, l'application de l'analyse photométrique sur une supernova fournira de nombreuses informations utiles sur ce qui s'est réellement passé.

On pense qu'une supernova de type Ia se produit lorsqu'une étoile naine blanche dans un système binaire accumule suffisamment de matière de son compagnon pour s'effondrer.

Certains spéculent que l'accrétion peut être insuffisante pour un effondrement total, provoquant plutôt la fusion du carbone dans le noyau de l'étoile.

Une supernova de type Ia non standard décrit la coalescence de deux naines blanches créant suffisamment de masse pour que l'effondrement se produise.

Les supernovae de type II se produisent lorsqu'une étoile massive manque de carburant. Le noyau est incapable de supporter les couches externes de l'étoile et un effondrement se produit, entraînant l'éclatement de l'étoile.

D'autres variations existent, ce qui rend extrêmement important l'utilisation d'une photométrie précise pour « documenter » le profil de la courbe de lumière de la supernova et ainsi déterminer son type.

Contribuer à la science des supernovas n'implique pas nécessairement un gros investissement en temps ou en équipement.

Le site Web Zooniverse, par exemple, vous permet de vérifier les images de galaxies collectées en vrac à partir de
le système de relevé Pan-STARRS1 sans même posséder de télescope.

Visitez www.zooniverse.org/projects/dwright04/supernova-hunters et voyez comment vous pouvez contribuer à cet important domaine de la science astronomique.

Pete Lawrence est un astrophotographe expérimenté et co-animateur deLe ciel la nuit. Cet article a été initialement publié dans le numéro de février 2019 deBBC Sky la nuit Magazine.


Photométrie et spectroscopie astronomiques du ciel profond : un guide détaillé

Pete Lawrence révèle comment l'utilisation de la spectroscopie et de la photométrie peut découvrir les secrets cachés dans la lumière des étoiles.

Ce concours est maintenant terminé

Publié : 12 mars 2020 à 10h28

La photométrie et la spectroscopie peuvent contribuer de manière significative à l'étude scientifique du cosmos. La photométrie en particulier est un outil important utilisé dans de nombreux domaines de l'astronomie.

Ces sujets sont très approfondis et nous vous proposons ici un aperçu général de leurs capacités et de leurs pratiques pour vous aider à démarrer.

L'imagerie du ciel profond est un terme qui couvre essentiellement tout ce que nous pouvons voir en dehors de notre propre système solaire.

Outre les suspects habituels tels que les galaxies, les nébuleuses et les amas, il comprend également l'étude d'étoiles individuelles et multiples.

Une grande partie du travail ici consiste à convertir la lumière de ces objets pour produire des nombres qui peuvent ensuite être analysés en tant que données.

Les étoiles variables sont un exemple classique en mesurant avec précision leur magnitude, il est possible de générer une courbe lumineuse de leur activité et d'en déduire beaucoup sur leur nature.

Des mesures très précises de la lumière d'une étoile peuvent également contribuer à la science exoplanétaire en enregistrant le petit creux de lumière qui se produit lorsqu'une planète passe devant son soleil.

La mesure de l'intensité de la lumière à travers le spectre d'une étoile constitue un autre domaine de recherche passionnant où les amateurs peuvent apporter de réelles contributions au pool de données scientifiques.

La photométrie à grande vitesse est un autre domaine de recherche important et s'est récemment imposée avec les observations de V404 Cygni en juin 2015.

Le scintillement rapide de la luminosité enregistré par des amateurs avec des télescopes de 200 mm ou plus représentait la lumière visible émise par le disque d'accrétion autour d'un trou noir.

C'était la première fois qu'un tel scintillement était détecté dans la partie visible du spectre.

La photométrie en un coup d'œil

La photométrie est la science de la mesure de la lumière. La lumière reçue d'un objet source tel qu'une étoile est enregistrée sur la puce d'un appareil photo et finalement convertie en une image.

Les données derrière l'image contiennent une valeur qui peut être utilisée pour calculer la luminosité d'une étoile.

Les objets tels que les étoiles variables ont des magnitudes qui varient dans le temps. La photométrie peut être utilisée pour déterminer des magnitudes d'étoiles variables précises en comparant l'image de la variable avec celle d'étoiles de comparaison de magnitude fixe.

Pour plus de précision, il est important de déduire la contribution au bruit de l'électronique de votre appareil photo, la réponse spectrale du capteur de votre appareil photo et les facteurs optiques de l'optique de votre télescope et de l'atmosphère à travers laquelle vous imagez.

La réponse d'un CCD à la lumière est linéaire. Le blooming se produit lorsqu'un pixel sursature.

Typiquement, cela produit une cascade de charges d'un pixel à l'autre, ce qui entraîne des artefacts de ligne se propageant à partir de l'étoile.

Les CCD avec anti-blooming gates (ABG) corrigent ce problème mais tronquent la réponse linéaire du CCD.

L'exposition en dessous de la limite de saturation pour un capteur ABG lui permet toujours d'être utile pour la photométrie.

Une étude photométrique sérieuse implique l'utilisation de filtres standards, les plus courants étant ceux développés par Harold Johnson et Alan Cousins.

Souvent utilisé par les amateurs, le filtre Johnson V, qui produit des résultats similaires aux observations visuelles.

Sont également disponibles Johnson B, Cousins ​​I, Cousins ​​R et Johnson U, classés par ordre d'utilité.

Les images pour l'analyse photométrique doivent être calibrées. Une fois acquis, ils doivent également être vérifiés pour les anomalies telles que les satellites, les avions ou même les nuages.

Les étoiles de l'image doivent être identifiées soit à l'aide d'un logiciel astrométrique (résolution de plaques), soit à l'aide de cartes photométriques pour des variables spécifiques.

La mesure de la luminosité des étoiles est normalement effectuée à l'aide d'une « ouverture ».

Cela comprend un cercle central dimensionné pour contenir toute la lumière d'une étoile entourée d'un anneau ou d'un anneau séparé par un petit espace.

La même ouverture de taille doit être utilisée pour mesurer la variable et ses étoiles de comparaison.

