Astronomie

Systèmes de photométrie

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Je sais qu'il y a une différence entre les systèmes ugriz et u'g'r'i'z' de magnitude photométrique, mais je vois aussi parfois UGRIZ écrit. Y a-t-il une différence entre une magnitude UGRIZ et une magnitude ugriz ?

J'essaie d'appliquer la méthode de l'article Photometric Redshifts of Quasars (Richards et al. 2001, ApJ 122, 1151-1162, Equation 1) à mes données, qui contiennent des données en U, B, V, R, etc. Dois-je effectuer des transformations sur mes données pour appliquer leur équation ?


Tout d'abord, nous construisons un changement de couleur empirique $chi^2$ (pour chaque redshiftÈ indiqué par l'indice z) est calculé comme

$$chi_z^2 = {left((u'-g')-(u'-g')_z ight)^2 over sigma^2_{u'-g'} - sigma^2_ {(u'-g')_z}} + C_{gr} + C_{ri} + C_{iz} ag{1}label{eq1}$$

$(u'-g')$ est le mesuré $u'-g'$ couleur de l'objet, $(u'-g')_z$ est la couleur de la relation médiane couleur-décalage vers le rouge à un décalage vers le rouge donné, $sigma_{u'-g'}$ est l'erreur photométrique dans le $u'-g'$ couleur, qui est donnée par $(sigma_{u'}^2+sigma_{g'}^2)^{1/2}$, et $sigma_{(u'-g')_z}$ est le 1 $sigma$ largeur d'erreur de la relation médiane couleur-décalage vers le rouge en fonction du décalage vers le rouge.


La réduction photométrique (de l'image à la luminosité) comprend les étapes suivantes :

  • nettoyage de l'image (bias + dark + flat + etc.)

  • identifier/mesurer la luminosité de l'objet d'intérêt à partir de l'image nettoyée (en utilisant par exemple un sextracteur). Disons que l'image a été prise dans un filtre U avec la luminosité (mA_U_image) dans n'importe quelle magnitude arbitraire étant donné n'importe quel point zéro arbitraire (ZP).

  • identifier/mesurer la luminosité des objets standards (qui sont des objets dont on connaît leur luminosité) en utilisant le filtre U et le même ZP. Disons que la luminosité est mB_U_image.

  • Trouver la transformation : mB_U_real(AB) = mB_U_image(arbitraire avec point zéro = ZP) + correction où mB_U_real(AB) = magnitude de B dans le filtre U dans le système AB (ou dans un autre système de magnitude tel qu'identifié par la base de données de B étant donné le filtre U) .

  • Appliquer la transformation : mA_U_real(AB) = mA_U_image(arbitraire avec point zéro = ZP) + correction

Remarque : cette méthode est simplifiée car les objets scientifiques et les normes ont été supposés provenir du même filtre U.

Donc, pour répondre à votre question:

  • En règle générale, il existe deux systèmes de magnitude fréquemment utilisés : Vega et AB. Vous devrez peut-être obtenir la correction Vega vers AB si la transformation implique le passage d'un système à un autre.

  • UGRIZ et ugriz : J'ai trouvé que parfois UGRIZ est utilisé pour notifier que la magnitude est exprimée dans le système Vega et ugriz est dans le système AB, ou vice versa. Pour un exemple, https://arxiv.org/abs/1605.01054

  • U et u et u' sont légèrement différents (vérifiez leurs courbes de réponse dans les manuels des télescopes). Ainsi, la transformation d'un filtre à un autre peut nécessiter d'inclure plus de termes dans la transformation.

  • Si les normes et les objets scientifiques ont été extraits de différents filtres/télescopes/réglages (même dans le cas de U et u), vous devrez peut-être également inclure un terme de correction des couleurs dans la transformation.

  • Éq. 1 est pour le calcul du chi carré à utiliser dans le problème d'optimisation. Je crois que l'équation est exprimée en indice de couleur u-g à titre d'exemple. Vous devriez pouvoir utiliser n'importe quelle paire d'indices de couleur. Si vous voulez vraiment utiliser l'index u-g, mais que vous avez UBVR, voici ce que je pense que vous devriez faire : trouver u = U + correction et g = B + correction.


Systèmes de photométrie - Astronomie

NOAO est en train de faire passer l'IRAF à un état de fin de support et a mis la distribution de NOAO IRAF hors ligne en attendant un examen final des droits d'auteur et des licences du code source. Les utilisateurs intéressés par de nouvelles installations IRAF au cours de cette période d'examen peuvent envisager la distribution communautaire IRAF.

