Redução de Dados Brutos de Fotometria CCD com AutoStar e DSI Pro III

Redução de Dados Brutos

Ao extrair os dados de uma imagem, eles serão automaticamente registrados em um arquivo de texto. O software realiza grande parte do trabalho de forma automática.

Organização dos Arquivos

• Crie uma pasta com o nome da estrela e a data dupla da observação no título (ex.: TOri 22-23 Jan 07).
• Crie pastas separadas para os dados de cada filtro (B Raw Data, V Raw Data, R Raw Data, I Raw Data).
• Coloque a imagem de campo plano (flat field) correspondente a cada filtro dentro da respectiva pasta de filtro.
• Abra um arquivo de imagem. Em seguida, feche o arquivo, mas não feche o programa de processamento de imagens. Isso garante que o arquivo de log de texto (chamado ImageInfo) seja criado na pasta correta; depois disso, você pode começar a trabalhar com o arquivo desejado.

Nota: Você pode abrir o arquivo de texto ImageInfo a qualquer momento para verificar o log. Também é possível editar o log quando quiser e salvar as alterações. Não altere o nome ou a localização do arquivo até que todos os dados tenham sido registrados.

Calibração das Imagens

1. Clique em um dos arquivos de imagem na nova pasta. O programa de processamento de imagens AutoStar abrirá o arquivo.
2. Feche o arquivo, mas não feche o programa de processamento de imagens.
3. Clique no menu suspenso Group e selecione New.

Figura 1: Seleção de Grupo no Processamento de Imagens do AutoStar

Nota: A opção Photometry pode ser um pouco enganosa. Ela foi projetada para automatizar projetos de séries temporais onde você pode ter centenas de imagens em cada filtro. Para quem está começando, isso pode causar mais problemas do que soluções. Ignore-a por enquanto. Ignore também o restante dos itens deste menu suspenso, pois eles se aplicam principalmente à astroimagem e não à fotometria.

4. Localize o novo arquivo. Selecione todas as imagens de um determinado filtro (ex.: as imagens do filtro V na pasta V Raw Data).

Figura 2: Seleção de Arquivos do Filtro V para Calibrar com Campo Plano V

Nota: Isso criará um novo arquivo de texto chamado ImageGroup.lst. Não mova nem renomeie este arquivo. Embora tenha extensão de texto, ele não deve ser aberto manualmente; apenas deixe-o como está, pois ele define os arquivos pertencentes ao Grupo.

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5. No menu suspenso Group, selecione Calibrate.

Figura 3: Seleção de Calibrar

6. Uma janela Calibrate será exibida, onde você pode selecionar e incluir uma imagem de Bias, Dark Frame e Flat Field.
   • Se você utilizou a subtração automática de dark durante a captura das imagens, ou se o tempo de exposição for inferior a 1 segundo, não é necessário usar outro dark frame.
   • Se você já utilizou um dark frame durante a captura das imagens, a imagem de Bias não é necessária.

Figura 4: Janela de Calibração

7. Selecione o Flat Field que deseja usar para a calibração (ex.: selecione Flat Field e encontre o campo plano correspondente ao filtro usado nas imagens a serem calibradas, como FB). Marque a caixa Include Flat Field e, se desejar, o botão Include Bias (após selecionar a imagem de Bias). Lembre-se de que os Dark Frames já foram aplicados dinamicamente no momento da exposição das imagens. Clique em OK.
8. O programa calibrará automaticamente todas as imagens e salvará as novas imagens calibradas com um novo nome (Calibrated_"nome do arquivo"). As imagens originais permanecerão intocadas.

Figura 5: Arquivos Calibrados

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9. Para organizar os arquivos, crie uma nova pasta dentro da pasta atual. Nomeie-a como “Cal Filter Name Data” (ex.: Cal V).
10. Repita os passos 3 a 9 para cada filtro. Agora você possui conjuntos de dados calibrados prontos para a determinação das magnitudes estelares.

