Riduzione dei Dati Grezzi per la Fotometria CCD con AutoStar e DSI Pro III

Riduzione dei Dati Grezzi

Quando si estraggono i dati da un’immagine, questi vengono automaticamente registrati in un file di testo. Il software esegue automaticamente gran parte del lavoro.

Organizzazione dei File

1. Create una cartella con il nome della stella e la doppia data dell’osservazione nel titolo (ad esempio, TOri 22-23 Jan 07).
2. Create cartelle separate per i dati di ciascun filtro (B Raw Data, V Raw Data, R Raw Data, I Raw Data).
3. Inserite l’immagine del flat field relativa a quel filtro nella corrispondente cartella del filtro.
4. Aprite un file immagine. Chiudete il file, ma non il programma di elaborazione immagini. Questa operazione serve ad assicurarsi che il file di testo del log (chiamato ImageInfo) venga creato nella cartella corretta; solo dopo potrete iniziare a lavorare con il file desiderato.

Nota: Potete aprire il file di testo ImageInfo in qualsiasi momento per verificare il log. Potete anche modificare il log in qualsiasi momento e salvare le modifiche. Non cambiate il nome o la posizione del file finché tutti i dati non sono stati registrati.

Calibrazione delle Immagini

1. Fate clic su uno dei file immagine nella nuova cartella. Il programma di elaborazione immagini AutoStar aprirà il file.
2. Chiudete il file, ma non il programma di elaborazione immagini.
3. Fate clic sul menu a tendina Group e selezionate New.

Figura 1: Selezione del Gruppo di Elaborazione Immagini AutoStar

Nota: La selezione “Photometry” è leggermente fuorviante. È progettata per automatizzare progetti di serie temporali in cui potreste avere centinaia di immagini per ogni filtro. Per iniziare, questo può creare più problemi di quanti ne risolva. Ignoratela per ora. Ignorate anche il resto delle voci di questo menu a tendina, poiché si applicano principalmente all’imaging astronomico e non alla fotometria.

4. Individuate il nuovo file. Selezionate tutte le immagini di un dato filtro (ad esempio, le immagini del filtro V nella cartella V Raw Data).

Figura 2: Selezione dei File del Filtro V da Calibrare con il Flat Field V

Nota: Questo creerà un nuovo file di testo chiamato ImageGroup.lst. Non spostate né rinominate questo file. Non si tratta di un file di testo vero e proprio e non può essere aperto. Lasciatelo così com’è, poiché definisce i file presenti nel Gruppo.

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5. Dal menu a tendina Group, selezionate Calibrate.

Figura 3: Selezione Calibrate

6. Verrà visualizzata una finestra Calibrate in cui è possibile selezionare e includere un’immagine Bias, un Dark Frame e un Flat Field. Se avete utilizzato la sottrazione automatica del dark durante l’acquisizione delle immagini o se il tempo di esposizione è inferiore a 1 secondo, non è necessario utilizzare un altro dark frame. Se avete utilizzato un dark frame durante l’acquisizione delle immagini, l’immagine Bias non è necessaria.

Figura 4: Finestra Calibrate

7. Selezionate il Flat Field che desiderate utilizzare per la calibrazione (ad esempio, selezionate Flat Field e trovate il flat field per il filtro utilizzato per le immagini da calibrare, ad es. FB). Spuntate la casella Include Flat Field e, se lo desiderate, il pulsante Include Bias (dopo aver selezionato l’immagine Bias). Ricordate che i Dark Frames sono già stati utilizzati al volo durante l’esposizione delle immagini. Fate clic su OK.
8. Il programma calibrerà ora automaticamente tutte le immagini e salverà le nuove immagini calibrate con un nuovo nome (Calibrated_"nome file"). Le immagini originali rimarranno intatte.

Figura 5: File Calibrati

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9. Per organizzare i file, create una nuova cartella all’interno della cartella corrente. Chiamate la cartella “Cal Nome Filtro Data” (ad es. Cal V).
10. Ripetete i passaggi da 3 a 9 per ogni filtro. Ora disponete di set di dati calibrati pronti per la determinazione delle magnitudini stellari.

