Uitsluit 'n reghoekige streek van 'n beeld in FITS

NOAO Definisies van beelddata struktuur

Hierdie dokument definieer die basiese datastrukture vir NOAO-beelddata. Beelddata word geproduseer deur gewone detektors soos CCD's en infrarooi toestelle. Die datastrukture word deur die data-verkrygingstelsels geskep vir gebruik deur waarnemers, datareduksiestelsels en argiewe.

Die algemene definisies wat hier gegee word, is bedoel om van toepassing te wees op beide optiese CCD data en infrarooi skikking data. Die huidige weergawe van hierdie dokument bied egter slegs detektorspesifikasies vir CCD-data.

Die inligtinginhoud en FITS-sleutelwoorde vir die beeldkopskrifte word gedefinieër deur middel van die dokument Classes Describing Astronomical Observations en die gepaardgaande Master NOAO FITS Keyword Keyword.

2. Die beelddata-model

Dit is byna universeel dat astronomiese beelddata van skikkingsdetektore ten minste as FITS-beeldlêers aangeteken word vir data-uitruiling en argivering. Daar is ook 'n neiging om FITS-beeldlêers aan te neem as die data-formaat vir skyfopberging en toegang. Op NOAO FITS word beeldlêers gebruik deur die Save-The-Bits-stelsel, is die aanbevole formaat van die gebruikerband en is 'n nuwe IRAF-ondersteunde skyfformaat. Die basiese beelddatastrukture wat deur toekomstige dataverkrygingstelsels geskep word, is dus FITS-beeldlêers.

Die basiese FITS-beeldformaat bestaan ​​uit 'n ASCII "kop" en 'n opsionele binêre "data" skikking. Die kombinasie word 'n Header and Data Unit (HDU) genoem. Die opskrif bevat opmerkings en individueel geïdentifiseerde stukkies inligting oor die data. Verskeie HDU's kan in 'n enkele lêer gekombineer word met behulp van die FITS-beelduitbreidingsformaat.

2.1 CCD's met veelvuldige versterkers en CCD Mosaics

Vir CCD-data stem die basiese beeldeenheid ooreen met data van 'n enkele versterker. CCD-waarnemings wat met 'n enkele versterker geneem word, word opgeneem as 'n enkele eenvoudige FITS-beeldlêer met een HDU. Waarnemings wat met veelvuldige versterkers en / of meerdere CCD's in 'n "mosaïek" van CCD's gedoen word, sal as meerdere HDU's in een lêer opgeneem word met behulp van die Beelduitbreidings-formaat.

As 'n enkele waarneming bestaan ​​uit data van meerdere versterkers en CCD's, is baie van die kopinligting dieselfde vir alle versterkers. Die algemene koptekstinligting sal in die eerste koptekst, wat die primêre kopeenheid (PHU) genoem word, aangeteken word. Hierdie opskrif het geen data-skikking wat daarmee verband hou nie. Die volgende opskrifte, genaamd uitbreidingseenheidseenhede (EHU), en datastelsels vir elke versterker bevat dan slegs inligting wat relevant is vir die versterker. Die logiese kopstuk vir elke versterker is dan die kombinasie van inligting van die PHU en die individuele EHU. As 'n individuele versterkerbeeld uit 'n lêer met veelvuldige beelde onttrek word, word die algemene sleutelwoorde in die nuwe beeldlêer saamgevoeg.

Die verband tussen individuele beeldeenhede van verskillende versterkers en CCD's vir 'n enkele waarneming word op twee maniere aangebied. Die primêre verband is 'n unieke waarnemingsidentifikasie wat algemeen is vir al die beeldeenhede. Die tweede verbinding is deur die groepering van die beeldeenhede in 'n enkele FITS Image Extensions-lêer deur die dataverkrygingstelsel. Dit is egter 'n minder fundamentele verband, aangesien die individuele eenhede later in afsonderlike beeldlêers gehaal kan word.

Binne 'n stel data van dieselfde waarneming (wat almal dieselfde waarnemingsidentifikasie het) het elke beeldeenheid 'n unieke identifikasienommer. Vir CCD-data is dit 'n nommer wat elke versterker uniek in die detektor identifiseer. Data van 'n waarneming bestaan ​​dus uit alle beeldeenhede met dieselfde waarnemingsidentifikasie met die beeldidentifikasie wat elke beeld identifiseer en onderskei. Die FITS-sleutelwoorde wat hierdie identifikasie-inligting implementeer, word in afdeling 4.1 bespreek.

