Quadricromia (L)RGB

Tecniche

Descriviamo metodi per fondere immagini di diversa risoluzione spaziale e spettraleper creare un’immagine multispettrale ad alta risoluzione.Classicamente il processo di fusione consiste nel combinare 3 (o più) immaginimonocromatiche di un oggetto prese attraverso distinti filtri di colore conun’immagine grayscale a larga banda di alta qualità dello stesso oggetto. La tecnica èben conosciuta nell’ambito della compressione radio o nel sensing satellitare remoto(colonizzazione di un’immagine pancromatica ad alta risoluzione con immagini a coloria bassa risoluzione). Il (L)RGB è un caso speciale di fusione,cioè la combinazione diRosso(R), Verde (G) e Blu (B) con un’immagine di Luminanza (L). Idealmentel’immagine L è un’immmagine a larga banda spettrale (un frame pancromatico), conuna migliore risoluzione spaziale,che copre i domini spettrali delle immagini R, G, B .Le immagini R,G,B hanno se possibile un alto rapporto segnale-rumore.D’altra parteesse non possono avere una risoluzione spaziale eccellente (tipicamente immaginiottenute nella modalità binning 2x2 per aumentare il SNR). L’immagine L ha un’altarisoluzione spaziale,acquisita con un ottimo seeing e/o un binning 1x 1 o con l’uso diuno strumento grande. Un’altra strategia meno efficace consiste nel sommare tutti iframe separati R, G, e B nell’unica immagine L ad alto rapporto segnale-rumore efarne dopo la deconvoluzione.L’immagine finale (L)RGB associa l’aspetto puntiforme dell’immagine L con l’altocontenuto di colore SNR delle immagini RGB. Il risultato è un’immagine più estetica esoprattutto contenente informazioni molto più utili. E’ significativo notare che ladebole risoluzione delle immagini RGB ha un debole impatto apparente sull’immaginecomposita finale LRGB.Considera questo piccolo ritaglio dell’immagine della costellazione di Orione (M76 euna parte dell’anello di Barnard):

Canon EOS350D (rimosso il filtro IR-cut interno),filtro KG3,obiettivo 50mm fermato af2.8 e somma di esposizioni 18x4 minuti.Per una dimostrazione della tecnica (L)RGB, separa i piani dei colori fondamentali infiles distinti (comando RGB separation del menu Digital photo , o comandoconsolle SPLIT_RGB) :

L’immagine R (componente rossa) l L’immagine G (componente verde)

Sintetizza un’immagine pancromatica,cioè una a banda spettrale larga.A un primoordine è un’immagine equivalente a una presa senza filtro colorato.Per questo,calcolala media dei canali sommati R,G e B :>LOAD R>ADD G>ADD B>MULT 0.333>SAVE PAN L’immagine pan.pic è il frame pancromatico :

L’immagine a 16-bits pancromatica (livello grigio)

Apri il dialog box (L)RGB del menu View,poi inserisci

Griffa Luminance e inserisci il nome dell’immagine pancro,poi clicca Apply

L’immagine LRGB

L’immagine LRGB è molto simile all’originale RGB. Ora degrada la risoluzione delleimmagini R,G e B. Per es. applica una convoluzione gaussiana :

>LOAD R>GAUSS 1.4>SAVE RR>LOAD G>GAUSS 1.4>SAVE GG>LOAD B>GAUSS 1.4>SAVE BB

Il FWHM delle stelle è di 2.9 pixels. Nelle immagini degradate (dopo il filtraggiogaussiano) il FWHM è 4.0 pixels. La risoluzione spaziale è ridotta di un fattore due.

L’immagine RR.PIC L’immagine GG.PIC

Non è sorprendente:se un’immagine a veri colori è costruita usando il canaledegradato,anche il risultato è significativamente degradato.

