Логика работы фотометрических программ

[Грехов Михаил]

... И выработка работы своей логики на базе этого.

При оценке блеска скажем некой звезды - переменки или сверхновой требуется получить такой снимок этой звезды, где бы она не была передержанной (то есть некоем "сером") виде. В том числе окружающие звезды сравнения должны быть тоже в этом-же сером пределе. Ну гуд... получил такой снимок с небольшой выдержкой, где ядро звезды не в виде пережженого ядра, а в виде серого. Что происходит дальше?

Программа каким-то образом понимает яркость фона - так? Потом эту яркость фона около каждой звезды делает индивидуальные подсчеты и поправку - мало ли -есть перекос в яркости... Затем в некоей области, занимаемой звездой происходит сложение яркостей отдельных пиксел. То есть условно зведа представена объектом диаметром в 5 пиксел - допустим всего там будет 20 пиксел с яркостью от (в 8-ми битной системе) условно 180 (ядро-пик) до этак ну допустим 15 (край звезды). Итого программа получает условную яркость искомой звезды (методом сложения яркости всех пиксел) допустим в 2000 единиц суммарно.

Аналогично делается скажем по звездам сравнения - допустим суммарно получили 1000 единиц и это соответствует уровню 8-й звездной величины и скажем так раз у нас звезда 7-й зв. величины будет в 2,5 раза более яркая, то у неё допустим уровень будет в 2500 единиц.

Далее - программе необходимо определить какая звездная величина у яркости в 2000 единиц. Как она это делает? типа раз такое дело, то эта яркость в 2 раза выше, чем 1000 единиц.  Это соответствует изменению на 0,75 зв. величин... итого у искомой звезды яркость в 7,75 зв величины? Так?

Нужна ли при этом вторая звезда для сравнения или достаточно одной?  С учетом близкого расположения яркостей -еще более-менее понятно. Метод работает в том числе и в широких диапазонах? То есть яркость 7-й зв. величины - 1000 единиц, а у какой-то будет всего 100  - тоже можно посчитать исходя из этого? что дескать в 10 раз слабее и тоже вычислить?

Или вообще все не так? Учитывается яркость тупо максимума -ядра?

Далее - допустим есть цель самостоятельно каким-то образом фотометрировать. Для чего говорят полезно делать нерезкие снимки звезд. По той-же Бетельгейзе скажем получили некую нерезкую плюху.

1. Вычитание фона - допустим пипеткой да еще в широкой области (есть функция скажем усреднить 3х3 пиксела) на фото измеряем RGB уровни фона в 4-х местах в красных точках. Эти параметры усредняем.
2. Получение "черновой" яркости звезды - тоже делаем промеры яркостей RGB в собственно уже в самой плюхе звезды тоже этак в 4-х местах в зеленых точках.
3. Получение истинной яркости поканальным вычитанием из уровней фона в RGB и уровней звезды.
4. Получение общей яркости звезды - сложением значения RGB и получением истинного уровня яркости.
5. Такую же манипуляцию производим со звездой сравнения. Тоже с получением истинного уровня яркости.
6. Ну и потом по пропорции относительно звезды сравнения при помощи матформул получаем звездную величину искомой звезды?     

[Mirali]

Если говорить совсем грубо, то есть два сильно отличающихся друг от друга способа фотометрии звезд (речь, конечно, идет про относительную фотометрию звезд - измерение блеска звезды путем сравнения ее с блеском другой звезды, или, предпочтительнее, нескольких) - апертурная фотометрия и так называемая, PSF-фотометрия (см, например здесь)
Апертурная фотометрия - это реализация "старой" одноточечной фотометрии, выполнявшейся с с одноканальными фотометрами, например, фотоэементом или ФЭУ. Телескоп с ФЭУ направляется на небо,  его полем зрения ограничено диафрагмой, настолько маленькой, что в нее не попадают другие звезды, но настолько большой, что изображение звезды за время измерения точно не выходит из диафрагмы (за счет атмосферного дрожания, ошибок ведения и т.д.). Измеряется отсчет, равный сумме сигнала от звезды и фона. Затем телескоп переводится в соседнюю (это важно!) область, где точно НЕТ звезд (это сильное допущение, скажем так, нет видимых звезд), там измеряются сигнал от фона. Разность сигналов - интегральный сигнал от звезды. Для уменьшения ошибки измерения делают несколько раз.
Потом телескоп наводят на звезду сравнения, очень важно, чтобы она тоже находилась рядом, желательно на той же высоте (чтобы было примерно такое же атмосферное поглощение) и процедура производится для нее. Реально обычно делают серию типа Изучаемая звезда - фон около нее - звезда сравнения - фон около нее - и после этого все повторяется,для уменьшения ошибки.
На выходе имеется отношение "очищенных" от фона сигналов от звезд. Если приемник линейный (для ФЭУ и ПЗС это так в довольно широкой области), отношение сигналов равно отношению блеска звезд, то есть, теоретически, достаточно одной звезды сравнения. На практике, конечно, желательно использовать несколько звезд, для повышения точности, если такая возможность есть

[Грехов Михаил]

Ну то есть фактически человеческий фактор  -абсолютной ноль, если все делается правильно. И все поддается чистой математики и закономерностям даже по результатам приборного измерения? Те же допустим наблюдатели экзопланет весьма точно ловят блеск звезды и наверное способны отследить его изменение на считанные проценты?