2.2 Pixel-meetkunde vir meerdere rasterdata

Die geometriese (pixel raster) verwantskappe tussen die verskillende beeldeenhede word in die beeldkopskrifte gedefinieer deur die spesifikasie van ouerroostergroottes, die streke binne hierdie raster wat deur die subeenhede gedek word, en lineêre koördinaattransformasie tussen die verskillende pixelkoördinaatstelsels. In 'n mosaïek van CCD's is daar drie vlakke. Die volledige mosaïek word beskryf deur 'n logiese pixelrooster in 'n "detector" -koördinaatstelsel van 'n bepaalde grootte, sê nou 8192x8192 vir 'n 4x2-mosaïek van 2048x4096 CCD's. Die grootte van die logiese detektorrooster kan ook gedefinieer word om gapings tussen die CCD's in te sluit, as 'n aantal ontbrekende pixels, maar dit moet reghoekig wees.

Op die volgende vlak spesifiseer elke CCD-kop 'n reghoekige gebied in 'n 'CCD' koördinaatstelsel binne die hoërvlak-mosaïekraster wat dit bedek. Die CCD-kop definieer ook sy eie logiese pixel-rastergrootte. Dit is gewoonlik die fisiese grootte van die CCD in pixels, maar vir drywing kan dit gedefinieer word dat dit groter is in die parallelle oordragrigting. Op die volgende en laaste vlak spesifiseer elke versterkerkop 'n reghoekige gebied wat dit binne die CCD-raster bedek. Omdat veelvuldige versterkers die CCD-data in verskillende volgorde lees, soos beskryf in 'n "versterker" -koördinaatstelsel, sal daar relatiewe draaie wees tussen die verskillende versterkers, alhoewel die pixels omgeslaan kan word as dit deur die dataverkrygingstelsel na 'n beeldraster geskryf word. Die beskrywing van die streke wat deur elke stuk gedek word, bevat die omskrywing van die blaaie sodat die stuk korrek gekarteer is aan die hoër vlak pixelrooster. Hierdie skema om groottes en streke van die hoërvlakroosterbedekking te spesifiseer, kan uitgebrei word na 'n groter of kleiner diepte, d.w.s. 'n mosaïek van mosaïeke of 'n enkele CCD met veelvuldige versterkers.

Die beskrywing van die pixelraster kan deur sagteware gebruik word om 'n enkele beeld saam te stel vir vertoon en vinnige analise. Vir 'n enkele CCD met veelvoudige versterkers sal die enkele beeld meetkundig korrek wees ten opsigte van die CCD-skikking. Vir 'n mosaïek van CCD's sal dit egter oor die algemeen nie korrek wees nie as gevolg van belyningsfoute tussen die CCD-skyfies. Die belyningskorreksies word oorgelaat aan die sagteware vir die vermindering en ontleding van data.

2.3 Pixel-koördinaatstelsels en transformasies

In hierdie afdeling definieer ons vier "pixel" koördinaatstelsels genaamd "CCD", "versterker", "beeld" en "detector". Ons definieer ook koördinaattransformasies tussen die CCD-koördinate en die ander drie.

Al die pixelkoördinaatstelsels is deurlopend met heelgetalcoördinaatwaardes vir die middelpunte van die pixels. Die heelgetal-koördinaatwaardes hou dan verband met die raster-skaalindekse van die CCD of beeld.

Die CCD-koördinaatstelsel

Die CCD-koördinaatstelsel (Cx, Cy) word gedefinieer in terme van die individuele laaibore of "ongebinde" pixels. Die CCD-pixelkoördinate begin met een vir die eerste lading wat goed gelees word en loop tot die maksimum aantal pixels wat gelees kan word. Let daarop dat die maksimum groter kan wees as die fisiese grootte van die CCD in die geval van dryfskandering. Ondersoek (postscan) dummy-leeswerk sal CCD-koördinate hê wat groter is as die maksimum, en voorskande-pixels sal CCD-koördinate minder as een hê. Die keuse van 'n CCD-hoek wat die oorsprong definieer, is arbitrêr (behalwe vir die geval van dryfskandering). Vir 'n mosaïek van CCD's word egter aanbeveel dat al die CCD-koördinate dieselfde oriëntasie het as 'n beeldfokusvlak, ongeag watter versterker gebruik word.