>TRICHRO RR GG BBo dal dialog box (L)RGB

Immagine a colori sfocati

Ora faremo la fusione delle immagini sfocate RGB con quella pancro a pienarisoluzione:

Viene ricuperato l’aspetto originario malgrado la sfocatura generata nelle immaginicontenenti le informazioni di colore. E’ il principio basilare della fusione di immagini :èacquisita solo la componente pancro, con la maggior definizione possibile. Larisoluzione delle immagini RGB può esser degradata, p.es., perché sono acquisite dauno strumentospeciale ottimizzato o con bin 2x2 per un miglior rapporto segnale-rumore

L’immagine originale Fusione d’una immagine pancro ad alta risoluzione e di un canale colore a risoluzione degradata (fatt.2)

Per una resa migliore dei colori delle stelle nell’immagine LRGB, è possibile desaturareleggermente il risultato. Per farlo, agisci sul piccolo cursore del dialog box (L)RGB epoi clicca Apply .

L’immagine originale L’immagine LRGB desaturata

MOSAICO

Mosaico interattivo : il comando QM

La sintassi è :QM [NAME1] [NAME2] [TYPE] (o QMOSA[NAME1][NAME2] [TYPE]

Il comando QM (=quick mosaic) riunisce le immagini [name1] e [name2 ]in unaimmagine sola. QM è ottimizzato per immagini stellari. Il punto in comune fra le dueimmagini è una stella scelta col mouse (un semplice clic). QM è facile da usare,mal’operazione è rudimentale :viene considerata solo la traslazione relativa fra leimmagini,ma non la distorsione,per.es.Il parametro[type] definisce la zona di unionefra le due immagini. Se type=1,l’immagine 1 è sull’immagine2, se type=2, un pixelnella zona comune è il massimo dell’immagine 1 e 2, se type=3, un pixel nella zonacomune è il minimo dell’immagine 1 e 2, se type=4, la zona comune è l’ intensitàmedia dell’immagine 1 e 2,se type=5, viene calcolata l’interpolazione tra le immagini1e 2 per una transizione più naturale. Nella maggioranza dei casi si preferiscel’opzionetype=5 . OM può elaborare immagini in b/n e a veri colori. P.es.,assembliamo le dueimmagini

Le 2 immagini. Viene scelta una stella comune,possibilmente luminosa ma non saturae isolata.

L’immagine dopo l’elaborazione “QuickMosa”

Se il nome delle 2 immagini è M27_1 ed M27_2, il comando è :

>QM M27_1 M27_2 5

Viene prima mostrata l’immagine M27_1 automaticamente: clicca sulla stella sceltacon il crossair. Poi è visualizzata M27_2 e scegli la stessa stella. E’ tutto.

QM2 è simile a QM,ma per immagini non stellari. Iris usa la tecnica diintercorrelazione intorno alla zona cliccata. La sintassi è :

QM2 [NAME1] [NAME2] [TYPE ] (oppureQMOSA [NAME1] [NAME2] [TYPE]

Esempio:

I°immagine:clicca 1 dettaglio contrastato 2° : scegli stesso dettaglio

L’immagine dopo il comando >QM2 IM1 IM2 5MOSAICO INTERATTIVO : la dialog box MOSAIC

Come QM ,il dialog box MOSAIC (menu Geometry) ti permette di combinare un paiod’immagini in una sola,grande. Prima di lanciare un comando mosaico,è spessonecessaria un’operazione di ritaglio per eliminare zone inutili nelle parti comuni delleimmagini.

Per es. assembla queste 2 immagini dell’ammasso di galassie di Ercole :

Campo 1 Campo

Scegli la zona valida per le 2 immagini. P.es. trascina col mouse e lancia il comandoCrop nel menu contextual (clicca l’immagine col destro).Puoi anche usare WIN oWINDOW (WINDOW2,WINDOW 3,..

