Czym się mieli fotometrię? Najlepsze w mojej ocenie (jak na razie), jest doskonałe oprogramowanie oparte na licencji open source o nazwie Munipack (MuniWin). Stworzył je Czech, Filip Hroch: 
 
homepage:                     http://munipack.astronomy.cz/ 
manual:                          www.as.up.krakow.pl/rzeczy/munipack-pl.doc 
download:                      ftp://integral.sci.muni.cz/pub/munipack
 
To oprogramowanie do analizy fotometrycznej, pozwala w całkiem zaawansowany sposób przeanalizować zebrany materiał czy to na gwieździe RR, czy to na układzie zaćmieniowym, czy też, jak w przypadku tego opracowania, na tranzycie extrasolarnym. To bardzo intuicyjny soft. Może nie robi pięknych wykresów, ale jest darmowy. I co ważne, nie zmusza początkującego usera do rozumienia wszystkich zachodzących w nim procesów, aby osiągnąć wynik. Jednocześnie pozwala te procesy pojąć, gdy ktoś zapragnie zgłębić, na poziomie amatorskim, co tak naprawdę dzieje się w trakcie obróbki.
 
Nie jest to jedyna droga. Oprogramowania potrafiącego wykonać analizę fotometryczną jest sporo zarówno darmowego, płatnego jak i egzystującego jako dodatkowa funkcjonalność większego środowiska do obsługi naszej działalności z astrofotografią jak na przykład bardzo popularny wśród amatorów Maxim DL od Cyanogena: 
 
zestawienie wersji:       http://www.cyanogen.com/maxim_matrix.php  
 
MaximDL jest oprogramowaniem płatnym, jednak ze względu na popularność tego rozwiązania, warto przyjrzeć się jednej z jego funkcjonalności - analizie fotometrycznej. Na początek ważna uwaga. Nie każda wersja tego oprogramowania posiada moduł fotometryczny. W linku który podałem znajdziecie zestawienie wersji wraz ze wszystkimi posiadanymi funkcjonalnościami i modułami. W tym opracowaniu opiszę wam jak przeprowadzić proces fotometrii zarówno darmowym Munipackiem jak i Maximem z modułem fotometrycznym. Zakładam, że jako czytelnik tego artykułu wiesz jak przeprowadzić i kontrolować sesję, aby zebrać materiał do analizy. Jeśli nie czujesz się zbyt pewnie w tym temacie zapraszam do odpowiednich poradników: Poradniki
 
Analiza fotometryczna egzoplanety za pomocą oprogramowania Maxim DL
 
Zaczynam od momentu gdzie mamy otwartego Maxima z załadowanymi i skalibrowanymi wszystkimi klatkami z sesji jaką chcemy poddać fotometrii. Otwieramy dwa moduły. View>Information window i Analyze>Photometry.
 
 
Oknem information na razie się nie przejmujemy. W oknie photometry wybieramy metodę odczytu czasu klatek (w chwili gdy materiał zebraliśmy również za pomocą maxima lub softu uzupełniającego nagłówek pliku fit w polu DATE-OBS), najsensowniejszym rozwiązaniem będzie wybór opcji Date/time from FITS. W przypadku braku tej wartości w nagłówku najlepiej wybrać opcję file timestamp (o ile pliki .fit były tworzone bezpośrednio przez sensor, a komputer w trakcie nagrywania materiału miał poprawny czas systemowy). Jeżeli nasze pliki powstały w wyniku konwersji i nie mają ani wypełnionych nagłówków, ani prawdziwych dat utworzenia, najlepiej wybrać opcję sequence number. W takim wypadku jedynie osiągniemy ślad odciśnięty przez egzoplanetę na swojej gwieździe macierzystej. Niestety Maxim nie posiada tak zaawansowanej funkcjonalności jak MuniWin w tej materii.
 
Cały czas operując w oknie Photometry zaznaczmy opcję Act on all images, Use star maching i Snap to centroid. Ustawiamy pole Mouse clic tags as: na "new object" i po najechaniu kursorem (celownik) na naszą egzoplanetę, klikamy. Maxim zamyśli się na jakiś czas (zależny od ilości klatek i możliwości komputera)  i oznakuje nasz obiekt ringami. Po kliknięciu prawym guzikiem myszy gdziekolwiek na zdjęciu możemy w podręcznym menu ustawić zakresy apertur pomiaru. To odpowiednik funkcjonalności Muniwina opisanej kawałek dalej.
 
W następnym ruchu wybieramy w polu Mouse clic tags as: opcje "new reference star", kliknięciem oznaczamy jedną z gwiazd referencyjnych (jak odnaleźć te prawidłową znajdziecie w opowieściach Kapitana Sępa w cyklu Zmienna Wojna - PoradnikiW polu Ref Mag podajemy wartość magnitudo naszej gwiazdy referencyjnej dla odpowiedniego filtra (dla rejestracji bez filtra  użyj wartości V, ale daj znać o tym swojemu odbiorcy jeśli dzielisz się swoimi danymi z zawodowcami i amatorami w szerszych projektach). Możesz zaznaczyć więcej niż jedną gwiazdę referencyjną. Nazwij swoje obiekty - Obj1/ Ref1 itd. poprawnymi nazwami (nazwa katalogowa dla gwiazdy referencyjnej) to się przyda przy zapisywaniu danych.
 
