Astronomie

Exclure une région rectangulaire d'une image dans FITS

Exclure une région rectangulaire d'une image dans FITS


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Je suis un débutant complet en astronomie. En apprenant DS9, je me suis posé la question suivante.

Disons que je veux exclure une région encadrée d'une image FITS. Les paramètres correspondants selon Chandra sont

  • Boîte = (centrex,centrey,largeur,hauteur)
  • Boîte = (centrex,centrey,largeur,hauteur,angle)

Bien que le nom soit explicite, je suis confus quant à leurs unités respectives. Quelle unité est utilisée pour étiqueter ces paramètres ?


Généralement les coordonnées des pixels. Ce que je ferais, c'est de laisser DS9 créer un fichier de région, car votre site de documentation dit qu'il les prend en charge.

Faire cela:

  • Ouvrir le fichier dans DS9
  • Dans région->forme, sélectionnez le type de région que vous souhaitez.
  • Cliquez sur éditer->région
  • Dessinez les formes que vous voulez (il suffit de cliquer sur l'img)
  • Cliquez sur région->enregistrer. Dans la zone de coordonnées, choisissez les coordonnées physiques des pixels.

Cela devrait probablement fonctionner… Bonne chance!


Plusieurs unités différentes sont possibles. Si vous double-cliquez sur la case, une fenêtre de dialogue s'ouvrira où vous pourrez ajuster la taille/l'emplacement. Dans les menus déroulants sur le site de droite, vous pouvez choisir l'unité et le système de coordonnées que vous souhaitez.


FTOOLS : Le Sous-Package FIMAGE

Le sous-package FIMAGE de FTOOLS contient des tâches pour la manipulation de fichiers d'images FITS qui ne sont pas spécifiques à une mission ou à un instrument particulier.

La liste suivante des tâches FIMAGE a été publiée dans la dernière version du package FTOOLS du HEASARC. Chaque tâche est liée par un hyperlien au fichier d'aide distribué avec la tâche. Les mêmes informations peuvent être obtenues lors de l'exécution de FTOOLS en tapant la commande fhelp.

Si vous avez besoin d'informations supplémentaires ou plus détaillées sur le sous-package FUTILS de FTOOLS, contactez


Définitions de la structure des données d'image NOAO

Ce document définit les structures de données de base pour les données d'image NOAO. Les données d'image sont celles produites par les détecteurs matriciels ordinaires tels que les CCD et les dispositifs infrarouges. Les structures de données sont créées par les systèmes d'acquisition de données pour être utilisées par les observateurs, les systèmes de réduction de données et les archives.

Les définitions générales données ici sont destinées à être applicables à la fois aux données CCD optiques et aux données de réseau infrarouge. Cependant, la version actuelle de ce document ne fournit que des détails sur les détecteurs pour les données CCD.

Le contenu informatif et les mots-clés FITS des en-têtes d'images sont définis dans le document Classes décrivant les observations astronomiques et le Master NOAO FITS Keyword Dictionary associé.

2. Le modèle de données d'image

Il est presque universel que les données d'images astronomiques provenant de détecteurs matriciels soient enregistrées sous forme de fichiers d'images FITS au moins pour l'échange et l'archivage de données. Il existe également une tendance à adopter les fichiers image FITS comme format de données pour le stockage et l'accès sur disque. Chez NOAO FITS, les fichiers image sont utilisés par le système Save-The-Bits, c'est le format de bande utilisateur recommandé et c'est un nouveau format de disque pris en charge par l'IRAF. Par conséquent, les structures de données d'images de base créées par les futurs systèmes d'acquisition de données seront des fichiers d'images FITS.

Le format d'image FITS de base se compose d'un "en-tête" ASCII et d'un tableau de "données" binaires en option. La combinaison est appelée en-tête et unité de données (HDU). L'en-tête contient des commentaires et des informations identifiées individuellement sur les données. Plusieurs HDU peuvent être combinés dans un seul fichier en utilisant le format FITS Image Extensions.

2.1 CCD avec plusieurs amplificateurs et mosaïques CCD

Pour les données CCD, l'unité d'image de base correspond aux données d'un seul amplificateur. Les observations CCD prises avec un seul amplificateur seront enregistrées sous la forme d'un seul fichier d'image FITS simple avec un HDU. Les observations faites avec plusieurs amplificateurs et/ou plusieurs CCD dans une "mosaïque" de CCD seront enregistrées comme plusieurs HDU dans un seul fichier en utilisant le format Image Extensions.

Lorsqu'une seule observation se compose de données provenant de plusieurs amplificateurs et CCD, la plupart des informations d'en-tête sont les mêmes pour tous les amplificateurs. Les informations d'en-tête communes seront enregistrées dans le premier en-tête, appelé unité d'en-tête primaire (PHU). Cet en-tête n'aura aucun tableau de données associé. Les en-têtes suivants, appelés unités d'en-tête d'extension (EHU), et les tableaux de données pour chaque amplificateur contiendront alors uniquement les informations relatives à cet amplificateur. L'en-tête logique de chaque amplificateur est alors la combinaison des informations du PHU et de l'EHU individuel. Si une image d'amplificateur individuel est extraite d'un fichier contenant plusieurs images, les mots-clés d'en-tête communs seront fusionnés dans le nouveau fichier image.

La connexion entre les unités d'image individuelles de divers amplificateurs et CCD pour une seule observation est assurée de deux manières. La connexion principale est une identification d'observation unique qui est commune à toutes les unités d'image. La deuxième connexion se fait par le regroupement des unités d'images dans un seul fichier d'extensions d'images FITS par le système d'acquisition de données. Cependant, il s'agit d'une connexion moins fondamentale puisque les unités individuelles peuvent être extraites ultérieurement dans des fichiers d'images séparés.