[Mirali]

Алгоритм метода апертурной фотометрии в фотометрических программах реализует именно такую логику - в область изображения "бросается" кружок, в который входит ВСЯ измеряемая звезда, но только она, измеряется сумма всех пикселов в кружке, потом кружок "переводится" в соседнюю область без звезд - и далее по описанию. Естественно, важна линейность - поэтому звезды должны быть не пересвеченными. Важно, чтобы градиент яркости фона был мал по сравнению с размером звезды и т.д.
Однако, самое главное ограничение этого метода - он не применим в тесных звездных полях (шаровые скопления, галактики и т.д.), где изображения звезд накладываются друг на друга и невозможно "бросить кружок" только на звезду или только на ровный фон. Для таких случаем, уже для полевых приемников, типа ПЗС, разработан метов PSF-фотометрии, который требует знания формы изображения звезды и неизменности формы звезд по полю зрения (область изопланатизма). Тогда можно считать, что каждая звезда в кадре - это некоторый "колокольчик" известной и неизменной формы, находящаяся на некотором переменном по полю фоне, и для каждой звезды неизвестны координаты центральной точки и "высота"колокольчика. Задача программы в этом случае:
1. найти области фона и аппроксимировать его некоторой гладкой кривой (двумерной, конечно) - то есть, "вычесть" фон
2. для каждой звезды так подобрать координаты ее центра и высоту колокольчика, чтобы итоговая картинка как можно меньше отличалась от того, что есть в кадре
После этого высоты колокольчиков можно пересчитать в суммарный сигнал от каждой звезды - то есть, привести к блеску, если есть хотя бы одна звезда с известным блеском (лучше, конечно, несколько). Этот алгоритм первый (насколько я знаю) раз был реализован в канадской обсерватории Доминион, в пакете DAOPhot.Забыл написать, что, естественно, и в первом и во втором случае изображение получается через один из специальных фильтров, чтобы измерять не блеск "вообще", а блеск в конкретной системе (ubv, например).Очень грубо, но, надеюсь не очень неправильно
С уважением, Мирали

[Mirali]

Ну то есть фактически человеческий фактор  -абсолютной ноль, если все делается правильно. И все поддается чистой математики и закономерностям даже по результатам приборного измерения? Те же допустим наблюдатели экзопланет весьма точно ловят блеск звезды и наверное способны отследить его изменение на считанные проценты?

Михаил, если ВСЕ делается правильно, человеческий фактор - абсолютный ноль.Беда в том, что делается не всегда все правильно. Достаточно неправильно подобрать размер диафрагмы...
Например, в обсерватории ВСЕГДА на этом телескопе используется диафрагма 20", и ВСЕГДА все получается. Взял и поставил ее же, не посмотрев, что качество изображения сильно хуже и в диафрагму 20" за время измерения попадает не 99,9%  света, а только 80% - и все, серия измерений насмарку...Да и при работе фотометрических программ под каждый кадр их нужно УМЕТЬ настроить - по крайней мере понять, нужно настройка или нет...
С уважением, Мирали

[SERIV]

Да и при работе фотометрических программ под каждый кадр их нужно УМЕТЬ настроить - по крайней мере понять, нужно настройка или нет...

Несогласен если речь идет об апертурной фотометрии. Фотометрические радиуса , первый, второй и третий, для MaximDL должны быть НЕИЗМЕННЫМИ ДЛЯ ВСЕГО НАБОРА СНИМКОВ В ДАННУЮ НОЧЬ! Если Вы начнете подбирать размеры фотометрических радиусов под каждый кадр, у Вас будет не фотометрия, а полная ерунда с заметными ошибками фотометрии. Если ночь настолько плоха, что качество изображения стало в течении ночи отвратительным, все - весь массив снимков выбросить в корзину, а не пытаться что-то адекватное "выжать" из всей серии снимков.

[Mirali]

Несогласен если речь идет об апертурной фотометрии. Фотометрические радиуса , первый, второй и третий, для MaximDL должны быть НЕИЗМЕННЫМИ ДЛЯ ВСЕГО НАБОРА СНИМКОВ В ДАННУЮ НОЧЬ!

Совершенно согласен! Для ДАННОЙ ночи, для данной серии - конечно. Но ночь на ночь не приходится, и настройки от ночи к ночи могут меняться, и это нужно уметь понять и сделать

С уважением, Мирали