Die CCD-koördinaatstelsel is belangrik om streke van belang (ROI) te spesifiseer en om hierdie streke in waarnemings aan te pas by kalibrasie-gegewens van die volledige formaat (soos nulvlak, donker telling en platveldbeelde), slegte pixelmaskers, en verdraaiings- en wêreldkoördinaatkaarte .

Die koördinaatstelsel van die versterker

Die versterkerkoördinaatstelsel (As, Ap) is gebaseer op die volgorde waarin pixels gelees word. Die seriële koördinaat is As en die parallelle koördinaat Ap. Die koördinate begin met een vir die eerste CCD-pixel (werklike laadput) wat die beheerder opneem of gebruik in die inkrimping en inkremente vir elke "ongebinde" pixel. As die beheerder altyd enkele aanvanklike kolomme of lyne oorslaan wat nooit gebruik word nie (soos vir kortstondige afsetting), word hierdie nie getel nie. Prescan-pixels wat met die beelddata opgeneem word, het minder as een versterkerkoördinate. Die algemene lineêre transformasie tussen die versterker en CCD-koördinate word gegee deur waar die OTM-waardes die versterker-transformasiematriks is en die ATV-waardes die versterker-transformasie-vektor is. Die transformasiekoëffisiënte word in die kopkop aangeteken met sleutelwoorde wat ooreenstem met die bogenoemde terme. Die hoofdoel van die transformasie van die versterker-koördinaatstelsel is om die uitleesvolgorde van die pixels te bepaal, veral as verskillende versterkers gebruik kan word. Die volgorde van die pixel-uitlees is belangrik om te bepaal hoe pixelbinning gedoen word.

Die beeldkoördinaatstelsel

Die beeldkoördinaatstelsel (Ic, Il) verwys na die aangetekende beeldpixel-skikking. Die beeldopstelling kan ander inligting insluit, soos oorskandering en voorskandering. Dus kan die werklike datapixels van die CCD slegs 'n gedeelte van die beeld inneem. Die beeldkoördinaatstelsel begin egter met (1,1) vir die eerste pixel in die beeld. Die eerste datapixel begin met 'n mate van koördinaat (Ic1, Il1). Die datapixels vermeerder dan een vir elke 'ingeboude' pixel. Soos met die versterkerkoördinaatstelsel word die algemene lineêre koördinaattransformasie tussen die CCD en beeldkoördinate gegee deur

[Hierdie CCD na beeldtransformasie is gelykstaande aan die IRAF-konsep van 'n logiese tot fisiese koördinaattransformasie, waar die fisiese koördinaatstelsel die CCD-pixelkoördinaatstelsel is en die logiese koördinaatstelsel die beeldkoördinaatstelsel is.]

Die Detector-koördinaatstelsel

Die finale koördinaatstelsel is die detektorkoördinaatstelsel (Dx, Dy). Dit is belangrik wanneer veelvuldige versterkers en / of meerdere CCD's gebruik word. Die detektor-koördinaatstelsel beskryf 'n enkele pixelrooster van 'ongebinde' CCD-pixels waarin die veelvuldige CCD / versterkerpixels gekarteer word om 'n enkele, eenvoudige prentjie te maak. Dit word gebruik om meervoudige versterker / meervoudige CCD-data op 'n konsekwente wyse te vertoon (en moontlik te verwerk) met verrekenings, omslaan en transponeer tussen die beeldpixels waarvoor rekening gehou word.

Soos met die CCD-koördinaatstelsel is daar 'n mate van buigsaamheid in die omskrywing van die detektorkoördinaatstelsel. Normaalweg sal dit gedefinieer word om 'n skyn van 'n prentjie van die lug of fokusvlak te gee. Vir 'n enkele CCD met veelvuldige versterkers is die detektor- en CCD-koördinaatstelsels oor die algemeen dieselfde. Vir 'n mosaïek van CCD's moet die CCD-koördinaatstelsels vir elke CCD gedefinieer word om dieselfde oriëntasie te hê in verhouding tot die fokusvlak en dan sal die detektorkoördinaatstelsel dieselfde oriëntasie hê, maar met verskillende oorspronge vir elke CCD.

