Astronomiya

Fotometriya ilə müqayisədə spektroskopiya üçün məruz qalma müddəti

Fotometriya ilə müqayisədə spektroskopiya üçün məruz qalma müddəti

Yazdığım bir hesabat üçün spektroskopiya üçün lazım olan məruz qalma müddətini və müəyyən bir böyüklükdə fotometriyaya qarşı müqayisə etmək maraqlıdır. Bu mühazirənin 7 və 8-ci səhifələrindəki rəqəmləri xüsusilə məlumatlı tapdım. Müəllifə e-poçt göndərməyə çalışdım, ancaq e-poçt ünvanı təsirsizdir. Oxşar məlumatları haradan əldə edə bilərəm?


Sualınız bir az aydın deyil. Hansı mənada müqayisə et?

Problem dalğaboyu zolaqda sabit sayda foton olduğuna və uyğun filtrlər və ya dispersiya elementləri ilə bu fotonları neçə "bölmə" yə böləcəyini seçə biləcəyinə görə qaynaqlanır.

Eyni teleskopla eyni ümumi sayda foton yığmaq eyni vaxtı alacaq, ancaq daha çox optik element qoyulması alətin effektivliyini azaldacaqdır. Filtrlər spektroqraflardan bir neçə dəfə böyüklük əmsalı ilə daha effektivdir.

Bununla yanaşı nəzərə alınmalı olan bir başqa amil də budur ki, prinsipcə işığı istədiyimiz qədər incə bölə bilsək də, siqnaldan asılı olmayan statik səs mənbələri ola bilər. CCD detektoru vəziyyətində, bu oxunan səs deməkdir.

Əgər səs-küy oxumaq istəsən yox müşahidələri məhdudlaşdırmaq üçün zibil qutusunun ölçüsü və məruz qalma müddətinin məhsulu qabda yığılmış saymaların (istənilən göy fonu daxil olmaqla) kvadrat kökünün oxunan səs-küydən çox olacağı qədər böyük olmalıdır.

Bir nümunə kömək edə bilər. Tutaq ki, 100 nm genişlikdə bir V bantlı filtrdən 10 saniyə müşahidə etdiyim bir ulduzum var və CCD-də aşkarlanan 1000 foton istehsal edir, burada ulduz görüntüsü effektiv şəkildə 10 piksel işıqlandırır, hər biri 10 oxunma səs-küyünə malikdir. sayar. Ümumi oxunan səs-küy $ 10 sqrt {10} = sqrt {1000} $ sayır (ümumi varyansın kvadrat kökü) və mənbədən gələn səmaya və Poisson səs-küyünə bərabərdir. Göyü görməməzlikdən səs-küy nisbətidir $ 1000 / sqrt {1000 + 1000} = 22 $.

İndi tutaq ki, mən ulduz işığını difraksiya ızgarasından keçirərək işığı 1 nm zibil qutusuna ayıraraq yarıqsız spektroskopiya edirəm. Hər zibil qutusundakı siqnal gücüm 100-ə bölünür, lakin oxunan səs-küy təxminən eynidır. Səs-küy nisbətinə bənzər bir siqnal olan bir spektr əldə etmək üçün 100 dəfə daha uzun müddətə məruz qalmanız lazımdır, yəni 1000 saniyə (difraksiya ızgarası filtr qədər təsirli olmadığı üçün daha uzun müddətdir).

Beləliklə, sualınıza ümumi cavab yoxdur, spektrograf effektivliyindən, spektrografın "qətnaməsindən", mənbənin, səmanın və oxunan səs-küyün nisbi qatqılarından və istənilən səs-küy nisbətindən asılıdır.

Dalğa boyu enində bir görüntü filtri üçün oxunan səs-küylə məhdudlaşan bir pozlama əldə etmək üçün sadə bir qayda $ w $ və qətnamə elementi olan bir spektrograf $ Delta lambda $, bir faktoru müşahidə etmək olardı $ w / Delta lambda $ daha zəif spektrograf effektivliyini hesablamaq üçün bir neçə əlavə amil ilə.

Düzəliş: Fikirlərimi yoxlamaq üçün Isaac Newton teleskop qrupunun səs-küy kalkulyatoruna siqnalına gedirəm. Http://catserver.ing.iac.es/signal/

WHT-nin əsas fokusundakı V filtrli 20 saniyəlik bir ulduzu 10 saniyə müşahidə etməyə çalışıram, 1 arcsec görməsini və ay olmadığını düşünürəm. Bu mənə 46 SNR verir.

İŞİD spektrografı və 158R ızgarası (ən aşağı qətnamə) ilə eyni çözünürlüklü bir spektrdə aşağı SNR almaq 15.000 s çəkir.

Bu, yuxarıda dediklərimə uyğun gəlirmi? Spektrdə hər piksel 0,16 nm-dir. V band filtri təxminən 100nm genişlikdədirsə, yuxarıdakı xam formulum məruz qalma müddətində 100 / 0.16 = 625-ə qədər bir artım təklif etdi. Lakin cihazın iş qabiliyyəti yalnız 33% -dir (filtr üçün əslində 100% -ə nisbətən), buna görə əlavə etməliyik başqa bir amil 3, fotometriyaya nisbətən 1875 qat daha uzun müddətə lazım olan bir pozlama əldə etmək. Çox yaxın!


Spektroskopiya və astrofotoqrafiya üçün obyektlərin mükafatlandırılması

Maraqlıdır. Balıq quyruğu barədə soruşmaq istədim. Bu bir SCT-dir, amma fokus reduktoru istifadə edirəm.

Reduktoru tövsiyə olunan məsafədə işlədirsiniz? ALPY ilə C11-də (Meade 6.3) reduktor istifadə edirəm. Bəzi kromatizm görürəm, amma daha yüksək endirimlə işləsəm (f6.3 əvəzinə f5) xeyli pisləşir.

# 77 azalma12

Reduktoru tövsiyə olunan məsafədə işlədirsiniz? ALPY ilə C11-də (Meade 6.3) reduktor istifadə edirəm. Bəzi kromatizm görürəm, amma daha yüksək endirimlə işləsəm (f6.3 əvəzinə f5) xeyli pisləşir.

Robin

Bəli, təxminən f6.4-dəyəm. Əvvəllər kifayət qədər aralayıcım yox idi və 7.4 ətrafında işləyirdi və bu effekti heç görmədim.

# 78 azalma12

70-ci postdan əvvəl Delta Lyr 01-i tutmağa çalışmışdım və CA səbəbiylə spektrin mavi ucunda bir az balıq quyruğu var idi. Robinin təklif etdiyi kimi, bu nöqtədə daha çox fokuslandım və Ca II K xəttini çıxara bildim, lakin daha uzun dalğa boylarında daha az fokus hesabına.

Həm də spektrdə çoxsaylı dişli dişlərim var idi, çünki ızgaram üfüqi olmadığından, proqramda tələb olunan fırlanma sayəsində əsər idi. Dönüşü düzəltdim və dişli dişlər getdi.

Əlavə edilmiş kiçik şəkillər

Descott12, 15 iyun 2020 - 11:28 AM tərəfindən redaktə edilmişdir.