Inoltre,se le immagini furono acquisite in condizioni diverse (tempo d’integrazionevariabile,trasmissione atmosferica variabile,ecc),può esser necessario bilanciare losfondo e la gamma dinamica di ciascuna immagine prima di costruire il mosaico. I

comandi OFFSET, MULT ,NOFFSET (normalizzazione offset dello sfondo a un valoredato) e NGAIN (normalizzazione gain dello sfondo) sono gli strumenti fondamentaliper le operazioni di bilanciamento. Ciò richiede anche di misurare i livello dello sfondoe/o delle stelle nelle aree che si sovrappongono :usa le informazioni del cursore o lafunzione statistica (menu contextual o comando consolle STAT)

Risalva il file ritagliato (p.es. le immagini campo 1 e campo2) ed apri il box Mosaic

Modifica la posizione dell’immagine field2 relativa all’immagine field1 usando le frecce.

Il pulsante freccia muoverà l’immagine field2 in base al numero di pixels indicato nelcontrollo Step.In un primo stadio l’incremento step può essere grande (20-30pixels).Nello stadio finale puoi scegliere valori frazionari (es.0.2pixels) .Peraiuto,seleziona l’opzione Difference: Iris calcola la differenza filed1-field2 nell’area disovrapposizione. La posizione relativa delle 2 immagini si può editaremanualmente.(controlli DX e DY).

Per la combinazione finale,scegli l’opzione Maximum, Mean, o Interpolate perelaborare la fusione (vedi comando consolle QM). Se scegli l’opzione Interpolate,a

ciascun pixel nella zona di sovrapposizione, Iris calcola una funzione d’interpolazione.Tale metodo dà i risultati migliori quando sono presenti effetti residui dello sfondo.

Consiglio : Il pulsante Save.im2 salva l’immagine2 traslata (o ruotata se usi ilpulsante rotation) .Questa funzione è molto pratica per allineare 2 immagini o unasequenza d’immagini relativa a un’immagine di riferimento. (Il termine Image1)

Comandi e scripts da consolle

Qui viene descritta la serie completa dei comandi da consolle

Iris realizza la possibilità di lanciare una successione di comandi da un file script informato text. Questo file deve avere obbligatoriamente l’estensione “pgm”, p.es.“myprogram.pgm”. Lo script funziona con il comando RUN dalla console. La modalità“batch” è molto elementare. L’esecuzione è strettamente lineare. Non è possibileeseguire tests condizionati o loops per esempio.Lo script pertanto non è un vero programma,ma il procedimento può aiutare percompiti ripetitivi. Il parametro minimo del comando RUN è il nome del file”batch” (nonè necessaria l’estensione). Se il nome del file non è preceduto da altri percorsi, Iriscerca il file nella working directory.Il nome del batch può essere seguito da parametri

opzionali forniti al file script. E’ possibile con questo metodo rinunciare fino a 5parametri. Nel file script, il primo soggetto è identificato con la voce”$1”, il secondoparametro con “$2”,ecc.

P.es. un file script che produce un effetto di gradiente (“bassorilievo”) in un’immaginecon forza variabile,può essere scritto :load $1trans $2 $3save tmpload $1sub tmp 0visu 200 -200Modifical il file con un software di word processing, e salva il risultato sotto il nometest.pgm nella working directory.Dalla consolle digita il comando :>RUN TEST M51 1 1

Lo script che viene eseguito è l’equivalente di :load m51trans 1 1save tmpload m51sub tmp 0visu 200 -200

Puoi facilmente ricominciare il batch posizionando il cursore sulla linea comandi emodificando uno o più parametri. P.es. :>RUN M51 TEST 2 0Si possono usare centinaia di comandi di Iris in un file script “pgm”:load $1scale 3 $2 $2mirrorxy….Alcuni comandi richiedono di definire un’area sulle immagini visualizzate al momento.Proprio prima del comando, aggiungi nel file script il comando PROMPT . Questoblocca l’esecuzione del file batch ed apre una finestra di dialogo “Prompt”. Scegli l’areanell’immagine,poi clicca il pulsante OK della finestra Prompt. P.es. :load m51promptwindow3 200In questo esempio durante il “prompt”, definisci un rettangolo col mouse. Iris ritagliaun’area di 200x200 pixels dell’immagine M51 centrata in quell’area.Il comando PROMPT è anche utile per l’esecuzione “passo-passo” dello script.Puoi anche aggiungere commenti nel file script. Se la prima parola di una frasenon è un comando valido la linea corrispondente è una linea di commento.P.es.:==================My program load Messier 51

