Schnelle Photometrie
Erklärung der Bereiche der Photometrie
Da Siril nur Aperturphotometrie durchführt, ist es wichtig, die richtigen Parameter zu kennen und einzustellen.
Die Sterne werden nach Ihrer Wahl modelliert: Gauß oder Moffat, wie im Kapitel hier im Kapitel Dynamische PSF beschrieben.
Ein bestimmter Stern auf einem bestimmten Bild hat also sein eigenes FWHM.
PSF und Begriffe der Photometrie.
Für die Aperturphotometrie werden 3 Radien benötigt:
Der äußere Kreis, definiert durch den Außenradius (meist in Pixel ausgedrückt).
Der innere Kreis, definiert durch den inneren Radius (meist in Pixel ausgedrückt). Diese beiden Kreise definieren den Ring, der zur Messung des Hintergrunds verwendet wird (d. h. der Himmelspegel + zusätzliches Rauschen).
Der Aperturkreis, definiert durch den Blendenradius. Er kann in Pixel oder als Verhältnis zur FWHM des Sterns ausgedrückt werden (das automatische Kontrollkästchen im Fenster). Dieser Bereich wird verwendet, um das Sternsignal zu messen, das zu einem Hintergrundsignal hinzugefügt wird.
Diese 3 Radien können individuell über die GUI-Registerkarte eingestellt und optimiert werden.
Radiuseinstellungen.
Oder über die Befehlszeilenschnittstelle:
Siril Kommandozeile
setphot [-inner=20] [-outer=30] [-aperture=10] [-dyn_ratio=4.0] [-gain=2.3] [-min_val=0] [-max_val=60000]
Tipp
Diese Radieneinstellungen gelten für alle photometrischen Verfahren mit Blende: Schnellfotometrie und Lichtkurven. Prüfen Sie sie sorgfältig.
Photometrie an handverlesenen Objekten eines einzelnen Bildes
Die Schaltfläche Schnellphotometrie 
ist eine Schaltfläche in der Symbolleiste, mit der Sie eine Photometrie der Sterne durchführen können, was im Allgemeinen der einfachste Weg ist.
Tipp
Wenn sich der Stern inmitten mehrerer Sterne befindet und das Werkzeug nicht auf den richtigen Stern zeigt, besteht eine alternative Möglichkeit darin, eine Auswahl um den Stern zu zeichnen und dann mit der rechten Maustaste auf PSF zu klicken. Es ist vielleicht auch interessant zu wissen, dass der mittlere Klick eine Auswahl mit einer empfohlenen Größe für PSF/Photometrie zeichnet (basierend auf dem eingestellten äußeren Radius).
Tipp
Wenn die Photometrie auf der RGB-Ebene durchgeführt wird, werden die Ergebnisse tatsächlich auf der grünen Ebene berechnet. Um Photometrie auf den roten oder blauen Schichten zu erhalten, müssen Sie an den entsprechenden Kanälen arbeiten.
Siril Kommandozeile
psf [channel]
Klicken Sie auf diese Schaltfläche, um den Bildauswahlmodus zu ändern, und klicken Sie dann auf einen Stern. Es wird nicht nur die Photometrie berechnet, sondern Siril berechnet auch die PSF (Point Spread Function/Punktspreizfunktion) des Sterns, mit einer Vielzahl von Details.
Für die Berechnung der PSF werden zwei Berechnungsmodelle verwendet, die vom Benutzer im Fenster Dynamisches PSF ausgewählt werden können (Strg + F6).
Fenster mit photometrischem Ergebnis.
Das Ergebnis der Photometrie und die zugehörige PSF werden in folgender Form angezeigt:
PSF fit Result (Gaussian, monochrome channel):
Centroid Coordinates:
x0=5258.25px 09h25m34s J2000
y0=2179.72px +69°49'31" J2000
Full Width Half Maximum:
FWHMx=7.13"
FWHMy=6.79"
r=0.95
Angle:
82.87deg
Background Value:
B=0.000874
Maximal Intensity:
A=0.628204
Magnitude (relative):
m=-2.3948±0.0014
Signal-to-noise ratio:
SNR=28.9dB (Good)
RMSE:
RMSE=1.890e-03
Die Angleichung wurde mit der Gaußschen Anpassungsfunktion durchgeführt, so dass keine zusätzlichen Parameter erforderlich sind. Wenn jedoch Moffat verwendet wurde, wird die folgende Ausgabe angezeigt:
PSF fit Result (Moffat, beta=2.9, monochrome channel):
Schwerpunktkoordinaten (Centroid Coordinates) gibt die Koordinaten des Schwerpunkts in Pixeln an. Wenn jedoch, wie im obigen Beispiel, eine astrometrische Lösung das Bild existiert, gibt Siril die Koordinaten im Welt-Koordinatensystem (RA und Dek) an.