# 79 mwr

del Sct = 2 Sct, Delta Scuti dəyişənlərinin prototipidir və astrofotoqrafiya, spektroskopiya və fotometriya üçün gözəl bir hədəfdir. Bu çox ulduzlu sistemin A və C komponentləri (http: //vizier.u-stra. DS J18423-0903A) gözəl rəng kontrastını və spektral tərtibatını göstərir. A (del Sct) yaxşı təyin olunmuş Balmer və Ca II xətləri ilə aşağı qətnamə spektroskopiyası (SA-200 grism) ilə müəyyən edilə bilər:

İndiyə qədər yüksək qırmızı rəngli kompaktın spektri və ya spektral təsnifatını tapa bilmədim. Bu sistemin C. Hər hansı bir göstəriş və ya şərh var?

Fotometriyaya bir az daha dərin dalmaq üçün del Sct (amplituda təqribən 0,3 mag) bir əyri əyrisini də ölçmək istərdim. DSLR (Canon 450 Da) istifadə edərək bu ümumiyyətlə mümkündürmü? Bəlkə də kimsə buraya DSLR istifadə edərək ölçülmüş del Sct-in yüngül bir əyrisini göndərə bilər.

Mwr tərəfindən redaktə edilmişdir, 24 iyun 2020 - 11:30.

# 80 mwr

Fotometriyaya bir az daha dərin dalmaq üçün del Sct (amplituda təqribən 0,3 mag) bir əyri əyrisini də ölçmək istərdim. DSLR (Canon 450 Da) istifadə edərək bu ümumiyyətlə mümkündürmü?

Delta Scuti spektrini ölçdükdən sonra qeyd etdiyim fotometrik məlumatları analiz etmək üçün bir sınaqdan keçirdim və Muniwin 2.0.16-nı quraşdırdım. Müqayisə ulduzu epsilon Scuti idi:

Pozlama müddəti 1 saniyə idi. Fitswork-dəki PSF siqnalın doymamasını yoxlamaq üçün istifadə edilmişdir:

Muniwin-də fotometriya düz çərçivə düzəldildikdən sonra yaşıl kanaldan istifadə edildi:

Maksimum fərq (dəyişən - müqayisə) düzgün istiqamətə gedən -0.38 mag (nəzəriyyə: -0.28) idi. İyul / avqust aylarında gecələrin yenidən uzandığı daha uzun bir dövrü izləməyə çalışacağam. RR Lyrae ayrıca fotometriya və spektroskopiya üçün yaxşı bir hədəf olmalıdır http: //www.astrosurf. yr_campaign.htm

# 81 flt158

Buraya girdiyim üçün məni bağışla.

Bəlkə də bəziləriniz ulduz IY Comae Berenices-in spektral sinifinin ayrı bir postda nə olduğunu bilmək üçün gözlədiyimi bilirsiniz.

24 Comae Berenices-ə çox yaxın olan bu ləzzətli ulduzun son qərarını çox qiymətləndirirəm.

24 Com hələ axşam səmalarımızda göründüyü üçün, IY Com-un yerini tapmaq hələ nisbətən asan olmalıdır.

Bu ulduzun niyə fərqli spektral sinif hesablarına sahib olduğunu başa düşmək çox çətindi.

Hər cür veb saytları gəzərək IY Com-un spektral siniflərindən K, M, G və C alıram.

Bunlardan yalnız biri düzgündür.

Ulduz mənim üçün narıncı görünür, amma M sinif ulduzu ola bilər.

İkinizdən biri bu ulduzu düzəldə bilərmi?

Mühakimə edə bildiyiniz kimi, mən çox ümidsizəm.

# 82 mwr

İkinizdən biri bu ulduzu düzəldə bilərmi?

Mühakimə edə bildiyiniz kimi, mən çox ümidsizəm.

müşahidə saytımda IY Comae Berenices artıq görünmür. Bəlkə gələn il . désolé

# 83 flt158

Mwr, yanıma qayıtdığın üçün təşəkkür edirəm.

Çox vaxt bu cür ulduzlarla olur.

Göylərimizi həmişə yoxlamaq istədikdə tərk edirlər.

Bəlkə də başqası IY Com-a spektroskopu ilə gediş verə bilər.

Əks təqdirdə səbr etməli və 2021-ci ilə qədər gözləməliyəm.

# 84 mwr

NEOWISE kometası spektroskopiya və astrofotoqrafiya üçün fantastik bir obyektdir. Bu obyekti bəzi ağaclar arasında tutmaq üçün portativ "tut və get" quraşdırma işlərindən istifadə etdim:

Xam spektr (12 x 3 saniyə) artıq güclü bir natrium emissiya xəttini ortaya çıxardı:

Spektr R-Spec istifadə edərək analiz edildi və tipik Swan lentlərini göstərdi https: //www.cloudyni. omet-istinad /:

Ümid edirəm ölçə bilərəm Yelləncəklər təsiri yaxınlaşan gecələr ərzində (günəş-kometa xətti boyunca nukleosentrik məsafəyə nisbətən nisbi natrium xətti intensivliyi).

# 85 mwr

omicron 1 Cygni (= 31 Cygni A + B) və 32 Cygni, yarıqsız spektroskopiya üçün çox gözəl bir obyekt olan parlaq rəngarəng üçqat əmələ gətirir (spektrlər cavab verilmir və düzəldilir):

Spektroskopiya üçün maraqlı hədəflər kimi parlaq üçqat üçün daha çox təklif qəbul olunur!

Mwr, 21 Avqust 2020 - 07:32 AM tərəfindən redaktə edilmişdir.

# 86 mwr


Spektroskopiya üçün maraqlı hədəflər kimi parlaq üçqat üçün daha çox təklif qəbul olunur!

Yarıqsız spektroskopiya üçün üçlülərin çox faydalı bir siyahısına burada tapa bilərsiniz: https: //www.cloudyni. gues /? p = 9606886

Həqiqətən səmanın bir sahəsi (1000 mm fokus uzunluğu və APS sensoru üçün 1 ° x 2 ° deyək), bütün əsas spektral sinifləri (O-dan M-ə) bir vuruşda spektroskopiya qurğusu ilə çəkməyə imkan verir (böyüklük və lt 8) ?

# 87 robin_astro

Həqiqətən səmanın bir sahəsi (1000 mm fokus uzunluğu və APS sensoru üçün 1 ° x 2 ° deyək), bütün əsas spektral sinifləri (O-dan M-ə) bir vuruşda spektroskopiya qurğusu ilə çəkməyə imkan verir (böyüklük və lt 8) ?

Kümələrdəki ulduzlar spektral növlərin maraqlı bir qarışığına malikdir, lakin hamısı eyni məsafədə olduqları üçün parlaqlıqlarının geniş yayılmasına malikdirlər, buna görə yəqin ki, seçim edə bilməzlər. Rəngi ​​və parlaqlığını ölçərək ani İK sahələri yarada bilərsiniz

# 88 mwr

Garnet ulduzu, Dave'in bu yaxınlarda söylədiyi kimi (https: //www.cloudyni. -Star-spectrum /), sadəcə heyranedicidir! Kralın tacındakı bir ləl-cəvahirat:

# 89 mwr

Cygnus astrofotoqrafiya və spektroskopiya üçün əsl "El Dorado" dır. Ağ gecələr getdi və göyün bu böyük ərazisini araşdırmağa başlayıram. Birinci obyekt, mərkəzi Wolf-Rayet ulduzu olan gözəl bir emissiya spektri göstərən hilal dumanlığıdır:

# 90 azalma12

Heyrət! Vay! İlk WR ulduzum. Bu emissiya ləkələri həqiqətən fərqlənir. Görmə sahəsində tapmağa çalışarkən ulduz olduğuna şübhə yox idi.

