الفلك

الحد من البيانات والقياس الضوئي بدون IRAF؟

الحد من البيانات والقياس الضوئي بدون IRAF؟


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

حزمة IRAF هي قديم.

لقد كنت أبحث عن برنامج أكثر حداثة لاستبداله في عمليات تقليل بيانات CCD والقياس الضوئي ، لكن لم أتمكن من العثور على أي منها.

أقرب ما وجدته هو أداة PyRAF ، لكن هذا يبدو أشبه بغلاف Python حول IRAF وليس بديلاً له.

هل هناك بعض البرامج الجديدة التي قد أفتقدها أم أن IRAF هو الخيار الوحيد حقًا حتى اليوم؟


يضيف:

لقد نسيت أن أذكر هذا ، لكنني أبحث عن أدوات تعمل مع Linux وهي مجانية (مفتوحة المصدر + بدون رسوم) ، إن أمكن. لن أدفع (لا مقابل ترخيص Windows ولا مقابل حزمة برامج) للتخلص من IRAF.


أظن أن كل ما تريده وأكثر متوفر ومكتوب بلغة بيثون أو به أغلفة بيثون.

أستروبي فوتوتيلس ccdproc


يحتوي AIP4Win على حزمة قياس ضوئي شاملة ، وأعتقد أيضًا أن MaximDL (رغم أنه أكثر تكلفة) يحتوي على بعض أيضًا.


أواجه نفس المشكلة أيضًا. كنت تفكر في استخدام Python مع Numpy و SciPy و Astropy، تكملة ذلك بـ جنو اوكتاف و PyRAF. سمعت أن بعض الطلاب الأصغر سنًا سيختارون MATLAB بدلاً من GNU Octave. ينتمي مشرفي إلى الجيل الأكبر سناً ، لذا سأضطر إلى ذلك أيضا تعلم IRAF للتواصل معه بشكل فعال. نصحني بعض علماء المعايرة باستخدام بيئة المعالجة التفاعلية Herschel (HIPE)، الذي تم تطويره لخطوط أنابيب ESA Herschel (مثل PACS و SPIRE) في الاعتبار ويستخدم Jython (مزيج من Python و Java). لكنني أتعلم استخدام ذلك أيضًا ، قبل أن أصبح بارعًا في Python أو أطور بعض البرامج باستخدام واجهة مستخدم رسومية مناسبة خاصة بي ...


يوجد ملف AstroImageJ. متاح على windows و mac و linux https://www.astro.louisville.edu/software/astroimagej/


الحد من البيانات والقياس الضوئي بدون IRAF؟ - الفلك

لقد طلبت ترجمة آلية لمحتوى محدد من قواعد البيانات الخاصة بنا. يتم توفير هذه الوظيفة لراحتك فقط ولا يُقصد بها بأي حال من الأحوال أن تحل محل الترجمة البشرية. لا تقدم SPIE ولا مالكو وناشر المحتوى ، وهم يتنصلون صراحةً من مسؤوليتهم ، أي تعهدات أو ضمانات صريحة أو ضمنية من أي نوع ، بما في ذلك ، على سبيل المثال لا الحصر ، الإقرارات والضمانات فيما يتعلق بوظيفة ميزة الترجمة أو دقة أو اكتمال الترجمات.

لا يتم الاحتفاظ بالترجمات في نظامنا. يخضع استخدامك لهذه الميزة والترجمات لجميع قيود الاستخدام الواردة في شروط وأحكام استخدام موقع SPIE.

تحقيق خط أنابيب آلي لتقليل البيانات في IRAF: نظام PhotMate

ستيفن أودريسكول ، 1 نيال ج.سميث 1

1 معهد كورك للتكنولوجيا (أيرلندا)

اشترك في المكتبة الرقمية

50 تنزيلًا لكل اشتراك لمدة عام

25 تنزيلًا لكل اشتراك لمدة عام

يتضمن ملفات PDF و HTML و Video ، عند توفرها

قدمت التطورات في تكنولوجيا التصوير على مدى العقد الماضي قوة دفع نحو تحقيق أنظمة الحد من البيانات الآلية داخل المجتمع الفلكي. هذه التطورات ، ولا سيما التطورات في تكنولوجيا CCD ، تعني أن غلاف البيانات المرتبط حتى ببرامج المراقبة المتواضعة يمكن أن يصل إلى أحجام غيغا بايت. نصف تطوير نظام آلي للحد من البيانات للقياس الضوئي التفاضلي يسمى PhotMate. بالنسبة لقضايا إعادة الاستخدام والتشغيل البيني ، تم تطوير النظام بالكامل داخل بيئة IRAF ويشكل الآن العمود الفقري لإجراء تحليل البيانات لدينا. نناقش المنهجيات الكامنة وراء تنفيذها واستخدام البرامج النصية IRAF لتحقيق عملية مؤتمتة. أخيرًا ، نضع فعالية مثل هذا النظام في السياق بالرجوع إلى عمليتي مراقبة حديثتين في مرصد كالار ألتو حيث اختبرنا مستوى إضاءة منخفض جديد (L3) CCD. نعتقد أن حملة المراقبة هذه هي مؤشر مهم للاتجاهات المستقبلية في علم الفلك البصري الرصدي. مع انخفاض تكلفة هذه الأجهزة ، سيزداد استخدامها ومعها حجم البيانات التي يتم إنشاؤها بشكل جماعي ، مما يؤدي إلى إسقاط المشاريع الفلكية الكبيرة كمولدات البيانات الأولية.

ونسخ (2004) حقوق الطبع والنشر لجمعية مهندسي الأجهزة الضوئية (SPIE). يُسمح بتنزيل الملخص للاستخدام الشخصي فقط.


الموارد على الانترنت¶

تم تطوير عدد من البرامج التعليمية الجيدة لتقليل البيانات على مر السنين ، وبعضها يحتوي على روابط لبيانات العرض التوضيحي. هذا كتاب الطبخ يعتمد على العديد منهم. هنا عدة:

    التي تنطبق على العروض التقديمية ذات الفتحة الطويلة من GMOS أو MOS Spectra Power-point من ورشة بيانات Gemini في توكسون (يوليو 2010 جميعها بتنسيق PDF):
      (رودريجو كاراسكو) (ريتشارد مكديرميد) (كاتي روث) (كاتي روث)
      (ريكاردو شيافون) (رودريجو كاراسكو)

    2018 المجلد 35 العدد 03

    مع الانتقال من IRAF إلى لغة برمجة أكثر شيوعًا (Python) ، من المهم إدراك أنه كان هناك أيضًا تغيير كبير في سير العمل. يتكون سير عمل IRAF التقليدي من المهام الفردية التي تأخذ ملف FITS كمدخلات ، وتقوم بتشغيل خوارزمية معالجة البيانات على ملف الإدخال ، وإرجاع ملف الإخراج المحدث للمستخدم. ومع ذلك ، فإن معالجة البيانات في Python هي عبارة عن تدفق للعمليات يتم التعبير عنه في رمز عادي أكثر من المهام الفردية التي تعمل على الملفات. يمكنك قراءة المزيد حول هذا الموضوع في قسم المقدمة في دفاتر STAK ، إلى جانب مقدمة عن FITS I / O.

    بينما كان جهد STAK Notebook في المقام الأول لإزالة تبعيات IRAF في سير عمل STScI الداخلي ، في غضون السنوات القليلة المقبلة ، ستقوم STScI بالتخلص التدريجي من الدعم النشط لبرنامجنا القائم على IRAF / PyRAF أيضًا. سنواصل توزيع بيئة Astroconda Python 2.7 التي تتضمن PyRAF ، ولكن سيتم تجميدها ولن تكون هناك تحديثات للاعتماديات وإصلاحات الأخطاء ودعم المستخدم.

