Быстрая фотометрия
Photometry areas explained
As Siril only performs aperture photometry, it's important to understand and set the correct parameters.
The stars are modeled according to your choice: Gaussian or Moffat as decribed here in the Dynamic PSF chapter.
So a particular star on a particular image has its own FWHM.
PSF and photometry terms.
The aperture photometry process needs 3 radii:
The outer circle, defined by the outer radius (most often expressed in pixel).
The inner circle, defined by the inner radius (most often expressed in pixel). These 2 circles define the annulus which is used to measure the background (that is the sky level + additionnal noise).
The aperture circle, defined by the aperture radius. It can be expressed in pixel or as a ratio of the star FWHM (the automatic checkbox in the window). This area is used to measure the star signal added to a backgroud signal.
These 3 radii can be set and tweaked individually from the GUI tab.
Radii settings.
Or via the command line interface:
Командная строка Siril
setphot [-inner=20] [-outer=30] [-aperture=10] [-dyn_ratio=4.0] [-gain=2.3] [-min_val=0] [-max_val=60000]
Совет
These radii settings apply to all aperture photometric processes: quick photometry and Light Curves. Check them carfully.
Фотометрия выбранных вручную объектов на одиночном снимке
Кнопка Быстрая фотометрия 
расположена на панели инструментов и используется для выполнения фотометрии звезд. Как правило, это самый простой способ выполнить фотометрию.
Совет
Если звезда находится в между нескольких звезд и инструмент не может указать на нужную звезду, альтернативным решением является выделить область вокруг звезды, а затем щёлкнуть правой кнопкой мыши и выбрать PSF. Также может быть интересно узнать, что Ctrl-щелчок средней кнопкой мыши (или Cmd-щелчок средней кнопкой мыши на MacOS) выделяет область рекомендуемого размера для PSF/фотометрии (на основе настроенного внешнего радиуса).
Совет
При выполнении фотометрии на RGB изображении результаты фактически рассчитываются для зеленого слоя. Чтобы получить фотометрию для красного или синего слоя, необходимо работать на соответствующих каналах.
Командная строка Siril
psf [channel]
Нажмите на эту кнопку, чтобы изменить режим выбора области изображения, затем нажмите на звезду. Вычисляются фотометрические параметры и PSF (функция рассеяния точки) звезды, что дает множество деталей.
Для расчета PSF используются две модели, которые пользователь может выбрать в окне Динамическая PSF <Dynamic-PSF:Dynamic PSF> (:kbd:`Ctrl + F6).
Окно результата фотометрии.
Результат фотометрии и связанная с ним PSF отображаются в виде:
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
Подгонка была выполнена с помощью функции Гаусса, поэтому никаких дополнительных параметров не требуется. Однако, если использовался метод Моффата, будет показан следующий результат:
PSF fit Result (Moffat, beta=2.9, monochrome channel):
Координаты центроида дают координаты центроида в пикселях. Однако, как и в примере выше, если на изображении была установлена астрометрия, Siril дает координаты в Системе мировых координат (WCS) (RA и Dec).
Полуширина (FWHM) возвращается в угловых секундах, если масштаб изображения известен (получен из его заголовка или из GUI ), если не известен, то в пикселях. Округлость r также вычисляется как отношение \(\frac{\text{FWHMy}}{\text{FWHMx}}\).
Угол — угол поворота оси X относительно координат центроида. Лежит в диапазоне \([-90°,+90°]\).
Значение фона — это локальный фон в диапазоне \([0,1]\) для 32-битных изображений и \([0,65535]\) для 16-битных изображений. Это подобранное значение, а не фон, вычисленный в кольце апертурной фотометрии.
Макс. интенсивность также является подогнанным значением и представляет амплитуду. Это максимальное значение функции подгонки, расположенное в координатах центроида.
Блеск (относительный) указан с учетом погрешности, является результатом фотометрии. Однако, если по каким-либо причинам расчет не может быть выполнен (насыщенные пиксели или черные пиксели), указывается погрешность, равная 9.999. В этом случае фотометрия помечается как недопустимая, но значение звёздной величины всё равно указывается, хотя его следует использовать с осторожностью.
В результатах приведена оценка отношения Сигнал/шум. Его значение рассчитывается по следующей формуле и указывается в `дБ <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%94%D0%B5%D1%86%D0%B8%D0%B1%D0%B5%D0%BB>"_:
(1)\[ \text{SNR} = 10 \log_{10}\left(\frac{I}{N}\right)\]где I — чистая интенсивность, пропорциональная наблюдаемому потоку F, а N — сумма неопределенностей, выраженная в (18).