==================load m51End of my program

Fotometria

Introduzione : fotometria veloce partendo dal menu contestuale

Nell’immagine M51 definisci un rettangolino intorno a una stella :per farlo trascina colmouse premendo il pulsante sinistro. Il rettangolo dev’essere sufficientemente grandeda contenere tutto il segnale della stella ,ma non molto più grande,per evitare diincludere nel calcolo un rumore di fondo significativo. Se la forma del rettangolo non èadeguata,puoi ricominciare l’operazione.

Richiama il menu contestuale cliccando direttamente sull’immagine e digita il comandoPSF (=Point Spread Function) :

Iris apre una finestra che visualizza i parametri relativi alla stella selezionata :

Tali parametri risultano da un’analisi che modella la forma della stella con unafunzione matematica(una funzione di gauss bidimensionale). X e Y sono le coordinatedel centro della stella in pixels (l’origine delle coordinate è nella immagine di fondo,asinistra, e comincia con il punto (1,1). Il parametro I è l’intensità della stella.Attenzione: non è l’intensità del picco della stella,ma la somma delle intensità deipixels che formano la stella ,stimata a partire dal modellamento gaussiano (è quindi ilvolume della stella). Il parametro B è il livello del fondo cielo locale (in Unità AnalogicoDigitale). Infine FWHMX ed FWHMY rappresentano l’Ampiezza Totale a metà delMassimo della stella lungo gli assi X ed Y rispettivamente.Clicca OK. Richiama il comando Display data dal menu ANALYSIS.La finestracontiene le stesse informazioni della finestra PSF, ma in modo permanente :

Come esercizio esegui l’analisi PSF su un’altra stella. Vengono aggiornati gli elementidella finestra Output :

Continuiamo a scorrere nel menu contestuale. Dopo aver definito come sopra unrettangolino attorno ad una stella (importante che sia insatura), lancia il comandoProfile. Vien visualizzato un grafico :

Esso rappresenta il profilo fotometrico radiale della stella. L’asse verticale è graduatoin intensità relative e quello orizzontale rappresenta la distanza in pixels relativa alcentro geometrico della stella. Su questo grafico puoi controllare che la FWHM è sui 2

pixels e si può anche notare che la zona di influenza della stella è diffusa su un raggiodi almeno 3 pixels .

Puoi facilmente modificare l’aspetto del grafico attivando il menu Options .Es.:

Fotometria di apertura

Analizzeremo una sequenza dal nome generico VARI, con 78 immagini del campo digalassie NGC 677 :immagini acquisite il 23/11/98 dalle 18H45UT alle 22H36UT.Questo campo contiene una stella variabile individuata poco tempo prima:lo scopodell’osservazione di circa 4 ore è di eseguire una curva di luce dell’oggetto. Leimmagini furono prese in condizioni suburbane con un “flat-fielder” da 190mm(lunghezza focale 760mm) e una camera Audine. L’esposizione è 120” per ciascunaimmagine.

Per visualizzare la prima immagine della serie (VARI1.PIC) :

NGC677 è situata alle coordinate del cursore(75,236).La stella variabile è allecoordinate (243,306).

Nell’introduzione abbiamo visto un metodo per calcolare il segnale registrato nellaimmagine stellare con un modello gaussiano. Il metodo è potente,ma si può spessomettere in concorrenza con la tecnica della fotometria d’apertura.Quest’ultima è piùfacile da eseguire,più controllabile in situazioni in cui il campo stellare non è troppodenso,e talvolta è più flessibile come uso.La fotometria d’apertura si può utilizzare pereseguire misure di alta precisione.