Au sein d'un ensemble de données provenant de la même observation (ayant toutes la même identification d'observation), chaque unité d'image a un numéro d'identification unique. Pour les données CCD, il s'agirait d'un numéro identifiant chaque amplificateur de manière unique dans le détecteur. Ainsi, les données d'une observation se composent de toutes les unités d'image avec la même identification d'observation avec l'identification d'image identifiant et distinguant chaque image. Les mots-clés FITS qui implémentent ces informations d'identification sont discutés dans la section 4.1.

2.2 Géométrie des pixels pour plusieurs données raster

Les relations géométriques (pixel raster) entre les différentes unités d'image sont définies dans les en-têtes d'image par la spécification des tailles de raster parent, les régions de ce raster couvertes par les sous-unités et la transformation de coordonnées linéaires entre les divers systèmes de coordonnées de pixels. Dans une mosaïque de CCD, il y a trois niveaux. La mosaïque complète est décrite par un raster de pixels logique dans un système de coordonnées "détecteur" d'une taille spécifiée, disons 8192x8192 pour une mosaïque 4x2 de 2048x4096 CCD. La taille de la trame du détecteur logique pourrait également être définie pour inclure des espaces entre les CCD, sous la forme d'un nombre de pixels manquants, mais elle doit être rectangulaire.

Au niveau suivant, chaque en-tête CCD spécifie une région rectangulaire dans un système de coordonnées "CCD" au sein du raster mosaïque de niveau supérieur qu'il couvre. L'en-tête CCD définit également sa propre taille de raster de pixels logique. Il s'agit généralement de la taille physique du CCD en pixels, bien que pour le balayage par dérive, elle puisse être définie comme étant plus grande dans la direction de transfert parallèle. Au niveau suivant et final, chaque en-tête d'amplificateur spécifie une région rectangulaire qu'il couvre dans la trame CCD. Étant donné que plusieurs amplificateurs lisent les données CCD dans des ordres différents, comme décrit dans un système de coordonnées « amplificateur », il y aura des basculements relatifs entre les différents amplificateurs, bien que les pixels puissent être inversés lorsqu'ils sont écrits dans une trame d'image par le système d'acquisition de données. La description des régions couvertes par chaque pièce comprend la spécification des retournements afin que la pièce soit correctement mappée sur le raster de pixels de niveau supérieur. Ce schéma de spécification des tailles et des régions du raster de niveau supérieur couvert peut être étendu à des profondeurs plus ou moins grandes, c'est-à-dire une mosaïque de mosaïques ou un seul CCD avec plusieurs amplificateurs.

La description raster de pixels peut être utilisée par un logiciel pour reconstituer une seule image pour l'affichage et l'analyse rapide. Pour un seul CCD avec plusieurs amplificateurs, l'image unique sera géométriquement correcte par rapport au réseau CCD. Cependant, pour une mosaïque de CCD, il ne sera généralement pas correct en raison d'erreurs d'alignement entre les puces CCD. Les corrections d'alignement sont laissées à un logiciel ultérieur de réduction et d'analyse des données.

2.3 Systèmes de coordonnées de pixels et transformations

Dans cette section, nous définissons quatre systèmes de coordonnées « pixels » appelés « CCD », « amplificateur », « image » et « détecteur ». Nous définissons également des transformations de coordonnées entre les coordonnées CCD et les trois autres.

Tous les systèmes de coordonnées de pixels sont continus avec des valeurs de coordonnées entières pour les centres des pixels. Les valeurs de coordonnées entières se rapportent alors aux indices du tableau raster du CCD ou de l'image.

Le système de coordonnées CCD

Le système de coordonnées CCD (Cx,Cy) est défini en termes de puits de charge individuels ou de pixels "non répartis". Les coordonnées des pixels du CCD commencent par un pour le premier puits de charge lu et s'étendent jusqu'au nombre maximum de pixels pouvant être lus. Notez que le maximum peut être supérieur à la taille physique du CCD dans le cas d'un balayage de dérive. Les lectures factices Overscan (postscan) auront des coordonnées CCD supérieures au maximum et les pixels de prébalayage auront des coordonnées CCD inférieures à un. Le choix du coin CCD définissant l'origine est arbitraire (sauf dans le cas du balayage de dérive). Cependant, pour une mosaïque de CCD, il est recommandé que toutes les coordonnées CCD aient la même orientation par rapport à un plan focal d'image quel que soit l'amplificateur utilisé.

Le système de coordonnées CCD est important pour spécifier les régions d'intérêt (ROI) et faire correspondre ces régions dans les observations aux données d'étalonnage au format complet (telles que les images de niveau zéro, de comptage sombre et de champ plat), les mauvais masques de pixels et les cartes de distorsion et de coordonnées mondiales .

Le système de coordonnées de l'amplificateur

Le système de coordonnées de l'amplificateur (As, Ap) est basé sur l'ordre dans lequel les pixels sont lus. La coordonnée série est As et la coordonnée parallèle est Ap. Les coordonnées commencent par un pour le premier pixel CCD (puits de charge réel) que le contrôleur enregistre ou utilise dans le binning et incrémente de un pour chaque pixel « unbinned ». Si le contrôleur saute toujours certaines colonnes ou lignes initiales qui ne sont jamais utilisées (comme pour la stabilisation transitoire), celles-ci ne sont pas comptées. Les pixels de préscan qui sont enregistrés avec les données d'image auront des coordonnées d'amplificateur inférieures à un. La transformation linéaire générale entre l'amplificateur et les coordonnées CCD est donnée par où les valeurs ATM sont la matrice de transformation de l'amplificateur et les valeurs ATV sont le vecteur de transformation de l'amplificateur. Les coefficients de transformation sont enregistrés dans l'en-tête de l'image avec des mots-clés correspondant aux termes ci-dessus. L'objectif principal du maintien de la transformation du système de coordonnées de l'amplificateur est de permettre de déterminer l'ordre de lecture des pixels, en particulier lorsque différents amplificateurs peuvent être utilisés. L'ordre de lecture des pixels est important pour définir la manière dont le pixel binning est effectué.