Soos voorheen definieer ons die transformasie tussen die detektorkoördinate en CCD-koördinate as

Binning

Wanneer pixels ingebind word en na die beeld geskryf word, is daar 'n nie-heelgetal verband tussen die beeldkoördinaatstelsel en die ander koördinaatstelsels. Die beeldkoördinate van binnepixels word steeds gedefinieër dat dit heelgetalwaardes in die middelpunte van die binnepixels bevat, en die heelgetalwaardes is ook indekse in die beeldpixel-skikking. Maar nou verander die middelpunt van 'n ingeboude pixel na die middel van die omvang van die ongebinde pixels. As die eerste twee CCD-pixels byvoorbeeld gebind word om die eerste beeldpixel te vorm, sal die middelpunt van die binnepixel in die CCD-koördinaatstelsel 1,5 wees (die omvang van die paar pixels is 0,5 tot 2,5). Dus beeld beeldkoördinaat 1 (as ons aanvaar dat die eerste binnepixel na die eerste beeldpixel geskryf word) na CCD-koördinaat 1.5, beeldkoördinaat 2 kaarte na CCD-koördinaat 3.5, ensovoorts.

Die vasbind van versterkerpixels word beskryf deur vier parameters. Twee hiervan is N's en Np, wat die aantal seriële en parallelle pixels is wat vir elke uitvoerpixel in die versterkerkoördinaatstelsel saamgevat word. Alhoewel ons sou verwag dat 'n werklike toepassing alle uitvoerpixels die som van dieselfde aantal enkele pixels sou hê, is dit moontlik dat die eerste en laaste uitvoerpiksels gedeeltelike somme van minder pixels kan wees. So definieer ons ook die parameters Ns1 en Np1 wat aandui hoeveel versterkerpixels in die eerste som is (in die uitleesvolgorde). Die aantal versterkerpixels in die laaste som is implisiet in die totale aantal pixels. Die bindinligting word in die beeldkopskrif opgeneem met die sleutelwoord en formaat waar Ns1 en Np1 weggelaat kan word as dit dieselfde is as Ns en Np. Let daarop dat die benaming hiervan inherent vereis dat dit in die versterkerkoördinaatstelsel geïnterpreteer moet word.

Die sleutelwoorde vir die beeldafdeling

Beeldafdelings is 'n skikkingagtige notasie vir die definiëring van streke in rasterkoördinaatstelsels soos met CCD's en ander digitale detektors. Die sintaksis volg op die gebruik deur IRAF. Daar sal opgemerk word dat die verhoudings tussen die afdelings beskou kan word as 'n ekwivalente en kompakte manier om die transformasies tussen koördinaatstelsels te spesifiseer, behalwe in die geval waar twee koördinaatstelsels 'n transponering het. Daar is twee redes waarom die sleutelwoorde vir die afdelingnotasie opgeneem word. Die eerste is dat verouderde data en IRAF-sagteware van hierdie sleutelwoorde gebruik maak. Die tweede is dat dit op sommige maniere makliker begryp en gelees kan word as die transformasie-sleutelwoorde wat voorheen gedefinieer is.

Die werklike pixeldata van 'n blootstelling word aangeteken in 'n gedeelte van die beeld wat die "data-afdeling" genoem word. Die data-afdeling word geïdentifiseer in die kopkop onder die trefwoord DATASEC. Die formaat is waar Ic1 en Ic2 die omvang van beeldpixelkolomme is en Il1 en Il2 die omvang van beeldpixellyne is. Dit word aanbeveel dat die gedeelte Ic1 & ltIc2 en Il1 & ltIl2 bevat. Die volgorde bepaal die volgorde vir alle beeldseksies in die sin dat sodra die koördinaatkonvensies en transformasieterme gedefinieer is soos voorheen beskryf, dan moet die een of ander beeldgedeelte omgeswaai word om konsekwent te bly om te draai.

Die stel ongebinde pixels wat gebruik word om die pixels te vorm wat in die data-afdeling van die prent aangeteken is, word gespesifiseer deur die soortgelyke seksie-definisies in elke koördinaatstelsel. Die bogenoemde limiete hou verband met die data-afdeling deur Ic1-0.5, Ic2 + 0.5, Il1- te transformeer. 0.5, en Il2 + 0.5 en neem die naaste heelgetal. Let veral daarop dat die volgorde van die begin- en eindwaardes aan die hand van die DATASEC-limiete bepaal word en dat die beginwaarde dus groter as die eindwaarde kan wees.

Die afleiding van die transformasiekoëffisiënte

Die verskillende transformasiekoëffisiënte word afgelei deur die afbeeldings tussen die afdelings in die verskillende koördinaatstelsels (AMPSEC, DATASEC, DETSEC) na die gedeelte van die CCD (CCDSEC) wat gebruik word om die pixelbindingfaktore wat deur CCDSUM gegee word, te oorweeg. In hierdie afdeling beskou ons slegs die geval van geen gedeeltelike pixelsomme (Ns1 = Ns, Np1 = Np).