    يعتبر إنهاء دعم IRAF في المجتمع تحديًا أفضل للتغلب عليه من خلال العمل الجماعي. يمكن تقديم المساهمات من المجتمع بطرق مختلفة. كما هو مذكور أعلاه ، فإن الإضافات إلى دفاتر STAK ستكون موضع ترحيب كبير ، ولكن هناك طرقًا أخرى للمساعدة. كان Astropy مركزًا لتطوير أدوات علم الفلك في Python منذ بضع سنوات حتى الآن ، ولكن هناك دائمًا المزيد من العمل الذي يتعين القيام به. يعتبر منظور مستخدمي Astropy الجدد ذا قيمة خاصة ، ويمكن إرسال ملاحظات محددة من خلال المشكلات الموجودة في مستودع GitHub. والأكثر فائدة هي المساهمات (عبر طلبات سحب GitHub) من المجتمع ، حتى لو كان تغييرًا بسيطًا لجعل الوثائق أكثر وضوحًا. يوجد حاليًا تطوير نشط لأدوات التحليل الطيفي والقياس الضوئي وأنظمة إحداثيات العالم قيد التنفيذ داخل مجتمع Astropy ، والآن هو الوقت المناسب لاختبار الإصدارات المبكرة وطلب الميزات أو اقتراح التغييرات.

    شكر وتقدير

    نود أن نشكر جميع موظفي المعهد الذين شاركوا في هذا الجهد وقدموا ملاحظات على دفاتر STAK. لا يمكن أن ينجح هذا المشروع لولا العمل الجماعي الذي أظهره موظفو المعهد. نود أيضًا أن نشكر كريستينا أوليفيرا على قيامها بدور منسق الاتصال في INS خلال هذا المشروع.


    الحد من البيانات والقياس الضوئي بدون IRAF؟ - الفلك

    أدرج القسم السابق بعض التأثيرات الآلية التي يجب تصحيحها أثناء تقليل بيانات CCD. إن إجراء التخفيض ليس تافهاً ويجب تنفيذه بعناية إذا كان لا بد من عدم الانحراف. المراحل المختلفة المتضمنة عادةً في تقليل بيانات CCD هي: (1) قراءة بياناتك من القرص أو الشريط ، (2) تحويل بياناتك إلى تنسيق متوافق مع برنامجك ، (3) فحص الصور الأصلية وتجاهل تلك المعيبة ، (4) ضع علامة على جميع وحدات البكسل المعيبة المعروفة باسم & # x2018bad & # x2019 أو استبدلها بقيم مخترعة ومعقولة ، (5) أنشئ تحيزًا رئيسيًا وصورًا مظلمة لاستخدامها لاحقًا في إزالة الإشارة المظلمة والتحيز من الصور الأولية للأجسام الفلكية المستهدفة ، (6) لكل مرشح ، قم بإنشاء إطار حقل مسطح رئيسي يحدد تنوعات الحساسية من البكسل إلى البكسل ثم الحقل المسطح لكل صورة ، (7) لكل مرشح ، قم بمحاذاة وإضافة الصور الفردية لكل كائن فلكي مستهدف لإنتاج صورة رئيسية للكائن.

    عادةً ما تقوم بتنفيذ المراحل بالترتيب المدرج ، أثناء تقدمك من نسخ الصور الأولية إلى الصور المصغرة. ومع ذلك ، في بعض الحالات يمكن حذف بعض المراحل. تشكل الوصفات الواردة في الجزء الثاني معًا مثالاً للعمل خلال هذه المراحل.

    6.1 البرامج المتاحة

    برنامج Starlink الرئيسي لتقليل صور CCD هو CCDPACK (انظر SUN / 139 [10]). يوفر تسهيلات متخصصة واسعة النطاق لتقليل بيانات CCD. ميزة كبيرة لـ CCDPACK هي أنه قادر بشكل اختياري على تقدير ونشر تقدير الخطأ لكل بكسل فردي في إطارات CCD من خلال عملية تقليل البيانات. يجب استخدام CCDPACK جنبًا إلى جنب مع حزمة KAPPA (انظر SUN / 95 [6]) ، والتي توفر تسهيلات عامة لعرض الصور والفحص والمعالجة. KAPPA و CCDPACK قابلان للتشغيل البيني بشكل كامل وسلس ، وفي الواقع ، يعتزم استخدامهما معًا. من الممكن القيام بمحاولة معقولة لتقليل بيانات CCD باستخدام KAPPA وحدها ، على الرغم من أنها أقل ملاءمة وتعطي نتائج جيدة أقل من CCDPACK.

    تتضمن حزمة معالجة الصور والتحليل الطيفي Figaro (انظر SUN / 86 [27]) بعض التسهيلات لتقليل بيانات CCD ، على الرغم من أنها أقل شمولاً من CCDPACK. مرة أخرى ، يمكن استخدام Figaro مع KAPPA و CCDPACK. بالإضافة إلى CCDPACK و KAPPA و Figaro ، هناك العديد من حزم Starlink الأخرى ذات الصلة ببعض جوانب تقليل بيانات CCD والقياس الضوئي CCD. تم تلخيص الحزم المختلفة المتاحة واستخداماتها وعلاقاتها المتبادلة بشكل ملائم في & # x2018Road-Map for CCD Photometry & # x2019 [8] التي ظهرت في نشرة ستارلينك.

    • دليل المستخدم & # x2019s لحزمة CCDRED بواسطة F. & # x00A0Valdes [28] ،
    • حزمة الحد من اتفاقية مكافحة التصحر في IRAF & # x2013 CCDRED بواسطة F. & # x00A0Valdes [29].
    • دليل المستخدم & # x2019s لتخفيضات اتفاقية مكافحة التصحر مع IRAF بواسطة P. & # x00A0Massey [18] ،
    • تصحيح وتسجيل الصور باستخدام IRAF بواسطة L.A. & # x00A0Wells [35] ،
    • تنظيف صور البكسل السيئة والأشعة الكونية باستخدام IRAF بواسطة L.A.Wells و D.J. & # x00A0Bell [36].

    تتشابه المراحل المبكرة من تقليل الأطياف المسجلة بأجهزة كشف CCD مع تلك الخاصة بالصور المباشرة ، على الرغم من اختلاف المراحل اللاحقة. هناك مقدمة شاملة ويمكن الوصول إليها لتقليل البيانات الطيفية في كتاب الطبخ SC / 7: تخفيضات بسيطة في التحليل الطيفي [3] .

    6.2 تنسيقات البيانات

    يمكن استخدام أي تنسيق تقريبًا لكتابة ملاحظات في البداية على قرص مغناطيسي بعد الحصول عليها من التلسكوب. سيكون الاختيار ببساطة هو كل ما هو عملي ومناسب للمرصد المعني. وبالمثل ، فإن معظم حزم البرامج لتقليل البيانات الفلكية لها تنسيق مفضل أو & # x2018native & # x2019 تعمل عليه. بالنسبة لمعظم برامج Starlink ، يكون NDF (تنسيق بيانات n -dimensional راجع SUN / 33 [31]) وبالنسبة لـ IRAF فهو OIF (تنسيق الصورة القديم). ومع ذلك ، فإن معظم الحزم الراسخة قادرة على استيراد البيانات بتنسيقات مختلفة مختلفة ، وفي بعض الحالات ، قد تكون قادرة على معالجة البيانات التي ليست بتنسيقها الأصلي ، وإن كان ذلك مع فقدان بعض الكفاءة.