Full Width Half Maximum (FWHM/Halbwertsbreite) wird in Bogensekunden ausgegeben, wenn der Bildmaßstab bekannt ist (aus dem Header oder aus der ) und in Pixeln, falls nicht. Die Rundheit r wird als das Verhältnis von \(\frac{\text{FWHMy}}{\text{FWHMx}}\) errechnet.
angle (Winkel) ist der Drehwinkel der X-Achse in Bezug auf die Schwerpunktkoordinaten. Er variiert in dem Bereich \([-90°,+90°]\).
Background Value (Hintergrundwert) ist der lokale Hintergrund im Bereich \([0,1]\) für 32-Bit-Bilder und \([0,65535]\) für 16-Bit-Bilder. Es handelt sich dabei um einen angepassten Wert, nicht um den im Ring der Blendenphotometrie berechneten Hintergrund.
Der Wert maximum Intensity (Maximalintensität) ist ebenfalls ein angepasster Wert und stellt die Amplitude dar. Es handelt sich um den Maximalwert der angepassten Funktion, der sich an den Koordinaten des Schwerpunkts befindet.
The magnitude, given with its uncertainty, is the result of photometry. However, if for some reasons the calculation cannot be done (saturated pixels or black pixels), an uncertainty of 9.999 is given. In this case, the photometry is flagged as invalid but a magnitude value is still given, although it should be used with caution. Here magnitude is uncalibrated, show with the (relative) keyword, see the next section for absolute magnitude calibration.
In den Ergebnissen wird ein Schätzwert für das signal-to-noise ratio (Signal-Rausch-Verhältnis) angezeigt. Sein Wert wird nach der folgenden Formel berechnet und in dB angegeben:
(1)\[ \text{SNR} = 10 \log_{10}\left(\frac{I}{N}\right)\]wobei I die Nettointensität ist, proportional zum beobachteten Fluss F und N die Summe der Unsicherheiten, wie in (18) ausgedrückt.
Zum besseren Verständnis wird sie in 6 Qualitätsstufen eingeteilt:
Hervorragend (SNR > 40dB)
Gut (SNR > 25dB)
Befriedigend (SNR > 15dB)
Niedrig (SNR > 10dB)
Schlecht (SNR > 0dB)
Unbekannt
Dieser letzte Vermerk wird nur angezeigt, wenn die Berechnung aus dem einen oder anderen Grund fehlgeschlagen ist.
Schließlich liefert RMSE einen Schätzwert für die Anpassungsqualität. Je niedriger der Wert, desto besser das Ergebnis.
Wenn eine photometrische Lösung für das Bild gefunden wird, führt die Schaltfläche Mehr Details am unteren Rand des Fensters zu einer Seite auf der SIMBAD-Website mit Informationen über den ausgewählten Stern. Es ist jedoch möglich, dass die Seite keine zusätzlichen Informationen liefert, wenn der Stern nicht in der SIMBAD-Datenbank enthalten ist.
Mehr Details über den analysierten Stern. Klicken Sie auf das Bild, um es zu vergrößern.
Schnelle Photometrie von Sequenzen
Eine Schnellphotometrie kann auch mit einer Sequenz durchgeführt werden. Dies ist im Allgemeinen dazu gedacht, eine Lichtkurve zu erhalten, wie hier erklärt. Um dies durchzuführen, müssen Sie eine Sequenz laden, eine Auswahl um einen Stern zeichnen und dann mit der rechten Maustaste auf das Bild klicken.
Tipp
Im Idealfall muss die Sequenz ohne Interpolation registriert werden, um die Rohdaten nicht zu verändern. Verwenden Sie z. B. die globale Sternausrichtung mit der Option Nur Transformation in der Sequenzdatei speichern.
Bemerkung
Stellen Sie sicher, dass die inneren und äußeren Radien für den Hintergrundring an den zu analysierenden Stern und die Sequenz angepasst sind. Einige Bilder können aufgrund von Himmelsbedingungen oder schlechter Nachführung eine viel größere FWHM haben als das Referenzbild. Sie können in den Einstellungen oder mit dem Befehl setphot geändert werden.
Am Ende des Prozesses öffnet Siril automatisch die Registerkarte "Grafischer Plot" mit den berechneten Kurven. Es ist möglich, auf mehrere Sterne zu klicken, um die Berechnung zu reproduzieren, wobei der erste Stern den besonderen Status eines veränderlichen Sterns erhält und die übrigen Sterne als Referenzen dienen. Dies ist wichtig für die Berechnung der Lichtkurve.
In diesem Beispiel wurden 3 Sterne analysiert. Der erste wird als veränderlicher Stern verwendet. Die anderen sind Referenzen.