Apri la finestra Aperture photometry del menu Analysis e digita i seguentiparametri :

Conferma cliccando il pulsante OK. La punta del mouse cambia da freccia a un cerchiodel raggio di 8 pixels nel caso presente (è il parametro Radius 1 della finestraAutomatic photometry). Centra il cerchio su una stella, poi clicca col sinistro :

Il risultato è visualizzato nella finestra output .La prima riga dà il tipo di fotometria(qui 1 cerchio solo) ,poi le coordinate del centro cerchio.La seconda dà il numero dipixels situati dentro il cerchio (è la sua superficie in pixels).L’ultima riga fornisce lasomma dell’intensità di tutti i pixels situati dentro il cerchio. Quest’ultimo numerocomprende sia il segnale della stella che quello del cielo. Per estrarre il segnale dallastella è necessario prendere una seconda misurazione ponendo il cerchio dove non cisono stelle (ma se possibile nelle immediate vicinanze dell’oggetto misurato perescludere mancanze importanti di uniformità nel fondo cielo.) Es.:

Il segnale stellare è pertanto 166691 -98759 =67932 ADU (Unità Analogico Digitale).

Questo risultato si può ottenere più rapidamente scegliendo l’opzione due cerchi :

Centra i cerchi sulla stessa stella e clicca col sinistro :

Il livello del cielo questa volta si ottiene sommando il segnale tra i due cerchi. Piùprecisamente il livello del cielo è la mediana delle intensità nell’annulus (perché

l’opzione Median sky è scelta nella finestra Aperture photometry). Il calcolomediano è più vantaggioso di una semplice media perché rende possibile di eliminareparzialmente l’influenza di oggetti parassiti nell’annulus (stelle deboli,raggicosmici,ecc). Iris,inoltre aggiunge una eliminazione sigma 3 di pixels devianti. Vienerestituita l’intensità corretta della stella 68317ADU, che è vicina all’intensità calcolataprima. Inoltre anche la magnitudine è calcolata da questa intensità (con la formulam= -2,5xlog[intensity]). E’ una magnitudine relativa perché non è definita lamagnitudine costante del sistema,ma l’informazione è molto importante perconfrontare la magnitudine delle stelle nello stesso campo.

E’ anche possibile selezionare un’opzione tre cerchi :

L’informazione fornita è la stessa di quella 2 cerchi :la differenza sta nel calcolo dellivello cielo nell’area definita dai due cerchi esterni. L’anello intermedio non è usato. E’un’area di guardia per assicurarsi che nessun segnale proveniente dall’oggettomisurato inquini la valutazione del livello cielo.Quando la stella è campionata male(FWHM inferiore a 2 -2.5 pixels) la fotometria d’apertura può diventar meno precisa(effetto pixel). Per riavere un po’ di precisione ricampiona l’immagine su una griglia dipixel più fine. Il comando preferito per questo è ASCALE (non la funzione tradizionaleSCALE).Il comando ASCALE,che non ha parametri,usa un algoritmo speciale peraumentare la scala dell’immagine corrente di un fattore 2, conservando l’intensità perunità di area. Se necessario utilizza ASCALE parecchie volte.