    لم يعد انتشار تنسيقات البيانات المختلفة وغير المتوافقة مشكلة كبيرة. تنسيق FITS موجود في كل مكان في علم الفلك لنقل البيانات بين المؤسسات وبين حزم البرامج. مهما كانت البيانات المكتوبة في الأصل عندما تم الحصول عليها من التلسكوب ، فسيتم تصديرها دائمًا تقريبًا من المرصد بتنسيق FITS. أي أن خرطوشة الشريط المغناطيسي التي تعود بها من تشغيل المراقبة ستحتوي دائمًا على ملفات FITS. وبالمثل ، من المرجح أن تكون الملاحظات المستخرجة من أرشيفات البيانات بتنسيق FITS. يمكن لجميع الحزم الرئيسية لتقليل البيانات الفلكية استيراد الملفات بتنسيق FITS.

    6.2.1 يناسب

    تم اقتراح تنسيق FITS الأصلي (نظام نقل الصور المرن) بواسطة Wells وآخرون. [33] في عام 1981. ومع ذلك ، فقد تم تطويره وتعزيزه على مر السنين. يتم الآن الحفاظ على معيار FITS وتوثيقه من قبل مكتب دعم FITS التابع لمرفق بيانات الفيزياء الفلكية في مركز غودارد لرحلات الفضاء التابع لناسا (انظر URL:
    http://fits.gsfc.nasa.gov/fits_home.html). على الرغم من أن FITS هو في الأساس تنسيق فلكي ، إلا أنه يُذكر أحيانًا في كتب حول تنسيقات الصور القياسية. انظر ، على سبيل المثال ، تنسيقات ملفات الرسومات بواسطة كاي وليفين [15]. تمت مراجعة تطوير معيار FITS منذ إنشائه مؤخرًا بواسطة Wells [34].

    كان FITS في الأصل معيارًا للملفات الموجودة على الشريط المغناطيسي. ومع ذلك ، في الوقت الحاضر يتم استخدامه في كثير من الأحيان كتنسيق للملفات الموجودة على القرص المغناطيسي. r & # x00F4le الأساسي هو تبادل البيانات بين المؤسسات المختلفة وحزم البرامج ، على الرغم من أن بعض الحزم يمكنها معالجة البيانات بتنسيق FITS مباشرة.

    حتى الوصف المختصر لتنسيق FITS ليس مناسبًا هنا (إذا كنت مهتمًا ، يمكنك استرداد مستند يصف معيار تنسيق FITS من مكتب دعم FITS). ومع ذلك ، قد تكون بعض التعليقات مفيدة. ملف FITS هو سلسلة من السجلات ، يجب أن يبلغ طول كل منها 2880 بايت بالضبط. يتم تضمين نوعين من المعلومات في ملف FITS: البيانات الأساسية (التي تشمل الصورة أو الأطياف المقروءة من CCD أو أي شيء آخر) ومعلومات الرأس التي تصفها وتشرحها. قد تكون معلومات الرأس النموذجية للمراقبة هي الأداة والتلسكوب المستخدمان ، وتاريخ ووقت المراقبة ، وتفاصيل الإعداد الآلي إلخ. في لغة علوم الكمبيوتر ، غالبًا ما يتم استدعاء معلومات الرأس هذه البيانات الوصفية، على الرغم من أن هذا المصطلح نادرًا ما يستخدم في علم الفلك.

    قد يحتوي سجل معين على معلومات أو بيانات رأس ولكن ليس كليهما. ينقسم سجل معلومات الرأس إلى ستة وثلاثين بايت & # x2018 تسجيلات منطقية & # x2019 (سيتعرف القراء الأكبر سنًا على هذه الصور على أنها صور بطاقة). غالبًا ما يتم تخزين البيانات كأرقام ثنائية ، لكن سجلات الرأس تشتمل دائمًا على أحرف ASCII. يمكن أن تحدث سجلات الرأس في جميع أنحاء الملف ، على الرغم من وجود واحد على الأقل دائمًا في بدايته.

    يسرد الشكل & # x00A04 سجلات الرأس القليلة الأولى من ملف FITS. التفاصيل ليست وثيقة الصلة هنا (وفي الواقع ، المثال ليس نموذجيًا لملف FITS الذي لا يحتوي على مجموعة من البيانات). ومع ذلك ، فإنه يوضح النقطة المهمة المتمثلة في وجود نوعين من سجلات رأس FITS: الكلمات الرئيسية والتعليقات. الكلمات الأساسية يتكون سجل الكلمات الأساسية من كلمة أساسية مسماة وعلامة يساوي وقيمة الكلمة الأساسية وتعليق اختياريًا. على سبيل المثال ، في الشكل ، الكلمة الأساسية SIMPLE لها القيمة & # x2018 T & # x2019 (على سبيل المثال صحيح في هذه الحالة) والكلمة الأساسية BITPIX لها القيمة 8. هناك بعض القواعد الإضافية حول موضع هذه العناصر وطولها ، ولكن ليسوا مهمين هنا. الكلمات الرئيسية هي الآلية الرئيسية المستخدمة لربط المعلومات المساعدة بمجموعة البيانات. غالبًا ما تبحث البرامج التي تعالج ملفات FITS في الملف عن كلمات أساسية مسماة بشكل مناسب لمنحهم المعلومات التي يحتاجون إليها. الكلمات الرئيسية في الشكل إلزامية (معانيها ليست مهمة هنا). البعض الآخر ، إذا كان موجودًا ، يكون له معنى محدد. التعليق يبدأ سجل رأس التعليق بالسلسلة & # x2018 COMMENT & # x2019 ويتكون باقي السجل من نص حر من المفترض أن يقرأه الإنسان. عادةً ما يتم استخدامه للتعليق على مجموعة البيانات.

    نتيجة لكون معلومات الرأس دائمًا أحرف ASCII وبعضها يحدث دائمًا في بداية الملف هو أنه من الممكن فحصها باستخدام أمر Unix أكثر. العرض الناتج قابل للقراءة تمامًا ، على الرغم من أنه ربما لا يكون شديد الوضوح & # x00E6. تعمل هذه التقنية بشكل أفضل مع نافذة يبلغ عرضها ثمانين حرفًا. من عيوب استخدام المزيد أنه من غير العملي عادةً فحص أي معلومات رأس لا تحدث في بداية الملف. تحتوي معظم حزم تقليل البيانات على وسائل أكثر تعقيدًا لفحص معلومات رأس FITS: انظر ، على سبيل المثال ، الوصفة في القسم & # x00A09 والبرنامج النصي في القسم & # x00A021. تسمح لك هذه الآليات عادةً بفحص معلومات الرأس المضمنة في الملف وكذلك الموجودة في المقدمة.

    6.3 رسم توضيحي لتقليل البيانات

    على الرغم من التحسينات الملحوظة في تقنيات تصنيع CCD في السنوات الأخيرة ، فإن الاختلافات في التحيز والحساسية من البكسل إلى البكسل الموجودة في صور CCD الخام ليست تأثيرات صغيرة. يوضح هذا القسم بإيجاز التأثيرات ويوضح التحسن الذي يمكن أن تحققه المعايرة الدقيقة. تم إنشاء الصور المستخدمة هنا بواسطة Matthew & # x00A0Trewhella باستخدام WIRO CCD الذي يعمل في ك الفرقة في الأشعة تحت الحمراء القريبة. جميع الصور 128 & # x00D7128 بكسل وتم التقاطها كجزء من مشروع فسيفساء مجرة ​​M51 ورفيقتها NGC 5194. تم التقاط عدة مئات من الصور وتم تصغيرها ومحاذاة وتكديسها باستخدام CCDPACK.