Autres ressources communautaires

  • Projet de logiciel d'astronomie Python basé sur la communauté Astropy &ndash
  • Distribution du logiciel d'astronomie AstroConda &ndash STScI
  • Logiciel de réduction de données Gemini pour les données d'observation obtenues avec les télescopes Gemini
  • Projet Gemini DRAGONS (logiciel de réduction de données Gemini de nouvelle génération, en cours de développement)
  • USVOA &ndash US Virtual Observatory Alliance
  • CFITSIO &ndash Bibliothèque FITS et outils de compression
  • WCSTOOLS &ndash Utilitaires d'en-tête d'image
  • Outil d'affichage d'images DS9 &ndash de SAO
  • STSDAS/Tables & ndash Forfaits IRAF de STScI
  • PyRAF &ndash alternative basée sur Python à l'IRAF CL

Dernière mise à jour ou révision le 20 août 2019.

NOAO est le centre national d'astronomie nocturne au sol aux États-Unis et est géré par l'Association des universités pour la recherche en astronomie (AURA). dans le cadre d'un accord de coopération avec la National Science Foundation. Si vous souhaitez des informations sur l'astronomie solaire, visitez l'Observatoire solaire national. Si vous souhaitez des informations sur la radioastronomie, visitez l'Observatoire national de radioastronomie.


Outil de photométrie d'ouverture

Effectuez la photométrie d'ouverture à l'aide d'un logiciel gratuit doté d'une interface utilisateur graphique. Pour la recherche et l'enseignement astronomiques.

Explorez l'univers avec l'outil de photométrie Aperture !

Aperture Photometry Tool (APT) est un logiciel pour la recherche astronomique, ainsi que pour l'apprentissage, la visualisation et l'affinement des analyses de photométrie d'ouverture. Les superpositions d'images, les représentations graphiques, les statistiques, les modèles, les options et les commandes pour les calculs de photométrie d'ouverture sont réunis dans un seul package. Les astronomes professionnels apprécient le riche ensemble de fonctionnalités et de fonctions d'APT, et vous aussi. APT est gratuit sous une licence qui limite son utilisation à la recherche et à l'enseignement astronomiques. Il est parfait pour le centre des sciences, l'observatoire et la salle de classe. De plus, c'est tout simplement l'une des meilleures visionneuses d'images FITS que vous trouverez. Cliquez ici pour un didacticiel sur l'outil de photométrie d'ouverture.

clique sur l'image pour l'agrandir


À propos

L'outil de photométrie d'ouverture (APT) est un programme informatique conçu pour effectuer des calculs scientifiques liés à la photométrie d'ouverture [1] , une méthode de réduction de données couramment utilisée en astronomie. L'impulsion pour l'avènement de ce logiciel a été les efforts déployés par certains scientifiques du Centre de traitement et d'analyse infrarouge (IPAC) au nom de la National Aeronautics and Space Administration (NASA) pour promouvoir les mathématiques et les sciences dans l'éducation, en introduisant spécifiquement une véritable recherche dans la classe à travers un programme appelé NITARP [2] , le programme de recherche sur les archives des enseignants de la NASA/IPAC et ses prédécesseurs [3] . La principale caractéristique du logiciel est qu'il permet d'analyser les résultats de la photométrie d'ouverture via une interface utilisateur graphique (GUI), et cela fournit une plate-forme pratique pour les utilisateurs du logiciel, à la fois les étudiants et les professionnels de l'astronomie, pour en savoir plus sur la photométrie d'ouverture et obtenir des informations précieuses sur les résultats particuliers à leurs activités de recherche. Une pléthore de graphiques, d'affichages, de statistiques, d'options et de résultats liés à la photométrie d'ouverture dans l'interface graphique sont disponibles pour examiner de près les données d'entrée et de sortie de diverses manières, ce qui favorise une meilleure compréhension. Le logiciel est entièrement implémenté dans le langage de programmation Java et, par conséquent, peut être installé et utilisé sur n'importe quel système informatique qui exécute une machine virtuelle Java. APT peut être téléchargé et utilisé gratuitement à des fins de calcul astronomique [4] . L'entrée de base d'APT est une image FITS, et les images FITS de n'importe quel projet d'astronomie peuvent être traitées avec APT.

L'outil de photométrie Aperture peut-il être utilisé pour un travail professionnel ?

Oui! Il n'y a rien d'« édulcoré » à propos d'APT. Il a été développé principalement pour la salle de classe, mais selon les normes strictes attendues des logiciels utilisés par les astronomes professionnels et le personnel de la NASA. APT est couramment utilisé pour évaluer les produits de données du télescope spatial Spitzer, ainsi que d'autres produits de données IPAC. Une étude a été menée pour évaluer les performances d'APT, et APT a réussi tous les tests avec brio ! [5] Pas convaincu ? Vous pouvez lire le rapport de test par vous-même (PDF). Vous trouverez également ci-dessous une courte liste de projets de recherche astronomiques réels qui ont bénéficié de l'utilisation d'APT.