Aangesien die transformasies almal in soortgelyke terme gedefinieër word, lei ons formules af vir die CCD om die beeld te koördineer. Die ander transformasies kan afgelei word deur die analoge transformasiekoëffisiënte deur die ander koördinaatstelsels te vervang en Ns en Np deur 1 te vervang.

As daar geen transponering tussen die koördinaatstelsels is nie, het ons: Die waarde [flip] is 1 as die beeldpixelvolgorde in dieselfde sin is as die CCD-pixelvolgorde en -1 anders.

Vir die geval van 'n transponering tussen die koördinaatstelsels, ruil LTM1_1 met LTM2_1, LTM2_2 met LTM1_2 en Cx met Cy uit.

Voorbeelde

1. 'n CCD van 2048x2048 word gelees met vier versterkers soos in die onderstaande figuur getoon. Die pyle wys die seriële rigting. Tydens die uitlees word 32 oormatige "pixels" in die prent ingesluit. Die CCD- en detektorkoördinaatstelsels word gedefinieer met die oorsprong by versterker 1 en Cx wat na links toeneem en Cy in die figuur verhoog.

Geval a: Die volledige formaat word uitgelees sonder om te bind en met die pixels direk in die uitleesvolgorde na die prentjie geskryf, dit wil sê die beheerstelsel dra nie die data om as dit na die beeld geskryf word nie. In hierdie geval sal die oorskandering altyd aan die regterkant wees en die eerste datapixel in die prentjie (1,1).

Saak b. Die volledige formaat word uitgelees, sonder om te bind, maar in hierdie geval draai die beheerder die uitleesvolgorde om as hy na die prent skryf, sodat die opnames dieselfde oriëntasie in die lug het. Die overscan word in die volgorde geskryf in dieselfde volgorde as die pixels, sodat die overscan in kolomme 1 tot 32 vir versterkers 2 en 4 verskyn.

Saak c. 'N Streek van belang wat deur CCD-pixels 511 tot 2000 teen 1001 tot 2047 gegee word, word gelees met 2x3-binning. Soos in voorbeeld b, draai die beheerder die uitlees om. Daar is nog steeds 32 pixels oorskandering wat regs vir versterkers 1 en 3 en links vir versterkers 2 en 4 is.

2. 'n Mosaïek van 4 1024x1024 CCD's word uitgelees met vier versterkers soos in die onderstaande figuur getoon. Die pyle wys die seriële rigting. Tydens die uitlees word 32 oormatige "pixels" in die prent ingesluit. Die CCD- en detektorkoördinaatstelsels word gedefinieer met die oorsprong by versterker 1 en Cx wat na links toeneem en Cy in die figuur verhoog. Die beheerder lees 32 oorskanpixels uit en draai die leesvolgorde om as hy na die prent skryf om die oriëntasie ten opsigte van die lug in die beelde te behou. Dit beteken dat die oorskande streke vir versterkers 3 en 4 in die eerste kolomme van die beelde sal wees.

Saak a. Lees die volledige formaat uit sonder om te bind.

2.4 Wêreldkoördinaatstelsels

'N Ander beskrywingsvlak van die meetkunde is dat elke beeldeenheid, die versterker-uitlees, 'n wêreldkoördinaatstelsel (WCS) kan insluit. Of dit wel en nuttig is, hang af van die kalibrasie van die instrument en die teleskoop en die vermoëns van die dataverkrygingstelsel. Elke WCS kan pixels in die beeld toewys aan die regte hemelvaart en deklinasie aan die hemel of na 'n ander koördinaatstelsel, soos breukolom- en lynkoördinate in 'n mosaïekbeeld wat die belyningskorrigasies insluit. Die huidige soorte WCS-beskrywings maak voorsiening vir rotasies en verskillende soorte lugprojeksies. Daarbenewens is dit ook moontlik om vervormingskorrigasies in te sluit om aan te sluit by die lugprojeksies wat 'n 'ideale' detector aanvaar. Deur 'n aparte WCS vir elke versterker te verskaf, kan 'n korrekte astronomiese of mosaïek-koördinaatstelsel beskikbaar wees, sodat sagteware dit kan gebruik om koördinate vanaf 'n beeldweergawe te rapporteer en om die data weer in 'n meetkundig korrekte beeld te monster.