    يُظهر الشكل & # x00A05 صورة هدف خام غير معالجة ، كقراءة من CCD. يمكن رؤية الجسم الفلكي في منتصف الحافة اليمنى للصورة ، لكن أي ميزات أخرى تغمرها التوقيع الآلي.

    الأشكال & # x00A06 و 7 هي على التوالي تحيز وإطار حقل مسطح. إنها تُظهر بوضوح أصل التأثيرات الآلية التي شوهدت في الشكل & # x00A05. من أجل الوضوح ، تم تحسين تباين إطار المجال المسطح باستخدام تقنية معادلة الرسم البياني من أجل جعل التغييرات الدقيقة في الكثافة أسهل في الرؤية.

    يوضح الشكل & # x00A08 الفسيفساء النهائية لـ M51. تشير المنطقة المعبأة إلى جزء الفسيفساء الذي ساهمت فيه الصورة الأولية الموضحة في الشكل & # x00A05. تم استخدام أكثر من 2 جيجا بايت من الصور الخام والألوان الداكنة والمسطحات والتحيزات لبناء هذه الفسيفساء.


    الحد من البيانات والقياس الضوئي بدون IRAF؟ - الفلك

    مشروع ستارلينك
    كتاب الطبخ Starlink & # x00A05.3

    Copyright & # x00A9 & # x00A02001 مجلس المعمل المركزي لمجالس البحث

    كتاب الطبخ ثنائي الأبعاد لخفض بيانات اتفاقية مكافحة التصحر

    الملخص

    يقدم كتاب الطبخ هذا وصفات ونصوصًا بسيطة لتقليل الصور المباشرة التي يتم الحصول عليها باستخدام أجهزة كشف CCD الضوئية. باستخدام هذه الوصفات والنصوص ، يمكنك تصحيح الصور غير المعالجة التي تم الحصول عليها من أجهزة التحكم عن بعد للحصول على تأثيرات آلية متنوعة لاسترداد صورة دقيقة لمجال السماء المرصود. تستخدم الوصفات والنصوص البرامج القياسية المتوفرة في جميع مواقع Starlink.

    تشمل الموضوعات التي يتم تناولها: إنشاء وتطبيق تصحيحات التحيز والحقل المسطح ، وتسجيل الإطارات وإنشاء كومة أو فسيفساء من الإطارات المسجلة. كما يتم عرض المهام الإضافية ذات الصلة ، مثل التحويل بين تنسيقات البيانات المختلفة ، وعرض الصور وحساب إحصائيات الصورة.

    بالإضافة إلى الوصفات والنصوص ، يتم تقديم مواد أساسية كافية لشرح الإجراءات والتقنيات المستخدمة. العلاج هو عملي عمدًا وليس نظريًا ، بما يتماشى مع هدف تقديم المشورة بشأن التقليل الفعلي للملاحظات. توضح المواد الإضافية بعض الاختلافات بين استخدام CCDs الضوئية التقليدية والمصفوفات المماثلة المستخدمة للرصد في أطوال موجات الأشعة تحت الحمراء.

    من يجب أن يقرأ كتاب الطبخ هذا؟

    يستهدف كتاب الطبخ هذا بشدة الأشخاص الجدد في الحد من ملاحظات CCD. قد يكون لدى القراء النموذجيين مجموعة من ملاحظات CCD لتقليلها (ربما لأول مرة) أو يخططون للمراقبة باستخدام كاميرا CCD. لا توجد معرفة مسبقة بالحد من بيانات اتفاقية مكافحة التصحر.

    محتويات

    مراجعة التاريخ

    شكر وتقدير

    نحن ممتنون لمايك & # x00A0Lawden و Peter & # x00A0Draper و Rodney & # x00A0Warren-Smith وخاصة مالكولم & # x00A0Currie الذين قدموا جميعًا العديد من التعليقات المفيدة على النسخة المسودة من كتاب الطبخ هذا. شكر إضافي ل Peter & # x00A0Draper على الأمثلة والنصوص والرسوم البيانية المستعارة من SUN / 139 ، دليل CCDPACK.

    شكرًا للسيد & # x00A0I. & # x00A0Morgan ، والسيد & # x00A0Gareth & # x00A0Leyshon و Dr & # x00A0Steve & # x00A0Eales لتوفير عدد من البرامج النصية وللدكتور & # x00A0Gerry & # x00A0Luppino من Hawaii Figure01 للسماح باستخدام IFA #. البيانات من Walter & # x00A0Jaffe & # x2019s CD-ROM الصور الفلكية تستخدم بإذن من المؤلف والناشر. كشفت كارين موران عن تفاصيل الاتصال الخاصة بـ Twin Press.

    أي أخطاء ، بالطبع ، هي خطأنا.

    مراجع

    [1] & # x00A0 & # x00A0 & # x00A0 DS. & # x00A0Berry، 1996، SUN / 183.3: ARD & # x2014 لغة نصية لوصف المناطق داخل مصفوفة بيانات (ستارلينك).

    [2] & # x00A0 & # x00A0 & # x00A0 C. & # x00A0Buil، 1991، CCD Astronomy & # x2013 بناء واستخدام كاميرا فلكية CCD (ويلمان بيل: ريتشموند ، فيرجينيا). ترجمه E. & # x00A0 و & # x00A0B. & # x00A0Davoust. نُشر في الأصل باللغة الفرنسية باسم علم الفلك CCD ، البناء والاستفادة من الكاميرات CCD والهواة في علم الفلك في عام 1989.

    [3] & # x00A0 & # x00A0 & # x00A0 M.J. & # x00A0Clayton، 1998، SC / 7.2: تخفيضات بسيطة في التحليل الطيفي (ستارلينك).

    [7] & # x00A0 & # x00A0 & # x00A0 M.J. & # x00A0Currie، G.J.Privett، A.J.Chipperfield، DS & # x00A0Berry and AC. & # x00A0Davenhall، 2000، SUN / 55.14: CONVERT & # x2014 حزمة تحويل التنسيق (ستارلينك).

    [8] & # x00A0 & # x00A0 & # x00A0 A.C. & # x00A0Davenhall، 1998، نشرة ستارلينك، لا. 20، ص 17-19. في المقام الأول ، راجع مدير الموقع الخاص بك لمعرفة الإصدارات السابقة من نشرة ستارلينك. بدلاً من ذلك ، يتوفر نسخة من هذه المقالة بواسطة بروتوكول نقل الملفات المجهول من إدنبرة. التفاصيل هي: ftp site ftp.roe.ac.uk، directory / pub / acd / misc، file roadmap.ps. الملف بتنسيق PostScript.

    [9] & # x00A0 & # x00A0 & # x00A0 P.W. & # x00A0Draper، 1995، نشرة ستارلينك، لا. 16، الصفحات 6-7. في المقام الأول ، راجع مدير الموقع الخاص بك لمعرفة الإصدارات السابقة من نشرة ستارلينك.

    [10] & # x00A0 & # x00A0 & # x00A0 P.W. & # x00A0Draper، M.B. & # x00A0Taylor and A. & # x00A0Allan، 2000، SUN / 139.13: حزمة CCDPACK & # x2014 CCD لتقليل البيانات (ستارلينك).