Projets de recherche qui ont utilisé APT

  • Calculs de photométrie forcée pour le relevé de physique de l'univers en accélération. APT est utilisé pour exécuter des tâches en mode batch à thread unique dans la batterie d'ordinateurs PAU.
  • Fitzgerald, M.T. et al., "Etude photométrique et du mouvement propre de l'amas ouvert négligé NGC 2215", Le journal astronomique149, p. 190, 2015 (PDF).
  • Souza, S.P. et al., « Surveillance H-alpha des étoiles à raies d'émission de type précoce », affiche AAS de mai 2011, Boston, MA (PDF).
  • Hayes-Gehrke, M. et al., "Courbes de lumière pour 938 Chlosinde et 3408 Shalamov", Bulletin de la planète mineure 38, p. 75, 2011 (PDF).
  • Souza, S. P., G. Beltz-Mohrmann et M. Sami, "La courbe de lumière et la période de MT696", Journal de l'Association américaine des observateurs d'étoiles variables (JAAVSO)42, p. 154-160, 2014. (PDF).
  • Souza, S. P., "Deux nouvelles étoiles variables cool dans le domaine de NGC 659", Journal de l'Association américaine des observateurs d'étoiles variables (JAAVSO)41, p. 92-6, 2013. (PDF).
  • Ginski, C. et al., « Observations de suivi astrométrique de compagnons sous-stellaires directement imagés de jeunes étoiles et de naines brunes », Avis mensuels de la Royal Astronomical Society444, p. 2280, 2014.
  • Ginski, C. et al., "Une étude de multiplicité d'imagerie chanceuse d'étoiles hôtes d'exoplanètes - II", Avis mensuels de la Royal Astronomical Society457, p. 2173, 2016.

Qui a développé l'outil de photométrie d'ouverture ?

Le Dr Russ Laher, membre du personnel technique de l'IPAC (Centre de traitement et d'analyse infrarouge) du California Institute of Technology, a développé APT. Russ a créé des logiciels pour la science, l'ingénierie et les affaires au cours des 40 dernières années (son premier ordinateur était un micro-ordinateur Radio Shack TRS-80 avec 4K de mémoire). Il est titulaire d'un MBA de l'Université Pepperdine et d'un doctorat. en physique de l'Utah State University. La première version d'APT a été publiée en novembre 2007 et, depuis lors, Russ a mis en œuvre de nombreuses mises à niveau logicielles pour corriger les bogues et augmenter les capacités d'APT. Les bêta-testeurs du SSC, de l'IPAC et d'ailleurs ont contribué à tester l'APT et ont fourni des commentaires précieux.

Quelle est la précision de l'outil de photométrie d'ouverture ?

Les sorties d'APT ont été comparées à des sorties similaires de SExtractor, un logiciel de photométrie d'ouverture en mode batch très respecté, pour les sources extraites d'images optiques en bande R acquises par la Palomar Transient Factory (PTF), des mosaïques infrarouges construites à partir de Spitzer Space Images de télescope et une image visible/proche infrarouge traitée de Hubble Legacy Archive (HLA) [5] . De nombreux autres détails sont donnés dans le document référencé, et sont brièvement résumés comme suit. Deux grands échantillons provenant de deux images PTF, contenant chacun environ 3 000 sources provenant de champs non encombrés, ont été étudiés. Les valeurs médianes des différences de pourcentage relatives d'intensité source entre les deux logiciels, calculées séparément pour les deux échantillons de PTF, sont de +0,13 % et +0,17 %, avec des dispersions statistiques correspondantes de 1,43 % et 1,84 %, respectivement. Pour les mosaïques de Spitzer, un grand échantillon similaire de sources extraites pour chacun des canaux 1 à 4 de la caméra infrarouge de Spitzer (IRAC) a été analysé avec deux tailles différentes d'anneau du ciel, et il a été constaté que les valeurs médianes et modales de la source- les différences relatives en pourcentage d'intensité entre les deux logiciels sont comprises entre -0,5 % et +2,0 %, et les dispersions statistiques correspondantes varient de 1,4 % à 6,7 %, selon le canal Spitzer IRAC et l'anneau céleste. Les résultats pour l'image HLA sont mitigés, mais comme on pouvait s'y attendre pour un champ modérément encombré. Les comparaisons pour les trois différents types d'images montrent qu'il y a généralement un excellent accord entre APT et SExtractor. Les différences dans les estimations d'incertitude d'intensité de source pour les images PTF s'élèvent à moins de 3% pour les sources PTF, et celles-ci sont potentiellement causées par l'omission par SExtractor du terme d'incertitude de fond de ciel dans la formule pour l'incertitude d'intensité de source, et des méthodes différentes de l'estimation du fond du ciel.