Əlavə edilmiş kiçik şəkillər

Descott12, 03 sentyabr 2020 - 21:47 PM tərəfindən redaktə edilmişdir.

# 91 mwr

Heyrət! Vay! İlk WR ulduzum. Bu emissiya ləkələri həqiqətən fərqlənir. Görmə sahəsində tapmağa çalışarkən ulduz olduğuna şübhə yox idi.

böyük spektr! Bu WR ulduzlarına olan həvəsinizi tanıyıram və indiyə qədər olan ulduz analizatorunun dəyişdirilmiş teleskopundakı ən qənaətbəxş saatlarımı qiymətləndirirəm (bax: Maurice Gavin J. Br. Astron. Dos. 109, 6, 1999).

Ralph Copeland (1837-1905 Astronom Royal üçün Şotlandiya) spektrini belə izah etdi:

"Mavi rəngdə olduqca parlaq xətti və sarı və narıncı rəngdə üç parlaq xəttdən ibarət möhtəşəm qrup, spektrini bütün göylərdə misilsiz dərəcədə ən parlaq və təəccüblü edir."

# 92 azalma12

Özümü WR ulduzları haqqında öyrətmişəm və bir neçə sual ortaya çıxdı:

1. Balmer xəttlərinin bəzilərinə uyğun bir neçə zirvəni dəqiq matç olaraq qeyd etdim, lakin Walker "demək olar ki, tamamilə hidrogen olmaması" lazım olduğunu söylədi, buna görə bunların helium xətləri olduğunu düşünürəm?

2. Mərkəzi ulduz ətrafdakı bir qabıqda bu qədər Hidrogen uçurduğundan, Be ulduzu kimi hidrogen emissiyaları olmalı deyilmi?

3. Nəhayət, niyə emilim və udma xətləri deyil? C, N və O əmələ gəldiyi yerlərdə daha dərin təbəqələr ifşa olunduğundan - bu elementlərdə atmosfer ağır olmamalı və bu, yalnız normal udma xətlərinə gətirib çıxarmamalı?

# 93 mwr

1. Balmer xəttlərinin bəzilərinə uyğun bir neçə zirvəni dəqiq matç olaraq qeyd etdim, lakin Walker "demək olar ki, tamamilə hidrogen olmaması" lazım olduğunu söylədi, buna görə bunların helium xətləri olduğunu düşünürəm?

2. Mərkəzi ulduz ətrafdakı bir qabıqda bu qədər Hidrogen uçurduğundan, Be ulduzu kimi hidrogen tullantıları olmalı deyilmi?

3. Nəhayət, niyə emilim və udma xətləri deyil? Daha dərin təbəqələr C, N və O-nun meydana gəldiyi yerlərə məruz qaldığından - atmosfer bu elementlərdə ağır olmalı deyilmi və bu normal udma xətlərinə gətirib çıxarmamalı?

Təşəkkürlər

Mən WR ulduzlarının astrofizikası üzrə mütəxəssis deyiləm, bu mükəmməl nəşrə əsaslanan bəzi qısa fikirlər: https: //academic.oup. 1/1/163/1066361, emissiya xəttinin identifikasiyası üçün çox istifadə edirəm.

1. Hidrogen, həqiqətən, WR ulduzlarında ola bilər. H-nin varlığı, H Balmer seriyası xəttinin hər ikinci Pickering xətti ilə üst-üstə düşməsindən qaynaqlanan Pickering azalmasının (ionlaşmış He II) salınması ilə aşkar edilir. Təsnifat məqsədləri üçün (H + He) xətləri, 4340 və / və ya 4861, təmiz He II xətlərinin zirvələri, 4200, 4541 və 5411 zirvələri arasında çəkilmiş bir xəttin hündürlüyünü açıqca aşarsa, hidrogen aşkar edilir. Bunu tətbiq etdim SA-200-dən istifadə edən konsepsiya burada: https: //www.cloudyni. phy /? p = 10068579

2. Mərkəzi ulduzun güclü küləkləri səbəbi ilə hidrogenin böyük bir hissəsi 16 x25 işıq ili aralığına qədər genişlənmiş və yuxarıdakı şəkildəki Aypara dumanlığının eliptik formalı şok ön hissəsini təşkil etmişdir. Bu Be ulduzlarının hidrogen diski / qabığı ilə müqayisədə mərkəzi ulduzdan nisbətən uzaqdır (bax Walker atlasındakı Plitə 74).

3. The Beals tərifi bir WR spektrinin içərisində bənövşəyi yerdəyişmə udma xaricində udma xətlərinin mövcudluğunu qadağan etdi

P Cygni profilləri. Absorbsiya xətləri mövcud olduqda, bir yoldaşdan yarandıqlarını düşünürdülər. O vaxtdan bəri bəzi hallarda udma xətlərinin WR ulduzuna xas olduğu göstərilmişdir. Bu hallarda, emilim icazə verildiyi kimi, bənövşəyi yerdəyişməlidir
by Beals.


Fotometriya ilə müqayisədə spektroskopiya üçün məruz qalma müddəti - Astronomiya

Fotometriya üçün ZWO ASI 1600 pro Mono CMOS kamera istifadə edirəm, bu 12 bitlik bir sensordur.

EXO-Clock-un bir hissəsi olaraq, problemsiz 7 ekso-planeti müşahidə etdim - mən ekspozisiyanın uzunluğu olan tünd rənglərdən istifadə edirəm, amma HOPS proqramı mənzillər üçün tündlər yaratmaq üçün onları hər halda böyütəcəkdir.

İstifadə etdiyim sensor çox doğrudur - deyə bildiyim qədər - bu sahənin mərkəzinin yaxınlığında 100 piksel radiusundakı piksele baxır.

Ulduz testlərində oxşar nəticələr alıram.

Fotometriya proqramı kimi - inteqrasiya edilmiş sayımlara baxdığınızda və düzgün apaturanı istifadə etdiyinizi də hiss etdim, onda bəzi piksellər doymuş olsa belə inteqrasiya edilmiş sayılar xətti olaraq qalır - ancaq çipin xətti daxilində qalmağımı söyləyirlər - elə edirəm - fotometriyaya gəldikdə yeni başlayıram, bəlkə kimsə mənə bunun niyə belə olduğunu deyə bilər.

Vacib məqam piksel doyduqdan sonra foton saymayacağıdır. Mümkündür ki, kiçik bir say piksel doyma səviyyəsindən az və ya qeyri-xətti bölgədədirsə, o zaman qeyri-doğruluq aşkar olmayacaq. Çox sayda piksel qatqısı olacaqdır. Bununla birlikdə, bu bir riskdir və etibarlı bir böyüklük çıxarmağa çalışsanız nəticənizə haqq qazandıra bilməzsiniz.

Qrafiklərinizə baxdıqda, xətti bölgədə bir az fərqli bir davranış göstərirlər. Daha dik bir yamac kimi görünür, ardından bir az tərpəndi.

Daha uzun maruz qalmaq istədiyiniz kimi doyma problemidirsə, ulduzu bir az cəmləşdirə bilərsiniz. Bu fotonları xətti bölgədə saxlayarkən daha çox pikselə yayacaq.

RE? Qrafiklərinizə baxdıqda, xətti bölgədə bir az fərqli bir davranış göstərirlər. Daha dik bir yamac kimi görünür, ardından bir az tərpəndi.