Для простоты понимания он связан с 6 уровнями качества:
Отлично (сигнал/шум > 40 дБ)
Хорошо (сигнал/шум > 25 дБ)
Удовлетворительно (сигнал/шум > 15 дБ)
Мало (сигнал/шум > 10 дБ)
Плохо (сигнал/шум > 0 дБ)
Н/Д
Последнее обозначение отображается, только если вычисление не удалось по той или иной причине.
Наконец, RMSE дает оценку качества подгонки. Чем ниже значение, тем лучше результат.
Когда изображение имеет астрономическое решение, кнопка Подробнее в нижней части окна ведет на страницу на сайте SIMBAD с информацией о выбранной звезде. Однако возможно, что страница не даст никакой дополнительной информации, если звезда отсутствует в базе данных SIMBAD.
Больше информации об анализируемой звезде. Нажмите на картинку, чтобы увеличить.
Быстрая фотометрия для последовательностей
Также можно выполнить быструю фотометрию для последовательности. Обычно это делается для получения кривой блеска, как описано здесь. Чтобы это сделать, вы должны ** загрузить последовательность , выделить звезду, затем **щелкнуть правой кнопкой мыши на изображении.
Совет
В идеале последовательность должна быть выровнена без интерполяции, чтобы не изменять исходные данные. Например, используйте алгоритм Всё звёздное небо с включенной опцией Только сохранить преобразования в файл seq.
Примечание
Убедитесь, что внутренний и внешний радиусы фонового кольца подходят анализируемой звезде и последовательности. Некоторые изображения могут иметь гораздо большую FWHM, чем эталонное изображение, из-за условий неба или плохого отслеживания. Их можно изменить в настройках или с помощью команды setphot.
В конце процесса Siril автоматически откроет вкладку График, на которой будут показаны рассчитанные кривые. Можно щёлкнуть по нескольким звёздами, чтобы повторить вычисления, однако первая звезда сохраняет особый статус переменной, а остальные служат в качестве опорных. Это важно при расчёте кривой блеска.
В этом примере были проанализированы 3 звезды. Первая из них используется как переменная. Остальные являются опорными.
Вычисление истинных звёздных величин
Рассчитанная звездная величина имеет смысл только в том случае, если ее сравнить с другими значениями на линейном изображении. Действительно, приведенное значение совершенно не соответствует истинной видимой величине звезды, оно не откалибровано и также называется относительной звёздной величиной.
Siril предоставляет инструменты, которые можно использовать для расчета приблизительной видимой звездной величины. Для этого необходимо знать звездную величину другой звезды, видимой на изображении, которая будет использоваться в качестве опорной. В настоящее время в качестве опорной можно использовать только одну звезду, отсюда и "приблизительная". Для большей точности используйте звезду того же цвета и величины, что и звезд(ы), которую вы хотите измерить, и её величина должна соответствовать фильтру, используемому для получения изображения. Каталоги содержат величины, рассчитанные с использованием фотометрических фильтров, которые, как правило, не используются любителями для получения хороших снимков, это добавляет еще одно приближение.
Проведите быструю фотометрию известной звезды, указанная относительная звездная величина равна -2.428. Можно узнать фактическую видимую звездную величину, нажав на кнопку Подробнее, как описано выше. Допустим, найденное значение равно 11.68 (убедитесь, что вы используете значение, соответствующее спектральному диапазону изображения).
После этого оставьте звезду выделенной, затем введите следующую команду в Siril
setmag 11.68
Это выведет что-то вроде
10:50:49: Relative magnitude: -2.428, True reduced magnitude: 11.680, Offset: 14.108
Командная строка Siril
setmag magnitude
Калибрует звёздную величину, выбирая звезду и задавая известную видимую звёздную величину.После этого все вычисления PSF будут возвращать откалиброванную видимую звёздную величину вместо видимой величины относительно значений ADU. Следует отметить, что для того, чтобы быть осмысленным, указанное значение звёздной величины должно совпадать с наблюдательным фильтром.Чтобы сбросить константу звёздной величины см. UNSETMAGТеперь все рассчитанные звездные величины должны иметь значения, близкие к их истинной видимой звездной величине. Однако это особенно верно для звезд, звездная величина которых имеет тот же порядок, что и у звезды, взятой в качестве опорной.
Окно результатов фотометрии с установленной истинной звездной величиной.
Чтобы сбросить вычисленное смещение, просто введите
unsetmag
Совет
Для последовательностей существуют такие же команды. Это seqsetmag и sequnsetmag. Они используются таким же образом, когда загружена последовательность.
Командная строка Siril
seqsetmag magnitude
Командная строка Siril
sequnsetmag