Le moteur du spectromètre infrarouge à transformée de Fourier (FTIR) est suffisamment compact pour être transporté d'une seule main. Un interféromètre optique Michelson et un circuit de commande sont intégrés dans un boîtier de la taille d'une paume. Le spectre et l'absorbance peuvent être mesurés en connectant un PC via USB. Le moteur FTIR aidera à créer des spectrophotomètres FTIR portables pour des applications analytiques, y compris la surveillance en temps réel des produits chimiques sur les lignes de production et l'analyse des ingrédients des produits agricoles sur le terrain.


Introduction à la photométrie astronomique

Ce livre a été cité par les publications suivantes. Cette liste est générée à partir des données fournies par CrossRef.
  • Editeur : Cambridge University Press
  • Date de publication en ligne : août 2009
  • Année de publication imprimée : 2007
  • ISBN en ligne : 9780511536175
  • DOI : https://doi.org/10.1017/CBO9780511536175
  • Matières : Physique et astronomie, Astronomie pratique et amateur, Physique générale et classique, Astrophysique
  • Série : Manuels d'observation de Cambridge pour les astronomes chercheurs (6)

Envoyez un e-mail à votre bibliothécaire ou à votre administrateur pour lui recommander d'ajouter ce livre à la collection de votre organisation.

Description du livre

Entièrement mise à jour, cette deuxième édition donne une large revue de la photométrie astronomique pour fournir une compréhension de l'astrophysique d'un point de vue basé sur les données. Il explique les principes sous-jacents des instruments utilisés, ainsi que les applications et les déductions dérivées des mesures. Chaque chapitre a été entièrement révisé pour tenir compte des derniers développements, y compris l'utilisation des CCD. Abondamment illustré, ce livre donne un aperçu et un contexte historique du sujet avant de passer en revue les principaux thèmes de la photométrie astronomique. Les chapitres centraux se concentrent sur la conception pratique des instruments et de la méthodologie utilisée. Le livre se termine par une discussion sur des sujets spécialisés en astronomie stellaire, en se concentrant sur les informations dérivées de l'analyse des courbes de lumière des étoiles variables et des systèmes binaires proches. Il comprend de nombreuses notes bibliographiques et un glossaire des termes. Il est idéal pour les étudiants diplômés, les chercheurs universitaires et les amateurs avancés intéressés par l'astronomie pratique et d'observation.

Commentaires

Critiques de la première édition : « Ce livre comble utilement un fossé entre une approche vulgarisateur simple de la photométrie et une monographie de recherche à grande échelle, et constitue un point de départ parfait pour des niveaux plus avancés. »

'… bon guide pratique sur les nombreux pièges impliqués dans l'étalonnage de l'équation de couleur instrumentale, plein de conseils judicieux dans la conception de programmes et l'analyse des erreurs.'

"Le livre de Budding est une introduction particulièrement bonne à l'art et à la science de la photométrie… La présentation est très bonne tout au long et je recommanderais le livre à tout astronome intéressé par la photométrie."

Nick James Source : Astronomie maintenant

« … une réécriture majeure de la première édition et comprend beaucoup de nouveau matériel. … cette nouvelle édition reconnaît le rôle important que jouent désormais les CCD dans ce domaine. … il est bien écrit et lisible et récompensera une étude minutieuse avec une compréhension plus profonde des principes fondamentaux de la photométrie que celle offerte par certains autres textes d'introduction. … un ensemble complet de notes bibliographiques et une liste de références … permettent au lecteur de rechercher de plus amples informations … et d'étendre considérablement l'utilité du livre.'

Source : Journal de l'Association astronomique britannique

'…bien indexé…ce livre est d'une ampleur et d'une profondeur considérables, et récompensera une étude détaillée.'


Photométrie

Impression d'artiste d'une exoplanète transitant par un disque stellaire avec des taches. (NASA)

La mesure de la luminosité des objets astronomiques et de sa variation dans le temps est l'une des techniques les plus élémentaires de l'astronomie pour obtenir des informations sur les corps célestes en plus des informations positionnelles et spectrales. La variabilité temporelle est parfois appelée la "quatrième" dimension de l'astrophysique. La beauté de cette technique est que les exigences techniques pour obtenir la photométrie ne sont pas très élevées, et les astronomes amateurs avec de petits télescopes peuvent également fournir des informations importantes. L'un des domaines les plus vivants de l'astronomie aujourd'hui, l'étude des planètes extrasolaires autour d'autres étoiles, utilise la photométrie pour détecter ces exoplanètes avec la méthode dite du transit. Pour les grandes planètes de type Jupiter, cette méthode de transit fonctionne également avec les télescopes plutôt petits des astronomes non professionnels.