Düşünürəm ki, bu sensora xas olan bir şey deyil, sadəcə ətraf mühit şərtləri - səhv edə bilərəm - əvvəlcədən mövcud məlumatlarla sürətli bir test idi, hansı ulduzun seçiləcəyi barədə az düşünülmüşdü - düşünmürəm ki, onlar hətta kalibrlənməyiblər ...

Eyni şeydən bəhs edə bilərik, amma olmasa.

Xətti bölgədən kənarda olduqdan sonra doyma vəziyyətinə gəldikdən sonra qrafikin dəyişməsini gözləyəcəksiniz. Bir ulduz doymuş olduqda, çipin üstünə düşən bütün fotonları aşkar etmirsiniz.

Beləliklə, mənim fikrim mavi nöqtələrin pik pik dəyərini təmsil etməsi idi, bunlar doymağa başladığını və daha uzun pozğunluqların pik dəyərini xətti olaraq artırmadığını görə bilərsiniz - narıncı nöqtələr, mərkəzi apatordakı bütün dəyərlərin cəmidir. bunları yekunlaşdırsaq, nəticə xətti davam edir.

Mənim fikrim həqiqətən də məsləhətdir "sensorun xətti aralığında qalın'- edərəm - ən azı sensorum üçün - elektronları saymağın praktiki prosesi tək pikseldə deyil, müəyyən bir piksel sahəsi üzərində aparılır və bu nəzərə alındıqda xətti diapazon bundan da çox uzanır. fərdi piksellərin xətti diapazonunun və bu halda bəzi praktik tətbiqetmələrin ola biləcəyi.

BTW Mən sadəcə maraqlı göründüyünə işarə edərək razı deyiləm. :-)

"Parıltılar qaranlıq cərəyanın özü ilə eyni şəkildə" böyüməyə "bilər və zaman keçdikcə sürətlənə bilər, qaranlıq cərəyanın özündən daha tez parlaqlaşır.

İlkin mənbəyimi tapa bilməsəm də oxşar analizi tapdım https://jonrista.com/the-astrophotographers-guide/the-zwo-asi1600-guide/.

Sadəcə aydın olmaq üçün ASI1600MM-nin xətti olmadığını demirəm. Simon Dawes kimi mənim də çox xəttli olduğunu görürəm, amma işıqlarla eyni pozlama ilə qaranlıqlardan istifadə edirəm və qərəzli çərçivələrdən istifadə etmirəm.

İŞİD, qaranlıqları yalnız ekspozisiya uyğun olmadıqda tərəzi altına alır, belə ki, uyğunlaşdırılmış təsirlərdən istifadə etməyiniz problem deyil.

Spektroskopiyada qaranlıqların miqyasının normal bir şey olduğu mənasını verən xüsusi bir şey varmı? Mənzillərdən fərqli olaraq qaranlıqları əldə etmək həqiqətən asandır, buna görə niyə şəkillər üçün istifadə etdiyiniz pozlama / istiliyə uyğun bir sıra qaranlıq götürməyinizi başa düşmürəm.

Amp parıltı ilə əlaqədar olaraq Sony IMX294 istifadə edən bir ZWO ASI294MC var. Qaranlıqlarda amp parıltı biraz möhtəşəmdir (-10C-də 120s nümunəsi üçün əlavə olun), lakin tamamilə kalibrlənir. Çox nadir hallarda 120-lərdən kənara çıxıram, çünki yığma alqoritmləri çox sayda çərçivəyə sahib olduqda və bu kameraların oxunma səsi və ölü vaxtı əhəmiyyətsiz olduqda daha yaxşı işləyir.

Christian Buil maraqlı bir CCD / CMOS müqayisəsinə malikdir. Xüsusilə spektroskopiya üzərində cəmləşsə də, kamera səs-küyünü, amp parıltısını və xətti əhatə edir

Zəif cisimlərin yüksək qətnamə spektroskopiyası ilə saptanma həddində göy siqnalı əhəmiyyətsizdir, buna görə kamera səs-küyü ən əhəmiyyətli səs mənbəyi olur. Oxunan səs-küy qatqısını minimuma endirmək üçün CCD ilə istifadə olunan məruz qalma uzunluğu adətən & gt1200sec-dir və kifayət qədər səs-küylü qaranlıq yığını əldə etmək çox saat çəkir, baxmayaraq ki buludlu gecələrdən istifadə etmək olar!

CMOS-da oxunan səs az olsa da, piksel ölçüsünə nisbətən tipik yarıq genişliyi nəzərə alındıqdan sonra CCD ilə piksel yığma qabiliyyətinə görə yaxşı CCD-dən fərqlənmir, beləliklə birləşmək üçün çox genişlik yoxdur. CMOS ilə daha qısa pozğunluqlar (ümumi CMOS sensorlarında tapılan kiçik piksellər üçün xüsusi olaraq optimallaşdırılmış bir spektrograf bəlkə də bundan qaça bilər). Termal səs-küy həm də CCD ilə uyğunlaşması üçün daha aşağı temperaturlara ehtiyac duyan CMOS kameralar üçün daha yüksəkdir, belə ki, bu günlərdə performans boşluğu böyük olmasa da, CCD hələ də performans baxımından üstünlüyə sahibdir (Hər sahə üçün xərc olmasa da) hal hazırda mövcud olan ticarət spektroqrafları ilə istifadə olunur.


Muniwin ilə fotometriya

Göy cisimlərinin parlaqlığının dəyişkənliyini ölçmək astronomiya həvəskarı tərəfindən götürülə bilən ən faydalı tapşırıqlardan biridir. Dəyişən ulduzlar Kainatda dinamikanın mükəmməl bir nümunəsidir və bu dəyişikliklərin zaman şkalası illər, günlər, həm də dəqiqələr ola bilər! Ancaq bunlar yalnız dəyişən ulduzlar deyil və ekzoplanet keçidlərini və ya asteroidləri də ölçə bilərik. Bu son vəziyyətdə, asteroid işığına əsaslanan həm fırlanma dövrü, həm də forma müəyyən edilə bilər. Bütün bu fotometriya fəaliyyətlərini Muniwin proqramı ilə həyata keçirə bilərik.

İlkin şərtlər

Bu girişdə burada mövcud olan C-Munipack pulsuz proqram paketindən istifadə edərək tək bir obyektin əyri əyrisi necə yaradılacağını təsvir etməyə çalışacağam. Fotometriya ilə oynamağa başlamazdan əvvəl AAVSO CCD fotometriya təlimatını oxumağınızı məsləhət görürəm. AAVSO təlimatında C-Munipack ilə əlaqəli hər hansı bir məlumat yoxdur, lakin CCD fotometriyasının ümumiyyətlə necə işlədiyini təsvir edir.

Bu anda güman edirəm ki, sizdə artıq var:

  • necə istifadə edəcəyinizi bildiyiniz kamera ilə astroimaging qurulması
  • C-Munipack paketinin bir hissəsi olan Muniwin proqramını quraşdırdı
  • ölçmək üçün obyektiniz olduğu kalibrlənmiş bir sıra kadrlar. Çerçeveler bir seans gecəsindən gələ bilər, eyni zamanda həftələr və ya illər boyunca uzanan uzun müddətli bir proqram ola bilər. Əslində Muniwin-də də kadrları kalibrləşdirə bilərsiniz, ancaq əvvəlcədən başqa bir proqramı bilirsinizsə və istifadə edirsinizsə, onu dəyişdirməyinizə ehtiyac yoxdur.