 
Pozostaje jedynie użyć opcji View Plot. Uwaga, wszystkie screeny pochodzą z zarejestrowanego kilka miesięcy temu tranzytu planety TrES-3b. Materiał z zarejestrowanym tranzytem egzoplanety TrES-3b jest dobrej jakości, przez co łatwiej na jego przykładzie tłumaczyć.
 
 
Nie zawsze będzie jednak jak trzeba. Pierwszą sprawą jaka może nas zaskoczyć to dwie płaskie linie na wykresie.
 
 
To wynik skalowania. Proszę zwrócić uwagę na zakres magnitudo na osi pionowej. 0.3 mag to 100x więcej niż nas interesuje. Taka skala wypłaszczy każdy znany mi egzotranzyt. (Można by polemizować przy V1412 nad którym jakiś czas temu się pochylałem, ale to akurat dosyć specyficzny case). Sugeruję w opcjach settings ustawić parametry następująco (to jedynie sugerowane ustawienie które zadziała w bardzo wielu przypadkach bez jakiejkolwiek dalszej klikologii)
 
gwiazda referencyjna:
- symbol = none
- line = none
 
obiekt:
- symbol = plus
- line = thin
 
plot limits:
- time axis = auto
- magnitude = auto
- period folding = none
- offset = (nie ruszać)
 
Po ustawieniu mniej więcej kwadratowego kształtu wykresu powinno być ładnie wszystko widać. Drugim problemem jaki może nas spotkać to praktycznie płaska linia z kilkoma wystrzelonymi daleko w górę lub w dół wartościami
 
 
Te dziwne wartości to klatki, gdzie coś poszło nie tak. Chmura, szarpnięcie klatki, cokolwiek. Takie klatki po prostu usuwamy z pomiaru. Nie dadzą one naukowcom żadnej wartości, a tylko mieszają przy pracy, re-skalując wykres maxima. Usuwamy poprzez kliknięcie w uciekiniera prawym guzikiem i rozwijalne sub-menu.
 
 
Wykres też może wyglądać jak poszarpane EEG. W takim przypadku mogło zadziałać bardzo wiele czynników. Nie koszuj zebranego materiału. Skontaktuj się ze mną bezpośrednio, lub poprzez dyskusję na astropolis.pl (user Hans). Fotometria to dla mnie nie pierwszyzna. Znam parę trików i szybko połapię się co jest nie tak i jak zaradzić problemowi (o ile zaradzić się da). Ostatni krok to zapis pliku wynikowego. Po kliknięciu w guziczek save zobaczymy poniższe okno.
 
 
  • Nazwa pliku dowolna, choć dla konkretnych projektów jej format może być odgórnie narzucony na przykład coś w stylu Y.XXX-ZZZ.txt Gdzie Y. to pierwsza litera Imienia, XXX to Nazwisko a ZZZ koordynaty miejsca z którego dokonano zapisu.
  • Typ pliku: najczęściej AAVSO Format txt choć to ponownie zależy od decyzji projektowych o ile twoje dane są przeznaczone jako wkład w coś większego.
  • Observer Code: Posiadany kod AAVSO (lub "NNN" jeżeli nie mamy przydzielonego kodu.
  • Chart ID: 1969afs (to kod tej strefy z plottera AAVSO)
  • Precision: 3 (zostawiamy defaultowe ustawianie)
  • Group: NA
  • Filter Band: W zależności od użytego filtra, w przypadku braku filtra lub walk przez Luminację / IR cut, proszę wybrać "CR"
 
Plik wynikowy powinien wyglądać jak poniżej.
 
 
Podsumowując, Maxim DL potrafi zrobić przyzwoitą fotometrię zgodną z wszelkimi prawidłami sztuki. Jest względnie prosty w obsłudze ale generalnie bardziej przyda nam się gdy chcemy udostępnić nasze dane w poprawnych ustalonych formatach w jakimś większym projekcie niż jako narzędzie do odkryć. Jeśli chcemy wkroczyć w rejony gdzie nie wiadomo co jest zmienną co tranzytem egzoplanety a co zwykłą spokojną gwiazdą a my mamy jedynie serię klatek wystrzelonych w jakiś rejon w poszukiwaniu ... czegoś ciekawego :) potrzebne nam wsparcie. Tl wsparcie może dać Munipack.  
 
Analiza fotometryczna egzoplanety za pomocą oprogramowania Munipack (MuniWin)
 
Tym razem zaczynam od zera, w przeciwieństwie do opisu procedur w Maximie, ze względu na fakt, że Muniwin nie jest oprogramowaniem do kontroli procesu gromadzenia danych tak jak Maxim i wszystko musimy podać mu krok po kroku.
 