Cependant, la qualité de la photométrie au sol dépend de la taille du télescope. Les instruments volumineux et coûteux ne sont généralement pas réalisables pour des personnes individuelles et nécessitent des instituts d'astronomie ou même des organisations plus grandes. Le Hamburger Sternwarte possède deux télescopes capables d'effectuer de la photométrie qui sont à la disposition de nos étudiants et membres du corps professoral. L'Oskar-Lühning-Telekop (OLT) est un télescope de 1,2 m situé au Hamburger Sternwarte. Un exemple d'observation de TrES-2b avec l'OLT est montré en bas à droite. Le télescope de recherche de transit planétaire (PTST) est un nouveau télescope de 60 cm pour les observations photométriques qui tire parti des bien meilleures conditions d'observation à Majorque (Espagne) et est explicitement destiné à être utilisé par les étudiants pour observer les transits d'exoplanètes ainsi que d'autres moments intéressants. événements.

Courbe de lumière de transit de TrES-2b observée avec l'OLT (courbe la plus haute) et le télescope spatial Kepler (noir : quart 0 à 13). Les transits colorés ci-dessous montrent les données de transit combinées pour chaque année d'observations Kepler. (NASA)

Une limitation fondamentale à la précision réalisable de la photométrie au sol est la scintillation, c'est-à-dire le scintillement des étoiles, qui est causé par des changements dans l'indice de réfraction des couches atmosphériques. Surtout pour les grands télescopes, la scintillation est la principale source d'erreur en photométrie. Bien que les télescopes au sol soient extrêmement utiles pour la photométrie, de nombreux domaines de recherche de l'astronomie moderne nécessitent une précision beaucoup plus élevée que celle réalisable depuis le sol. De plus, les observations optiques au sol sont nécessairement limitées à la nuit et une photométrie ininterrompue couvrant des jours, voire des mois ou des années, est fondamentalement impossible. Pour ces raisons, les instruments de photométrie de la plus haute précision sont utilisés dans l'espace. Le CoRoT et le satellite Kepler sont deux missions spatiales actuelles délivrant une photométrie ultra-haute précision de milliers d'étoiles pendant des mois et des années. Leurs courbes de lumière sont principalement utilisées pour détecter et analyser les exoplanètes, mais elles contiennent également d'énormes quantités d'informations sur les étoiles elles-mêmes qui peuvent être utilisées, par exemple, pour l'astérosismologie et les études d'activité stellaire.

Les données photométriques terrestres et spatiales ont été largement utilisées dans notre groupe pour étudier les exoplanètes et leurs étoiles hôtes. Un exemple concerne le système planétaire TrES-2, qui a été étudié à l'aide des données OLT et, plus tard, de la photométrie Kepler (voir figure de droite). On soupçonnait que la forme de transit de la planète semblable à Jupiter TrES-2b pourrait varier dans le temps, indiquant des changements de l'orbite planétaire. En utilisant les données de Kepler, nous avons pu exclure que la forme du transit ne change pas au fil des années (voir la figure à droite). Un autre objet de recherche intensive est le système CoRoT-2 qui possède une étoile très active transitée par une grande planète. La courbe de lumière de cette étoile montre des modulations dues à la rotation stellaire et à une surface stellaire fortement tachetée (voir image ci-dessous). De plus, les transits sont massivement déformés car la planète traverse une surface qui n'a pas de distribution uniforme de luminosité. En appliquant une nouvelle méthode, notre groupe a utilisé la courbe de lumière pour reconstruire la distribution des taches à la surface de l'étoile et son évolution sur six mois.

Courbe lumineuse de CoRoT-2 observée avec le satellite CoRoT. (Huber et al. 2010)

CoRoT et Kepler observent dans l'optique et, malheureusement, ne fournissent que des informations spectrales très limitées. Pour certains cas, il est extraordinairement intéressant d'observer simultanément des étoiles dans l'optique et le proche infrarouge sur une période ininterrompue de plusieurs heures, ce qui n'est actuellement possible avec aucun instrument spatial. Ce besoin d'observation est satisfait par l'observatoire SOFIA (voir photo ci-dessous) qui est situé sur un avion et observe pendant le vol depuis les hautes couches atmosphériques car SOFIA vole au-dessus des principales couches atmosphériques turbulentes, ses courbes de lumière sont pratiquement exemptes de scintillation. Ainsi, sa qualité de photométrie quasi spatiale et sa capacité à observer simultanément dans l'optique et dans l'infrarouge apportent des informations supplémentaires non délivrées par Kepler ou CoRoT. Les observations avec cet instrument ont été accordées et nous utiliserons les données pour améliorer encore nos connaissances sur les systèmes planétaires - à la fois les planètes et leurs étoiles hôtes.