Magnitudine Differenziale

Il modo migliore e più accurato per eseguire la fotometria è utilizzare la fotometria differenziale, in cui le magnitudini della stella programma vengono confrontate con quelle della stella di confronto e quindi normalizzate per produrre una magnitudine. Ciò significa che dovete conoscere con precisione la magnitudine della stella di confronto per ciascuna banda.

Impostazione della Magnitudine di Riferimento

1. All’interno del programma di elaborazione immagini, selezionate File e poi Open.
2. Dalla cartella Cal V, selezionate la prima immagine da elaborare. Assicuratevi che il nome del file abbia il prefisso Calibrated_.

Nota: AutoStar regola automaticamente il contrasto del display, quindi anche se le immagini sembrano deboli, i dati dovrebbero essere corretti. Se l’immagine della stella è troppo debole, potete regolare manualmente il contrasto; questa regolazione influisce solo sulla visualizzazione. Potete anche espandere l’immagine a schermo intero se ciò vi aiuta.

3. Disegnate un piccolo riquadro attorno alla stella di confronto. Nel riquadro apparirà una linea diagonale. La linea dovrebbe passare approssimativamente attraverso il centro della stella. Questo non è critico, poiché il software troverà automaticamente il centro della stella.

Figura 6: Cursore per la Fotometria

Nota: Il cursore della regione di fotometria ha tre componenti principali: Magnitude/Centroid Area, Pixel List Area e Profile Line. Il rettangolo Magnitude/Centroid delimita l’intera area utilizzata nei calcoli della magnitudine e/o del centroide. Questo può creare un po’ di confusione: per determinare correttamente la magnitudine di una stella, disegnate semplicemente il piccolo riquadro in basso a sinistra (Pixel List Area) attorno alla stella di interesse. La linea del profilo (Profile line) delinea i pixel che verranno visualizzati quando si seleziona la funzione Draw Profile.

4. Nella finestra pop-up, selezionate Set Reference Magnitude.

Figura 7: Selezione di Set Reference Magnitude

5. Impostate la Magnitudine di Riferimento per la stella di confronto per quel filtro. Fate clic su OK.

Figura 8: Impostazione della Magnitudine di Riferimento

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Nota: Questo impostera la magnitudine di riferimento per la stella di confronto. Questa operazione deve essere eseguita per ogni immagine. Le altre misurazioni stellari produrranno ora una magnitudine riferita alla magnitudine della stella di confronto.

Magnitudini Stellari

6. Disegnate un riquadro attorno alla prima stella programma. Apparirà una finestra. Selezionate Determine Magnitude.

Figura 9: Selezione di Determine Magnitude per una Stella

7. Verrà visualizzata una finestra Magnitude Determination che indica la magnitudine riferita alla stella di confronto insieme ad altri dati.

Figura 10: Determinazione della Magnitudine Stellare e altre Statistiche

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8. Fate clic su OK. Non fate clic su Log, poiché i dati verrebbero registrati due volte. Fate semplicemente clic su OK.

Nota: Verrà creato automaticamente un log di testo di tutti i dati. Il file si chiamerà ImageInfo.

9. Ripetete i passaggi da 1 a 8 per ogni stella programma di cui desiderate conoscere la magnitudine.
10. Come doppio controllo e per indicare la vostra posizione nel file di log, determinate la magnitudine della stella di confronto come ultima misurazione. Dovrebbe essere uguale a quella impostata come magnitudine di riferimento.

Nota: Per continuare con immagini aggiuntive utilizzando lo stesso filtro, ripetete i passaggi da 1 a 8, ma non sarà necessario reinserire il valore della magnitudine di riferimento poiché è già impostato; pertanto, per quel passaggio, fate semplicemente clic su OK.

11. Al termine, dovreste avere i dati di tutte le immagini per il filtro specifico. Dovreste anche avere un unico file di testo chiamato ImageInfo. Ora potete rinominare il file di testo. Chiamatelo B Data.txt.
12. Ripetete i passaggi da 1 a 11 per le immagini degli altri filtri. Verrà creato un file di log di testo chiamato ImageInfo.

File ImageInfo

Il file ImageInfo è

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