Hazırlıq

Bütün müddətlər bir neçə addımdan ibarətdir. Başlanğıcda Muniwin-ə nəzər salaq və hardware profilini yarataq. İçində Alətlər seçin Profilləri redaktə edin. Sonra seçin İşıq əyri profili və yeni ad altında saxla.

Sonra tənzimləmək lazımdır Kamera kameranızın dəyərlərinə parametrlər. İldə Mənbə çərçivələri daraltmaq olar Maksimum piksel dəyəri kameranızın hələ də xətti olduğunu bildiyiniz dəyərə qədər. Burada etibarlı dəyər 50.000-55.000 olacaqdır. Məlumatlarınızı da əlavə edə bilərsiniz Müşahidəçi bölmə. Həqiqi layihə ilə iş zamanı tənzimləyə biləcəyiniz bütün digər dəyərlər. Onları bildikdən sonra buraya da daxil edə bilərsiniz. Düzəliş etdikdən sonra profilinizi saxlamağı unutmayın.

Çərçivələr idxal olunur

Növbəti addım layihə yaratmaqdır. İldə Layihə menyu seçin Yeni, layihə adını daxil edin (obyekt adınız kimi), profili seçin və standart layihə sənədlərinin yerini də dəyişə bilərsiniz. Layihə qurduqdan sonra istifadə edərək layihəyə fayl əlavə edə bilərsiniz Çərçivələr - & gt Fərdi çərçivələr əlavə edin menyu əmri. Muniwin-də kadrları kalibrləşdirməyəcəyik, buna görə əlavə etdiyiniz sənədlərin əvvəlcədən kalibrləndiyindən əmin olun. Hər an sonra layihəyə daha çox çərçivə əlavə edə bilərsiniz.

Komanda istifadə edərək yeni çərçivələri işləməliyik Azaldın - & gt Yeni çərçivələri emal edin. Layihəyə hər dəfə daha çox çərçivə əlavə etdiyiniz zaman bu və aşağıdakı addımları atmalısınız. Növbəti addım Azaldın - & gt Get / faylları çevir. Bu və sonrakı addımlarda hər zaman basa bilərsiniz Daha çox seçim & # 8230 düyməsini basın. Sonra layihə parametrləri pəncərəsi açılacaq və bu xüsusi addım üçün seçimləri tənzimləyə bilərsiniz. Bu seçimlər yeni layihə yaradıldıqda seçdiyiniz profildən kopyalanır. Basıldıqdan sonra tamam düymə faylları Muniwin formatına çevriləcəkdir.

Ulduz matçı və fotometriya

Sonra növbəti iş həqiqi fotometriyadır. Tetiklemek üçün zəng etməlisiniz Azaldın - & gt Fotometri. Bu proses olduqca vaxt aparır, buna görə prosesi bütün dəstdə başlamazdan əvvəl seçimləri tək çərçivədə tənzimləmək daha yaxşıdır. Bunu etmək üçün bir çərçivə seçməlisiniz, sonra vurun Azaldın - & gt Fotometrivə pəncərədə yoxlayın Yalnız seçilmiş fayl seçim və prosesi başlamaq. Bir neçə dəqiqədən sonra bu kadrda proses başa çatacaq və aşkarlanan ulduzların sayı siyahıdakı kadrın yanında göstəriləcək. Çox çox və ya çox az ulduz olduğunu düşünürsənsə (kadrda gördüyünlə müqayisədə) parametrləri tənzimləyə bilərsiniz. Siz başlaya bilərsiniz Algılama həddi. Çox vaxt standart parametrlərdə çox sayda ulduz aşkarlanır, bu sayını məhdudlaşdırmaq üçün bu həddi artırmanız lazımdır.

Fotometriya parametrləri düzəldildikdən sonra bütün çərçivələrdə fotometriyanı işə sala bilərsiniz (seçin) Bütün sənədlər seçimi). Bir müddət çəkəcək və sonra dəstdəki bütün kadrlar təyin olunmuş ulduzların sayını təyin etməlidir. Bəzi kadrlarda aşkar edilmiş ulduzların sayı digər kadrlardan çox fərqlənirsə (50% -dən çox), bu çərçivəni keyfiyyətsiz kadr ola biləcəyi üçün dəstdən çıxara bilərsiniz.

İlk yüngül əyrimizi qura bilməyimiz üçün bir addım daha var. Muniwin'in ulduzları çərçivələr arasında uyğunlaşdırması lazımdır, buna görə işıq əyrisi qurarkən və fotometri apararkən hansı obyekti izləyəcəyini biləcəksiniz. Bunu etmək üçün açmalıyıq Azaldın - & gt Match ulduzları proses. Aşkarlanmış ulduzların sayına görə sıralanmış kadrların siyahısı olacaqdır. Seçirik Stasionar hədəf hədəf növü olaraq və Mövcud layihədən çərçivə istinad çərçivəsi olaraq və əməliyyata başlayın.

İndi hər bir çərçivə üçün neçə ulduzun uyğun olduğunu görməlisiniz. Uyğun ulduzların faizi 80-90% və ya daha çox səviyyədədirsə, hər şey yaxşıdır. Faiz çox dəyişirsə, 60% -dən aşağıya enir və ya hətta prosesi pozmaq və uyğun alqoritm parametrlərini tənzimləmək üçün uyğun olmayan bəzi çərçivələr var. Siz bunu tapa bilərsiniz Azaldın - & gt Match stars pəncərəsi altında Seçimlər düyməsini basın. Artırmaqla başlaya bilərsiniz Ulduzları oxuyun parametri və / və ya artırılması ilə Kəsmə faktoru parametr.

İşıq əyri

Bütün bu vəzifələrdən sonra nəticədə obyektinizin işıq əyrisi yarada bilərsiniz may Tıkladıqdan sonra Torpaq sahəsi - & gt Lightcurve Lightcurve pəncərəsində yoxlaya bilərsiniz Hava kütləsi əmsalı hesablayın seçim. Ansambl fotometriyası seçim birdən çox müqayisə ulduzu seçməyə imkan verir. Tıkladıqdan sonra tamam ulduzları seçməli olduğunuz düymə yeni pəncərə açılacaqdır. Ham şəklin, aşkar edilmiş ulduzların və ya qarışıq bir görünüşü seçə bilərsiniz. Sonra şəkildəki dəyişkən ulduzunuzu müəyyənləşdirməlisiniz (fırlaya və yaxınlaşdıra bilərsiniz). Ulduzu vurun və seçin Dəyişən kontekst menyusundan. Eyni şəkildə bir və ya daha çoxunu seçməlisiniz Müqayisə ulduzları Və onun parlaqlığını bilməlisiniz. Və ən azı birini seçməyə dəyər Yoxlayın ulduz. Sonra növbəti addıma keçmədən əvvəl bu seçimi saxlaya bilərsiniz, buna görə buraya qayıtmaq və seçilmiş obyektlərdən birini dəyişdirmək asan olacaq.

Muniwin-də ulduzlar pəncərəsini seçin

Sonra vururuq tamam düyməsini basın və başqa bir pəncərə açıldı, burada ölçü aperatürünü seçməliyik. Diafraqmanı seçmək üçün ümumiyyətlə ən yaxşı seçimdir Std. dev. parametr minimuma çatır. Eyni sapma ilə iki açıqlıq varsa, daha kiçik birini seçə bilərsiniz. Sonra nəhayət tıkladıqdan sonra tamam düymə işıq əyri göstərilməlidir.