Outils nécessaires

  • Télescope
  • Monture équatoriale
  • Autoguideur
  • Appareil photo (DSLR, CCD astronomique refroidi, fréquence d'images élevée)
  • Portable

Logiciel

  • Maxime DL
  • AIP4WIN
  • AstroimageJ
  • RSpec
  • PixInsight
  • APTE
  • Générateur de séquences Pro

Débuter en photométrie

La photométrie est la science de la mesure de la lumière. La lumière reçue d'un objet source tel qu'une étoile est enregistrée sur la puce d'un appareil photo et finalement convertie en une image.

Les données derrière l'image contiennent une valeur qui peut être utilisée pour calculer la luminosité d'une étoile.

Les objets tels que les étoiles variables ont des magnitudes qui varient dans le temps. La photométrie peut être utilisée pour déterminer des magnitudes d'étoiles variables précises en comparant l'image de la variable avec celle d'étoiles de comparaison de magnitude fixe.

Pour plus de précision, il est important de déduire la contribution au bruit de l'électronique de votre appareil photo, la réponse spectrale du capteur de votre appareil photo et les facteurs optiques de l'optique de votre télescope et de l'atmosphère à travers laquelle vous imagez.

La réponse d'un CCD à la lumière est linéaire. Le blooming se produit lorsqu'un pixel sursature.

Typiquement, cela produit une cascade de charges d'un pixel à l'autre, ce qui entraîne des artefacts de ligne se propageant à partir de l'étoile.

Les CCD avec anti-blooming gates (ABG) corrigent ce problème mais tronquent la réponse linéaire du CCD.

L'exposition en dessous de la limite de saturation pour un capteur ABG lui permet toujours d'être utile pour la photométrie.

Une étude photométrique sérieuse implique l'utilisation de filtres standards, les plus courants étant ceux développés par Harold Johnson et Alan Cousins.

Souvent utilisé par les amateurs, le filtre Johnson V, qui produit des résultats similaires aux observations visuelles.

Sont également disponibles Johnson B, Cousins ​​I, Cousins ​​R et Johnson U, classés par ordre d'utilité.

Les images pour l'analyse photométrique doivent être calibrées. Une fois acquis, ils doivent également être vérifiés pour les anomalies telles que les satellites, les avions ou même les nuages.

Les étoiles de l'image doivent être identifiées soit à l'aide d'un logiciel astrométrique (résolution de plaques), soit à l'aide de cartes photométriques pour des variables spécifiques.

La mesure de la luminosité des étoiles est normalement effectuée à l'aide d'une « ouverture ».

Cela comprend un cercle central dimensionné pour contenir toute la lumière d'une étoile entourée d'un anneau ou d'un anneau séparé par un petit espace.

La même ouverture de taille doit être utilisée pour mesurer la variable et ses étoiles de comparaison.

Diviser la lumière pour révéler les signatures cachées des étoiles

La spectroscopie astronomique est la science qui consiste à analyser le spectre de la lumière d'un objet.

C'est une partie importante et fondamentale de l'astronomie analytique qui peut donner des résultats très précieux.

Starlight est composé de différentes longueurs d'onde de lumière. Passée à travers un dispositif de dispersion optique tel qu'un réseau de diffraction ou un prisme, la lumière est répartie dans le spectre unique de l'objet.

Ce spectre de «signature» peut nous indiquer la température de l'atmosphère extérieure de l'étoile et la composition chimique des couches externes de l'étoile.

De plus, l'interaction entre la lumière des étoiles et un autre milieu peut produire des variations de spectre dans le temps et l'enregistrement de celles-ci d'une manière scientifique rigoureuse peut apporter une contribution scientifique significative.

Un excellent exemple d'une telle observation a été lors de la dernière éclipse d'Epsilon binaire ( ε ) Aurigae en 2009-2011.

Ici, les recherches en spectroscopie effectuées par des astronomes non professionnels ont permis de découvrir des variations jamais mesurées auparavant dans la composition de l'objet inconnu qui éclipse le primaire tous les 27 ans.

La spectroscopie de base n'implique rien de plus qu'un simple élément de dispersion ajouté devant une caméra.

Un exemple facile à utiliser est un produit appelé Star Analyser, qui est disponible sous forme de filtre de 1,25 pouce coûtant environ 200 £.

Celui-ci se place devant une caméra et produit un spectre à analyser à l'aide d'un logiciel spécialisé tel que RSpec.

La beauté de ce système est qu'il peut être utilisé avec une grande variété d'appareils photo, y compris les reflex numériques facilement disponibles.

La chose importante à faire avec la spectroscopie est de calibrer les résultats afin qu'ils ne soient pas faussés par l'équipement ou les conditions.

C'est là que le choix du bon logiciel d'analyse devient très important.

Pour une analyse avancée, des instruments avec une plus grande résolution spectrale tels que le ES0002-Lhires III, un spectroscope haute résolution de Shelyak Instruments, peuvent être utilisés.

Cependant, ces appareils nécessiteront généralement un investissement beaucoup plus élevé.

Chasse à la supernova

Les supernovae sont des explosions énergétiques associées à la mort de certaines étoiles. Seuls trois ont jamais été observés dans notre propre Galaxie, le dernier étant en 1604.

La plupart sont détectés dans les galaxies externes. Même ici, leur occurrence est peu fréquente et le meilleur moyen de les détecter est d'effectuer des patrouilles de supernovae qui imagent systématiquement une séquence de galaxies sélectionnées.

Les images prises sont comparées à la vue "normale" des galaxies dans l'espoir qu'une supernova apparaisse comme une étoile supplémentaire.

Si une supernova est détectée, l'analyse de sa courbe de lumière, si elle est effectuée avec précision, fournira des informations importantes permettant de déterminer le type de supernova.

Il existe différents types de supernova, chacune ayant des courbes lumineuses caractéristiques qui révèlent la nature du système qui a explosé.

Une fois identifiée, l'application de l'analyse photométrique sur une supernova fournira de nombreuses informations utiles sur ce qui s'est réellement passé.

On pense qu'une supernova de type Ia se produit lorsqu'une étoile naine blanche dans un système binaire accumule suffisamment de matière de son compagnon pour s'effondrer.