Voorbeelde van die basiese sleutelwoorde vir CCD-meetkunde (soos elders gedefinieer) vir enkele CCD's met een of twee versterkers en vir 'n CCD-mosaïek wat CCD's met een of twee versterkers gebruik, word elders gegee.

Definisie van 'n multi-komponent uitdrukking van die bronmodel

Moenie 2-D-modelle bypas nie wêreldkoördinate in Sherpa. 2-D-paswerk moet slegs in beeld- of fisiese koördinate gedoen word. Nadat die pasvorm voltooi is, kan die gebruiker die gepaste posisie omskakel na RA en Desember en die ander parameters (bv. FWHM) omskakel na die gewenste eenhede (bv. Boogsek).

Nou sal ons 'n bronmodeluitdrukking definieer met behulp van 'n tweedimensionele Gaussiese funksie (gauss2d) en 'n konstante (const2d), wat deur die PSF-model met behulp van Fast Fourier Transform (FFT) saamgevoeg sal word. Ons sal dan redelike aanvanklike parameterwaardes definieer om aan te pas (let op dat die Sherpa raai-opdrag kan ook gebruik word).

Die modelkomponent c1 word geïnterpreteer as die konstante agtergrondbydrae tot die data. Ons kan ook sien hoe die bronmodel met die PSF saamgevoeg word deur die opdrag show_model te gebruik:

Ruwe beraming van die wins

1. Verkry beelde op verskillende seinvlakke en trek die vooroordeel daarvan af. Dit is nodig omdat die vooroordeel tot die gemete sein bydra, maar geen geraas bydra nie.
2. Meet die sein en ruis in elke beeld. Die gemiddelde en standaardafwyking van 'n gebied van pixels gee hierdie hoeveelhede. Vierkant die ruiswaarde om 'n afwyking op elke seinvlak te kry.
3. Teken vir elke beeld sein op die y-as teenoor afwyking op die x-as.
4. Soek die helling van 'n lyn deur die punte. Die wins is gelyk aan die helling.

Is die meet van die wins eintlik so eenvoudig? Wel, ja en nee. As ons die meting oor 'n aansienlike omvang van die sein doen, volg die datapunte 'n kurwe eerder as 'n lyn. Met behulp van die huidige metode sal ons altyd 'n te vlak helling meet en daarmee die wins altyd onderskat. Deur slegs lae seinvlakke te gebruik, kan hierdie metode 'n versterkingswaarde gee wat ten minste & die balpark & ​​quot van die ware waarde is. By lae seinvlakke is die kromming nie duidelik nie, maar wel teenwoordig. Die datapunte het egter 'n mate van verspreiding, en sonder 'n lang seinlyn is die helling miskien nie goed bepaal nie. Die kromming in die Signal - Variance plot word veroorsaak deur die ekstra geraasterm wat hierdie eenvoudige metode verwaarloos.

Die volgende faktore beïnvloed die hoeveelheid kromming wat ons verkry:

1. Die kleur van die ligbron. Blou lig is erger omdat CCD & # 8217s die grootste oppervlak onreëlmatigheid toon by korter golflengtes. Hierdie onreëlmatighede word in Afdeling 5 beskryf.
2. Die vervaardigingstegnologie van die CCD-skyfie. Hierdie kwessies bepaal die relatiewe sterkte van die effekte wat in item 1 beskryf word.
3. Die eenvormigheid van die verligting op die CCD-skyfie.As die verligting nie eenvormig is nie, dan word die gemete standaardafwyking opgeblaas in die pixelgebied wat gebruik word om dit te meet.

Gelukkig kan ons die regte waarde verkry deur net 'n bietjie meer werk te doen. Ons moet die eksperiment verander op 'n manier wat die datastelsel reguit maak. Ons moet 'n manier bedink om rekening te hou met die ekstra geraasterm. As 'n konstante waarde was, kan ons dit kombineer met die konstante uitleesgeraas. Ons het nie breedvoerig oor uitleesgeraas gepraat nie, maar ons het aanvaar dat dit alle konstante geraasbronne saamvoeg wat nie met die seinvlak verander nie.