Le système de coordonnées de l'image

Le système de coordonnées de l'image (Ic, Il) fait référence à la matrice de pixels de l'image enregistrée. La matrice d'images peut inclure d'autres informations telles qu'un surbalayage et un prébalayage. Ainsi, les pixels de données réels du CCD peuvent n'occuper qu'une région de l'image. Cependant, le système de coordonnées de l'image commence par (1,1) pour le premier pixel de l'image. Le premier pixel de données commencera par une certaine coordonnée (Ic1,Il1). Les pixels de données s'incrémentent ensuite de un pour chaque pixel "classé". Comme avec le système de coordonnées de l'amplificateur, la transformation linéaire générale des coordonnées entre le CCD et les coordonnées de l'image est donnée par

[Cette transformation CCD en image est équivalente au concept IRAF d'une transformation de coordonnées logiques en coordonnées physiques où le système de coordonnées physiques est le système de coordonnées de pixel CCD et le système de coordonnées logiques est le système de coordonnées d'image.]

Le système de coordonnées du détecteur

Le système de coordonnées final est le système de coordonnées du détecteur (Dx,Dy). Ceci est important lorsque plusieurs amplificateurs et/ou plusieurs CCD sont utilisés. Le système de coordonnées du détecteur décrit une seule trame de pixels de pixels CCD "non regroupés" dans laquelle les multiples pixels CCD/amplificateurs sont mappés pour créer une image simple et unique. Il est utilisé pour afficher (et éventuellement traiter) de multiples données d'amplificateurs/multiples CCD de manière cohérente avec des décalages, des retournements et des transpositions entre les pixels de l'image pris en compte.

Comme avec le système de coordonnées CCD, il existe une certaine flexibilité dans la façon dont le système de coordonnées du détecteur est défini. Normalement, il sera défini pour produire un semblant d'image du ciel ou du plan focal. Pour un seul CCD avec plusieurs amplificateurs, les systèmes de coordonnées du détecteur et du CCD sont généralement les mêmes. Pour une mosaïque de CCD, les systèmes de coordonnées CCD pour chaque CCD doivent être définis pour avoir la même orientation par rapport au plan focal, puis le système de coordonnées du détecteur aura la même orientation mais avec des origines différentes pour chaque CCD.

Comme précédemment, nous définissons la transformation entre les coordonnées du détecteur et les coordonnées CCD comme

Binning

Lorsque les pixels sont regroupés et écrits dans l'image, il existe une relation non entière entre le système de coordonnées de l'image et les autres systèmes de coordonnées. Les coordonnées d'image des pixels groupés sont toujours définies pour avoir des valeurs entières au centre des pixels groupés et les valeurs entières sont également des indices dans la matrice de pixels d'image. Mais maintenant, le centre d'un pixel regroupé se transforme au milieu de l'étendue des pixels non regroupés. Par exemple, si les deux premiers pixels CCD sont regroupés pour former le premier pixel d'image, le centre du pixel regroupé dans le système de coordonnées CCD serait de 1,5 (l'étendue de la paire de pixels est de 0,5 à 2,5). Ainsi, la coordonnée d'image 1 (en supposant que le premier pixel regroupé est écrit sur le premier pixel d'image) correspond à la coordonnée CCD 1.5, la coordonnée image 2 correspond à la coordonnée CCD 3.5, et ainsi de suite.

Le binning des pixels amplificateurs est décrit par quatre paramètres. Deux d'entre eux sont Ns et Np qui sont le nombre de pixels en série et en parallèle additionnés pour chaque pixel de sortie dans le système de coordonnées de l'amplificateur. Alors que nous nous attendrions à ce que toute application réelle fasse que tous les pixels de sortie soient la somme du même nombre de pixels uniques, il est possible que les premier et dernier pixels de sortie soient des sommes partielles de moins de pixels. Ainsi, nous définissons également les paramètres Ns1 et Np1 qui indiquent combien de pixels amplificateurs se trouvent dans la première somme (dans l'ordre de lecture). Le nombre de pixels amplificateurs dans la dernière somme est implicite dans le nombre total de pixels. Les informations de regroupement sont enregistrées dans l'en-tête de l'image avec le mot-clé et le format où Ns1 et Np1 peuvent être omis s'ils sont identiques à Ns et Np. Notez que la nomenclature de ceux-ci nécessite intrinsèquement qu'ils soient interprétés dans le système de coordonnées de l'amplificateur.

Les mots-clés de la section Image

Les sections d'image sont une notation de type tableau pour définir des régions dans des systèmes de coordonnées raster comme cela se produit avec les CCD et autres détecteurs numériques. La syntaxe suit celle utilisée par l'IRAF. On notera que les relations entre les sections peuvent être considérées comme une manière équivalente et compacte de spécifier les transformations entre repères sauf dans le cas où deux repères ont une transposition. Il y a deux raisons pour lesquelles les mots-clés de notation de section sont inclus. La première est que les données héritées et le logiciel IRAF utilisent ces mots-clés. La seconde est qu'il est, à certains égards, plus facile à appréhender et à lire que les mots-clés de transformation définis précédemment.