Certains spéculent que l'accrétion peut être insuffisante pour un effondrement total, provoquant plutôt la fusion du carbone dans le noyau de l'étoile.

Une supernova de type Ia non standard décrit la coalescence de deux naines blanches créant suffisamment de masse pour que l'effondrement se produise.

Les supernovae de type II se produisent lorsqu'une étoile massive manque de carburant. Le noyau est incapable de supporter les couches externes de l'étoile et un effondrement se produit, entraînant l'éclatement de l'étoile.

D'autres variations existent, ce qui rend extrêmement important l'utilisation d'une photométrie précise pour « documenter » le profil de la courbe de lumière de la supernova et ainsi déterminer son type.

Contribuer à la science des supernovas n'implique pas nécessairement un gros investissement en temps ou en équipement.

Le site Web Zooniverse, par exemple, vous permet de vérifier les images de galaxies collectées en vrac à partir de
le système de relevé Pan-STARRS1 sans même posséder de télescope.

Visitez www.zooniverse.org/projects/dwright04/supernova-hunters et voyez comment vous pouvez contribuer à cet important domaine de la science astronomique.

Pete Lawrence est un astrophotographe expérimenté et co-animateur deLe ciel la nuit. Cet article a été initialement publié dans le numéro de février 2019 deBBC Sky la nuit Magazine.


Titre : Étalonnage photométrique pour le Beijing-Arizona Sky Survey et Mayall z -Enquête sur l'héritage des bandes

Nous présentons l'étalonnage photométrique du Beijing-Arizona Sky Survey et du Mayall z-band Legacy Survey, qui sont deux des trois relevés d'imagerie optique à champ large destinés à fournir les données de ciblage de base pour le projet d'instrument spectroscopique à énergie noire. La méthode de notre étalonnage photométrique est subdivisée en processus externes et internes. Le premier utilise les objets de source ponctuelle de l'enquête Pan-STARRS1 (PS1) comme normes de référence pour atteindre les points zéro du flux absolu pour les expositions individuelles. Et puis ce dernier révise les points zéro pour les rendre cohérents sur l'ensemble de l'enquête en fonction de plusieurs pavages et de grands chevauchements de décalage. Notre procédé permet d'obtenir un étalonnage photométrique homogène sur la majeure partie du ciel avec une précision meilleure que 10 mmag pour les bandes g et r, 15 mmag pour la bande z. La précision de l'étalonnage est meilleure que 1 % à l'extrémité brillante (16–18 mag) sur la majeure partie de la zone d'étude.


Normes spectroscopiques

Des observations d'étoiles étalons spectrophotométriques sont nécessaires pour que les spectres obtenus par GMOS soient calibrés en flux. Pour les spectres à des longueurs d'onde d'environ 680 nm, des spectres d'étalonnage d'étoiles chaudes sont nécessaires si l'annulation des caractéristiques telluriques du spectre est requise.

Les étoiles étalons spectrophotométriques des étalonnages de base sont choisies pour les GMOS à partir des sources répertoriées dans le tableau suivant. Lorsqu'une couverture de longueur d'onde vers le rouge de 810 nm est requise, les étoiles standard pour Gemini North seront des étoiles incluses à la fois dans Massey & Cornwall (1990) et Massey et al. (1988), tandis que pour les étoiles étalons Gemini South de Hamuy et al. (1994) seront observés.

Étoiles étalons spectrophotométriques GMOS
Référence Déclinaison
couverture
Longueur d'onde
couverture
Longueur d'onde
intervalles
Massey et al. (1988, ApJ, 328, 315) -5 degrés à +60 degrés 320-810 nm 5 nm
Massey & Cornwall (1990, ApJ, 358, 344) -5 degrés à +54 degrés 735-12020 nm 5 nm
Hamuy et al. (1994, PASP, 106, 566) -68 degrés à +11 degrés 330-1030 nm 5 nm
Bessell (1999, PASP, 111, 1426) EG 131* 330-1030 nm 5 nm

*Notez que les fichiers d'étalonnage pour EG 131 sont distribués avec le package Gemini IRAF dans le répertoire gmos$calib/.


Versions précédentes:
28 août 2003 : Kathy Roth 22 février 2002 : Inger Jørgensen


Calibrer des mesures photométriques brutes - Astronomie

Définitions des mesures photométriques

Module d'Astronomie Spécifique

Les grandeurs mesurées par le progiciel Mira Aperture Photometry sont définies dans le tableau ci-dessous. Les erreurs photométriques sont également décrites plus en détail dans les définitions des erreurs photométriques

Définitions des mesures photométriques

Le numéro de séquence de la mesure.

Le nom de l'image qui a été mesurée

L'étiquette de l'objet. Par défaut, il s'agit d'un numéro séquentiel.

Un nom pour l'objet. Le nom par défaut est créé en combinant un préfixe avec un numéro séquentiel (voir Préfixe du nom par défaut dans la page Autres préférences). Vous pouvez remplacer le nom par défaut à l'aide du mode Édition de la barre d'outils de photométrie d'Aperture. Voir Utilisation du mode d'édition dans la photométrie d'ouverture.

La grandeur mesurée ou calculée.

Si le point zéro photométrique n'existe pas, il s'agit d'une grandeur brute avec une valeur inférieure à 0.

Si le point zéro existe, il s'agit d'un nombre positif.

Cette colonne a un * si l'objet est un Standard.

L'estimation empirique de l'incertitude de magnitude (erreur moyenne) basée sur les mesures du bruit du ciel.

L'estimation théorique de l'incertitude de magnitude (erreur moyenne).

La coordonnée X de l'objet. Si l'image a un calibrage WCS, c'est l'ascension droite, sinon c'est la coordonnée de la colonne.

La coordonnée Y de l'objet. Si l'image a un calibrage WCS, il s'agit de la déclinaison, sinon il s'agit de la coordonnée de la ligne.

Coordonnée de colonne de l'objet.

La coordonnée de ligne de l'objet.

L'estimation du fond local

Le rapport signal sur bruit de la détection, y compris l'arrière-plan.