Le télescope SOFIA est situé dans un avion et observe à haute altitude pendant le vol. (NASA/C. Thomas)

Un autre domaine d'intérêt important sont les phénomènes à grande vitesse en astrophysique. De tels phénomènes à grande vitesse peuvent se produire dans des objets compacts comme les étoiles à neutrons et les trous noirs ou dans les dégagements d'énergie non thermique dans les éruptions solaires et stellaires. Alors qu'aux longueurs d'onde des rayons X, on utilise généralement des détecteurs de comptage de photons d'imagerie, qui enregistrent les photons entrants avec des précisions généralement de l'ordre de la milliseconde, aux longueurs d'onde optiques, l'imagerie à grande vitesse n'est devenue disponible et abordable que récemment. Ces techniques d'imagerie permettent également de suivre et/ou de compenser les perturbations atmosphériques variant rapidement des signaux astronomiques causées par les processus de scintillation décrits ci-dessus et par la vision, par lesquels les astronomes décrivent les distorsions d'image dues à la turbulence atmosphérique. Notre groupe est engagé dans l'astrophysique à haute résolution temporelle à la fois en termes de détermination des échelles de temps de variabilité les plus courtes ainsi que de développement de techniques pour corriger les effets de la scintillation en photométrie.


Photométrie absolue vs différentielle

La discussion ci-dessus supposait implicitement que "l'étoile de comparaison" était dans la même image que l'étoile cible, et que nous étions heureux de surveiller la luminosité de la cible par rapport à l'étoile de comparaison. Dans certains cas, nous ne connaissons peut-être pas la magnitude "vraie" de l'étoile de comparaison, mais ce n'est pas grave car la variation de la cible est complètement décrite par sa courbe de lumière par rapport à la comparaison. Puisque nous avons déterminé la différence de magnitude entre les étoiles cibles et les étoiles de comparaison, cette méthode est appelée "photométrie différentielle".

La photométrie différentielle est une méthode étonnamment robuste pour surveiller la luminosité d'une cible. La magnitude delta que vous déterminez pour la cible n'est pas affectée par la modification de la durée d'exposition, et presque pas affectée par les conditions atmosphériques changeantes. Par exemple, si votre étoile de maquette est dans le même FOV que la cible et que votre FOV d'image est assez petit (une fraction de degré est typique), alors vous pouvez être assez sûr que toute brume ou nuage vaporeux qui affecte l'étoile cible affectera également l'étoile comp. De même, si l'obturateur de votre imageur n'est pas précis, de sorte qu'une image peut avoir une exposition légèrement plus longue ou plus courte que l'image suivante, cela n'a pas d'importance car les étoiles cibles et de comparaison ont été exposées pendant la même durée sur une même image. , et (ADUtarget/ADUcomp) ne sont pas affectés par la modification des durées d'exposition. Cela signifie que le delta-mag n'est pas affecté par des quantités modestes de brume ou par une extinction atmosphérique changeante. (Il y a quelques mises en garde importantes à cela, discutées dans la section 4.6.2.)

Pour cette raison, presque tous les projets de recherche amateur reposent sur la photométrie différentielle. Cette méthode est assez efficace pour étudier les étoiles variables, déterminer les périodes de rotation des astéroïdes et détecter les planètes extra-solaires.

La "photométrie absolue" - pour déterminer la luminosité d'une cible sur l'échelle de magnitude stellaire standard, sans avoir d'étoiles de comparaison bien caractérisées dans le champ de vision - est un peu plus compliqué en raison des nombreux facteurs supplémentaires qui doivent être pris en compte. Si vous devez imager l'étoile cible dans une seule image, puis déplacer le télescope de 20 ou 30 degrés pour atteindre l'étoile de comparaison "standard", vous devez vous assurer que l'exposition de l'imageur est exactement la même sur les deux images,* et vous devez déterminer l'extinction atmosphérique dans les deux sens afin qu'elle puisse être prise en compte, et vous avez besoin d'un moyen d'être sûr que les conditions atmosphériques n'ont pas changé entre une image et la suivante, etc. la photométrie est bien à la portée de l'astronome amateur avancé, mais sachez qu'elle nécessite un effort quantique par rapport à la photométrie différentielle. Les bases de la "photométrie absolue" seront décrites dans la section 4.7.