Les données de pixels réelles d'une exposition sont enregistrées dans une section de l'image appelée "section de données". La section de données est identifiée dans l'en-tête de l'image sous le mot-clé DATASEC. Le format est où Ic1 et Ic2 sont la plage de colonnes de pixels d'image et Il1 et Il2 sont la plage de lignes de pixels d'image. Il est recommandé que la section ait Ic1<Ic2 et Il1<Il2. L'ordre détermine l'ordre de toutes les sections d'image dans le sens où une fois que les conventions de coordonnées et les termes de transformation sont définis comme décrit précédemment, le retournement d'une section d'image nécessite que toutes les sections d'image soient retournées pour rester cohérentes.

L'ensemble de pixels non répartis utilisés pour former les pixels enregistrés dans la section de données de l'image est spécifié par les définitions de section similaires dans chaque système de coordonnées. Les limites ci-dessus sont liées à la section de données en transformant Ic1-0,5, Ic2+0,5, Il1- 0.5, et Il2+0.5 et en prenant l'entier le plus proche. En particulier, notez que l'ordre des valeurs de début et de fin est déterminé à partir des limites DATASEC et que la valeur de début peut donc être supérieure à la valeur de fin.

Dérivation des coefficients de transformation

Les divers coefficients de transformation sont dérivés en considérant les mappages entre les sections dans les divers systèmes de coordonnées (AMPSEC, DATASEC, DETSEC) à la section du CCD (CCDSEC) utilisé dans l'exposition les facteurs de regroupement de pixels donnés par CCDSUM. Dans cette section, nous considérons uniquement le cas d'absence de sommes partielles de pixels (Ns1 = Ns, Np1 = Np).

Étant donné que les transformations sont toutes définies en termes similaires, nous dérivons des formules pour la transformation des coordonnées CCD en image. Les autres transformations peuvent être dérivées en substituant les coefficients de transformation analogues aux autres systèmes de coordonnées et en remplaçant Ns et Np par 1.

Lorsqu'il n'y a pas de transposition entre les systèmes de coordonnées, nous avons : La valeur [flip] est 1 si l'ordre des pixels de l'image est dans le même sens que l'ordre des pixels CCD et -1 sinon.

Dans le cas d'une transposition entre les systèmes de coordonnées échanger LTM1_1 avec LTM2_1, LTM2_2 avec LTM1_2 et Cx avec Cy.

Exemples

1. Un CCD 2048x2048 est lu avec quatre amplificateurs comme indiqué dans la figure ci-dessous. Les flèches indiquent le sens de la série. Pendant la lecture, 32 "pixels" de surbalayage sont inclus dans l'image. Les systèmes de coordonnées du CCD et du détecteur sont définis avec l'origine à l'amplificateur 1 et Cx augmentant vers la gauche et Cy augmentant vers le haut sur la figure.

Cas a : Le format complet est lu sans binning et avec les pixels écrits directement dans l'ordre de lecture sur l'image, c'est-à-dire que le système de contrôleur ne retourne pas les données lors de l'écriture sur l'image. Dans ce cas, l'overscan sera toujours à droite et le premier pixel de données sera le pixel (1,1) dans l'image.

Cas b. Le format complet est lu sans binning, mais dans ce cas, le contrôleur inverse l'ordre de lecture lors de l'écriture sur l'image afin que les images enregistrées aient la même orientation vers le ciel. L'overscan est écrit dans la suite dans le même ordre que les pixels de sorte que l'overscan apparaisse dans les colonnes 1 à 32 pour les amplificateurs 2 et 4.

Cas c. Une région d'intérêt donnée par les pixels CCD 511 à 2000 par 1001 à 2047 est lue avec un binning 2x3. Comme dans l'exemple b, le contrôleur inverse les lectures. Il reste encore 32 pixels d'overscan qui sont à droite pour les amplificateurs 1 et 3 et à gauche pour les amplificateurs 2 et 4.

2. Une mosaïque de 4 1024x1024 CCD est lue avec quatre amplificateurs comme indiqué dans la figure ci-dessous. Les flèches indiquent le sens de la série. Pendant la lecture, 32 "pixels" de surbalayage sont inclus dans l'image. Les systèmes de coordonnées du CCD et du détecteur sont définis avec l'origine à l'amplificateur 1 et Cx augmentant vers la gauche et Cy augmentant vers le haut sur la figure. Le contrôleur lit 32 pixels de surbalayage et inverse l'ordre de lecture lors de l'écriture sur l'image pour préserver l'orientation par rapport au ciel dans les images. Cela signifie que les régions de surbalayage pour les amplificateurs 3 et 4 seront dans les premières colonnes des images.

Cas a. Lecture du format complet sans binning.

2.4 Systèmes de coordonnées mondiales

Un autre niveau de description de la géométrie est que chaque unité d'image, les lectures de l'amplificateur, peut inclure un système de coordonnées mondiales (WCS). Sa présence et son utilité dépendent de l'étalonnage de l'instrument et du télescope et des capacités du système d'acquisition de données. Chaque WCS peut mapper les pixels de l'image à l'ascension droite et à la déclinaison dans le ciel ou à un autre système de coordonnées tel que les coordonnées fractionnaires de colonne et de ligne dans une image en mosaïque qui inclut les corrections d'alignement. Les types actuels de descriptions WCS permettent des rotations et divers types de projections du ciel. De plus, il est également possible d'inclure des corrections de distorsion pour se connecter aux projections du ciel qui supposent un détecteur "idéal". En fournissant un WCS séparé pour chaque amplificateur, un système de coordonnées astronomiques ou en mosaïque correct par morceaux peut être disponible afin que le logiciel puisse l'utiliser pour rapporter les coordonnées d'un affichage d'image et pour rééchantillonner les données en une image géométriquement correcte.