La magnitude de l'étoile standard. Il s'agit de la valeur saisie par vous ou importée d'un fichier catalogue.

Pour les normes, la magnitude résiduelle du calcul du point zéro.

Le signal au-dessus de l'arrière-plan

Le filtre utilisé pour l'image, tiré du mot-clé FILTER dans l'en-tête.

La date d'observation, à partir du mot-clé d'en-tête DATE-OBS, en GMT

Le temps d'observation, à partir du TEMPS-OBS (ou alors DATE-OBS) mot-clé d'en-tête, GMT, modifié par le temps d'exposition et la préférence d'horodatage . L'heure indiquée peut correspondre au début, au milieu ou à la fin de l'exposition. Voir la discussion sur PTIMEREF en dessous de Calcul de la masse d'air, au dessous de.

La date julienne calculée à partir du rapport Temps. Le type de date julienne est sélectionné à l'aide du sélecteur de type de date julienne dans la boîte de dialogue Autres préférences. Voir la discussion sur PTIMEREF en dessous de Calcul de la masse d'air, au dessous de. Cela peut également inclure un décalage de date saisi sur la page Autres préférences.

La masse d'air de l'observation. Une valeur de 0,0 indique que la masse d'air n'a pas pu être calculée. Voir la discussion ci-dessous.

Le temps d'exposition, en secondes, est tiré du mot-clé d'en-tête EXPTIME.

Pour la norme, le poids statistique utilisé dans le calcul du point zéro.

Les notes que vous ajoutez dans le Données standard ou alors Données cibles boîte de dialogue en mode Édition à l'aide de la barre d'outils Photométrie d'ouverture. Voir Utilisation du mode d'édition dans la photométrie d'ouverture.

Calcul de la masse d'air

La masse d'air est calculée à l'aide des 6 premiers mots-clés entrés dans la boîte de dialogue Mots-clés de photométrie et le résultat est enregistré dans l'en-tête de l'image à l'aide de la MASSE D'AIR mot-clé. Le mot-clé PTIMEREF est également enregistré dans l'en-tête de l'image pour documenter si le MASSE D'AIR valeur est effective au début, au milieu ou à la fin de l'exposition (voir le Référence du temps d'exposition choix sur la page Autres préférences).

Si la masse d'air ne peut pas être calculée (par exemple, parce que les mots-clés requis ne sont pas dans l'en-tête de l'image), la masse d'air se voit attribuer la valeur 0.0. Si les 6 mots-clés requis sont bien dans l'en-tête de l'image, vérifiez le ou les en-têtes de l'image pour vérifier que la longitude a le bon signe Mira s'attend à utiliser une valeur positive pour la longitude à l'ouest de Greenwich, en Angleterre. Vous pouvez corriger cela en utilisant le Flip signe dans la boîte de dialogue Mots-clés photométriques.


Conversion des magnitudes SDSS ugriz en flux physiques

Comme expliqué dans la section précédente, le système SDSS est presque un système AB. En supposant que vous connaissiez la correction des points zéro SDSS aux points zéro AB (voir ci-dessus), vous pouvez transformer les magnitudes AB en une densité de flux en utilisant la densité de flux du point zéro AB. Le système AB est défini de telle sorte que chaque filtre a une densité de flux au point zéro de 3631 Jy (1 Jy = 1 Jansky = 10 -26 W Hz -1 m -2 = 10 -23 erg s -1 Hz -1 cm -2 ).

Pour obtenir une densité de flux à partir des données SDSS, vous devez calculer f/f0 (par exemple à partir des magnitudes asinh dans les fichiers tsObj en utilisant l'inverse des relations données ci-dessus). This number is then the also the object's flux density, expressed as fraction of the AB zeropoint flux density. Therefore, the conversion to flux density is S = 3631 Jy * f/f0 .

Then you need to apply the correction for the zeropoint offset between the SDSS system and the AB system. See the description of SDSS to AB conversion above.


Pixinsight Photometric Color Calibration Crashing

I started using PI about three months ago (and am already blown away by the results), having successfully used this tool multiple times. I took some shots this weekend and am running into some issues:

- Individual subs that are calibrated (saved in their XISF file format) work fine and calibrate correctly

- The stacked version, however, does not stack correctly and does not even appear like it is being read by the software (see link below for the error)

I have saved the stack and reopened PI (in hopes that maybe the memory got jammed up some how) to no avail. What is weirder, is that (at the advice of someone in my astronomy club) when loading the final JPEG into PI to do this correction, the software works fine. Has anyone seen anything like this in the past? It is quite peculiar.

I am using a MacBook pro (2012, yeah its old but I upgraded it to an SSD 512gb and 16gb of RAM and it still flies) and capturing with ASI 294MC-Pro. My first work with this tool was with both DSLR (24MP) and a ZWO ASI 178mc (both worked fine), but I have recently upgraded to the ASI 294MC-Pro. The DSLR raw images are larger than the 294's, so again, highly confusing.

Here are links to the two XISF files:

Edited by mralpaca, 21 February 2019 - 12:20 PM.

#2 Jim Waters

Have you posted this on the PI Forum? Are you running the current PI release?

#3 bobzeq25

Some data for you. I too failed, have never seen this issue. PCC is chugging along for me and my files, this is highly unlikely to be a PI problem.

I saved the integration as a fit (which is what PlateSolve2 needs). PS2 solved it on the first step, instantaneously.

What you billed as one frame is not. >100MB.

You cold apply the Microsoft solution <smile>, remove PI _totally_ from your system and reinstall.

Edited by bobzeq25, 21 February 2019 - 01:24 PM.

#4 mralpaca

Have not posted to PI forum yet. I updated to the latest last night (1.8.6, I believe)

#5 mralpaca

Then do you suggest saving it as a FIT file then re-loading and processing in PI?

#6 bmhjr

The error in PI states it has "invalid coordinates". Are you sure they are correct? What is the target and did you use the search feature to pull in the coordinates?

#7 mralpaca

The coordinates are taken from the search feature. I usually turn on "ignore existing metadata". The weird thing is- the coordinates are fine when I use the single shot.