    [11] & # x00A0 & # x00A0 & # x00A0 P.W. & # x00A0Draper و N. & # x00A0Gray، 2000، SUN / 214.8: GAIA & # x2014 الفلك الرسومي وأداة تحليل الصور (ستارلينك).

    [13] & # x00A0 & # x00A0 & # x00A0 S.B. & # x00A0Howell (محرر) ، 1992 ، تقنيات المراقبة الفلكية والحد منها، سلسلة مؤتمرات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ ، 23.

    [14] & # x00A0 & # x00A0 & # x00A0 W. & # x00A0Jaffe، 1998، الصور الفلكية (Twin Press: Vledder) قرص مضغوط. للتواصل مع Twin Press ، أرسل رسالة بريد إلكتروني إلى G. & # x00A0Kiers ([email protected]).

    [15] & # x00A0 & # x00A0 & # x00A0 D.C. & # x00A0Kay and J.R. & # x00A0Levine، 1995، تنسيقات ملفات الرسومات، الطبعة الثانية
    (ويندكريست / ماكجرو هيل: نيويورك). انظر على وجه الخصوص الفصل 18 ، الصفحات 235 - 244.

    [16] & # x00A0 & # x00A0 & # x00A0 C.R. & # x00A0Kitchin، 1998، تقنيات الفيزياء الفلكيةالطبعة الثالثة (معهد الفيزياء: بريستول وفيلادلفيا). نشرت الطبعة الأولى عام 1984.

    [18] & # x00A0 & # x00A0 & # x00A0 P. & # x00A0Massey، 1997، دليل المستخدم & # x2019s لتخفيضات اتفاقية مكافحة التصحر مع IRAF (المراصد الوطنية لعلم الفلك البصري: توكسون). انظر SG / 12 مرجع سابق استشهد. ([22]) للحصول على تفاصيل الحصول على أدلة IRAF. استرجع الملف ccduser3.ps.Z

    [19] & # x00A0 & # x00A0 & # x00A0 I.S. & # x00A0McLean، 1989، علم الفلك الإلكتروني والكمبيوتر & # x2013 من العيون إلى المستشعرات الإلكترونية (إليس هوروود: تشيتشيستر).

    [20] & # x00A0 & # x00A0 & # x00A0 I.S. & # x00A0McLean، 1997، التصوير الإلكتروني في علم الفلك & # x2013 أجهزة الكشف والأجهزة (وايلي: تشيتشستر ونيويورك). نُشر بالاشتراك مع Praxis في سلسلة Wiley-Praxis في علم الفلك والفيزياء الفلكية.

    [21] & # x00A0 & # x00A0 & # x00A0 R. & # x00A0Morris and G.J. & # x00A0 Privett، 1996، SUN / 166.4: SAOIMAGE & # x2014 عرض الصور الفلكية (ستارلينك).

    [22] & # x00A0 & # x00A0 & # x00A0 R. & # x00A0Morris، G.J. & # x00A0Privett and A.C. & # x00A0Davenhall، 1999، SG / 12.2: IRAF & # x2014 مرفق تحليل تقليل الصور (ستارلينك).

    [23] & # x00A0 & # x00A0 & # x00A0 M.V. & # x00A0Newberry، 1995، علم الفلك اتفاقية مكافحة التصحر, 2، رقم 1 ، ص 18 - 21.

    [24] & # x00A0 & # x00A0 & # x00A0 M.V. & # x00A0Newberry، 1995، علم الفلك اتفاقية مكافحة التصحر, 2، رقم 3 ، ص 12-14.

    [25] & # x00A0 & # x00A0 & # x00A0 M.V. & # x00A0Newberry، 1996، علم الفلك اتفاقية مكافحة التصحر, 3، رقم 1 ، ص 18 - 21.

    [26] & # x00A0 & # x00A0 & # x00A0 J. & # x00A0Palmer and A.C. & # x00A0Davenhall، 2001، SC / 6.4: كتاب الطبخ المعايرة الضوئية CCD (ستارلينك).

    [27] & # x00A0 & # x00A0 & # x00A0 KT & # x00A0Shortridge، H. & # x00A0Meyerdierks، MJ & # x00A0Currie، MJ & # x00A0Clayton، J. & # x00A0Lockley، AC & # x00 & AC0 # x00A0 x00A0Taylor، T. & # x00A0Ash، T. & # x00A0Wilkins، D. & # x00A0Axon، J. & # x00A0Palmer and A. & # x00A0Holloway، 2001، SUN / 86.18: FIGARO & # x2014 نظام عام لخفض البيانات (ستارلينك).

    [28] & # x00A0 & # x00A0 & # x00A0 F. & # x00A0Valdes، 1990، دليل المستخدم & # x2019s لحزمة CCDRED (المراصد الوطنية لعلم الفلك البصري: توكسون). انظر SG / 12 مرجع سابق استشهد. ([22]) للحصول على تفاصيل الحصول على أدلة IRAF. استرجع الملف ccdguide.ps.Z

    [29] & # x00A0 & # x00A0 & # x00A0 F. & # x00A0Valdes، 1990، حزمة الحد من اتفاقية مكافحة التصحر في IRAF & # x2013 CCDRED (المراصد الوطنية لعلم الفلك البصري: توكسون). انظر SG / 12 مرجع سابق استشهد. ([22]) للحصول على تفاصيل الحصول على أدلة IRAF. استرجع الملف ccdred.ps.Z

    [30] & # x00A0 & # x00A0 & # x00A0 G. & # x00A0Walker، 1987، الملاحظات الفلكية & # x2013 منظور بصري (مطبعة جامعة كامبريدج: كامبريدج).


    الحد من البيانات والقياس الضوئي بدون IRAF؟ - الفلك

    يتعامل هذا الدليل مع الإجراءات المتضمنة في استخراج المقادير النجمية من صور CCD التي تم الحصول عليها في مرصد كلية جيتيسبيرغ (GCO) أو المرصد الوطني للبحوث الجامعية (NURO) باستخدام لغة الأمر IRAF (مرفق تقليل الصور وتحليلها) ومعالجة الصور القياسية و برنامج التحليل الذي يستخدمه علماء الفلك المحترفون. تم تطوير IRAF في المراصد الفلكية البصرية الوطنية في توكسون ، أريزونا ، وهو متاح عبر الويب على موقع ويب IRAF.

    من الصور الخام إلى المقادير

    الصور الملتقطة بتلسكوب Gettysburg College هي صور 1k x 1k FITS تم إنتاجها باستخدام نظام التشغيل PMIS والكاميرا الضوئية CH250 المبردة كهربائياً. الصور الملتقطة في NURO هي 512 × 512 صورة من كاميرا فوتومترية مبردة بالنيتروجين السائل. هناك طريقتان للحصول على الصور باستخدام تلسكوبات NURO. إذا تم التقاطها باستخدام نظام التشغيل PMIS في NURO ، فستكون ، مثل صور Gettysburg ، بتنسيق FITS. إذا تم التقاطها باستخدام واجهة IRAF Control Language لكاميرا NURO ، فستكون بتنسيق IRAF ، والذي يتكون من ملفين منفصلين ، أحدهما يحتوي على رؤوس صور (.imh) والآخر (غير مرئي للمستخدم) يحتوي على وحدات البكسل.

    هناك عنصران لتقليل البيانات. الأول هو معالجة الصور. والثاني هو قياس الصور المعالجة لاستخراج المقادير.