Asteroidin əyri əyri (13) Egeria

Yuxarıdakı işıq əyrisi (13) Egeria asteroidi üçün hazırlanmışdır. Varsayılan görünüş Y oxunda dəyişən və müqayisə ulduzu (V-C) & # 8211 arasındakı fərqi təqdim edir, ancaq digər planları görmək üçün dəyişə bilərsiniz. C-K planını da yoxlamağa dəyər, buna görə istinad ulduzu ilə çek ulduzu arasındakı fərq bu şəkildə əldə etdiyiniz sapmanın nə olduğunu və istinad və ya yoxlama ulduzunun özü dəyişən olmadığını yoxlaya bilərsiniz. Məruzlar QHY163M kamera və V fotometrik filtrlə 130 mm-lik refrakterlə aparılmışdır.

Lightcurve pəncərəsində bir çox seçiminiz var və süjet sahəsini yaxınlaşdıra, böyüdə bilər, cədvəl məlumatlarını göstərə, səhvlərə necə təsir etdiyini görmək üçün başqa bir diyafram seçə bilərsiniz (yoxlayın Xəta çubuqları in Bax menyu) və məlumatları həm süjet, həm də mətn faylı olaraq ixrac edin, məsələn AAVSO verilənlər bazasında idxal etmək. Bu imkanlardan bəzilərini Muniwin ilə fotometriya ilə bağlı növbəti blog girişində izah edəcəyəm.

Xülasə

Beləliklə, bütün insanlar # hal-hazırda. AAVSO CCD fotometriya təlimatını hələ oxumamısınızsa, ümumiyyətlə fotometriya haqqında bilmək üçün bəzi vacib məqamlar:

  • səbr edin və məlumatların keyfiyyətinə diqqət yetirin və çərçivələri kalibrləyin, beləliklə əldə edəcəyiniz məlumatlar etibarlı olacaqdır
  • kameranızı və quraşdırma qurmağınızı bildiyiniz üçün hədəf və müqayisə ulduzunu həddindən artıq göstərməyəcəksiniz və həddindən artıq görünüşlərlə fotometriya edə bilməzsiniz
  • səs siqnalını səs-küy nisbətini artırmaq üçün pozlama vaxtını seçin, lakin ulduz şəklini çox göstərməyin. Kameranızın qeyri-xətti sahəsinə çatmamalısınız (təhlükəsiz limit 50,000 & # 8211 55,000 ADU)
  • sessiyaya hazırlaşın, kadrda hədəf və müqayisə ulduzlarının olduğundan əmin olun
  • filtrsiz bəzi əyri əyrilər edə bilərsiniz (ekzoplanetlər və ya asteroid fırlanma əyrilərinin ölçülməsi kimi), lakin dəyişkən ulduzlar üçün fotometrik filtrlərdən istifadə edilməsi tövsiyə olunur. Ən çox görülən V görmə filtridir. İkincisi, R və ya B fotometrik filtrlər ola bilər
  • quraşdırma üçün mövcud hədəfləri seçin. Təvazökar bir açıqlığınız varsa, həm zəif, həm də sürətli dəyişən hədəfləri ovlamayın. Onlarda yaxşı məlumatlar əldə edə bilməyəcəksiniz, çünki zəif obyektlər üçün yüksək SNR nisbətinə sahib olmaq üçün uzun müddət məruz qalmalısınız. Və uzun pozğunluqlar o deməkdir ki, sürətli dəyişən işıq əyrisini yaxşı çözünürlükdə tutmaq mümkün deyil. Daha parlaq hədəflərə və ya daha yavaş dəyişdiricilərə gedin

Fotometriya əsl əyləncəlidir (xüsusilə Muniwin ilə) və mükafat demək olar ki, dərhal! Və təhlil etmək üçün çox sayda obyekt var.


Səs-küyə qarşı siqnal (bəzi nəzəriyyələr)

CCD görüntüsündə ulduzun fotometriyasının keyfiyyətinə təsir edən bir sıra amillər mövcuddur. Biri ifşa vaxtıdır: ifşa müddəti nə qədər uzundursa, ulduzdakı siqnal o qədər yüksək olur və ölçmələr o qədər dəqiq olur. Əlbətdə ki, məruz qalma çox uzun olarsa, ölçüləri pozan CCD-yə doymuş olar. Bəs ifşa müddəti nə qədərdir?

Cavab sizin hədəfinizdən asılıdır. Bir obyektin müəyyən bir yerdə olduğunu yoxlamaq istəyirsinizsə, çox zəif, çətinliklə nəzərə çarpan bir işıq nöqtəsi qəbul edə bilərsiniz. Bir asteroidin yerini bir yay saniyəsinə qədər ölçmək istəyirsinizsə, bir az daha siqnala ehtiyacınız olacaq. Çox kobud bir təqribən yüzdə on qiymətləndirmək istəyirsinizsə, deyək ki, daha çox siqnal lazım ola bilər. Əgər məqsəd dəyişkən bir ulduz işığında kiçik dəyişikliklər axtarmaqdırsa, ulduzun xətti olmayan rejimə yaxınlaşması üçün kifayət qədər uzun müddətə məruz qalmağınız lazım ola bilər.

Beləliklə, müəyyən bir layihə üçün uyğun məruz qalma müddətini necə müəyyənləşdirə bilərsiniz? İki yanaşma var:

    Bu mübadiləni düşünün Calvin və Hobbes:

Astronomik müşahidə ilə tam olaraq eyni şeyi edə bilərsiniz: artan ifşa müddətləri ilə bir sıra şəkillər çəkin və hər birinin maraq obyektini ölçün. Hədəfiniz üçün kifayət qədər dəqiqlik verən ən qısa məruz qalma düzgün uzunluqdur.

Çox vaxt izləmək üçün bu, əslində pis bir fikir deyil. Digər tərəfdən, sizə böyük bir teleskopda yalnız bir gecə verilsə, çoxu faydasız çıxan bir sıra şəkillər çəkmək üçün heç vaxt sərf etmək istəməyəcəksiniz.

Sayma statistikası haqqında geniş bir bənzətmə

İşiniz McKing restoranları üçün uyğun pul ehtiyatlarını - reyestrlərdə saxlanmalı olan pul miqdarını tapmaqdır. Sualın cavabını bilmək vacibdir

Beləliklə, bir az araşdırma aparırsınız. Henrietta'daki yerli bir mağazaya gedib 20 dollara dəyişməyə ehtiyacı olan müştəri sayını sayırsınız. Tapa bilərsiniz

Bu məlumatların göstərilməsinin daha əlverişli bir yolu histoqram şəklindədir.

Gündən-günə bir qədər dəyişiklik var. Beləliklə, təhsil müddətinizi 10 günə, sonra 100 günə uzatırsınız və hər dövrdə orta rəqəmləri götürürsünüz.

Hmmm. Paylama daha çox zamanla daha hamar və simmetrik olur, elə deyilmi? 3 il eyni mağazanı seyr etsəydiniz, belə bir paylama əldə edə bilərsiniz:

  1. Bu paylanmanın orta dəyəri nədir?

    Standart sapma (özüm ölçdüm) saatda təxminən 3.1 müştəridir. Yəni, ortalama dəyər ətrafında dağılma təxminən +/- 3 müştəridir.