Fotometria automatica di una sequenza

Valuteremo automaticamente la fotometria di una stella variabile usando unasequenza di 78 immagini,chiamata VARI (nome generico).La stella variabile èconfrontata con una serie di stelle di riferimento,presumibilmente stabili nel tempo.Prima lancia il comando Select object dal menu Analyze.Appare un nuovo puntatore

mouse a 4 frecce. Clicca sulla prima stella (#1 è la variabile).L’operazione conserva inmemoria la posizione della stella per l’elaborazione :

Procedi similmente per le stelle#2, #3, #4 ,in quest’ordine. Per fermare l’operazionerilancia il comando Select object. A questo punto puoi ricominciare la selezione senecessario. Apri la finestra Automatic photometry dal menu Analysis :

Qui si trovano le coordinate in pixels delle 4 stelle scelte. Si possono modificare lecoordinate manualmente o aggiungere una stella all’elenco. La prima riga si riferiscesempre all’oggetto misurato (qui la stella variabile).Indica il nome generico dellasequenza da analizzare.Il file d’uscita è un file di testo che contiene il risultato

dell’analisi fotometrica. Scegli un output in magnitudine (se non selezionil’opzione,l’output è in intensità,cioè in ADU). Scegli anche l’opzione No matchingperché si suppone che qui le immagini siano allineate con un’operazione diregistrazione preliminare. Infine scegli il tipo di fotometria: PSF o metodo di apertura.Qui seleziona Aperture photometry e definisci la dimensione dei cerchi. Clicca OKper lanciare il calcolo :alla fine.la finestra output mostra il risultato dell’analisi. Laprima colonna è l’anno giuliano,la seconda è la magnitudine della prima stellaselezionata(l’oggetto variabile), la terza contiene la magnitudine della seconda stella ecosì via.

Tutti questi dati si trovano nel file di testo output definito dall’utente (quiPHOT.LST),per ulteriori studi. Comunque Iris crea automaticamente il file di testoVERIF.DAT nella working directory per un controllo immediato del buon andamentodell’operazione. Esso dà la variazione in magnitudine tra la stella studiata e la mediadelle intensità delle stelle di confronto. Per visualizzare il contenuto di VERIF.DATsotto forma di curva grafica lancia il comando Graph del menu View. Attenzione:ilfile VERIF.DAT non si può sfruttare per un’analisi scientifica.

Fotometria di un oggetto mobile

Il calcolo della magnitudine di un asteroide è un caso particolare perché l’oggetto èmobile nel cielo stellato. Lo strumento fotometrico deve tener conto di questomovimento. Per illustrare il procedimento analizzeremo una sequenza di 132 immaginidell’asteroide 14-SIWA, acquisite da Jean Montanné con un LX200 da 8 pollici, il7/08/2000. La lunghezza focale è 1016mm la dimensione dei pixel è 9x9 microns(camera Audine).Esposizione di 60” per immagine. Il centro del campo è allecoordinate AR=21H23m,DEC= -18° 23’ .

La durata di acquisizione di una tale sequenza può arrivare a parecchie ore e quindi laderiva del telescopio è un problema classico. La funzione di fotometria automatica puòallineare le immagini,ma in genere è preferibile usare la funzione Stellar registrationdel menu Processing, che offre ampie opportunità. L’allineamento sulle stelle delcampo è pertanto una precondizione dell’analisi fotometrica ed è un passo importante.Eseguita la registrazione, è una buona idea esaminare la sequenza usando lostrumento di animazione (comando Animation del menu View).

Il movimento dell’asteroide è visibile. E’ necessario calcolare lo spostamentogiornaliero in pixels. Prima prendi nota delle date di acquisizione della prima edell’ultima immagine della sequenza :

>LOAD SIWA1

>INFORMATION

>LOAD SIWA 132

>INFORMATION

Iris fornisce il seguente giorno giuliano :

-per SIWA1 :JD =2451764.3889

-per SIWA132 :JD = 2451764.5758

La differenza temporale è 2451764.5758 – 2451764.3889 = 0.1869 giorno.