    تتبع معالجة الصور المنطق التالي. خلال المساء ، يلتقط المرء صوراً للأشياء التي يريد المرء دراستها. تسمى هذه الملفات & quotobject & quot ، ولكنها تحتاج إلى المعالجة لإزالة الأنماط الزائفة التي يتم إدخالها في كاميرا CCD عن طريق ضوضاء القراءة الإلكترونية والإلكترونات الحرارية وتغيرات الحساسية من البكسل إلى البكسل. لإزالة هذه التأثيرات ، يأخذ المرء عددًا كبيرًا من صور المعايرة أثناء المساء. هناك ثلاثة أنواع من صور المعايرة. (1) إطارات صفرية (أو & quotbias & quot): يتم أخذ 20 إلى 40 منها كل مساء لتحديد نمط ضوضاء القراءة عبر الشريحة. يتم التقاطها بوقت تعريض 0 يتم مسح الشريحة وقراءتها. (2) الإطارات المظلمة: يتم عادةً التقاط 20 إلى 40 صورة كل مساء ، مع تكامل 120 ثانية ، ولكن مع إغلاق الغالق. يحدد هذا النمط والمعدل الذي تتراكم فيه الإلكترونات الحرارية في شريحة CCD. نظرًا لأن التيار المظلم لا يكاد يذكر مع الكاميرا المبردة بالنيتروجين في NURO ، نادرًا ما نأخذ إطارات داكنة هناك ، لكننا نأخذها دائمًا في GCO. (3) & quotFlat Field & quot الصور: عادةً ما يتم التقاط 5 أو 10 صور من خلال كل مرشح (U و B و V و R و / أو I) أثناء الإشارة إلى سماء فارغة بالقرب من غروب الشمس أو شروق الشمس. بالتناوب ، يمكن استخدام شاشة مضاءة بشكل موحد. والغرض من ذلك هو تحديد نمط البكسل إلى البكسل الناتج عن اختلافات حساسية البكسل أو التظليل (& quotvignetting & quot) بواسطة بصريات التلسكوب أو جزيئات الغبار.

    نريد تطبيق هذه المعايرات على كل ملف كائن. للقيام بذلك ، استخدم أمر IRAF المسمى zerocombine لإنشاء إطار Zero رئيسي عن طريق حساب متوسط ​​كل الإطارات الصفرية الفردية. ثم (فقط في GCO ، حيث نأخذ إطارات مظلمة) نستخدم برنامجًا يسمى darkcombine لإنشاء إطار داكن رئيسي عن طريق حساب متوسط ​​كل الإطارات المظلمة الفردية معًا - يقوم البرنامج تلقائيًا بطرح إطار Zero الرئيسي من كل إطار داكن خام قبل حساب المتوسط. بعد ذلك ، نستخدم برنامجًا يسمى flatcombine لإنشاء إطارات مسطحة رئيسية لكل مرشح ، مرة أخرى عن طريق حساب متوسط ​​الصور الفردية ذات المجال المسطح معًا ، بعد طرح إطار Zero الرئيسي والإطار المظلم أولاً (تم تغيير حجمه إلى وقت التعرض للشقة). في NURO ، نقوم أيضًا بقص الصور إلى حجم أصغر من تلك التي أنشأتها الكاميرا ، واستخدام المنطقة المقتطعة ، والتي تسمى & quotoverscan & quot لإزالة الأنماط واسعة النطاق من خلفية القراءة. بمجرد تعيين هذا عند بدء تشغيل IRAF ، فإن وظائف & quottrim & quot و & quotoverscan & quot تكون تلقائية ولا تحتاج إلى قلقنا في ظل الظروف العادية.

    عندما يكون Master Zero و Dark و Flats جاهزين ، نقوم بعد ذلك بتشغيل برنامج يسمى ccdproc يقوم تلقائيًا بطرح الصفر والظلام (تحجيمه إلى وقت التعرض) من كل ملف كائن ، ويقسم على المستوى المناسب للمرشح المستخدم. هاهو! ملفات الكائن ، صفر ، داكن ، مصحح بشكل مسطح ، جاهزة للقياس. المنطق العام لهذا موضح في الشكل 1 ، في نهاية هذه الوثيقة.

    توجد طرق عديدة لاستخراج المقادير من صورة CCD. دعونا أولاً نوضح ما نعنيه بالمقادير. تبدو صور النجوم على إطاراتنا المعالجة ، في الملف الشخصي ، وكأنها منحنى غاوسي أو على شكل جرس (انظر الشكل 2). نستخرج المقادير من الصور عن طريق قياس المنطقة الواقعة تحت المنحنى ، والتي تمثل الضوء من كل من النجم وخلفية السماء ، وطرح خلفية السماء ، وقسمة وقت التعرض ، وأخذ سجل النتيجة. الناتج النهائي هو رقم يمثل سطوع النجم - وهو مقدار. (من الناحية الفنية ، إنها & quot؛ حجم أداة & quot ؛ نظرًا لأنها لا تشير إلى نجم قياسي في السماء ، ولكن تم حسابها فقط من التهم التي تحصل عليها في CCD الخاص بك.)

    هناك أمران من أوامر IRAF التي نستخدمها عادة لاستخراج المقادير وهما imexamine و apphot. كلا الأمرين يسمحان لك بشكل أساسي بتوجيه المؤشر إلى نجمة ، والضغط على زر الماوس ، وطباعة مقدار الآلة. للحصول على قياسات دقيقة ومعتدلة ، نستخدم imexamine ، ولكن إذا أردنا ضمان أفضل النتائج ، فإننا نستخدم apphot ، والذي يسمح للمستخدم بتعيين معلمات القياس بشكل تفاعلي ، مما يضمن اختيار خلفية السماء المناسبة ، بحيث لا تفعل النجوم المجاورة يساهم في قياس السطوع ، أن كمية كافية من صورة النجم يتم أخذ عينات منها ، وما إلى ذلك. نحن نصف استخدام imexamine و apphot في كتابة بواسطة Bentley Laaksonen ، متضمنة كملحق IX.

    يتم تشغيل IRAF بشكل مختلف على أجهزة مختلفة. لكن عند البدء ، يجب أن ترى موجه & quot؛ لغة الأمر & quot.

    تقوم بإدخال الأوامر تمامًا كما تفعل على أي جهاز يعمل بنظام التشغيل Unix أو DOS. تم سرد قائمة بأوامر IRAF التي نجدها مفيدة في الملحق الأول ، لكننا سنفترض أنك تعرف القليل عن أجهزة الكمبيوتر قبل قراءة هذا الدليل ويمكنك العثور على معلومات حول أوامر IRAF المحددة عن طريق كتابة help & ltcommand & gt. IRAF commands always have associated with them a "parameter" file, which sets the operating parameters for the file. You need to learn how to set these parameters for your particular needs, using the epar (edit parameters) command. We will give some hints for what parameters to set for good results, but you may find your own particular recipe that works better.

    Initially, when you start IRAF, you should run the command

    which will set up some of the fundamental parameters you need for your observing site. At GCO, the computer responds to this command by

    Instrument ID (type ? for a list) (gco):

    To accept the default, gco, you just press return. At NURO you can type ? to see the list, and pick the obvious choice, the NURO CCD camera.

    You will find yourself immediately in the editor for several of the parameter files needed for data reduction. The first is the parameter file for the CCD reduction system, ccdred . Usually you don't have to edit this (See Appendix II). To accept the choices, just push the ESC key, type a colon (:), and then type q (or wq). This is the standard procedure for exiting the editor.