  2. Səpələnmə orta dəyərin hansı hissəsidir? Yəni, ölçmə saatda ortalama müştəri sayının neçə faizinə görə dəyişir?

Now, you want to get a better idea for this value, because it turns out to be crucial for figuring out how much cash you need to keep in the store. So, instead of looking at a single store, you decide to hire people to make similar counts at all the restaurants in Monroe County. There are N = 100 restaurants, so you will find a much larger number of customers per hour -- at all stores -- who pay with $20 bills.

Here are the raw counts for the first few days of your big study.

Again, you decide to use a histogram to display this information.

To diminish the fluctuations, you again extend your period of study over 10 days, then 100 days, and take the average numbers during each period.

Once again, the distribution becomes much smoother and symmetric when you average over a long period.

  1. What is the mean value of this distribution?

    The standard deviation is (I again measured it) about 32 customers per hour. That is, the scatter around the mean value is about +/- 32 customers.

  2. How does this scatter around the mean value compare to the scatter around the mean for a single location? Use the raw numbers of customers to make the comparison.

  3. Now, do the comparison again, but this time, use the fractional scatter. That is, by what percent of the average number of customers per hour does this county-wide measurement fluctuate? How does that percentage compare to the percentage scatter for a single store?

One more time --- you still need better statistics. So, you now hire people to make similar counts at all the restaurants in the entire Northeastern United States. There are N = 10,000 restaurants, so you will find a much, much larger number of customers per hour -- at all stores -- who pay with $20 bills.

Here are the raw counts for the first few days of your giant study.

Again, you decide to use a histogram to display this information. And again, you extend your period of study over 10 days, then 100 days, and take the average numbers during each period.

  1. What is the mean value of this distribution?

    The standard deviation is this time about 318 customers per hour. That is, the scatter around the mean value is about +/- 318 customers.

  2. How does this scatter around the mean value compare to the scatter around the mean for a single location, or for N=100 locations? Use the raw numbers of customers to make the comparison.

  3. Now, do the comparison again, but this time, use the fractional scatter. That is, by what percent of the average number of customers per hour does this nation-wide measurement fluctuate? How does that percentage compare to the percentage scatter for a single store, or for N=100 stores?

The bottom line is that when you compute the statistics of random events which occur at some average rate, you can make a much more precise measurement -- in fractional terms -- when you observe a large number of events. The smaller the number of observed events, the larger (in fractional terms) the signal will fluctuate around its mean value.

So, even though the absolute size of the fluctuations (or "noise") increases with signal strength, the fractional size of the noise decreases with signal strength.

We can also express this idea in another way by taking the inverse of this fraction: we call that the signal-to-noise ratio

When the S/N is high, we can make a very precise measurement but when the S/N is low, we can only make a rough measurement.

performs a somewhat more complicated version of these same calculations to help you estimate the S/N ratio for a typical astronomical exposure. For planning purposes, you might estimate

  1. Use the on-line signal-to-noise calculator to estimate the exposure time required to reach a signal-to-noise ratio of 100 for a star of magnitude 15 in the V-band, using our 12-inch telescope and our ST-8 CCD camera. You can use these values for the camera on that telescope:
    • pixel size 1.85 arcseconds
    • FWHM = 4 arcseconds
    • readout noise = 15 electrons
    • aperture size = 6 arcseconds
  2. Use the on-line signal-to-noise calculator to find the exposure time required to make a measurement with a precision of 10 percent (about 0.10 magnitudes) of a star of magnitude 18, using the ST-8 camera on the 12-inch telescope and no filter.

Source of signal

There is only one source of signal from a star: the light of the star itself. If the star causes N(star) photons to strike the CCD chip during the exposure, and all of them knock free one electron, then the image should have N(star) electrons. That's the signal.

For the standard astronomical passbands, there are equations which give the number of photons per second collected by a telescope of a particular size from a star of a particular magnitude. A good source of these zero-point fluxes is Allen's Astrophysical Quantities. Some additional references are collected at the end of today's lecture. I use these values:

  1. Ignoring atmospheric extinction, how many photons should strike a CCD in a 15-second exposure with the RIT 12-inch telescope through the V filter of a star with magnitude V=13?

Sources of noise

There are four main sources of noise for simple aperture photometry on a CCD: shot noise from the star itself, shot noise from the background sky, thermal noise from the CCD, and readout noise from the CCD. Let's consider each in turn.

    Noise from the star: The star produces photons in a random Poisson process, so that there are random variations in the number of photons which strike the chip each second. The size of these random variations is simply the square root of the number of photons:

However, just as the number of photons from a star varies randomly according to Poisson statistics, so does the number of photons from the sky. There is always some uncertainty in the amount of background light subtracted from the aperture. The noise due to this random variation is We can break this down a bit further: to calculate the sky contribution, we determine a local sky level per pixel, and then multiply by the number of pixels within the aperture. So we can write the noise from the sky as

When we add up all the electrons within some aperture, some may come from the star, some will come from the light of the background sky, but some will be due to this thermal contribution. These electrons also follow a Poisson distribution, so the noise due to this random variation is Just as we did for the electrons from the background sky, we can break this up into the electrons per pixel, and the number of pixels in the aperture we're using. So we can write the thermal noise as

We can add all four sources of noise together: the way to do it is to add up all the electrons they produce, and then again appeal to Poisson statistics to find the noise.

The "background" term: sky and thermal contributions

  • have the same time dependence
  • both depend on the area of the aperture (npix)
  • both produce a diffuse background across the entire image

Let's compare "typical" values for these two sources of noise in an image from the RIT Observatory.

  1. Make a copy of all the images from the sep20_2003 directory into your own directory
  2. Use the buffers command to print out the values in the FITS image header of v585.fit. Write down the exposure time, the filter name, and the camera temperature. Note the COMMENTs at the end of the header.
  3. Based on images from Oct 4, 2003, the dark current is roughly 1 count per pixel per second at a temperature of -15 degrees Celsius. How many ELECTRONS per pixel per second are created by thermal motions? Write this down.
  4. Now, display the v585.fit image, which has already had the dark contribution subtracted away. What is the mean level in the sky background in this image? How many ELECTRONS per pixel per second are created by background sky photons?

Which source of background electrons dominates?

Would the situation change if we used a different filter?

Calculating Signal to Noise Ratio

In order to find the S/N ratio, we simply divide the total signal by the total noise. harada

Remember to be consistent in your calculations. Always use electrons, in all the terms. It's easy to forget, and mix counts with electrons, but that will doom your work.

  1. Make a fresh copy of the v585.fit image from the sep20_2003 directory.

  2. Display the v585.fit image. Measure the position of the bright star at lower right, near row=230, col=360.

  3. Define a box which includes the star, and is 10 by 10 pixels in size: you can type where you replace xxx by the row position of the star, and yyy by the column position of the star.

  4. Add up all the counts inside this box: Look at the "tot. adus" value for the total sum.

  5. Now define a box of the same size which does NOT include this star, or any star. where you choose the coordinates zzzwww to be the location of a blank region of the sky.

  6. Add up all the counts inside this other box:

  7. Calculate the signal inside the first box.

  8. Calculate the noise inside the first box. Please write down all these terms explicitly, before adding them together. What is the value of npix in this calculation?