Ora è necessario valutare lo spostamento dell’asteroide in pixels lungo i due assi delleimmagini in questo periodo di tempo. Lo strumento PSF del menu contestuale è unavalida possibilità per calcolare la posizione dell’oggetto nelle 2 immagini estreme etrovare così lo spostamento. Un modo facile,più rapido,con un alto grado diaccuratezza, consiste nel sommare la prima e l’ultima immagine della sequenza…

Prima immagine Ultima immagine Somma

poi lancia il comando DIST dalla consolle: non ha parametri. Iris ti invita a cliccare sudue oggetti del campo per calcolare la distanza in pixels che li separa e la proiezione diquesta distanza sui due assi. Clicca sulla prima immagine dell’asteroide, poi sullaseconda (la posizione precisa del cursore del mouse non è molto importante perchéIris ricalcala questa posizione in relazione all’oggetto luminoso più vicino. Si trova : DX = -71.377 pixels

DY = -34.993 pixels

Lo spostamento giornaliero dell’asteroide in pixels è :

VX = -71.377/ 0.1869 = -381.900 pixels/giorno

VY = -34.993/ 0.1869 = -187.228 pixels/giorno

Con lo strumento Select object del menu Analysis,scegli prima l’asteroide poi duestelle di confronto,p.es.:

Riempi i campi della finestra Automatic photometry come segue :

Nota i campi VX e VY . lo spostamento giornaliero è inserito qui. Clicca OK. Puoivedere nella finestra output il risultato dell’elaborazione in tempo reale. Iris produce ilfile di risultato PHOT.DAT come pure il file di controllo VERIF.DAT. Questo contienevalori interi che rappresentano la differenza in magnitudine tra la prima stellaselezionata e la magnitudine calcolata sommando le intensità delle stelle di confronto.Lo scopo di questo file è di permettere un controllo rapido del risultato dalla funzioneGraph (menu View),ma non va adoperato per uso scientifico.

La curva dell’asteroide mostra una variazione lenta causata dalla rotazione su sestesso. I punti di deviazione verso la metà della curva sono causati da una stella delcampo che inquina la misurazione.

Ecco un estratto del contenuto del file PHOT.DAT :

2451765.41241 -9.906 -9.570 -9.603 2451765.41323 -9.992 -9.535 -9.694 2451765.41404 -9.970 -9.632 -9.700 2451765.41487 -10.053 -9.553 -9.711 2451765.41568 -10.017 -9.574 -9.747 2451765.41650 -10.008 -9.611 -9.628 2451765.41734 -9.929 -9.535 -9.740 2451765.41816 -9.937 -9.501 -9.629 2451765.41898 -9.996 -9.556 -9.646 2451765.41981 -10.019 -9.569 -9.725 2451765.42065 -9.979 -9.628 -9.750 2451765.42147 -9.972 -9.584 -9.588 2451765.42231 -9.869 -9.460 -9.447 2451765.42314 -9.869 -9.452 -9.470 2451765.42396 -9.770 -9.388 -9.444

La prima colonna contiene il giorno giuliano (una riga per immagine),poi le colonnesuccessive sono associate alle stelle scelte. In questo esempio le magnitudini sonostrumentali (ciò spiega i valori negativi).Puoi avere magnitudini più vicine alla realtàriempiendo il campo Constant o la finestra Magnitude constant o quella Automaticphotometry (menu Analysis). Viene fornito anche il file DELTA.DAT :ecco unestratto

1 -0.4333392 -0.3784913 -0.4497884 -0.334538

5 -0.3994666 -0.3634877 -0.4659658 -0.3824469 -0.35877710 -0.382895

DELTA.DAT contiene la differenza di magnitudine tra la prima colonna del filePHOT.DAT(in teoria l’oggetto variabile) e la magnitudine calcolata sommando leintensità delle stelle di confronto.Tracciando il grafico di questo file potraipossibilmente individuare la variazione in magnitudine del tuo oggetto.Il fileDELTA.DAT2 è molto simile a DELTA.DAT,ma al posto del numero di sequenza nellaprima colonna si trova il giorno giuliano:

2451765.412407 -0.4333392451765.413229 -0.3784912451765.414039 -0.4497882451765.414873 -0.3345382451765.415683 -0.3994662451765.416505 -0.3634872451765.417338 -0.4659652451765.418160 -0.382446