#8 bmhjr

I see what you are getting now. The individual frame solves fine. When it tries to solve the integration, for some reason it is not ignoring the metadata. I messed with it some and could not get it to work on the .xisf integration. Seems to be a bug of some sorts. I saved the integration .xisf as a .tiff which removes all the metadata and when I loaded the .tiff it solved. There may be another way but it worked. Good luck

For the .xisf, You could just skip the PCC color calibration process and use the old style ColorCalibration process preceded by BackgroundNuetralization.

Edited by bmhjr, 21 February 2019 - 03:43 PM.

#9 mralpaca

Interesting. Saving as a tiff shouldn't eliminate any quality going forward, so I imagine that it would be fine to do so (I don't really care about the metadata, I just like pretty pictures).

FYI, that M42 shot was taken from my rooftop in Manhattan on Saturday, pretty proud of it

Final image after adjusting the colors manually: https://drive.google. 8dSikYXwZi/view

Edited by mralpaca, 21 February 2019 - 05:58 PM.

#10 bmhjr

Nice image. Hopefully you won't need to change the format everytime. But the regular BackgroundNuetralization and ColorCalibration work fine. You can search for instructions.

#11 Jim Waters

If you think this is a bug make sure you post it on the PI Bug Forum.

#12 Jim Waters

What's the F.L. of your scope and pixel size of the imaging camera?

#13 mralpaca

Effective FL: 384mm (0.8x reducer with a 480mm scope)

Will report in the PI forum.

#14 mralpaca

Had trouble finding the forum- can you please provide a link?

#15 Jim Waters

#16 mralpaca

I thought you meant in CloudyNights! I am waiting for them to approve my account. It has been about 24 hours at this point.

#17 pfile

so. where did the coordinates in the integration come from? were they generated by PI?

i can see that in the sub, the RA and DEC coordinates are numbers, like -5.34, but in the integration, the RA and DEC coordinates are strings, like '-5 24 04.05'.

clearly PI is having trouble parsing the RA/DEC coordinates as strings, so it seems weird that PI would write out the RA/DEC as a string. or maybe it is a regression. at any rate if you delete the RA/DEC coordinates from the integration, then you can move ahead with PCC. you do this by opening the FITS header tool, clicking the check mark in the tool and then click the image. then you can highlight and delete the RA and DEC lines of the fits header, and finally apply the FITS header tool to the integration. that re-applies the fits header to the file, but missing those two lines you deleted.

btw the image is mirrored (unless somehow you were able to take the image from behind M42 ), so its possible that it wont solve even if you delete the RA/DEC.

Edited by pfile, 21 February 2019 - 08:21 PM.

#18 mralpaca

Thank you for looking into this. Dumb question- where do I locate the fits header tool in PI?

Embarrassingly, my new scope did not come with enough tube extenders to reach focus, so I used a diagonal. *womp womp*

#19 bmhjr

mralpaca, The tool is under Process > All Processes > FITSHeader. Worked great.

#20 pfile

i see juan said the same thing over at the PI forum - seems like PI would not generate such a RA/DEC pair according to him but if it did you should follow up with him to find the bug.


Photometric Observing

This section sketches the practical side of the three basic types of CCD photometry: all-sky, "do-what-you-can," and differential. Use the method that is most appropriate for your circumstances.

The goal of differential photometry is to produce accurate magnitude differences between (supposedly) steady comparison stars and program stars. Differential photometry asks, "How has this star changed?" Not surprisingly, this technique is much easier than all-sky photometry because, to a first approximation, extinction coefficients don't matter (both stars suffer the same extinction) and so long as the comparison star has a similar color to the variable, transformation to the standard system is not necessary (because you are interested only in how much the star has changed).

The goal of all-sky photometry is to be able to point your telescope at any sky location, shoot images, and produce magnitudes in the standard system. In a session of all-sky work, you must determine extinction coefficients so that you can correct raw magnitudes for that factor and you must determine transform coefficients in order to convert instrumental magnitudes into the standard system— which imposes a burden on the observer to record extinction stars and standard stars as well as the program stars that are the point of the observing program. All-sky photometry seeks an exact answer to the question, "How bright is that star?"

"Do-what-you-can" photometry is a simplified method of all-sky photometry advocated by photometrist Brian Skiff of the Lowell Observatory. It is designed to allow amateurs to make meaningful measurements with short observing sessions under poor skies. Briefly, you determine the instrumental transforms and measure extinction values carefully just once, and thereafter sandwich photometric images of variables between images of standard fields. Reducing the data is equally simplified by adjusting the "fit" of the standards and then assuming that variables can be adjusted the same way. "Do-what-you-can" is a practical way for amateurs to produce good results.

10.4.1 Preparing to Observe

Photometry demands forethought, careful record keeping, and meticulous procedures in extracting the data contained in the images. Although an observatory is not absolutely necessary, nothing makes for better observations than a controlled environment with everything at hand and ready to go.

An observing session begins well ahead of time, with the preparation of a list of targets. Some observers track several dozen stars on a nightly, weekly, or monthly basis while others observe eclipsing binaries drawn from an ever-changing list of stars that need "work." Some observers run intensive programs on targets of opportunity such as newly-discovered variables, novae, or supernovae while others work closely with professionals to monitor objects like X-ray binaries for sudden (and unpredictable) activity—which, if detected, makes it the target of an orbiting X-ray observatory. Whatever your objective, you must organize and have at hand the necessary finding charts for program, extinction, and standard stars. With your observing plan in hand, you are ready to begin.

• Turn on the CCD camera early. Allow it an hour to reach thermal equilibrium before you start observing. Open the telescope so that it too reaches air temperature.

• Set the clock in your image-logging computer. The best way is to log onto a time service web site that will synchronize the clock in your computer to the correct time. Although computer clocks are not terribly accurate, most maintain time well enough for a night's observations. Another solution is to install a GPS card in your PC, and you'll have precise time all the time.

• Before you begin work, start a new page in your observing notebook. Note the date in civil time (i.e., November 5/6, 2007) as well as the Julian date. Write down the equipment in use (it's amazing how quickly you can forget important details if you don't record them), your planned observing program, and notes on the sky condition.

