CCD-Fotometrie mit AutoStar und DSI Pro III: Reduktion von Rohdaten

Reduktion von Rohdaten

Beim Extrahieren der Daten aus einem Bild werden diese automatisch in eine Textdatei protokolliert. Die Software übernimmt dabei einen Großteil der Arbeit selbstständig.

Anordnen der Dateien

• Erstellen Sie einen Ordner mit dem Sternnamen und dem doppelten Beobachtungsdatum im Titel (z. B. TOri 22-23 Jan 07).
• Erstellen Sie Unterordner für die Daten jedes Filters (B Raw Data, V Raw Data, R Raw Data, I Raw Data).
• Legen das Flatfield-Bild für den jeweiligen Filter im entsprechenden Filterordner ab.
• Öffnen Sie eine Bilddatei. Schließen Sie die Datei anschließend wieder, aber beenden Sie nicht das Bildverarbeitungsprogramm. Dies stellt sicher, dass die Protokoll-Textdatei (namens ImageInfo) im korrekten Ordner erstellt wird; erst danach können Sie mit der eigentlichen Datei beginnen.

Hinweis: Sie können die Textdatei ImageInfo jederzeit öffnen, um das Protokoll zu überprüfen. Sie können das Protokoll auch jederzeit bearbeiten und die Änderungen speichern. Ändern Sie jedoch weder den Namen noch den Speicherort der Datei, solange nicht alle Daten protokolliert wurden.

Kalibrierung der Bilder

1. Klicken Sie auf eine der Bilddateien im neuen Ordner. Das AutoStar-Bildverarbeitungsprogramm öffnet die Datei.

2. Schließen Sie die Datei, aber beenden Sie nicht das Bildverarbeitungsprogramm.

3. Klicken Sie auf das Dropdown-Menü Group und wählen Sie New. Abbildung 1: Auswahl der AutoStar-Bildverarbeitungsgruppe

   Hinweis: Die Auswahl „Photometry” ist etwas irreführend. Sie dient der Automatisierung von Zeitreihenprojekten, bei denen Sie möglicherweise hunderte von Bildern pro Filter haben. Für den Einstieg kann dies mehr Probleme verursachen als lösen. Ignorieren Sie diese Option vorerst. Ignorieren Sie auch die restlichen Punkte in diesem Dropdown-Menü, da diese hauptsächlich für die Astrofotografie und nicht für die Fotometrie relevant sind.

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4. Suchen Sie die neue Datei. Wählen Sie alle Bilder eines bestimmten Filters aus (z. B. die V-Filter-Bilder im Ordner V Raw Data). Abbildung 2: Auswahl der V-Filter-Dateien zur Kalibrierung mit dem V-Flatfield

   Hinweis: Dadurch wird eine neue Textdatei namens ImageGroup.lst erstellt. Verschieben oder benennen Sie diese Datei nicht um. Es handelt sich technisch nicht um eine offene Textdatei. Lassen Sie sie einfach unverändert, da sie die Dateien in der Gruppe definiert.

5. Wählen Sie im Dropdown-Menü Group die Option Calibrate. Abbildung 3: Auswahl „Calibrate”

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6. Ein Fenster Calibrate wird angezeigt, in dem Sie ein Bias-Bild, ein Dark Frame und ein Flat Field-Bild auswählen und einbinden können.

   • Wenn Sie bei der Aufnahme der Bilder die automatische Dark-Subtraktion verwendet haben oder wenn die Belichtungszeit weniger als 1 Sekunde beträgt, ist kein weiteres Dark Frame erforderlich.
   • Wenn Sie bei der Aufnahme der Bilder bereits ein Dark Frame verwendet haben, wird kein Bias-Bild benötigt. Abbildung 4: Fenster „Calibrate”

7. Wählen Sie das gewünschte Flat Field zur Kalibrierung aus (z. B. wählen Sie Select Flat Field und suchen Sie das Flat Field für den Filter, der für die zu kalibrierenden Bilder verwendet wurde, z.

B. FB). Aktivieren Sie das Kontrollkästchen Include Flat Field und falls gewünscht die Schaltfläche Include Bias (nachdem Sie das Bias-Bild ausgewählt haben). Denken Sie daran, dass die Dark Frames bereits während der Belichtung der Bilder „on the fly” angewendet wurden. Klicken Sie auf OK.

8. Das Programm kalibriert nun automatisch alle Bilder und speichert die neuen kalibrierten Bilder unter einem neuen Namen (Calibrated_"Dateiname"). Die Originalbilder bleiben unberührt. Abbildung 5: Kalibrierte Dateien

9. Um die Dateien zu organisieren, erstellen Sie einen neuen Ordner innerhalb des aktuellen Ordners. Nennen Sie diesen Ordner „Cal Filter Name Data” (z. B. Cal V).

10. Wiederholen Sie die Schritte 3 bis 9 für jeden Filter. Sie verfügen nun über Sätze kalibrierter Daten, bereit zur Bestimmung der Sterngrößen.