Pour la plupart des étoiles variables, votre photométrie différentielle peut être basée sur des étoiles de comparaison dont la photométrie a déjà été déterminée. Par exemple, les cartes stellaires de l'AAVSO incluent des étoiles de comparaison dont la magnitude V et les indices de couleur ont été déterminés avec précision. Il s'agit en fait d'étalons secondaires. En utilisant un filtre en V lorsque vous créez vos images et en utilisant les étoiles de comparaison recommandées par l'AAVSO, vous êtes étroitement ancré au système standard, même si vous faites de la photométrie différentielle.

Tout ce contexte est probablement plus que ce que vous avez vraiment besoin de savoir pour mener le projet de photométrie CCD amateur le plus courant - les mesures d'étoiles variables - mais j'espère que cela vous aidera à comprendre la justification des procédures que vous utiliserez pour les étoiles variables, et autres projets.


Photométrie_ouverture¶

Effectuez une photométrie d'ouverture sur les données d'entrée en additionnant le flux dans la ou les ouvertures données.

Paramètres Les données array_like, Quantité , NDData

La matrice 2D sur laquelle effectuer la photométrie. les données doivent être soustraites en arrière-plan. Si les données sont un tableau de quantité, alors l'erreur (si entrée) doit également être un tableau de quantité avec les mêmes unités. Voir la section Notes ci-dessous pour plus d'informations sur l'entrée NDData.

ouvertures Ouverture ou liste des ouvertures

La ou les ouvertures à utiliser pour la photométrie. Si les ouvertures sont une liste d'ouvertures, elles doivent toutes avoir la(les) même(s) position(s).

Erreur array_like ou Quantity , facultatif

Les erreurs gaussiennes 1-sigma au niveau des pixels des données d'entrée. l'erreur est supposée inclure tout sources d'erreur, y compris l'erreur de Poisson des sources (voir calc_total_error ) . erreur doit avoir la même forme que les données d'entrée. S'il s'agit d'un tableau de quantité, les données doivent également être un tableau de quantité avec les mêmes unités.

masquer array_like (bool), facultatif

Un masque booléen avec la même forme que les données où une valeur True indique que l'élément de données correspondant est masqué. Les données masquées sont exclues de tous les calculs.

La méthode utilisée pour déterminer le chevauchement de l'ouverture sur la grille de pixels. Toutes les options ne sont pas disponibles pour tous les types d'ouverture. Notez que les méthodes les plus précises sont généralement plus lentes. Les méthodes suivantes sont disponibles :

  • 'exact' (par défaut) :

    Le chevauchement fractionnaire exact de l'ouverture et de chaque pixel est calculé. Le masque renvoyé contiendra des valeurs comprises entre 0 et 1.

  • 'centre' :

    Un pixel est considéré comme étant entièrement à l'intérieur ou à l'extérieur de l'ouverture selon que son centre est à l'intérieur ou à l'extérieur de l'ouverture. Le masque renvoyé contiendra uniquement les valeurs 0 (out) et 1 (in).

  • 'sous-pixel' :

    Un pixel est divisé en sous-pixels (voir le mot-clé subpixels), chacun étant considéré comme étant entièrement à l'intérieur ou à l'extérieur de l'ouverture selon que son centre est à l'intérieur ou à l'extérieur de l'ouverture. Si subpixels=1 , cette méthode est équivalente à 'center' . Le masque renvoyé contiendra des valeurs comprises entre 0 et 1.

Pour la méthode 'subpixel', rééchantillonnez les pixels par ce facteur dans chaque dimension. C'est-à-dire que chaque pixel est divisé en sous-pixels ** 2 sous-pixels.

toilettes Objet WCS, facultatif

Une transformation du système de coordonnées mondiales (WCS) qui prend en charge l'interface partagée d'astropie pour WCS (par exemple, astropy.wcs.WCS , gwcs.wcs.WCS ). Utilisé uniquement si les ouvertures d'entrée contiennent un objet SkyAperture.

Retour tableau QTable

Un tableau de la photométrie avec les colonnes suivantes :

  • 'id' : L'identifiant de la source.

  • 'xcenter' , 'ycenter' : Les coordonnées en pixels x et y du ou des centres d'ouverture d'entrée.

  • 'sky_center' : Les coordonnées du ciel du ou des centres d'ouverture d'entrée. Renvoyé uniquement si les ouvertures d'entrée sont un objet SkyAperture.

  • 'aperture_sum' : La somme des valeurs dans l'ouverture.

  • 'aperture_sum_err' : L'incertitude correspondante dans les valeurs 'aperture_sum'. Renvoyé uniquement si l'erreur d'entrée n'est pas None .

Les métadonnées de la table incluent les numéros de version Astropy et Photutils et les arguments d'appel d'ouverture_photometry.