Throughout the evening, continue making notes. Many high-tech astronomers have discovered the hard way that notes written on paper are easier to access and last longer than text files on a hard disk. Without supporting documentation your data can lose their value.

The following sections present brief scenarios that illustrate strategies and methods typical of all-sky, do-what-you-can, and differential photometry.

10.4.2 Differential Photometry

In CCD photometry, all of the stars in an image have been observed at the same time and through very nearly the same atmospheric path. As a result, atmospheric extinction is the same for all of them, and variations in atmospheric transmission due to haze or light clouds very nearly cancel out. These simplifications are the basis for differential photometry.

Differential photometry varies considerably depending on the observing program, but the underlying principles remain constant: obtaining a series of images showing an object of interest (referred to as "V"), a comparison star (a normal star that hopefully does not vary, called "CI"), and a second comparison star

Figure 10.7 Phil Kuebler obtained differential photometry on BR Cygni with 40 images taken at two-minute intervals with a Cookbook camera, a 10-inch SCT, and 60-second integrations with a V filter. Despite soft images and poor tracking, he got excellent photometric results. The light curve appears in Figure 10.8.

Figure 10.7 Phil Kuebler obtained differential photometry on BR Cygni with 40 images taken at two-minute intervals with a Cookbook camera, a 10-inch SCT, and 60-second integrations with a V filter. Despite soft images and poor tracking, he got excellent photometric results. The light curve appears in Figure 10.8.

called "C2," or the "check" star. The purpose of the check star is to verify that the CI comparison star does not vary. A time series of images can run for many hours and contain hundreds of images.

When reduced, the observation is the magnitude difference between the variable and comparison star, usually written as V - CI (variable minus comparison). To monitor that nothing has gone awry, the difference between C1 (the comparison star) and C2 (the check star) is also extracted as C2 - CI2.

For greater precision, observers sometime employ more than two comparison stars. By summing multiple comparison stars, they create an aggregate comparison star with a large photon count and reduced statistical error.

Below are profiles of a few typical observing programs.

Eclipsing Binary Stars. When the angle between the orbital plane of a binary star and our line of sight is small, we observe eclipses with each orbital revolution. Periods of close binaries range from a few hours to several days. If the period is constant, we can predict the time of eclipse years in advance but if the stars are interacting and gas flows from one to the other, the period can change. Measuring the time of mid-eclipse provides a very sensitive tool for probing the physical nature of the stars hence, professional astronomers have a continuing need for measured times of mid-eclipse. Requests for observations of particular

0.625 0.650 0.675 0.700 0.725 0.750 Julian Date 2,450,996+

Figure 10.8 This light curve shows the eclipsing binary BR Cygni at mid-eclipse, as measured from 40 images like the one in Figure 10.7. Filled circles are V -C1 and open circles are C1 - C2. Phil measured the time of minimum as JD 2,450,996.6709 ± 0.0003. Image and data courtesy of Phil Kuebler.

stars are most often channeled through organizations such as the AAVSO and the Center for Backyard Astrophysics.

The observing protocol is simple: as a clear evening comes up, the observer scans a list of program stars and computes their expected times of minimum. If a program star is expected to eclipse that night, the observing run is scheduled to begin an hour or two before the anticipated time of minimum. Before and after the observing run itself, the observer allows time to make dark frames and flat fields.

The observing run consists of making images at regular intervals (usually one or two minutes) through the time of eclipse and for an hour or two afterward. If the camera software has an "autograb" or "multiple image" feature and the telescope tracks well, the observer has little to do but oversee that everything moves along smoothly. A second set of dark frames and flat fields is then taken as a hedge against changes in the camera or telescope.

To reduce the data, the images are calibrated and the V, CI, and C2 stars are measured on each one. If the time-of-minimum prediction was good, the eclipse is obvious in the plot of V - CI against time. If the equipment functioned properly, the corresponding plot of C2 - C1 is flat and straight. To extract as much information as possible from the light curve, the data can be analyzed statistically to obtain the best-fit time of minimum, often within less than one minute. See Figure 10.8.

The observed time of minimum is then reported to the AAVSO or to the astronomer who requested observations of the star.

Exoplanet Transits. Planets orbiting stars other than the Sun can be discovered and their properties determined by observing the decrease in the star's light when the planet transits its disk. Although a signal-to-noise ratio of 100 or better is required, this is well within the ability of many CCD observers.

Preparation for an exoplanet transit observation is much like that for an eclipsing variable star. Check the ephemeris for future transits, and begin a time series several hours in advance. Continue observing through the predicted transit time, and continue as long as practical after the transit. The "baseline" magnitude established before and after the transit enables you to distinguish the slight decrease in magnitude from variations caused by statistical uncertainty and other sources of noise.

If you are serious about exoplanet work, join a group that regularly observes and reports on newly discovered planets. Amateur observations help to establish the reality of the transit, aid in pinning down its period and amplitude, and ultimately, in documenting the characteristics of the planet.

Other Variable Stars. To obtain good light curves for variables with periods of a few days to a year or more, regular observations are needed. These may be Cepheid variables (which sometimes do strange things—like Polaris, a Ceph-eid that nearly quit varying), RR Lyrae stars, RS Canum Venaticorum stars (which vary because of enormous starspots on their surfaces), or many other types. The AAVSO maintains lists of interesting variables that need to be observed.

With a clear evening in the offing, the observer makes up a list of program stars. For extremely slow variables, only one observation per month may be needed, but for more rapid ones, an hourly check may be called for. The run itself depends on what's on the schedule. For slowly-changing stars, an observation might consist of three 60-second integration images through each of three filters (such as B, V, and I) and take a total of 15 minutes. If the program consists of a dozen such stars, the observer could begin at dusk and complete precise three-color differential photometry on 12 objects by midnight.

When time permits, the images are calibrated and V - CI and C2 - CI are measured on each one. Since everyone working on this particular variable uses the same comparison star, the V - C1 measures from different observers mean the same thing. Of course, you check the C2 - CI values for consistency from one observing session to the next.

At the end of the month, observer sends a report to AAVSO headquarters listing high-quality three-color differential measurements on 16 stars made during five observing runs.