    You will find yourself next in the parameter editor for the program ccdproc , which is the master program that trims your images to size, applies zero, dark, and flatfield corrections if needed, etc. Make sure all the parameters are set to the proper values for your site and your purpose. Sample ccdproc parameter settings for GCO and NURO are shown in Appendix III and IV. The important things to note are that you need to specify the names (and directories) you will use for your Zero, Dark, and Flat field images, and you need to tell the program which processing steps (trim, zero, dark, flat, etc) it should perform on your object files.

    When you have edited all the ccdproc commands that need setting, you can then type Esc :q to get back to the cl> prompt. You are ready to go.

    STEPS IN PROCESSING IMAGES

    0) Conversion to standard FITS format

    This step is needed only at NURO, and only when taking images using PMIS, to make sure images are in standard FITS format. Simply type in :

    !fitscon -nuro <FITS image file names>

    to convert the raw data files to standard FITS format. (The ! is needed only if you're executing the fitscon command from IRAF. If you've got a separate unix command shell window open, the ! can be omitted when issuing the command from unix.)

    1) Conversion from FITS to IRAF internal format

    This step is not needed if the images were taken using the IRAF Control Language interface at NURO, which produces images directly in IRAF format. Otherwise, your images will be in FITS format, with headers (containing image information like exposure time) and pixels all together in one file. To work on the images we need to split the image headers from the pixels, using the IRAF command rfits . All fits files to be processed by IRAF must first be converted to IRAF format as described in the following.

    Using the command is simple. Just type rfits . The computer will ask for an input file name. You type the name in: eg: myimage.fts . The computer then asks for an output name. Since IRAF will add a .imh extension to this (meaning "image header") to whatever you type, you simply type myimage for the output file name. The computer will the extract two files from the original FITS file, the image header, which will be named myimage.imh and the myimage.pix . You probably won't see the .pix file on your directory, since IRAF usually stores it elsewhere on the disk. The header knows where the pixels are, and you don't have to worry about it.

    If you're converting lots of files, which is usually the case, IRAF lets you take lists from a data file. You can make two files, one containing the FITS file names and one containing the output names. I usually call them fitlist and imlist. At the top of the next page we list two sample files:

    When IRAF prompts you for an input name you type

    And when it prompts you for an output name you type

    The result will be the extraction of headers and pixels from the five files named myimage?.fit , and the appearance on your directory of five files named myimage?.imh.

    Note that the "at" sign, @, is essential. That indicates that input comes from the file. Otherwise IRAF thinks that fitlist is the name of the file you want converted, and that imlist.imh is to be the output name.

    2) Making a master zero frame

    First make sure you have all your "bias" or "zero" frames in IRAF format. Say they're named bias01.imh , bias02.imh , etc. Then make sure the parameters for the zerocombine command are set (See Appendix V for a sample), using the command epar zerocombine . You can name the output zero file whatever you want, but make sure its the same name you set earlier in the ccdproc parameter file, or edit the ccdproc "zero level calibration image" parameter later to match this name. When the parameters are set properly, exit the editor using Esc :wq and then simply type

    The computer will prompt you for your input file names. You could type bias*.imh in this case, or give it the name of a file that has the list of zero images on it, e.g. @imlist .

    The computer now reads all your zero frames, averages them, and outputs the results in the file Zero.imh, which is now your master Zero image.

    If you want to make sure the image came out OK, type

    to check the statistics of each image. Or display the image on the screen to make sure the that Zero.imh looks smoother than any of the bias. imh files.

    3) Making a master Dark Frame (only at GCO)

    The procedure is exactly the same as zerocombine . Use rfits to make sure all your dark frames are in IRAF format. Edit the darkcombine parameters to meet your needs (see Appendix VI for a sample), making sure to give a name, say Dark.imh for the master output name to match your ccdproc darkk image name. Then just type

    and specify the file names or a list.

    The computer reads all the dark frames, subtracts the master zero frame you created in the last step, and averages them together into a master dark frame, e.g. Dark.imh.

    Again, the procedure is the same as zerocombine and darkcombine . Use rfits to make sure all your flats are in IRAF format. Edit the flatcombine parameters to meet your needs (See Appendix VII). Note that the IRAF program reads your headers to determine the filters, and will only combine flats for the same filter. Thus the name you give as an output file name is a "root" name, to which the filter name will be added when the master flat is created. For instance, when you specify a root name "Flat", IRAF will name the output files FlatI, FlatR, FlatV, FlatI, etc, depending on the filter.

    and then, when asked, the input file names or a list.

    IRAF then reads all the flatfield images, subtracts Zero and Dark from each, averages together ones of the same filter, and prduces a master flat for each filter. A singe flatcombine command, wonder of wonders, can produce a set of master flats, e.g. FlatB.imh, FlatV.imh, FlatR.imh, and FlatI.imh .

    Check these images out using the display command to make sure your flats look reasonable. This is a matter of judgment, and as you get more experience in processing you'll learn what to look for.

    5) Processing your object files

    The last step is easy. Make sure any object files you want process are in IRAF format. Assuming that the ccdproc parameters are set properly (see the section on starting IRAF), all you have to do is type

    and IRAF will completely process any images on your directory. It knows which ones have already been processed, so you simply have to type the general command above to keep up with your data as it comes in. If you get any errors saying it can't find a flat-field, dark, or zero image, make sure that the names for these files in the ccdproc parameter file match the actual master files you have on your directory. You can edit the ccdproc parameter file with the command epar ccdproc. The learning curve here is short, and it's easy to process raw images now with just a few keystrokes.

    You can display the images to check if the pattern noise has been removed and the background looks relatively smooth. And you are now ready to measure magnitudes using imexamine or apphot , as described in the attached paper (Appendix IX) by Ben Laaksonen.

    6) Converting your processed files to FITS format for storage or transfer (optional)

    Because IRAF format consists of separate image headers and pixel files (with a pointer in the header pointing to the pixel files), you may want to convert your images back to FITS format (which has the header and pixel information all together on one file) before you send them over the internet or put them on tape. To do this, just use the wfits command, which works just like rfits . You can convert files one by one, or use lists as input and output. The parameter file for wfits that we use is shown in Appendix VIII. At GCO we distinguish between raw FITS images and processed images by using a .fit extension for all raw images from the CCD and a .fts extension for all processed images.

    You may want to compress the images before storing or ftp'ing over the internet. The command compress will do this, creating a file with an added extension .Z , which is


    Data Processing Software

    Gemini offers data reduction software for its facility instruments. The Gemini IRAF package and the DRAGONS platform are the official data reduction software supported by Gemini.

    For the next several years we will be transitioning from the IRAF platform to our new Python-based DRAGONS platform. As time goes by, more and more instruments and modes will be supported by DRAGONS. During this transition, it is possible that users will require both platforms depending on the data they have obtained.

    • Latest version of Gemini IRAF: v1.14 (July 2017)
    • Latest version of DRAGONS: v2.1.1 (April 2020)

    Which platform should I use?

    Gemini IRAF currently still support all the instruments and modes. However for any imaging data from current instruments, we recommend using DRAGONS. DRAGONS currently support imaging data reduction, but does not support any spectroscopy, for now.

    GMOS Imaging DRAGONS (recommended), Gemini IRAF
    NIRI Imaging DRAGONS (recommended), Gemini IRAF
    GNIRS Keyhole Imaging DRAGONS
    Flamingos-2 Imaging DRAGONS (recommended), Gemini IRAF
    GSAOI Imaging DRAGONS (recommended), Gemini IRAF, plus Disco-Stu
    Any spectroscopy Gemini IRAF
    Decommisioned Instruments Gemini IRAF

    Download and Install

    DRAGONS and Gemini IRAF, support software and dependencies, are all installed the same way using the Anaconda distribution system. We also make use of the STScI Astroconda suite to install common astronomy tools, like ds9.