La photométrie RectangularAperture et RectangularAnnulus avec la méthode "exacte" utilise une approximation des sous-pixels en subdivisant chaque pixel de données par un facteur de 1024 ( sous-pixels = 32 ). Pour des largeurs et des hauteurs d'ouverture rectangulaires comprises entre 2 et 100 pixels, cette approximation de sous-pixel donne généralement des résultats à 0,001 % ou mieux de la valeur exacte. Les différences peuvent être plus importantes pour des ouvertures plus petites (par exemple, des tailles d'ouverture d'un pixel ou moins). Pour de telles petites tailles, il est recommandé de définir method='subpixel' avec une taille de sous-pixels plus grande.

Si les données d'entrée sont une instance NDData, les entrées des mots-clés error , mask et wcs sont ignorées. Au lieu de cela, ces valeurs doivent être définies en tant qu'attributs dans l'objet NDData. En cas d'erreur, il doit être défini dans l'attribut d'incertitude avec une instance StdDevUncertainty.


Systèmes de photométrie - Astronomie

La dernière version possède de nombreuses fonctionnalités pour améliorer le traitement des images astronomiques, en particulier pour la photométrie. Ceux-ci incluent un affichage d'images polyvalent, des piles de séries chronologiques, un lien vers Astrometry.net pour ajouter des coordonnées, AstroCC intégré pour définir, l'heure et le lieu, des liens vers Simbad pour l'identification des objets et l'ajustement du modèle d'exoplanète. Il est disponible pour Windows, Mac OS X et Linux en téléchargeant un package d'installation . Après l'installation, l'option Aide->Mise à jour intégrée maintient votre version à jour.

  • Fonctionne sous Linux, Windows et Mac OS
  • Fournit une interface interactive similaire à DS9
  • Lit et écrit des images FITS avec des en-têtes standard
  • Permet la visualisation et l'édition de l'en-tête FITS
  • Plate résout et ajoute WCS aux images de manière transparente à l'aide de l'interface Web Astrometry.net
  • Affiche les coordonnées astronomiques des images avec WCS
  • Fournit une identification d'objet via une interface SIMBAD intégrée
  • Aligne les séquences d'images à l'aide des en-têtes WCS ou en utilisant des ouvertures pour corréler les étoiles
  • Calibrage de l'image, y compris la correction du biais, de l'obscurité, du plat et de la non-linéarité avec option d'exécution en temps réel
  • Interface interactive de photométrie différentielle de séries temporelles avec option d'exécution en temps réel
  • Permet de comparer les changements d'ensemble d'étoiles sans réexécuter la photométrie différentielle
  • Fournit un outil de traçage multi-courbes interactif rationalisé pour tracer des courbes de lumière
  • Comprend une interface d'ajustement de courbe de lumière interactive avec dévissage simultané
  • Permet des annotations/étiquettes d'objets non destructives à l'aide de mots-clés d'en-tête FITS
  • Fournit un outil de conversion de temps et de coordonnées avec la possibilité de mettre à jour/améliorer le contenu de l'en-tête FITS (AIRMASS, BJD, etc.)
  • Exporte les analyses formatées sous forme de feuilles de calcul
  • Crée des images en couleur et avec la puissance de traitement native ImageJ
  • Entrez éventuellement les magnitudes apparentes des étoiles de référence pour calculer automatiquement les magnitudes des étoiles cibles
  • Optionally create Minor Planet Center (MPC) format for direct submission of data to the MPC
  • Recently added when you update to the daily build after installation --
    • Nearby eclipsing binary star identification from expected depth versus light curve RMS table for TESS follow-up
    • Delta-magnitude versus RMS plot
    • Enhanced contrast controls
    • Annotations are retained when placing apertures
    • FITS header search feature

    An article on AstroImageJ appears in the Astronomical Journal (2017). Additional details on the user interface are available through astro-ph in reference 1701.04817v1. The User Guide may be downloaded here.

    Comments, requests for help and new features, and bug reports should be posted to the AstroImageJ Forum.

    AstroImageJ is ImageJ with astronomy plugins and macros installed. It includes tools based on the Göttingen ImageJ astronomical resources with additions we find useful. Because it was necessary to modify the original ImageJ code to enable some of these features, this package should be installed in its entirety.

    AstroImageJ is open source software and is distributed under the terms of the GNU General Public License. It incorporates ImageJ components which are in the public domain.

      -- AstroImageJ: Image Processing and Photometric Extraction for Ultra-Precise Astronomical Light Curves with explanations of many functions - then update to latest version and features after download with Help->Update for AIJ users for AIJ for ImageJ and Java


    Last update: January 3, 2019
    kielkopf at louisville dot edu


    Voir la vidéo: Photométrie Partie 1 (Décembre 2022).