Kstars plaat los hulp op

Ek het probeer om kstars / ekos op Linux te gebruik om astrofotografie uit te voer. My opstelling is 'n Celestron AVX-houer met 'n Explore Scientific AR127 en 'n Canon 70D. Ek het die Alignment-roetine uitgevoer met die Celestron Nextstar-handbeheerder en daarna probeer ekos-plaatoplossing gebruik om die belyning te verbeter voor die beplande beelding van M33. Ek het Alpheratz gekies as die ster om te sentreer. Ten spyte van verskillende ISO- en blootstellingstye, het die oplossing elke keer misluk. Ek het voortgegaan en in elk geval 'n paar rame van M33 vasgelê na 'n handmatige draf om dit te laat sentreer. As ek terugkyk na die FIT's-beelde van beide Alpheratz en M33 met ekos, Siril, GIMP en fv5.5, sien ek 'n vreemde reghoekige streek naby die bokant van die groen vlak van die beeld. Hierdie streek en 'n mate van vignettering is die mees uitgesproke in die ekos-aansig (waar dit onderaan is), maar kan ook by die ander kykers bo gesien word. Die vignettering is glad nie voor die hand liggend nie, behalwe in die ekos-aansig, selfs nie as ek die beeld in GIMP verstel of daarna kyk met die omgekeerde kleure nie. Die reghoekige streek is nie sigbaar in rou lêers wat met dieselfde kamera geneem is nie, maar 'n paar dae tevore vanaf die EOS-sagteware. Ek kan nie kommentaar lewer op die vignettering met die vorige beelde nie, aangesien ek 'n Canon 400mm-lens gebruik het en nie die teleskoop nie.

Die vingernet is waarskynlik afkomstig van die teleskoopoptika, maar die reghoekige oppervlak van die volle breedte is waarskynlik 'n kamera- of sagteware-artefak.

Die boonste beeld is van ekos, die tweede is die groen vlak wat in GIMP gesien word, en die onderste is die rooi vlak wat in GIMP gesien word.

Het iemand dit ervaar?

Dit lyk logies dat die regterkant van die afkleur op die groen vlak en / of die vignettering die oorsaak is van die plaatoplossing, misluk. Lyk dit redelik?

Enige idees as dit 'n kamera-probleem is of iets in ekos?

Ek beplan wel om binne 'n paar dae 'n toets te doen sodra die maan weg is en of dit warm genoeg is.

Die register van FITS-konvensies

Die Register van FITS-konvensies bied 'n sentrale en gesaghebbende bewaarplek vir die dokumentasie van konvensies wat deur die FITS-gebruikersgemeenskap ontwikkel is om verskillende soorte inligting in FITS-formaat datalêers te stoor en uit te stuur. 'N FITS-konvensie word gedefinieer as 'n stel verwante FITS-koptekstwoordwoorde, en opsioneel, ander datastrukture binne FITS-tabelle, FITS-beelde of ander soorte ooreenstemmende FITS-uitbreidings wat vir 'n spesifieke doel gebruik moet word. Die IAU FITS-werkgroep is verantwoordelik vir hierdie register en vir die reëls en prosedures om nuwe konvensies daarby aan te gaan.

Hierdie byeenkomste word nie noodwendig deur die IAU FITS-werkgroep aanbeveel vir hergebruik in nuwe toepassings nie. Die registrasieproses is hoofsaaklik ontwerp om te verseker dat die dokumentasie oor die bestaande FITS-konvensie aan die minimum vlak van volledigheid en duidelikheid voldoen. 'N Afsonderlike en strenger hersieningsproses is nodig voordat 'n FITS-konvensie deur die IAUFWG onderskryf word en goedgekeur word as deel van die FITS-standaard.

Grafiek wysig

'N Krygsgevangrafiek bestaan ​​uit 'n aantal krommes en beelde wat binne 'n gegewe reghoekige streek geteken is. Die item Grafiek wysig in die menu Bewerk bewerkstellig 'n dialoogvenster waaruit u kan bepaal watter voorwerpe geteken word, hoe dit vertoon word en hoe die grafiek self geteken word.

Die dialoogkassie bestaan ​​uit drie hoofstreke. Die boonste gedeelte beheer die inhoud van die huidige (of nuwe) grafiek. Die blokkie aan die linkerkant gee 'n lys van die voorwerpe wat tans in die grafiek is. In die kassie aan die regterkant word alle beskikbare voorwerpe gelys wat nie in die grafiek is nie. In albei blokkies sal die tipe voorwerp (afbeelding of kurwe) tussen hakies na die name van die voorwerpe aangedui word. Met die knoppies Voeg by en verwyder kan u die geselekteerde voorwerpe tussen die twee lyste skuif. Die naam van die grafiek wat gewysig word, word onder die linkervak ​​gegee. Dit kan verander word as u 'n nuwe grafiek wil skep eerder as om die huidige grafiek te wysig. Die knoppie Bewerk voorwerpe onder die regterkassie open 'n ander dialoogkassie waarmee u die datastrukture kan bewerk wat Krommes en afbeeldings definieer.