10.4.3 All-Sky Photometry

A night of all-sky photometry requires orchestrating three simultaneous observing programs: finding extinction coefficients, finding transformation coefficients, and observing program stars. This makes it challenging, to say the least, but also an skill well worth pursuing.

To illustrate what's involved in this method, suppose you have been asked to assist with two new comparison-star charts for use by the observers who contribute visual estimates to a well-known variable-star organization. Each chart is 15 minutes of arc square and centered on a variable. Suitable comparison stars are marked with their visual magnitudes. Observers estimate the magnitude of the variable by comparing its brightness with the comparison stars. If the magnitudes of the comparison stars are not accurate, the estimates will not be correct. Your photometry must be as accurate as possible.

To make sure that the comparison stars will serve their purpose, you need to observe each candidate in B, Y, and I to insure that no red stars (which tend not only to be variable, but also to fool the eyes of visual observers) are included among them.

You begin planning for the observation by figuring out when the chart fields will be highest in the sky, and you identify two Landolt Selected Areas—one that will cross the meridian an hour before and the other an hour after the chart fields. Fortunately, you have three hours of darkness before the chart fields transit, so there is ample time to obtain extinction and standard-star images. This adds to your program a third Landolt field that will transit shortly after full darkness falls.

After rejecting several nights for streaks of high cirrus after sunset, you rejoice when a big front clears the dust and haze from the lower air and leaves the whole sky crystal clear. At last you have your "photometric" night! An hour before darkness, you have set the computer's clock, fired up the CCD, and opened the telescope to cool.

During twilight, shoot your bias, dark, and flat-field frames. Then, as twilight ends, you'll be ready to identify two Landolt areas that are rising. Make two 120-second integrations of each field through each of the three filters. Between each exposure move the telescope slightly so the star field falls on slightly different groups of pixels. As the evening progresses, you must come back to observe these fields as they rise and are viewed through progressively less air mass. Also, shoot some Landolt areas close to the meridian. In this way you can piggyback the exposures needed for extinction data while simultaneously making standard star fields.

With the high-air-mass exposures taken, you locate the Landolt area that is flear the meridian, carefully focus, and repeat the exposure sequence. As the night progresses, you will make more images of this region as it sets into progressively greater air mass. It doesn't hurt to check that extinction coefficients for the eastern and western sky are the same.

At this point, you cap the telescope and take 16 bias frames and 16 dark frames then rig the light box on the telescope and take 16 flats through each of the three filters, and take 16 flat darks. Good calibration is vital to accurate photometry, but it certainly helps to fill up the hard disk on the computer! The bias and flat-frame exposures are short, but a set of dark frames can take half an hour.

If your telescope is light-tight, make dark frames during twilight.

With calibration behind you, you concentrate on imaging the two rising Landolt fields through the three filters. You want plenty of data points to extract extinction coefficients and transform the magnitudes to the standard system.

As the chart fields approach the meridian, and you locate and make three exposures with each filter for each chart field, shoot the Landolt areas, and then shoot the chart fields again. Finally, shoot another set of images of the third Landolt field, which has sunk low in the western sky.

In theory, you now have all the data that you need—but as a conscientious observer, you image the two Landolt fields again and make a backup set of calibration images. By the time you close up for the night, you have gathered a very complete set of data. Of course, if you have time, you'll make another set of observations on another night as proof against zero-point errors, and as a check that none of the new standards is itself a variable!

Extracting magnitudes is a time-consuming but satisfying activity. You begin by computing the air mass for every exposure made during the night. Next, to be sure that you can identify the correct stars in each of the Landolt fields, print a negative hard-copy of each field and verify the identification of each standard star astrometrically. You have selected eight stars in each Landolt field as your standards, but it only takes a few extra minutes to make sure that no errors will creep into your work.

Now examine each image and perform aperture photometry on each standard star. As you measure, transfer the data—the raw instrumental magnitude, the air mass, and Landolt's standard magnitude—to a spreadsheet program. Since you obtained five images in each of three colors for the rising Landolt fields, and four images in each of three colors for the setting Landolt field, you have 42 images to measure. When you are done, the spreadsheet solves for extinction coefficients in each color and produces transform coefficients that convert your raw instrumental magnitudes and air masses into standard B, V, and / magnitudes. Be glad you don't have to compute these values by hand!

Now comes the fun part: examine the images of the chart fields, two sets of three exposures in three colors for each of the charts—18 images in all. Again, measure raw instrumental magnitudes for each star then enter those and the air mass for the image into spreadsheet software. This time, the output is a standard B, V, and I magnitude for each star in the chart field. To your pleasure, the results from the separate images agree to better than 0.02 magnitude in every case. The result of your work is standard B, V, and I magnitudes for 46 candidate comparison stars in the two charts. As you submit your report, you know you have done a good job.

10.4.4 "Do-What-You-Can" Photometry

Most amateur astronomers live and observe at humid, low altitude sites. They can rarely observe more than a few hours simply because it usually doesn't stay clear any longer than that, or because they have to go to work the next morning. Con ventional all-sky photometry appears too daunting, quite apart from the complexity of performing data reduction, so no photometry gets done.

A realistic solution to this dilemma is to adopt a mode of observing that makes some approximations that is, observing in "do-what-you-can" or "what-you-can-get-away-with" mode. As long as you don't feel compelled to press for high accuracy, you can rest assured that your results are pretty good. Very importantly, observations can be made quickly in this mode, so you will make the observations.

To begin with, you need only two filters: Vand I. This allows you to measure and correct for the color terms. The V filter ties into the V and visual magnitudes. Also, the V-1 color is an excellent temperature indicator for all stars, and it even works for the reddest stars. This field is challenging enough in its own right that trying to do photometry in four colors is bound to be discouraging. Instead, do what you can do, which is accurate two-color photometry.

At some point early on in the process of getting data from a CCD, would-be photometrists should spend several stable photometric nights—the kind of nights that occur only once or twice a month—observing nothing but bona-fide standard stars. The idea is to establish a good set of instrumental transformations and to get a feeling for the extinction values at your locale. Once you have established the transformations, check them once or twice a year to detect changes or problems.