Magnitude Diferencial

A melhor e mais precisa maneira de realizar fotometria é utilizar a fotometria diferencial, onde as magnitudes da estrela programa são comparadas às magnitudes da estrela de comparação e, em seguida, normalizadas para produzir uma magnitude final. Isso significa que você deve conhecer com precisão a magnitude da estrela de comparação para cada banda.

Definindo a Magnitude de Referência

1. Dentro do programa de processamento de imagens, selecione File e Open.
2. Na pasta Cal V, selecione a primeira imagem a ser processada. Certifique-se de que o nome do arquivo comece com Calibrated_.

Nota: O AutoStar ajusta automaticamente o contraste da exibição; portanto, mesmo que as imagens pareçam fracas, os dados devem estar corretos. Se a imagem da estrela estiver muito fraca, você pode ajustar o contraste manualmente. Esse ajuste afeta apenas a visualização. Você também pode expandir a imagem para tela cheia, se isso ajudar.

3. Desenhe uma pequena caixa ao redor da estrela de comparação. Haverá uma linha diagonal atravessando a caixa. A linha deve passar aproximadamente pelo meio da estrela. Isso não é crítico, pois o software encontrará o centro da estrela automaticamente.

Figura 6: Cursor de Fotometria

Nota: O cursor da região de fotometria possui três componentes principais: Magnitude/Centroid Area (Área de Magnitude/Centroide), Pixel List Area (Área de Lista de Pixels) e Profile Line (Linha de Perfil).

• O retângulo Magnitude/Centroid delimita toda a área usada nos cálculos de magnitude e/ou centroide.
• Isso pode ser um pouco confuso: para determinar corretamente a magnitude de uma estrela, desenhe apenas a pequena caixa no canto inferior esquerdo (Pixel List Area) ao redor da estrela de interesse.
• A Profile Line delimita os pixels que serão exibidos quando a função Draw Profile for selecionada.

4. Na janela pop-up, selecione Set Reference Magnitude.

Figura 7: Selecionando Definir Magnitude de Referência

5. Defina a Reference Magnitude para a estrela de comparação referente àquele filtro. Clique em OK.

Figura 8: Definindo a Magnitude de Referência

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Nota: Isso definirá a magnitude de referência para a estrela de comparação. Isso deve ser feito para cada imagem. Todas as outras medições de estrelas produzirão agora uma magnitude referenciada à magnitude da estrela de comparação.

Magnitudes Estelares

6. Desenhe uma caixa ao redor da primeira estrela programa. Uma janela aparecerá. Selecione Determine Magnitude.

Figura 9: Selecionando Determinar Magnitude para uma Estrela

7. Uma janela de Magnitude Determination será exibida, indicando a magnitude referenciada à estrela de comparação, juntamente com outros dados.

Figura 10: Determinação da Magnitude Estelar e outras Estatísticas

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8. Clique em OK. Não clique em Log, pois os dados seriam registrados duas vezes. Apenas clique em OK.

Nota: Um log de texto com todos os dados será criado automaticamente. O arquivo será chamado ImageInfo.

9. Repita os Passos 1 a 8 para cada estrela programa cuja magnitude você deseje conhecer.
10. Como verificação dupla e para indicar sua posição no arquivo de log, determine a magnitude da estrela de comparação como a última medição. Ela deve ser igual ao valor definido como magnitude de referência.

Nota: Para continuar com imagens adicionais usando o mesmo filtro, repita os passos 1 a 8. No entanto, você não precisará inserir novamente o valor da magnitude de referência, pois ele já está definido; basta clicar em OK nessa etapa.

11. Ao terminar, você deverá ter dados de todas as imagens para o filtro especificado. Você também terá um único arquivo de texto chamado ImageInfo. Agora você pode renomear o arquivo de texto. Chame-o de B Data.txt.
12. Repita os passos 1 a 11 para as imagens dos outros filtros. Um arquivo de log de texto chamado ImageInfo será criado.

Arquivo ImageInfo

O arquivo ImageInfo é

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