  9. Which of the noise terms is/are dominant? Which is/are negligible?

  10. Calculate the signal-to-noise ratio.

  11. Estimate the uncertainty, in magnitudes, of a magnitude measurement of the star from this image.

You can see the actual scatter in magnitude measurements of this star by looking at this page describing V585 Lyr observations from Sep 20, 2003. The bright star you chose is the one marked "A" in the chart. Its scatter is indicated by the second dot from the left in the sigma-vs-mag diagram. You can see closeups of the magnitude measurements .

Daha ətraflı məlumat üçün

  • Radiometry and photometry in astronomy
  • Two-dimensional aperture photometry - Signal-to-noise ratio of point-source observations and optimal data-extraction techniques a paper by Steve Howell from PASP, 101, 616 (1989). A good introduction to the subject of signal-to-noise calculations with CCDs.
  • Signal-to-noise considerations for sky-subtracted CCD data a paper by Michael Newberry from PASP, 103, 122 (1991). It includes details neglected by other authors.
  • DAOPHOT -- A computer program for crowded-field stellar photometry a paper by Peter Stetson from PASP, 99, 191 (1987). It describes the DAOPHOT program, going through many processing steps in great detail.

Müəllif hüquqları və surəti Michael Richmond. Bu iş Creative Commons Lisenziyası ilə lisenziyalaşdırılır.


Exposure time for spectroscopy compared to photometry - Astronomy

Objective: accurate determination of the energy distribution of radiation from distant objects as received above the atmosphere, free of instrumental and atmospheric effects. Ideally, all incident photons should be collected and used (DQE=100%). Applications of spectroscopy are the backbone of astrophysics, probing both the conditions of emission of radiation and its modification en route to the observer. Spectroscopy is possible by appropriate techniques in all wavelength regimes.

There are several basic approaches:

Spectroscopy requires particular considerations for instruments and detectors:

Normally, we use a sequence of collimator-disperser-camera. Clever use of curved gratings (as in the Rowland circle) or double-pass optical systems can eliminate one of these. In Littrow-type designs, the grating also collimates or focuses.

Comparison of dispersive elements:

Periodic errors in groove spacing lead to ``ghost" images of spectral lines. The ruling may be scribed by a mechanical image, produced by holography and photosensitive etching, or made by replication from a master made in these ways. Transmission gratings may be used in front of an objective or near the focus (preferably in a parallel beam). Zero-order (nondispersed) images sometimes cause trouble with dynamic range or confusion, at other times can be useful for wavelength calibration (especially for slitless spectroscopy).

20 with cross-disperser to stack the orders on a 2D detector, thus combining spectral range and high dispersion.

Considering optical elements in the order traced by the light path:

The geometry of all these may be strongly folded, and may have focussing aids such as Hartmann masks included. There may also be provision to view from behind the slit for centering and guiding, either visually or with a low-light TV camera. Some loss in light occurs during folding (even 0.95 n can become small). Large fixed spectrographs may be used to avoid excess mirrors (even though Coude' light paths usually have 3-5 mirrors anyway). Some samples of a traditional grating spectrograph and a compact grism-based imager/spectrograph illustrate the range of possible designs.

People actually started out doing astronomical spectroscopy by eye. I'm impressed. But the eye is non-recording and non-integrating.


REDUCTION PROCEDURES (generic for two-dimensional linear detectors) relevant IRAF procedures are in [brackets]

1. Internal detector properties (as for imaging)

3. Determine coordinate-wavelength mapping:

4. Subtract the foreground night-sky emission

6. Measuring wavelengths, line ratios, equivalent widths, redshifts by correlation techniques. Redshifts via cz, c &beta, corrections for terrestrial and solar motions.


Light Curve for 2012-11-17

This session was intended as a shakedown, to determine the exposure time required, and get a feel for the precision that could be achieved.

The seeing was very good, very much better than average. Therefore, the FWHM and peak ADUs for the target and comparison stars was high. It is highly unlikely that larger values will be seen in subsequent sessions.

The resulting light curve is shown below. The scatter is estimated at 11 mmag, by looking at the scatter in comparison star C2, which has similar quiescent brightness.


Exposure time for spectroscopy compared to photometry - Astronomy

Analogue video cameras, such as the Watec 902H2 Ultimate and the more sensitive Watec 910, give 8-bit output, a brightness range of 256 values. They can measure accuracies to 0.1 mag., such as this light curve of a minimum of the eclipsing binary, RZ Cas

obtained using a Watec 910 camera and an old 50mm f/2 SLR lens. Thin cloud caused the large amount of scatter at minimum. Of course, using a telescope would reach fainter targets.

Video dark frame and flat field recordings can be made and used to calibrate the data.

Members of the Variable Star Section use CCD and CMOS cameras for photometry and produce estimates accurate to 0.01 mag. This is because they are using 12-, 14- or 16-bit sensors, with much larger well depths, supporting a significantly greater range in brightness, giving better accuracy. Exoplanet observers take photometry to an even higher level.

It depends what you want to do. Video photometry is useful for transient events with large magnitude drops and for estimating times of minima of eclipsing binaries, but I suggest looking at the VSS webpages and its Members' Pages if you wish to do good quality UBVRI photometry.


Exposure time for spectroscopy compared to photometry - Astronomy

The exposure time calculator assumes you are doing photometry of individual stars, i.e., point sources. So it works well for giving you an estimate of exposure time to image a star of a given total magnitude. So if you are doing a project involving photometry of individual stars, you must use the exposure time calculators.

  1. Estimate it by previous studies. Find a similar project in the literature that uses the same class of telescope and the same filters as your project, and gets to the accuracy that you need . Adopt their exposure times.
  2. Kludge it. What is the surface brightness limit you need to reach? With that surface brightness, work out the magnitude of a 10x10 arcsec patch. Then enter that magnitude into the expsoure time calculator, and enter 10" for the seeing (and aperture). This will get you in the right ballpark, as long as you don't go fainter than

These kludges are pretty crude, so if you are doing an exposure time calculation for an extended source, check in with me to make sure you're getting reasonable values.

Proposal Structure and Format

Note: the page length descriptions by section are different from what you see in the example proposals. Follow the instructions here!


Week 4: SkyCalc and SVO and tynt oh my

What I completed this last week:

  • Successfully queried from the SVO filter database for our tutorial’s throughput models. This inspired Brett to write a package called tynt , a “super lightweight package containing approximate transmittance curves for more than five hundred astronomical filters”, which I’ve implemented into the synphot examples.
  • Added a Kepler (i.e. space-based) example to our tutorial. The errors between the synphot counts and the empirical counts are less than 15%.
  • Wrote atmospheric_transmittance.py to model the atmospheric transmittance with the SkyCalc Sky Model Calculator. Parameters can be set when calling get() for a more precise model of the sky, otherwise get() will use the default parameters provided by SkyCalc.

This week’s goals:

  • Begin working on Example 2: Empirical spectrum (like from SDSS/Hubble website) -> Synthetic photometry
  • Begin working on the Astroquery pull request? (mentioned below)

Longer term goals:

  • Make 4-5 notebooks which explore different use cases in order to get an idea of how we want to implement any changes or enhancements to synphot :
    1. Model spectrum -> Synthetic photometry
      • Ground-based example: existing APO notebook
      • Space-based example: existing APO notebook + Kepler
      • Example: Erik’s palomar spectrum + MDM Halpha observations

      Go to my website to learn more about me and my research!