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Differenzgröße (Differential Magnitude)

Die beste und genaueste Methode zur Durchführung von Fotometrie ist die Verwendung der Differentialfotometrie. Dabei werden die Größen des Programmsterns mit denen von Vergleichssternen verglichen und dann normalisiert, um eine Magnitude zu erzeugen. Dies bedeutet, dass Sie die Magnitude des Vergleichssterns für jedes Band genau kennen müssen.

Festlegen der Referenzmagnitude

1. Wählen Sie innerhalb des Bildverarbeitungsprogramms File und dann Open.

2. Wählen Sie im Ordner Cal V das erste zu bearbeitende Bild aus. Stellen Sie sicher, dass der Dateiname mit Calibrated_ beginnt.

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   Hinweis: AutoStar passt den Display-Kontrast automatisch an. Selbst wenn die Bilder schwach erscheinen, sollten die Daten in Ordnung sein. Ist das Sternbild zu schwach, können Sie den Kontrast manuell anpassen. Diese Anpassung beeinflusst nur die Anzeige. Sie können das Bild auch auf Vollbild erweitern, falls dies hilfreich ist.

3. Zeichnen Sie ein kleines Rechteck um den Vergleichsstern. Es erscheint eine diagonale Linie durch das Rechteck. Die Linie sollte ungefähr durch die Mitte des Sterns verlaufen. Dies ist nicht kritisch, da die Software das Zentrum des Sterns automatisch findet. Abbildung 6: Fotometrie-Cursor

   Hinweis: Der Cursor für den Fotometriebereich besteht aus drei Hauptkomponenten: Magnitude/Centroid Area, Pixel List Area und Profile Line.

   • Das Rechteck Magnitude/Centroid begrenzt den gesamten Bereich, der für die Berechnung der Magnitude und/oder des Schwerpunkts (Centroid) verwendet wird.
   • Dies ist etwas verwirrend: Um die Magnitude eines Sterns korrekt zu bestimmen, zeichnen Sie lediglich das kleine Rechteck unten links (Pixel List Area) um den Stern von Interesse.
   • Die Profile Line kennzeichnet die Pixel, die angezeigt werden, wenn die Funktion Draw Profile gewählt wird.

4. Wählen Sie im Popup-Fenster Set Reference Magnitude. Abbildung 7: Auswahl von „Set Reference Magnitude”

5. Legen Sie die Referenzmagnitude für den Vergleichsstern für diesen Filter fest. Klicken Sie auf OK. Abbildung 8: Festlegen der Referenzmagnitude

   Hinweis: Dies legt die Referenzmagnitude für den Vergleichsstern fest. Dies muss für jedes Bild durchgeführt werden. Andere Sternmessungen ergeben nun eine Magnitude, die auf die Magnitude des Vergleichssterns referenziert ist.

Sterngrößen

6. Zeichnen Sie ein Rechteck um den ersten Programmstern. Ein Fenster erscheint. Wählen Sie Determine Magnitude. Abbildung 9: Auswahl von „Determine Magnitude” für einen Stern

7. Ein Fenster zur Magnitude Determination wird angezeigt, das die auf den Vergleichsstern referenzierte Magnitude sowie weitere Daten anzeigt. Abbildung 10: Bestimmung der Sternmagnitude und andere Statistiken

8. Klicken Sie auf OK. Klicken Sie nicht auf Log, da die Daten sonst doppelt protokolliert würden. Klicken Sie einfach auf OK.

   Hinweis: Ein Textprotokoll aller Daten wird automatisch erstellt. Die Datei heißt ImageInfo.

9. Wiederholen Sie die Schritte 1 bis 8 für jeden Programmstern, dessen Magnitude Sie bestimmen möchten.

10. Als Doppelkontrolle und um Ihre Position in der Protokolldatei zu markieren, bestimmen Sie die Magnitude des Vergleichssterns als letzte Messung. Sie sollte mit dem Wert übereinstimmen, der als Referenzmagnitude festgelegt wurde.

    Hinweis: Um mit weiteren Bildern desselben Filters fortzufahren, wiederholen Sie die Schritte 1 bis 8. Sie müssen den Wert der Referenzmagnitude jedoch nicht erneut eingeben, da dieser bereits gesetzt ist; klicken Sie in diesem Schritt einfach auf OK.

11. Wenn Sie fertig sind, sollten Sie Daten aus allen Bildern für den jeweiligen Filter vorliegen haben. Außerdem sollte eine einzelne Textdatei namens ImageInfo vorhanden sein. Sie können die Textdatei jetzt umbenennen. Nennen Sie sie beispielsweise B Data.txt.

12. Wiederholen Sie die Schritte 1 bis 11 für die Bilder der anderen Filter. Eine Text-Protokolldatei namens ImageInfo wird erstellt.

Die Datei ImageInfo

Die Datei ImageInfo ist

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