Die tweede streek, onder die gedeelte van die grafiekinhoud, bevat die wysigbare vertoningsopsies vir die grafiek en grafiekvoorwerpe. Dit het 'n panade-formaat. Aan die bokant is 'n reeks gemerkte oortjies. Klik op een van die oortjies om die stel opsies te sien en te wysig. Elke oortjie en sy opsies word hieronder beskryf.

Hierdie venster bevat die hoogste vlak opsies wat die voorkoms van 'n grafiek beïnvloed. Die eerste invoervak ​​bevat die titelreeks van die grafiek. Standaard is dit die grafieknaam wat intern deur POW gebruik word, maar dit kan enige string of selfs leeg wees. Vir die X- en Y-as, die etiket wat geskryf moet word, die Min- en Max-waardes van die as (eintlik die onderste linker- en regtergrense van die grafiek se vertoongebied), is die eenhede-etiket van die waardes (tussen hakies na die asetiket afgedruk) en die grootte van die grafiek op die skerm in pixels. Enige of al hierdie kan NULL wees wat aan POW sê om die standaardwaardes te gebruik. In die geval van die begrensingskassie (Min / Max), sal standaardwaardes bepaal word deur die minimum waardes wat nodig is om die inhoud van die grafiek weer te gee. Vir eenhede sal 'n NULL-waarde aandui dat daar nie eenhede in die etiketasse gelys moet word nie. Deur op die Reset Min / Max-knoppie aan die onderkant te klik, word al die begrensingswaardes op NULL gestel.

Onder die inskrywingsbokse is 'n stel knoppies met die naam Skaal. Dit aktiveer logaritmiese grafieke. Die eerste ry met lyn- en logknoppies veroorsaak dat elke as in 'n lineêre of logaritmiese formaat geteken word. Dit beïnvloed nie die data nie, maar net hoe die grafiekkoördinate geïnterpreteer en benoem word. Die knoppie Skaal kurwegegewens na asse bepaal of die kurwes in hierdie grafiek na dieselfde asformaat omgeskakel sal word. Moenie dit nagaan as enige van u krommes al logaritmiese waardes bevat nie (in plaas van die ware waardes) en u hoef net te verander hoe die asse vertoon word, en nie hoe die kurwes geteken word nie. U kan die logaritmiese omskakeling van individuele kurwedata vanaf die punte- en lynvensters beheer.

Hierdie venster beheer die voorkoms van teks in die grafiek. 'N Mens kan die lettertipe, grootte, styl en kleur onafhanklik van die titel, asetikette, regmerkies en standaardtekstikette instel. Die teksetiketwaarde word slegs vir die aanvanklike teksetiket gebruik. Alle daaropvolgende etikette erf hul waardes van die vorige etiket.

Hierdie venster beheer die voorkoms van die regmerkies en gepaardgaande ruitlyne. Gebruik die skuifbalkies om ongeveer aan te dui hoeveel regmerkies op elke as van die grafiek geteken moet word. Heel links sal geen regmerkies op elke as geteken word nie. Heel regs kan ongeveer 30 geteken word. Die X-bosluise- en Y-regmerkie-opsies bepaal of die X- en Y-merkies binne of buite die kader van die grafiek geteken is en of dit op die linker- en onderas gemerk is. Die opsie Merk etikette kies tussen desimale en basis 60 (grade minute sekondes) numeriese formate. Basis 60 word slegs gebruik as 'n grafiek WCS-inligting bevat. As die regmerklyste gekies is, sal die lyne op die grafiek geteken word en die pad van elke regmerkiekoördinaat opgespoor word. 'N Mens kan die kleur- en lynstyl (solied, onderstreep, ens.) Van hierdie lyne beheer.

Die regmerkie bo-aan hierdie item dui aan of die individuele punte van die kurwe geteken moet word. Die punte kan as een van die 7 gelyste vorms geteken word. 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 Kleur 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.

Die HEASARC huur! - Aansoeke word nou aanvaar vir 'n wetenskaplike met beduidende ervaring en belangstelling in die tegniese aspekte van astrofisika-navorsing om in die HEASARC by NASA Goddard Space Flight Center (GSFC) in Greenbelt, MD, te werk. Verwys na die AAS-jobregister vir volledige besonderhede.

Inhoud

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 needed ]

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.