Reducción de Datos en Bruto para Fotometría CCD con AutoStar y DSI Pro III

Reducción de Datos en Bruto

Al obtener los datos de una imagen, estos se registrarán automáticamente en un archivo de texto. El software realiza gran parte del trabajo de forma automática.

Organización de los Archivos

1. Cree una carpeta con el nombre de la estrella y la fecha doble de observación en el título (por ejemplo, TOri 22-23 Jan 07).
2. Cree carpetas separadas para los datos de cada filtro (B Raw Data, V Raw Data, R Raw Data, I Raw Data).
3. Coloque la imagen de campo plano (flat field) correspondiente a cada filtro dentro de su respectiva carpeta de filtro.
4. Abra un archivo de imagen.
5. Cierre el archivo, pero no cierre el programa de procesamiento de imágenes. Esto se hace para asegurar que el archivo de registro de texto (llamado ImageInfo) se cree en la carpeta correcta; después de esto, puede comenzar con el archivo que desee.

Nota: Puede abrir el archivo de texto ImageInfo en cualquier momento para verificar el registro. También puede editar el registro en cualquier momento y guardar los cambios. No cambie el nombre ni la ubicación del archivo hasta que todos los datos hayan sido registrados.

Calibración de las Imágenes

1. Haga clic en uno de los archivos de imagen de la nueva carpeta. El programa de procesamiento de imágenes AutoStar abrirá el archivo.
2. Cierre el archivo, pero no cierre el programa de procesamiento de imágenes.
3. Haga clic en el menú desplegable Group (Grupo) y seleccione New (Nuevo).

Figura 1: Selección de Grupo en el Procesamiento de Imágenes de AutoStar

Nota: La opción Photometry (Fotometría) es un poco engañosa. Está diseñada para automatizar proyectos de series temporales donde puede haber cientos de imágenes por cada filtro. Para empezar, esto puede causar más problemas de los que resuelve. Ignórela por ahora. Ignore también el resto de elementos de este menú desplegable, ya que aplican principalmente a la astrofotografía y no a la fotometría.

4. Localice el nuevo archivo. Seleccione todas las imágenes de un filtro dado (por ejemplo, las imágenes del filtro V en la carpeta V Raw Data).

Figura 2: Selección de Archivos del Filtro V para Calibrar con Campo Plano V

Nota: Esto creará un nuevo archivo de texto llamado ImageGroup.lst. No mueva ni renombre este archivo. Este no es un archivo de texto legible y no puede abrirse. Déjelo tal como está, ya que define los archivos incluidos en el Grupo.

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5. En el menú desplegable Group, seleccione Calibrate (Calibrar).

Figura 3: Selección de Calibrar

6. Se mostrará una ventana de Calibrate donde podrá seleccionar e incluir una imagen de Bias, un Dark Frame (Marco Oscuro) y un Flat Field (Campo Plano).
   • Si utilizó la resta automática de oscuros (auto dark subtraction) durante la captura de las imágenes, o si el tiempo de exposición fue inferior a 1 segundo, no necesita utilizar otro dark frame.
   • Si utilizó un dark frame al tomar las imágenes, la imagen de Bias no es necesaria.

Figura 4: Ventana de Calibración

7. Seleccione el Flat Field que desea usar para la calibración (por ejemplo, seleccione Flat Field y busque el campo plano correspondiente al filtro utilizado para las imágenes a calibrar, p. ej., FB). Marque la casilla Include Flat Field y, si lo desea, el botón Include Bias (después de seleccionar la imagen de Bias). Recuerde que los Dark Frames ya se han aplicado sobre la marcha cuando se expusieron las imágenes. Haga clic en OK.
8. El programa calibrará automáticamente todas las imágenes y guardará las nuevas imágenes calibradas con un nombre nuevo (Calibrated_"nombre del archivo"). Las imágenes originales permanecerán intactas.

Figura 5: Archivos Calibrados

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9. Para organizar los archivos, cree una nueva carpeta dentro de la carpeta actual. Llámela "Cal Nombre del Filtro Data" (ej. Cal V).
10. Repita los pasos del 3 al 9 para cada filtro. Ahora tiene conjuntos de datos calibrados listos para determinar las magnitudes estelares.