In an ideal world, every observer would measure the extinction coefficients every night. However, if you observe from a site below 1,500 feet elevation, you can simply assume a V coefficient of 0.35, except on winter nights when the air is particularly dry and clear (when you can assume a V coefficient of 0.25). Extinctions for colors other than V are offsets for B, the extinction coefficient is 0.13 higher than V for R, it is 0.04 lower than V, and for /, it is 0.08 lower than V.

With the instrumental transformations established, the main thing needed for new observations is the zero point. This varies mainly because of night-to-night changes in extinction and, to a lesser degree, instrumental variations. A simple procedure to set the zero point is to shoot one or two standard fields, then shoot the target, and reshoot the standard field. That's it! Your standard field can contain a single star if need be, but it is usually not hard to find a good sequence near the target.

To reduce your observations, apply the mean extinction value and the previously determined color terms to the data. This will produce nearly-correct standard magnitudes for the reference stars. Then compare these magnitudes with "real" magnitudes of the standards, and apply any difference to the magnitude and color of the target. As long as you do not observe targets at high air mass, using approximate extinction coefficients will not compromise your data, because the standard stars are close to the target, and errors in extinction show up only when there is a difference in air mass between the standard fields and your targets.

"Do-what-you-can" photometry has the merit of being quick, which is a big advantage at a poor site. A set of observations in two colors shouldn't take more than 10 to 20 minutes, depending on how faint the target is and how well the tele scope points. The speed of working minimizes transparency variations, and the method does away with making tedious extinction observations.


The Minnesota State University MoorheadArchive of the MAPS Catalog

The photometric calibration for stars uses a magnitude-diameter relation derived from photoelectric BV, BVR J and CCD BVR c calibrating sequences. Our CCD sequences were obtained at Capilla Peak Observatory (University of New Mexico), Cerro Tololo Interamerican Observatory and McDonald Observatory, and our photoelectric photometry at Kitt Peak National Observatory (Humphreys et al. 1991) . The sequences range from about 13 to 20-21 mag. and are transformed to the instrumental (emulsion + filter system) O and E magnitudes corresponding to the blue and red Sky Survey plates, respectively (Humphreys et al. 1991). The color transforms are shown in Figure 1. We supplement our photometry with data for brighter stars from the Guide Star Photometry Catalog (Lasker et al. 1988) to give a calibration from &sim10 to 20-21 mag for the O plates. The calibrating sequences are included in the archived database.

The diameters are measured from the best-fit ellipse to the single level of isodensity data. The magnitude-diameter relations for each field are then fit by a smooth curve whose expected shape is derived from the stellar PSF (King 1971 Kormendy 1973). The resulting fits typically have a mean rms of 0.15-0.20 mag over the range 14-20 mag. Sample magnitude-diameter relations are shown in Figure 2. The APS magnitudes are most reliable fainter than 12th mag because of the diffraction pattern, and are not available for objects brighter than 8th magnitude.

Humphreys et al. (1991) found that the magnitude-diameter relations for the POSS I fields all have essentially the same form or shape with small zero-point variations. Thus for those fields for which we do not have CCD or photoelectric calibration to the fainter magnitudes, we use the mean relation fit to the brighter stars in the GSPC (BV photometry only). We obtain the necessary R photometry with the CCD camera at the Univ. of Minnesota's O'Brien Observatory or assume that the GSPC stars are main sequence stars and adopt the corresponding V-R c color. Tests of this method on well-calibrated fields give magnitudes agreeing to within 0.2 mag.

Schmidt plates have a systematic vignetting error across the field. The vignetting correction is a function of the radial distance from the plate center with no correction out to &asymp 2.7°. We have tested the expected or theoretical vignetting function by a comparison with a grid of CCD frames on two POSS fields, critically placed in the plate corners and along the radial, horizontal and vertical axes. Our empirically-determined correction (maximum &sim0.3 mag in the plate corners) is consistent with the expected function. The vignetting function is included in the reductions and the corrections are applied to the measured magnitudes where appropriate.

Because galaxy images are extended on the sky, a more elaborate method of photometry than that used in stellar photometry is required. We have developed a set of plate calibration techniques to derive the density-to-intensity transformation properties of each glass copy plate and to set the photometric zero-point based on available stellar photometry. The most fundamental method uses a direct link between APS galaxy luminosity profiles and available high-quality photometric profiles derived from CCD images to establish a simple linear transformation in log(I)-D space, where D is the raw photographic density as measured by the APS. In the absence of available surface photometry, which is the case for most POSS I fields, we adopt a density-to-intensity transformation derived by comparing the mean stellar point spread functions of stars over a wide range in magnitude (Bunclark & Irwin 1984). The profile slope is derived from the bright stars and the zero point is set by the photometric standards. We use the background subtracted pixel data for both the stars and galaxies to derive the integrated magnitude. Due to the small plate scale of the POSS I and the adverse effects of scattered light in the presence of saturated stellar cores, this method is not as effective as the previous one, but it does produce sufficiently reliable results. In addition the stellar PSF technique produces an estimate of the seeing on each plate.

Comparing our O and E band radial surface brightness profiles with three independent sources of galaxy surface photometry, we found no systematic deviation in surface brightness over the ranges 21.0 &le &mu O &le 24.5 and 20.5 &le &mu E &le 23.5. The accidental errors associated with the APS surface brightness measurements are in the range 0.07 &le &sigma &mu &le 0.15 for both the O and E plates. Comparison with available photometry in the RC3 and fainter galaxy catalogs at the NGP show that APS-derived integrated galaxy magnitudes (extrapolated total magnitudes in the case of O &le 17) show no systematic photometric errors for O &le 19.5 and a typical rms scatter of 0.2 to 0.3 magnitudes (see Odewahn & Aldering (1995)).

The integrated (magi) and the magnitude-diameter relation (magd) magnitudes are both included in the Catalog for every object. Obviously, magd should be used for stars and magi for galaxies. The advantage of including both for each object occurs if a "star" is later found to be a "galaxy" or vice-versa, then the appropriate magnitude is available.

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