Per controllare la coerenza della tua analisi dovresti calcolare la differenza dellemagnitudini riscontrate nelle stelle di confronto. Se la prima stella scelta è una nonvariabile,puoi registrare il livello di precisione della riduzione fotometrica (valore dideviazione fornito nella finestra output a fine calcolo).Ecco un esempio :

Una buona pratica da acquisire è di testare la precisione fotometrica(deviazionestandard) regolando alcuni parametri, in particolare per quanto riguarda la fotometriadi apertura,la dimensione dei cerchi (specie quello più interno). Attenzione anche alleimmagini stellari sottocampionate, il che è uno dei fattori più rilevanti nell’influenzarenegativamente la precisione. Non esitare ad usare il comando ASCALE. Il comandoASCALE2 può elaborare una serie di immagini,p.es. :

>ASCALE2 SIWA I 132

Nell’esempio sotto si è individuato il valore della deviazione standard secondo ilraggio del cerchio più interno.Si nota bene un minimo marcato.Il raggiocorrispondente è adottato per la presente analisi fotometrica per il risultato finale :

La fotometria automatica si può eseguire modellando il PSF

In questo caso devi specificare la dimensione in pixels del quadrato all’interno delquale è eseguita la regolazione stellare.Proprio come per la dimensione dei cerchi nellafotometria di apertura,devi definire accuratamente questo parametro individuando ladeviazione standard secondo il suo valore su una stella di prova. In genere ladimensione della finestra è da 4 a 5 volte il valore del FWHM. Se essa è troppogrande,il software tenterà di correggere il rumore del fondo cielo ,il che non è il meglioda fare. Se la dimensione è troppo piccola,la modellizzazione matematica usa solo unafrazione del segnale stellare,e anche questo non va bene. L’esempio sotto mostral’errore fotometrico (ad un livello 1-sigma) in base alla dimensione della finestra dicalcolo.(a titolo d’ informazione, il FWHM delle stelle qui è di 2.3 pixels) :

In genere si preferirà il metodo PSF per lo studio di un oggetto mobile o quando ladensità stellare è notevole,perché la dimensione dell’area di analisi è più piccola diquanto occorre nella fotometria di apertura..Comunque, contrariamente ad un’ideauniversalmente accettata, la precisione finale in fotometria è conseguita usandosemplici cerchi di apertura. L’insieme di un calcolo netto del livello cielo (valoremediano più schema di eliminazione), di una campionatura ottimale dell’immagine(comandi ASCALE e ASCALE2,vedi Mighell ,K J&Rich, R.M. 1995,AJ,110,1649) e diuna scelta ottimale del raggio dei cerchi basato su un’analisi di errore molto accuratapermette di conseguire un risultato massimo col metodo della fotometria diapertura:essa è anche meno sensibile alle deformazioni delle stelle causate da erroridi guida da un’immagine all’altra, un grande vantaggio per strumenti amatoriali.

Il grafico sotto mostra l’errore fotometrico per diversi metodi su una sequenza di 200immagini (FWHM di stelle di 2.3 pixels).Queste curve derivano direttamente dai filesDELTA.DAT prodotti da Iris.

Ecco il rumore in magnitudine (1-sigma) di questi vari test :

Adattamento matematico del PSF : 0.0187 Fotometria d’apertura : 0.0184 Fotometria d’apertura con una griglia pixels due volte più fine(APHOT2) :0.0164

Da considerare che in buona parte il residuo di fluttuazione è indotto dallascintillazione atmosferica .L’unica tecnica per ridurlo è usare un telescopio più grandeo una media di misurazioni contigue (ma a detrimento della risoluzione temporale).

Fotometria e SLR digitali

Qui hai una dimostrazione dell’uso di Iris e di camera digitale nell’ambito dellafotometria d’apertura

Una tecnica basilare : sfoca l’immagine per aumentare precisione e dinamica della misura