Тесноивични филтри – подходящи за изследване

Влияние на земната атмосфера върху Влияние на земната атмосфера върху астрономическите наблюдения. Фотометрични астрономическите наблюдения. Фотометрични

системи. Определяне фона на небетосистеми. Определяне фона на небето(допълнение)

Тесноивични филтри – подходящи за изследване разпределението на йонизирания газ в мъглявини и галактики

Използване на широкоивични филти за изявяване лъчението в Hα и [OIII]. Галактиката Маркарян 573: филтър R (ляво) и (V-I) цветна карта (дясно) наблюдавана с 2-м телескоп на НАО Рожен.

Сравнение на централните части на Маркарян 573

[OIII] HST V-I Рожен 2-м

Детектиране на астрономически изображения. Детектиране на астрономически изображения. Методи за определяне центъра на Методи за определяне центъра на

изображенията. Разделяне на звездите и изображенията. Разделяне на звездите и галактиките. Изчистване на близколежащи галактиките. Изчистване на близколежащи

обекти обекти

Детектиране на астрономически обекти Обект: група от свързани пиксели,всеки един от тях с интезитетk×σsky пъти по-голям от този на фона.

1) Търсене на максимумНамират се пикселите, които салокални максимуми, т.е. с интензитетпо-голям от даден прагов интензитети по-голям или равен на този наосемте съседни пиксела:I(x,y) > Ith = k×σsky (локален фон!) I(x,y) ≥ Ik, k = 1, ..., 8

2) FIND алгоритъм от пакета DAOPHOTКонволюция с Гаусово ядро и прилагане на праг над фона.За всеки кандидат-обект се изчисляват две статистики отнасящи се за формата на кандидат-обекта - SHARP & ROUND, които са предназначени за отстраняване на случаите на космически частици или лоши пиксели и колони/редове.SHARP: kъм кандидат-обекта се фитират двумерни делта и Гаусова функции. За космическа частица SHARP>1.

I0 – централен интензитет на кандидат-обекта; G0 – централен интензитет на фитирания към кандидат-обекта Гауссиан.

Илюстрация на действието на FIND алгоритъма: a – звезда, b –блендирана звезда, c - галактика, d - космическа

частица, e - студен пиксел

ROUND: към кандидат-обекта се фитират две едномерни Гаусови функции – по х и по у.

Приемливите стойности за ROUND са:

В случай на следи от спътници, които са наклонени спрямо редовете и колоните ROUND се модифицира с използване навторите централни моменти на изображението.

Методи за определяне центъра на изображенията.

1) Фитиране на едномерен Гаусиан към частичните сумипо х и по у.

- формират се частичните суми по х и по у:

- фитират се едномерни Гаусиани по х и по у:

2) Първи момент на изображението. Има вариант за сумиране само на пикселите с интензитет к×σ пъти над фона.

3) Метод с използване на производни – по-недочен, но по-бърз.- формират се частични суми по х и по у- пресмятат се производните

4) Метод на максимума – взима се пиксела с най-голям интензитет

Разделяне на звездите и Разделяне на звездите и галактиките..

zj – интензитет на пиксела с извадено небе.Bi – изофотална звездна величинаr1 – индикатор за ширината на крилата на изображениетоr-2 – индикатор за централната концентрация на изображението

Илюстрация на разделянето на звездите и галактиките(В – звездна величина от програмата NSTAR)

Изчистване на близколежащи обекти

1) Метод на пръстените

Изображението винтересуващата ни област сепокрива с концентричнипръстени с ширина 1рх. Въввсеки пръстен се изчислявамодата и сигмата на пикселите.За пикселите отклоняващи сена повече от 'к×σ' от модатасе приема, че не са от обектаи се заменят с нейнатастойност.

Стойността на коефициента 'к'обикновено е 2.5 – 3. Впримера е използван 2.5.

Недостатък: при по-ярките звезди крилата не могат да се изчистят добре.

В общия случай пръстена имаелиптична форма.

Прилага се в случаите, когатоблизкоразположения обект не се припокрива много с интересуващия ни такъв.

2) Метод на фитиране с елипси.

Прилага се в случаите, когато имаме две препокриващи се изображения на галактики.

Методът се състои в последователно фитиране на елипси към изофотите на на обектите, започвайки от по-яркия. Итерациите спират, когато не се наблюдава промяна в интересуващия ни обект между две итерации.

Функция на разсейване на точка(Point Spread Function = PSF).

Емпирична PSF – усредняват се голям брой звездни изображения (фона е изваден).

Аналитична PSF – звездните изображения се апроксимират с аналитична функция, чиито параметри се усредняват и се използват при конструиране средна PSF.

Tiny Tim – софтуер за генериране на PSF за HST.

Пространствени вариации на PSF

Look-up таблици

Моделиране на PSF. Вижда се подобряване на модела при последователното отчитане на пространствените вариации на PSF и на look-up таблиците.

3) Изваждане на PSF

PSF се конструира използвайкиизолирани, ненаситени и неповлияни от близки обекти звезди от полето.

Оригинално изображение и азимутален профил.

Резултат от изваждането на аналитична PSF и съответния азимутален профил.

Полето около квазара Q 2138-4427 заснето с VLT в тесноивичен филтър пропускащ линията Lyα при z=2.85 (ляво) и в широкоивичен филтър В.

4) Метод на симетричното заместване – обекта трябва да е симетричен и в областта, с която ще заместваме да няма обекти.