Magnitud Diferencial

La mejor y más precisa manera de realizar fotometría es mediante la fotometría diferencial, donde las magnitudes de la estrella programa se comparan con las magnitudes de la estrella de comparación y luego se normalizan para producir una magnitud final. Esto significa que debe conocer con precisión la magnitud de la estrella de comparación para cada banda.

Establecimiento de la Magnitud de Referencia

1. Dentro del programa de procesamiento de imágenes, seleccione File (Archivo) y luego Open (Abrir).
2. Dentro de la carpeta Cal V, seleccione la primera imagen a procesar. Asegúrese de que el nombre del archivo tenga el prefijo Calibrated_.

Nota: AutoStar ajusta automáticamente el contraste de visualización, por lo que, aunque las imágenes parezcan tenues, los datos deberían ser correctos. Si la imagen de la estrella es demasiado tenue, puede ajustar el contraste manualmente; este ajuste solo afecta a la visualización. También puede expandir la imagen a pantalla completa si le resulta útil.

3. Dibuje un pequeño cuadro alrededor de la estrella de comparación. Habrá una línea diagonal cruzando el cuadro. La línea debe pasar aproximadamente por el centro de la estrella. Esto no es crítico, ya que el software encontrará el centro de la estrella.

Figura 6: Cursor de Fotometría

Nota: El cursor de la región de fotometría tiene tres componentes principales: Magnitude/Centroid Area (Área de Magnitud/Centroide), Pixel List Area (Área de Lista de Píxeles) y Profile Line (Línea de Perfil).

• El rectángulo de Magnitude/Centroid delimita toda el área utilizada en los cálculos de magnitud y/o centroide.
• Esto puede resultar un poco confuso: para determinar correctamente la magnitud de una estrella, simplemente dibuje el pequeño cuadro en la parte inferior izquierda (Pixel List Area) alrededor de la estrella de interés.
• La Profile Line delinea los píxeles que se mostrarán cuando se seleccione la función Draw Profile (Dibujar Perfil).

4. En la ventana emergente, seleccione Set Reference Magnitude (Establecer Magnitud de Referencia).

Figura 7: Selección de Establecer Magnitud de Referencia

5. Establezca la Magnitud de Referencia para la estrella de comparación correspondiente a ese filtro. Haga clic en OK.

Figura 8: Establecimiento de la Magnitud de Referencia

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Nota: Esto establecerá la magnitud de referencia para la estrella de comparación. Esto debe hacerse con cada imagen. Las mediciones de otras estrellas producirán ahora una magnitud referenciada a la magnitud de la estrella de comparación.

Magnitudes Estelares

6. Dibuje un cuadro alrededor de la primera estrella programa. Aparecerá una ventana emergente. Seleccione Determine Magnitude (Determinar Magnitud).

Figura 9: Selección de Determinar Magnitud para una Estrella

7. Se mostrará una ventana de Magnitude Determination indicando la magnitud referenciada a la estrella de comparación, junto con otros datos.

Figura 10: Determinación de Magnitud Estelar y otras Estadísticas

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8. Haga clic en OK. No haga clic en Log, ya que los datos se registrarían dos veces. Simplemente haga clic en OK.

Nota: Se creará automáticamente un registro de texto con todos los datos. El archivo se llamará ImageInfo.

9. Repita los pasos del 1 al 8 para cada estrella programa cuya magnitud desee conocer.
10. Como doble verificación y para indicar dónde se encuentra en el archivo de registro, determine la magnitud de la estrella de comparación como la última medición. Debería ser la misma que la establecida como magnitud de referencia.

Nota: Para continuar con imágenes adicionales usando el mismo filtro, repita los pasos del 1 al 8, pero no necesitará volver a introducir el valor de la magnitud de referencia, ya que ya está establecido; simplemente haga clic en OK en ese paso.

11. Cuando termine, debería tener datos de todas las imágenes para el filtro dado. También debería tener un único archivo de texto llamado ImageInfo. Ahora puede renombrar el archivo de texto. Llámelo "B Data.txt".
12. Repita los pasos del 1 al 11 para las imágenes de los otros filtros. Se creará un archivo de registro de texto llamado ImageInfo.

Archivo ImageInfo

El archivo ImageInfo es

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