Des exemples de mots-clés de géométrie CCD de base (tels que définis ailleurs) pour des CCD simples avec un ou deux amplificateurs et pour une mosaïque de CCD utilisant des CCD avec un ou deux amplificateurs sont donnés ailleurs.


Définition d'une expression de modèle source à plusieurs composants

Ne pas adapter les modèles 2D avec coordonnées mondiales dans Sherpa. L'ajustement 2D ne doit être effectué qu'en image ou en coordonnées physiques. Une fois l'ajustement terminé, l'utilisateur peut convertir la position ajustée en RA et Dec, et convertir les autres paramètres (par exemple FWHM) dans les unités souhaitées (par exemple arcsec).

Nous allons maintenant définir une expression de modèle source à l'aide d'une fonction gaussienne bidimensionnelle ( gauss2d ) et d'une constante ( const2d ), qui sera convoluée par le modèle PSF à l'aide de la transformée de Fourier rapide (FFT). Nous définirons ensuite des valeurs de paramètres initiales raisonnables pour commencer l'ajustement (notez que le Sherpa la commande deviner peut également être utilisée).

La composante du modèle c1 est interprétée comme la contribution de fond constante aux données. Nous pouvons également voir comment le modèle source est convolué avec le PSF en utilisant la commande show_model :


Estimation brute du gain

  1. Obtenez des images à différents niveaux de signal et soustrayez-en le biais. Ceci est nécessaire car le niveau de polarisation s'ajoute au signal mesuré mais ne contribue pas au bruit.
  2. Mesurez le signal et le bruit dans chaque image. La moyenne et l'écart type d'une région de pixels donnent ces quantités. Square la valeur de bruit pour obtenir une variance à chaque niveau de signal.
  3. Pour chaque image, tracez le signal sur l'axe des y contre la variance sur l'axe des x.
  4. Trouver la pente d'une droite passant par les points. Le gain est égal à la pente.

Est-ce que mesurer le gain est vraiment aussi simple ? Eh bien, oui et non. Si nous effectuons réellement la mesure sur une gamme substantielle de signaux, les points de données suivront une courbe plutôt qu'une ligne. En utilisant la méthode actuelle, nous mesurerons toujours une pente trop faible, et avec elle, nous sous-estimerons toujours le gain. En n'utilisant que de faibles niveaux de signal, cette méthode peut donner une valeur de gain qui est au moins "à peu près approximative" de la vraie valeur. Aux faibles niveaux de signal, la courbure n'est pas apparente, bien que présente. Cependant, les points de données ont eux-mêmes une certaine dispersion et sans une longue ligne de base de signal, la pente peut ne pas être bien déterminée. La courbure dans le tracé Signal - Variance est causée par le terme de bruit supplémentaire que cette méthode simple néglige.

Les facteurs suivants affectent la quantité de courbure que nous obtenons :

  1. La couleur de la source lumineuse. La lumière bleue est pire parce que les capteurs CCD présentent la plus grande irrégularité de surface aux longueurs d'onde plus courtes. Ces irrégularités sont décrites à la section 5.
  2. La technologie de fabrication de la puce CCD. Ces problèmes déterminent la force relative des effets décrits au point 1.
  3. L'uniformité de l'éclairage sur la puce CCD.Si l'illumination n'est pas uniforme, alors le niveau de comptage incliné à l'intérieur de la région de pixels utilisée pour la mesurer gonfle l'écart type mesuré.

Heureusement, nous pouvons obtenir la valeur appropriée en faisant juste un peu plus de travail. Nous devons modifier l'expérience de manière à tracer les données sous forme de ligne droite. Nous devons trouver un moyen de tenir compte du terme de bruit supplémentaire, . S'il s'agissait d'une valeur constante, nous pourrions la combiner avec le bruit de lecture constant. Nous n'avons pas parlé en détail du bruit de lecture, mais nous avons supposé qu'il fusionne toutes les sources de bruit constantes qui ne changent pas avec le niveau du signal.


Aide à résoudre la plaque kstars

J'ai essayé d'utiliser kstars/ekos sous Linux pour effectuer de l'astrophotographie. Ma configuration est une monture Celestron AVX avec un Explore Scientific AR127 et un Canon 70D. J'ai exécuté la routine d'alignement avec la télécommande Celestron Nextstar, puis j'ai essayé d'utiliser ekos plate solve pour améliorer l'alignement avant de planifier l'imagerie de M33. J'ai choisi Alpheratz comme étoile sur laquelle me concentrer. Malgré plusieurs ISO et temps d'exposition différents, le solveur a échoué à chaque fois. J'ai quand même capturé plusieurs images de M33 après quelques jogging manuel pour le centrer. En regardant les images FIT d'Alpheratz et de M33 avec ekos, Siril, GIMP et fv5.5, je vois une étrange région rectangulaire près du haut du plan vert de l'image. Cette région et certains vignettage sont plus prononcés dans la vue ekos (où elle se trouve en bas), mais peuvent également être vus dans les autres visionneuses en haut. Le vignettage n'est pas du tout flagrant sauf dans la vue ekos, même lorsque j'ajuste l'image dans GIMP, ou que je la regarde avec les couleurs inversées. La région rectangulaire n'est pas visible dans les fichiers bruts qui ont été pris avec le même appareil photo, mais exécutés à partir du logiciel EOS sous Windows quelques jours plus tôt. Je ne peux pas commenter le vignettage avec les images précédentes car j'utilisais un objectif Canon 400mm et non le télescope.

