Построение кривой блеска

Построение кривой блеска
Фотометрия
и
поляриметрия
являются
важнейшими
методами
астрономических исследований. Многоцветная фотометрия позволяет узнать
распределение энергии в спектрах астрономических объектов и получить
представление об их физических характеристиках – температуре, светимости,
массе. Исследование различных типов фотометрической переменности звезд и
галактик необходимо для понимания происходящих в них процессов.
В АИ СПбГУ проводятся наблюдения звезд и внегалактических объектов на
телескопе LX200 (D = 40 см). Телескоп оснащен фотометром-поляриметром на
основе ПЗС камеры ST-7XME (Поле 9 х 14, масштаб 1.1”/пиксел). Каждая
камера снабжена блоком широкополосных фильтров UBV системы Джонсона и
RI Казинса, то есть стандартное оборудование позволяет выполнять
пятицветные фотометрические наблюдения. Прежде чем переходить
непосредственно к фотометрии, полученные сырые рабочие кадры необходимо
предварительно подготовить. Процедура обработки состоит из нескольких
этапов:
- первичная обработка – вычитание темновых кадров. В течение
наблюдательной ночи получают темновые кадры – dark в тех же условиях,
что и рабочие кадры. Программа делает медианную фильтрацию всех
темновых кадров. При обработке наблюдений кадры bias, определяющие
шумы самой матрицы, и интерполированные на нужное время и
экспозицию кадры dark вычитаются из рабочих.
- учет плоского поля – flat и суммирование кадров. Необходимость
суммирования обусловлена тем, что за короткое время экспозиции не
удается обеспечить требуемое отношение сигнал/шум для объектов в
кадре. Делать экспозиции более 60 секунд рискованно – одиночный кадр
может быть испорчен пролетевшим через поле зрения спутником,
космической частицей, порывом ветра и т.п. Поэтому, чтобы получить
достаточно высокое итоговое отношение сигнал/шум, снимаются
несколько кадров одной и той же области, а затем складываются.
- фотометрия. При фотометрии основной задачей является с одной стороны
максимально собрать поток излучения от звезды, а с другой - избежать
влияния соседних звездных изображений. В зависимости от способа
решения этой задачи современные методы фотометрии можно
подразделить на две группы: апертурная фотометрия и PSF-фотометрия.
Апертурная фотометрия предпочтительна в областях с небольшим
количеством звезд, расположенных на значительных (превышающих размер
изображения звезды) расстояниях друг от друга. Апертура выбирается в виде
круга или эллипса и внутри этой области суммируются значения
интенсивности пикселов. Если суммарный поток от звезды и фона Is+f измерен
по Ns+f пикселам, а поток от фона If – по Nf пикселам, то инструментальная
звездная величина объекта вычисляется по формуле:
minstr = -2.5 * lg (Is+f - (Ns+f / Nf) * If).
Блеск переменного объекта определяется дифференциально относительно
последовательности звезд сравнения, величины которых известны. Звезды
последовательности, как правило, подбираются так, чтобы интервал
изменения блеска объекта оказался внутри интервала, охватываемого
звездами, и чтобы они находились в непосредственной близости от
переменного объекта (в поле матрицы, с которой проводились наблюдения).
Поскольку реакция матрицы на световой поток линейна, величины v, b…
определяются как v = mvinstr + Cv, где Сv – постоянные.
Для оценки ошибки определения v, b находим уклонения звезд сравнения от
стандартного значения и среднеквадратичное уклонение
_________________
v = (vi –vst)2 / (n - 1),
i = 1, 2, …, n.
i
В НИАИ СпбГУ при обработке данных с LX-200 разработан пакет программ
по апертурной фотометрии, использующих в своей основе Sextractor.
Последняя версия пакета именуется PHOT0703. Особенности данного пакета:
- высокая скорость обработки без потери точности получаемых результатов,
- высокая точность определения координат объектов,
- удобство пользования, поскольку на каждом шаге процесс обработки
можно контролировать.
Порядок выполнения работы “Построение кривой блеска”
Все файлы, необходимые для фотометрии, прошедшие предварительную
обработку (bias, dark, flat, ), размещены в директории PHOT0703 в
поддиректории с именем исследуемого объекта.
Загрузить FAR.
1). Выбрать из поддиректории с именем объекта по 10-15 файлов в фильтрах
B, V. Эти файлы должны быть получены как минимум в одну ночь. Если
они очень далеки по времени, то не брать.
2). Скопировать их в поддиректорию AUTOPHOT с именами b1.fts, …
b10.fts и v1.fts, … v10.fts. Предварительно проверить, не остались ли
соответствующие файлы от работы предыдущей группы. Удалить их!
3). Скопировать файл params.txt, содержащий имя маски (соответствует
исследуемому объекту), в директорию AUTOPHOT.
4). Встать курсором на файл b1.fts, нажать ENTER, получатся 2 файла:
b1.dat – содержит NN – номер по порядку,
x, y – координаты в пикселах,
b – звездная величина,
ее ошибка,
fwhm – ширина изображения на уровне половины
максимума интенсивности.
b1.hdr – содержит информацию из b1.fts о дате, времени, часовом угле,
зенитном расстоянии и т.д. во время наблюдений.
5). Так сделать для всех b- и v-файлов.
6). Запустить файл tablet.exe (ENTER). Программа запрашивает:
1. “b” или “k” – какой фильтр? Отвечать соответственно “b” или “v”.
2. номера для создания единой таблицы (например, 1, 10 или 1, 15 в
зависимости от количества обработанных пар файлов).
3. имя объекта (3с454b или 3c454v в зависимости от фильтра).
В итоге для каждого фильтра получается таблица (просмотр по F4),
содержащая:
JD, V, ошибка, 9 пар столбцов: (зв. вел. стандарта, ошибка). Где
JD – юлианская дата,
V – звездная величина исследуемого объекта, нормализованная к среднему
значению стандартов,
9 пар: (зв. вел. стандарта, ошибка) – заполнены столько пар, сколько
стандартов указано в маске файла params.txt, недостающие заполнены
нулями.
7). Построить графики зависимостей (например, в GNUPLOT’e, EXCEL’e):
1. B vs JD (для объекта и одного из стандартов),
2. V vs JD (для объекта и того же стандарта),
1. и 2. можно строить на одном графике.
3. B-V vs JD (для объекта и того же стандарта).
8). Создать и распечатать таблицу, содержащую след. столбцы:
JD, В, ошибка, V, ошибка, В-V
!! Обратите внимание на количество значащих цифр в ошибках (после
запятой, исключая нули). Столько же значащих должно быть в В, V величинах.