    Requirements

    • Python 2.7 (for PyRAF)
    • 32-bit compatibility libraries
    • Linux, equilvalent to CentOS 6 and above
    • Or Mac OS X 10.10 to 10.14.0
    • Python 2.7 or 3.6
    • Linux, equivalent to CentOS 6 and above
    • Or Mac OS X 10.10 and above

    Please note that it is becoming more and more difficult to package DRAGONS for Python 2.7 and the day is approaching when we will have to drop support for Python 2.7 in DRAGONS. Also, the spectroscopy support under development is Python 3-compatible only. We encourage users to start using Python 3 for anything Python to smooth the transition later.

    See the installation instructions here:

    Announcements

    Virtual machine image for running IRAF under recent MacOS releases
    May 19, 2020

    A CentOS 7 virtual machine image (OVA file) is now available to facilitate running Astroconda IRAF under MacOS 10.15+, which no longer supports running the necessary 32-bit binaries natively. This comes with Anaconda 2019.10, Gemini IRAF 1.14, DRAGONS 2.1.0 and other packages from Astroconda pre-installed. Users of MacOS 10.14 affected by the Tk bug that causes a desktop session logout when displaying graphics may also want to install this guest distribution as a workaround.

    New DRAGONS Patch Release
    April 20, 2020

    A bug fix release of DRAGONS is now available. In release 2.1.1, we have fixed bugs and typos found by the users and ourselves since the initial release. We have also added compatibility with astropy v4. If you already have DRAGONS installed, you can update by doing conda install dragons=2.1.1 . If you need to install DRAGONS for the first time, please see the Download and Installation Instructions.

    This update also contains an update of disco_stu .

    For information and tutorials on DRAGONS, see the "DRAGONS Information" section.

    DRAGONS First Public Release!
    October 31, 2019

    It is with great delight that we are announcing the first public release of Gemini's new Python-base data reduction platform, DRAGONS, Data Reduction for Astronomy from Gemini Observatory North and South. This project has been many years in the making. DRAGONS offers a more streamlined approached to the data reduction of Gemini data, compared to the Gemini IRAF package.

    This release, version 2.1.0, supports imaging reduction only, for the current facility instruments. For spectroscopy data, please continue to use Gemini IRAF for the time being. Work is on-going regarding spectroscopy-support in DRAGONS but it will be a while before it is publicly available for science-quality reduction.

    For information and tutorials on DRAGONS, see the "DRAGONS Information" section.


    IMPORTANT: MacOS 10.14.6 and 10.15 incompatibilities with data reduction software
    October 11, 2019

    As of this week's v10.15 release, MacOS is no longer capable of running the 32-bit Astroconda IRAF distribution needed by Gemini IRAF. For the time being, Gemini IRAF users on Apple machines are advised to continue using MacOS 10.14 or earlier, or to install Astroconda in a virtual machine with a compatible OS. Gemini will look into providing a ready-made VM image to help with this while we are migrating our data reduction tools to Python. Furthermore, MacOS 10.14.6 suffers from a bug that can cause a desktop session logout when attempting to display plots or images with PyRAF, DS9, Matplotlib or other software that uses Tk. We suggest that PyRAF users on 10.14 avoid updating their OS until such time as this problem is resolved by Apple and/or we can determine a reliable workaround (check here for further announcements). IRAF CL is unaffected, but note that we are no longer testing it routinely and are aware of occasional failures with Gemini IRAF.

    For older announcements, see the Announcements page.

    Gemini IRAF Information

    Use Gemini IRAF to reduce Gemini facility instrument data, including decommissioned instruments. Get to the Gemini IRAF page for a Description of the package, details of its content, and list of releases and revision history.

    However, for imaging data from currently active instruments, we recommend the use of DRAGONS (below) instead.

    Use DRAGONS to reduce imaging data from the currently active Gemini facility instruments: GMOS, NIRI, Flamingos-2, GSAOI, GNIRS (keyhole). For spectroscopy data, you must use Gemini IRAF.

    The DRAGONS documentation is hosted on readthedocs.org .

    Science quality verification for DRAGONS imaging modes is discussed in this report.

    The primary reference to be cited by users of DRAGONS is:

    Other Gemini Data Reduction Software

      Disco-Stu - Distortion Correction and Stacking Utility

    Disco-Stu is a software package for GSAOI images. This standalone package, written in python, will align and stack images that have already been processed by DRAGONS or the Gemini IRAF gareduce task. The current release is v1.3.7. To install:
    conda install disco_stu

    The Gemini Local Calibration Manager, gemini_calmgr , is a python package that DRAGONS uses to associate data to reduce with the best processed calibration available. The Local Calibration Manager handles a lightweight database where the users can upload information about the processed calibration they have produced. DRAGONS can then use the calibration association rules to identify and retrieve automatically the master bias, the master flat, etc. that the data requires. The calibration association rules are the same as those used in the Gemini Observatory Archive.

    The package gemini_calmgr is installed automatically as part of a DRAGONS installation.

    Need help?

    To get help with Gemini IRAF or DRAGONS, please use the Gemini Helpdesk system. Use the Gemini IRAF category even for DRAGONS questions.

    If you find a bug with DRAGONS, please consider reporting on the DRAGONS Github issues portal. You will need a Github account.

    For comment, suggestions, and general feedback on DRAGONS, please add a comment to this decidicated post on the Gemini Data Reduction User Forum.

    Gemini Observatory Participants

    The Gemini Observatory provides the astronomical communities in six participant countries with state-of-the-art astronomical facilities that allocate observing time in proportion to each country's contribution. In addition to financial support, each country also contributes significant scientific and technical resources. The national research agencies that form the Gemini partnership include: the US National Science Foundation (NSF), the Canadian National Research Council (NRC), the Chilean Comisión Nacional de Investigación Cientifica y Tecnológica (CONICYT), the Brazilian Ministério da Ciência, Tecnologia e Inovação, the Argentinean Ministerio de Ciencia, Tecnología e Innovación, and the Korea Astronomy and Space Institute (KASI). The observatory is managed by the Association of Universities for Research in Astronomy, Inc. (AURA) under a cooperative agreement with the NSF. The NSF also serves as the executive agency for the international partnership.


    3. Getting support

    • 3.1 You have a question? Start with our FAQ.
    • 3.2 You are running into an issue? Please check the Known Scisoft Issues and the Known Problems with the Gemini IRAF package.
      3.3 You may find useful info in past Data Workshops that include data reduction tutorials.

    Data Reduction User Forum: User-supported location for trading ideas, scripts and best practices, and taking part in user-driven public discussions of data reduction processes and strategies.
    US NGO data reduction portal: Discussion of and links to data reduction procedures for all current Gemini instruments.


    قياس الضوء

    The magnitude of stars will vary from day to day from changes in weather and observing conditions. To find the flux of the stars without this variation, photometry must also be taken of reference stars. Reference stars are stars that have a steady, measured flux. From knowing the magnitude of these stars, the offset can be computed and this is subtracted from the measured flux of the source. Therefore, if we measure variability in the flux of the source, we know it is not due to changing observing conditions. We used qphot "quick photometry" to determine the magnitudes from the CCD images. This is located in the package noao:digiphot:apphot.


    شاهد الفيديو: الحل الوحيد و البديل لاظهار استخدام البيانات في هواتف شاومى miui 12 (شهر نوفمبر 2022).