Le filetage provient probablement de l'optique du télescope, mais la zone rectangulaire pleine largeur est probablement un artefact de caméra ou de logiciel.

L'image du haut provient d'ekos, la deuxième est le plan vert vu dans GIMP et le bas est le plan rouge vu dans GIMP.

Quelqu'un a-t-il vécu cela ?

Il semble logique que le rectangle hors couleur sur le plan vert et/ou le vignettage soient à l'origine de l'échec de la résolution de la plaque. Cela vous semble-t-il raisonnable ?

Des idées s'il s'agit d'un problème de caméra ou de quelque chose dans ekos ?

Je prévois des tests dans quelques jours une fois la lune partie et s'il fait assez chaud.


Le Registre des Conventions FITS

Consultez également les conventions FITS locales, les noms d'extension enregistrés et les dictionnaires de mots-clés.

Le registre des conventions FITS fournit un référentiel central et faisant autorité pour documenter les conventions qui ont été développées par la communauté des utilisateurs FITS pour stocker et transmettre divers types d'informations dans des fichiers de données au format FITS. Une convention FITS est définie comme un ensemble de mots-clés d'en-tête FITS associés et, éventuellement, d'autres structures de données dans des tables FITS, des images FITS ou d'autres types d'extensions FITS conformes qui doivent être utilisées dans un but spécifique. Le groupe de travail de l'AIU FITS est responsable de ce registre et des règles et procédures pour y inscrire de nouvelles conventions.

Ces conventions ne sont pas nécessairement recommandées par le groupe de travail IAU FITS pour être réutilisées dans de nouvelles applications. Le processus d'enregistrement est principalement conçu pour garantir que la documentation sur la convention FITS existante respecte un niveau minimum d'exhaustivité et de clarté. Un processus d'examen distinct et plus rigoureux est requis avant qu'une convention FITS ne soit approuvée par l'IAUFWG et approuvée dans le cadre de la norme FITS.


Modifier le graphique

Un graphique POW se compose d'un certain nombre de courbes et d'images dessinées dans une région rectangulaire donnée. L'élément Modifier le graphique dans le menu Modifier ouvre une boîte de dialogue à partir de laquelle on peut contrôler quels objets sont dessinés, comment ils sont affichés et comment le graphique lui-même est dessiné.

La boîte de dialogue se compose de 3 régions principales. La partie supérieure contrôle le contenu du graphique actuel (ou nouveau). La boîte de gauche répertorie les objets actuellement dans le graphique. La case de droite liste tous les objets disponibles qui ne sont pas dans le graphe. Dans les deux cases, le type de chaque objet (image ou courbe) sera indiqué entre parenthèses après les noms des objets. Les boutons Ajouter et Supprimer entre les deux permettent de déplacer les objets sélectionnés entre les deux listes. Le nom du graphique en cours d'édition est indiqué sous la case de gauche. Cela peut être modifié si l'on veut créer un nouveau graphe plutôt que de modifier l'actuel. Le bouton Modifier les objets sous la case de droite ouvre une autre boîte de dialogue qui permet de modifier les structures de données qui définissent les courbes et les images.

La deuxième région, sous la section du contenu du graphique, contient les options d'affichage modifiables pour le graphique et les objets de graphique. Il a un format à volets. En haut se trouvent une série d'onglets étiquetés. Cliquez sur l'un des onglets pour afficher et modifier cet ensemble d'options. Chaque onglet et ses options sont décrits ci-dessous.

Ce volet contient les options de niveau le plus élevé affectant l'apparence d'un graphique. La première zone de saisie contient la chaîne de titre du graphique. Par défaut, il s'agit du nom du graphique utilisé en interne par POW, mais il peut s'agir de n'importe quelle chaîne ou même d'un blanc. Les zones de saisie répertorient, pour les axes X et Y, l'étiquette à écrire, les valeurs Min et Max de l'axe (en fait, les limites inférieure gauche et supérieure droite de la zone d'affichage du graphique), l'étiquette Unités de les valeurs (imprimées entre parenthèses après l'étiquette de l'axe) et la taille du graphique à l'écran en pixels. Tout ou partie de ceux-ci peuvent être NULL, ce qui indique à POW d'utiliser les valeurs par défaut. Dans le cas de la boîte englobante (Min/Max), les valeurs par défaut seront déterminées par les valeurs minimales requises pour afficher tout le contenu du graphique. Pour Units , une valeur NULL indiquera de ne répertorier aucune unité dans les axes des étiquettes. Cliquer sur le bouton Reset Min/Max en bas définit toutes les valeurs de la zone de délimitation sur NULL.

Sous les zones de saisie se trouve un ensemble de boutons intitulés Mise à l'échelle . Ceux-ci activent les graphes logarithmiques. La première rangée de boutons linéaires et log entraîne le tracé de chaque axe au format linéaire ou logarithmique. Cela n'affecte pas les données, mais simplement la façon dont les coordonnées du graphique sont interprétées et étiquetées. Le bouton de contrôle Mettre à l'échelle les données de la courbe sur les axes détermine si les courbes de ce graphique seront converties au même format d'axe. Ne cochez pas cette case si l'une de vos courbes contient déjà des valeurs logarithmiques (au lieu des vraies valeurs) et vous n'avez qu'à modifier la façon dont les axes sont affichés, pas la façon dont les courbes sont tracées. Vous pouvez contrôler la conversion logarithmique des données de courbe individuelles à partir des volets Points et Lignes.

Ce volet contrôle l'apparence du texte dans le graphique. On peut définir indépendamment la police, la taille, le style et la couleur du titre , des étiquettes d'axe , des étiquettes de coche et des étiquettes de texte par défaut . La valeur de l'étiquette de texte est utilisée uniquement pour l'étiquette de texte initiale. Toutes les étiquettes suivantes héritent de leurs valeurs de l'étiquette précédente.