Berechnung der wahren Größenordnungen
By default, calculated magnitudes are uncalibrated and only meaningful if compared to others in the linear image. The value given does not correspond at all to the true apparent magnitude of the object, also called relative magnitude.
Siril provides two tools that can be used to calibrate image magnitudes, which then enable magnitude computation to give apparent magnitudes: manual calibration on a single star or automated calibration using stars from a catalogue. In both cases it is important to calibrate the images first, with flats in particular, or magnitudes measured in different areas of images may not translate to the same equivalent apparent magnitudes in reality. Gradients will cause the same problem.
Manual calibration, single star
This technique requires selecting another star from the image as reference for apparent magnitude. The star is selected manually, with a selection drawn around it and its catalogue magnitude is given for the corresponding imaging filter.
Because it uses a single star, the results will be approximate because of the variations a single star can have in magnitude across several images, caused by various noise sources. For a greater precision, the reference star should be chosen of similar color and magnitude as the star(s) you want to measure. Catalogues contain magnitudes computed using a photometric filters, which is generally not what amateurs use to make nice pictures, this adds another approximation.
Do a quick photometry on a known star, the given relative magnitude is
-2.428. It is possible to find out the actual visible magnitude by clicking on the More details button as explained above. Let's say the value found is11.68(make sure you use a value corresponding to the spectral band of the image, or V (for visual) for general purpose magnitudes).Lassen Sie dann den Stern markiert und geben Sie in Siril folgenden Befehl ein
setmag 11.68
Das ergibt dann etwa folgende Ausgabe
10:50:49: Relative magnitude: -2.428, True reduced magnitude: 11.680, Offset: 14.108
Siril Kommandozeile
setmag magnitude
Kalibriert die Helligkeit durch Auswahl eines Sterns und Angabe der bekannten scheinbaren Magnitude.Alle PSF-Berechnungen liefern anschließend die kalibrierte scheinbare Magnitude anstelle einer scheinbaren Helligkeit relativ zu ADU-Werten. Beachten Sie, dass der angegebene Wert mit der Helligkeit übereinstimmen muss, damit der Beobachtungsfilter sinnvoll ist.Zum Zurücksetzen der Magnitudenkonstante siehe UNSETMAGNow, all calculated magnitudes must have values close to their true visual magnitude. It will remain set as long as Siril is running, so it will have to be done again next time it is started.
Fenster mit den Ergebnissen der Photometrie mit eingestellter wahrer Magnitude.
Um den berechneten Offset wieder zu löschen, geben Sie einfach
unsetmag
Siril Kommandozeile
unsetmag
Tipp
Die gleichen Befehle gibt es auch für die Sequenzen. Sie lauten seqmagset und sequnsetmag. Sie werden auf die gleiche Weise verwendet, wenn eine Sequenz geladen wird.
Siril Kommandozeile
seqsetmag magnitude
Siril Kommandozeile
sequnsetmag
Automated calibration, many stars
The new technique introduced in Siril 1.5 uses all stars from catalogue that appear in the image and for which photometric analysis succeeded with a signal to noise ratio above 3. The selected catalogue will be the local astrometric Gaia DR3 catalogue if available (installation recommended), if not the local Tycho2 + NOMAD catalogue (from KStars) if available, if not then the remote Gaia DR3 catalogue is used.
It is possible to only select stars of similar colour as the target in the computation to have a more reliable magnitude calibration. This is mostly useful if no photometric filter is used. In those conditions, red and blue stars will not appear with the same apparent magnitude as given in catalogues because of the slope of their spectrum over the visible spectrum and the response of the imaging system.
A prerequisite to the use of this tool is to plate solve the image.
It is available through the Tools menu, Photometry section, Calibrate magnitudes ... entry.
Automated magnitude calibration tool window.
Star filtering can be done using their black body equivalent temperature and the allowed range. The local astrometric Gaia DR3 catalogue does not contain much photometric data but it still has some magnitude information and temperature of the star (compared to the photometric one that contains spectral data). We can use it for this photometric scenario. In case Tycho2 + NOMAD catalogues are used, the temperature is automatically converted to a B-V value using the formula from Ballesteros 2012. This is also available as a command as shown below.
Siril Kommandozeile
catmag [reftemp] [dtemp]Computes the abolute magnitude reference using by order or preference the local Gaia catalog, the local NOMAD catalog or the remote Gaia catalog, using a single channel (green for color images). Stars used for the calibration can be filtered by color, using a reference temperature (reftemp) and a range (dtemp) if Gaia is used, automatically converted to B-V values if NOMAD is used. This filtering should be chosen to match the filter used for capture. The computed offset value is global, for all images until siril is restarted. See also SETMAG for manual operation and UNSETMAG to reset it