Photométrie rapide
Explication des zones de photométrie
Siril n'effectuant que de la photométrie d'ouverture, il est important de comprendre et de définir les bons paramètres.
Les étoiles sont modélisées selon votre choix : Gaussienne ou Moffat comme décrit ici dans le chapitre PSF dynamique.
Ainsi, une étoile particulière sur une image particulière a sa propre FWHM.
Termes relatifs à la PSF et à la photométrie.
Le processus de photométrie d'ouverture nécessite 3 rayons :
Le cercle extérieur, défini par le rayon extérieur (le plus souvent exprimé en pixels).
Le cercle intérieur, défini par le rayon intérieur (le plus souvent exprimé en pixel). Ces 2 cercles définissent l'anneau qui sert à mesurer le fond de ciel (c'est-à-dire le niveau du ciel + le bruit additionnel).
Le cercle d'ouverture, défini par le rayon d'ouverture. Il peut être exprimé en pixel ou comme un ratio de la FWHM de l'étoile (la case à cocher automatique dans la fenêtre). Cette zone est utilisée pour mesurer le signal de l'étoile ajouté au signal du fond.
Ces 3 rayons peuvent être réglés et ajustés individuellement à partir de l'interface graphique .
Paramètres des rayons.
Ou via l'interface de ligne de commande :
Ligne de commande Siril
setphot [-inner=20] [-outer=30] [-aperture=10] [-dyn_ratio=4.0] [-gain=2.3] [-min_val=0] [-max_val=60000]
Astuce
Ces paramètres de rayon s'appliquent à tous les processus de photométrie d'ouverture : photométrie rapide et courbes de lumière. Vérifiez-les soigneusement.
Photométrie sur des objets sélectionnés à la main sur une seule image
Le bouton photométrie rapide 
est un bouton situé dans la barre d'outils et utilisé pour effectuer une photométrie des étoiles, c'est généralement la manière la plus simple de procéder.
Astuce
Si l'étoile se trouve au milieu de plusieurs étoiles et que l'outil ne parvient pas à pointer vers la bonne étoile, une solution alternative consiste à dessiner une sélection autour de l'étoile, puis à faire un clic droit et à cliquer sur PSF. Il peut aussi être intéressant de savoir que Ctrl-middle click (ou Cmd-middle click sous MacOS) dessine une sélection de taille recommandée pour la PSF/photométrie (basée sur le rayon extérieur configuré).
Astuce
Lorsque la photométrie est effectuée sur la couche RVB, les résultats sont en fait calculés sur la couche verte. Pour obtenir une photométrie sur les couches rouge ou bleue, il faut travailler sur les canaux correspondants.
Ligne de commande Siril
psf [channel]
Cliquez sur ce bouton pour changer le mode de sélection de l'image, puis cliquez sur une étoile. La photométrie et la PSF (Point Spread Function) de l'étoile sont calculées, donnant de nombreux détails.
Deux modèles sont utilisés pour le calcul de la PSF, qui peuvent être sélectionnés par l'utilisateur dans la fenêtre Dynamic-PSF (Ctrl + F6).
Fenêtre de résultat de la photométrie.
Le résultat de la photométrie et la PSF associée sont affichés dans le modèle :
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
L'ajustement a été effectué avec la fonction d'ajustement Gaussien, aucun paramètre supplémentaire n'est donc nécessaire. Cependant, si Moffat a été utilisé, la sortie suivante sera affichée :
PSF fit Result (Moffat, beta=2.9, monochrome channel):
Les coordonnées du centroïde donnent les coordonnées du centroïde en pixels. Cependant, comme dans l'exemple ci-dessus, si l'astrométrie a été définie sur l'image, Siril donne les coordonnées dans les Systèmes de coordonnées mondiales (RA et Dec).
La largeur à mi-hauteur (FWHM) est retournée en arcsec si l'échelle de l'image est connue (obtenue à partir de son en-tête ou de l'interface graphique :menuselection : Information de l'image --> Information) et en pixels si ce n'est pas le cas. L'arrondi r est également calculé comme le ratio de \(\frac{\text{FWHMy}}{\text{FWHMx}}\).
L'angle est l'angle de rotation de l'axe X par rapport aux coordonnées du centroïde. Il varie dans l'intervalle \([-90°,+90°]\).