Ce volet contrôle l'apparence des graduations et des lignes de grille associées. Utilisez les barres de défilement pour indiquer approximativement combien de graduations doivent être dessinées (et étiquetées) sur chaque axe du graphique. À l'extrême gauche, aucune coche ne sera dessinée sur chaque axe. À l'extrême droite, environ 30 peuvent être dessinés. Les options X Ticks et Y Ticks contrôlent si les graduations X et Y sont dessinées à l'intérieur ou à l'extérieur de la zone du graphique et si elles sont étiquetées sur les axes gauche et inférieur. L'option Tick Labels sélectionne entre les formats numériques Décimal et Base 60 (degrés minutes secondes). La base 60 n'est utilisée que lorsqu'un graphique contient des informations WCS. Si la case Grid Lines est cochée, des lignes seront tracées sur le graphique, traçant le chemin de chaque coordonnée de graduation. On peut contrôler la couleur et le style de ligne (plein, pointillé, etc.) de ces lignes.

La case à cocher en haut de cet élément indique si les points individuels de la courbe doivent être dessinés. Les points peuvent être dessinés sous l'une des 7 formes énumérées. The size of the points (except Dot which is always 1 point) can either be fixed at a constant size indicated by the slidebar, or drawn with widths/heights indicating the X and Y error bars . If there are X/Y error bars but the points are drawn in a fixed style, the error bars will be indicated by horizontal/vertical lines centered on the point. Points can be Fill ed or just drawn in outline. Finally, select the desired color from the displayed colorbar. This can be a different color than selected in the Lines pane.

At the bottom of the pane is a pair of LogX/logY checkbuttons. Checking these will cause this curve to have the logarithm of its data plotted instead of its true values. If the data is logarithmic already, leave these options unchecked, but select the appropriate Scaling mode in the Graph options (see above).

The checkbox at the top of this pane indicates whether data points will be connected with a continuous line. The line can be of several patterned styles or widths . The points can also be connect ed directly ( Normal ) or in a stair-step pattern ( Histogram ). In the latter mode, the Fill Boxes option draws the histogram as a series of solid boxes instead of an outline. Finally, select the desired color from the displayed colorbar. This can be a different color than selected in the Points pane.

At the bottom of the pane is a pair of LogX/logY checkbuttons. Checking these will cause this curve to have the logarithm of its data plotted instead of its true values. If the data is logarithmic already, leave these options unchecked, but select the appropriate Scaling mode in the Graph options (see above).

This pane controls the appearance of images. Most of the pane consists of a bunch of different colormaps. They are grouped in the same sequence as listed in the Color menu: smooth, continuous colormaps, followed by ramps, then the step functions. The Invert option will reverse the order of the colormap when turned on. The Scaling option controls how the colormap is applied to the image. For Linear scaling, each colormap level corresponds to a constant intensity range in the image. Square-Root scaling changes the mapping such that the intensity range covered by each color level increases as the square-root function, producing higher contrast at lower intesities. Logarithmic scaling uses the logarithmic function for colormapping, giving even more contrast at low intensities than sqrt. Histo Equalize scaling computes a histogram of the image and tries to distribute colors equally over the number of pixels. The Range entry boxes at the bottom list the intensity range over which the colormap should be applied. Initially, they will contain the full intensity range of the image. The Reset button resets these values to the full range of the image.

At the very bottom of the dialog box are 3 buttons. Apply will update the selected graph using the modified parameter values. The Reset button will reset the parameter options and object lists based on the currently selected graph (for when one either wants to revert to the original parameters, or if one selected a new graph, or if new objects were created). The Exit button closes the dialog box. Any changes will be lost if not Apply ed before exitting.

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Contenu

The first radio antenna used to identify an astronomical radio source was built by Karl Guthe Jansky, an engineer with Bell Telephone Laboratories, in 1932. Jansky was assigned the task of identifying sources of static that might interfere with radio telephone service. Jansky's antenna was an array of dipoles and reflectors designed to receive short wave radio signals at a frequency of 20.5 MHz (wavelength about 14.6 meters). It was mounted on a turntable that allowed it to rotate in any direction, earning it the name "Jansky's merry-go-round". It had a diameter of approximately 100 ft (30 m) and stood 20 ft (6 m) tall. By rotating the antenna, the direction of the received interfering radio source (static) could be pinpointed. A small shed to the side of the antenna housed an analog pen-and-paper recording system. After recording signals from all directions for several months, Jansky eventually categorized them into three types of static: nearby thunderstorms, distant thunderstorms, and a faint steady hiss above shot noise, of unknown origin. Jansky finally determined that the "faint hiss" repeated on a cycle of 23 hours and 56 minutes. This period is the length of an astronomical sidereal day, the time it takes any "fixed" object located on the celestial sphere to come back to the same location in the sky. Thus Jansky suspected that the hiss originated outside of the Solar System, and by comparing his observations with optical astronomical maps, Jansky concluded that the radiation was coming from the Milky Way Galaxy and was strongest in the direction of the center of the galaxy, in the constellation of Sagittarius.

An amateur radio operator, Grote Reber, was one of the pioneers of what became known as radio astronomy. He built the first parabolic "dish" radio telescope, 9 metres (30 ft) in diameter, in his back yard in Wheaton, Illinois in 1937. He repeated Jansky's pioneering work, identifying the Milky Way as the first off-world radio source, and he went on to conduct the first sky survey at very high radio frequencies, discovering other radio sources. The rapid development of radar during World War II created technology which was applied to radio astronomy after the war, and radio astronomy became a branch of astronomy, with universities and research institutes constructing large radio telescopes. [4]

The range of frequencies in the electromagnetic spectrum that makes up the radio spectrum is very large. As a consequence, the types of antennas that are used as radio telescopes vary widely in design, size, and configuration. At wavelengths of 30 meters to 3 meters (10–100 MHz), they are generally either directional antenna arrays similar to "TV antennas" or large stationary reflectors with moveable focal points. Since the wavelengths being observed with these types of antennas are so long, the "reflector" surfaces can be constructed from coarse wire mesh such as chicken wire. [5] [6] At shorter wavelengths parabolic "dish" antennas predominate. The angular resolution of a dish antenna is determined by the ratio of the diameter of the dish to the wavelength of the radio waves being observed. This dictates the dish size a radio telescope needs for a useful resolution. Radio telescopes that operate at wavelengths of 3 meters to 30 cm (100 MHz to 1 GHz) are usually well over 100 meters in diameter. Telescopes working at wavelengths shorter than 30 cm (above 1 GHz) range in size from 3 to 90 meters in diameter. [ citation requise ]

Frequencies Edit

The increasing use of radio frequencies for communication makes astronomical observations more and more difficult (see Open spectrum). Negotiations to defend the frequency allocation for parts of the spectrum most useful for observing the universe are coordinated in the Scientific Committee on Frequency Allocations for Radio Astronomy and Space Science.

Some of the more notable frequency bands used by radio telescopes include:

  • Every frequency in the United States National Radio Quiet Zone : 608 to 614 MHz
  • The "Hydrogen line", also known as the "21 centimeter line": 1,420.40575177 MHz, used by many radio telescopes including The Big Ear in its discovery of the Wow! signal
  • 1,406 MHz and 430 MHz [7]
  • The Waterhole: 1,420 to 1,666 MHz
  • The Arecibo Observatory had several receivers that together covered the whole 1–10 GHz range.
  • The Wilkinson Microwave Anisotropy Probe mapped the Cosmic microwave background radiation in 5 different frequency bands, centered on 23 GHz, 33 GHz, 41 GHz, 61 GHz, and 94 GHz.

Big dishes Edit

The world's largest filled-aperture (i.e. full dish) radio telescope is the Five hundred meter Aperture Spherical Telescope (FAST) completed in 2016 by China. [8] The 500-meter-diameter (1,600 ft) dish with an area as large as 30 football fields is built into a natural karst depression in the landscape in Guizhou province and cannot move the feed antenna is in a cabin suspended above the dish on cables. The active dish is composed of 4,450 moveable panels controlled by a computer. By changing the shape of the dish and moving the feed cabin on its cables, the telescope can be steered to point to any region of the sky up to 40° from the zenith. Although the dish is 500 meters in diameter, only a 300-meter circular area on the dish is illuminated by the feed antenna at any given time, so the actual effective aperture is 300 meters. Construction was begun in 2007 and completed July 2016 [9] and the telescope became operational September 25, 2016. [10]

The world's second largest filled-aperture telescope was the Arecibo radio telescope located in Arecibo, Puerto Rico, though it suffered catastrophic collapse on 1 December 2020. Arecibo was the world's only radio telescope also capable of active radar imaging of near-Earth objects all other telescopes are passive detection only. Arecibo was another stationary dish telescope like FAST. Arecibo's 305 m (1,001 ft) dish was built into a natural depression in the landscape, the antenna was steerable within an angle of about 20° of the zenith by moving the suspended feed antenna, giving use of a 270-meter diameter portion of the dish for any individual observation.

The largest individual radio telescope of any kind is the RATAN-600 located near Nizhny Arkhyz, Russia, which consists of a 576-meter circle of rectangular radio reflectors, each of which can be pointed towards a central conical receiver.

The above stationary dishes are not fully "steerable" they can only be aimed at points in an area of the sky near the zenith, and cannot receive from sources near the horizon. The largest fully steerable dish radio telescope is the 100 meter Green Bank Telescope in West Virginia, United States, constructed in 2000. The largest fully steerable radio telescope in Europe is the Effelsberg 100-m Radio Telescope near Bonn, Germany, operated by the Max Planck Institute for Radio Astronomy, which also was the world's largest fully steerable telescope for 30 years until the Green Bank antenna was constructed. [11] The third-largest fully steerable radio telescope is the 76-meter Lovell Telescope at Jodrell Bank Observatory in Cheshire, England, completed in 1957. The fourth-largest fully steerable radio telescopes are six 70-meter dishes: three Russian RT-70, and three in the NASA Deep Space Network. The planned Qitai Radio Telescope, at a diameter of 110 m (360 ft), is expected to become the world's largest fully steerable single-dish radio telescope when completed in 2023.

A more typical radio telescope has a single antenna of about 25 meters diameter. Dozens of radio telescopes of about this size are operated in radio observatories all over the world.

Gallery of big dishes Edit

The 500 meter Five hundred meter Aperture Spherical Telescope (FAST), under construction, China (2016)


To fit the streak spectrum using the RMF and ARF, simply read the source spectrum FITS file into Sherpa. See the Introduction to Fitting PHA Spectra thread for details.

The response of the detectors during the read-out process has not been calibrated. The data products obtained by following this thread are based on the assumption that the detectors spectral response characteristics during read out are the same as the spectral response characteristics during the standard static TIMED exposure mode observations.

Users should be very careful with trying to subtract the background extracted this way. The background events do not have the same ARF as the streak events. The streak events came from the sources off-axis angle/etc whereas the background comes from various off-axis angles and are detected at various chip locations. Users should model the background and not simply subtract it.