La valeur de l'arrière-plan est l'arrière-plan local dans la plage \([0,1]\) pour les images à 32 bits et \([0,65535]\) pour les images à 16 bits. Il s'agit d'une valeur ajustée, et non de l'arrière-plan calculé dans l'anneau de photométrie d'ouverture.
La valeur intensité maximale est également une valeur ajustée et représente l'amplitude. Il s'agit de la valeur maximale de la fonction ajustée, située aux coordonnées du centroïde.
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.
Un estimateur du rapport signal/bruit est indiqué dans les résultats. Sa valeur est calculée à partir de la formule suivante et indiquée en dB :
(1)\[ \text{SNR} = 10 \log_{10}\left(\frac{I}{N}\right)\]où I est l'intensité nette, proportionnelle au flux observé F et N le total des incertitudes comme exprimé dans (18).
Pour une meilleure compréhension, il est associé à 6 niveaux de qualité :
Excellent (SNR > 40dB)
Bon (SNR > 25dB)
Satisfaisant (SNR > 15dB)
Faible (SNR > 10dB)
Mauvais (SNR > 0dB)
N/A
Cette dernière notation n'est affichée que si le calcul a échoué, pour une raison ou une autre.
Enfin, RMSE donne un estimateur de la qualité de l'ajustement. Plus la valeur est faible, meilleur est le résultat.
Lorsque l'image est résolue, le bouton Plus de détails en bas de la fenêtre renvoie à une page du site SIMBAD contenant des informations sur l'étoile sélectionnée. Cependant, il est possible que la page ne donne aucune information supplémentaire si l'étoile n'est pas dans la base de données SIMBAD.
Plus de détails à propos de l'étoile avalisée. Cliquez sur limage pour l'agrandir.
Photométrie rapide sur les séquences
Une photométrie rapide peut également être effectuée sur une séquence. Ceci est généralement destiné à obtenir une courbe de lumière comme expliqué ici. Pour cela, il faut charger une séquence, faire une sélection autour d'une étoile, puis clic droit sur l'image.
Astuce
Idéalement, la séquence doit être alignée sans interpolation afin de ne pas altérer les données brutes. Par exemple, utilisez l'alignement global avec l'option Enregistrer la transformation dans le fichier seq uniquement.
Note
Assurez-vous que les rayons intérieurs et extérieurs de l'anneau d'arrière-plan sont adaptés à l'étoile et à la séquence analysées. Certaines images peuvent avoir des FWHM beaucoup plus grandes que l'image de référence, à cause des conditions du ciel ou d'un mauvais suivi. Elles peuvent être modifiées dans les préférences ou avec la commande setphot.
A la fin du processus, Siril ouvre automatiquement l'onglet de tracé montrant les courbes calculées. Il est possible de cliquer sur plusieurs étoiles pour reproduire le calcul, cependant la première étoile garde le statut particulier de variable, et les autres servent de références. Ceci est important pour le calcul de la courbe de lumière.
Dans cet exemple, 3 étoiles ont été analysées La première est utilisée comme variable. Les autres sont les références.
Calcul des magnitudes réelles
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).Une fois fait, conservez l'étoile sélectionnée, puis entrez la commande suivante dans Siril
setmag 11.68
Cela produira quelque chose comme
10:50:49: Relative magnitude: -2.428, True reduced magnitude: 11.680, Offset: 14.108
Ligne de commande Siril
setmag magnitude
Étalonne les magnitudes en sélectionnant une étoile et en donnant la magnitude apparente connue.Tous les calculs de PSF renverront ensuite la magnitude apparente étalonnée, au lieu d'une magnitude apparente relative aux valeurs ADU. Notez que la valeur fournie doit correspondre à la magnitude du filtre d'observation pour être significative.Pour réinitialiser la constante de magnitude voir 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.
Fenêtre de résultat de la photométrie avec la magnitude réelle définie.
Pour annuler le décalage calculé, il suffit de taper
unsetmag
Astuce
Les mêmes commandes existent pour les séquences. Ce sont seqsetmag et sequnsetmag. Elles sont utilisées de la même manière lorsqu'une séquence est chargée.
Ligne de commande Siril
seqsetmag magnitude
Ligne de commande Siril
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.
Ligne de commande Siril
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