  • Przygotowanie danych 
 
Po uruchomieniu pierwszy raz Muniwina zobaczymy czystą tabelkę i kilka aktywnych ikonek. Niezbyt zachęcający widok, ale nie ma się co martwić, wszystko nas tu prowadzi za rękę. Po przeczytaniu tego opracowania, nie sposób będzie się zgubić. Na początek mała informacja. Ten soft pamięta nasze ruchy, ustawienia, wybory i projekty, nie tracimy ich opuszczając program. Dlatego zacznę od kroku który dobrze jest wykonywać gdy będziemy dopiero na pierwszych etapach walk z amatorską obróbką danych fotometrycznych. Pierwsza ikonka od lewej, pozwala na uruchomienie opcji „clear files”. To coś w rodzaju gąbki do tablicy. Pozwala usunąć efekty naszej wcześniejszej pracy, aby nie wpływały na to, czym zajmować się będziemy za chwilę.
 
 
Po wyczyszczeniu staroci, ikonką z zielonym krzyżykiem uruchamiamy opcję wczytywania do Muniwina naszej nocnej dłubaniny.
 
 
Jak widać, podmenu jest bardzo klasyczne, wszystko powinno być tu jasne. Po zaimportowaniu plików, uaktywni nam się kolejna ikona - „zielony ptaszek”. Ten krok spowoduje, że na bazie naszych plików, Muniwin stworzy sobie wewnętrzną ich kopię, w dogodnym dla siebie formacie.
 
 
Proces ten jest dosyć szybki. Zależy od rozmiarów plików i możliwości naszego komputera. Na normalnym sprzęcie sto fitów o rozmiarach w okolicach 3MB jest konwertowanych w niecałą minutę.
 
 
Po udanej konwersji Munipack uaktywni kolejną grupę ikonek. Możemy tu wykonać korektę czasu (taką zwykłą, gdy np. sprawdzimy, ze nasz laptop jest o 5 sekund za całym światem).
 
 
oraz odjąć darka i flata, co w wielu wypadkach jest jak najbardziej wskazane. Uwaga, przy jaśniejszych i głębiej tranzytujących planetach i dobrej jakości materiale, będą to ruchy zbędne do osiągnięcia krzywej V-C. Proszę jednak pamiętać, że przeprowadzenie poprawnej redukcji danych będzie istotnym elementem w chwili, gdy odbiorca danych będzie tego wymagał. Również korekta czasu może mieć kluczowe znaczenie dla projektowych odbiorców naszej analizy.
 
 
Kolejnym krokiem jest nakazanie naszemu softowi wykonania analizy fotometrycznej tego, co namodziliśmy pod niebem. To kumaty soft, poradzi sobie. Klatka po klatce zmapuje nasze wypociny. Piksel po pikselku przeleci nasz materiał, wyznaczając średnią tła, mapując gwiazdy i wyliczając w locie wartość ADU każdego piksela.
 
 
Nasza aktywność sprowadza się do kliknięcia w ikonkę na guziczku. W kolejnych krokach, będziemy musieli zacząć myśleć. Na tym etapie wystarczy klikać. Niestety ten etap potrafi trwać, długo. Na słabszych maszynach przy dużej ilości (kilkaset) dużych plików, nawet godzinami. Jak zoptymalizować ten etap i przyśpieszyć procedurę bez straty na jakości naszej pracy będzie jeszcze w dziale "Informacje dodatkowe" (kawałek dalej).
 
 
Muniwin, po zakończeniu pracy nad tym  nieco usypiającym etapie, udostępni nam kolejną opcję, matching. To ostatnia czynność niezbędna do dalszej analizy danych. Ten krok pozwoli munipackowi na dalszych etapach, na śledzenie zmian które zaszły na obiektach uchwyconych na naszych klatkach w trakcie sesji. Do tego celu służy guziczek z małą, zieloną, podwójną, poziomą strzałeczką. Wybieramy w nowo-otwartym oknie klatkę referencyjną (dobrze jest wybrać raczej jedną z najlepszych) i zatwierdzamy guzikiem OK. Jeżeli na wielu klatkach będzie widoczny marker nieudanej próby zalginowania, to albo coś było nie tak z warunkami w trakcie sesji, albo montaż miał problemy. W takich przypadkach za wiele już nie pomożemy. Wszystkie nie "zmaczowane" klatki nie zostaną wzięte pod uwagę w trakcie fotometrii. Jednak przyczyny mogą też leżeć w błędnych parametrach konfiguracyjnych samego Muniwina. W dziale "Informacje dodatkowe" (kawałek dalej), jest kilka słów co ewentualnie można próbować zrobić.
 
 
  • Korekty danych i gwiazdy referencyjne
 
To jest mniej więcej ta chwila od której zacząłem opis dla Maxima trochę wyżej. To ważny moment równiez dla Munipacka. Trzeba złapać odpowiednią gwiazdę (gwiazdy) kontrolne i referencyjne, a następnie wykonać wszelkie akcje z korektą danych. Pierwszą sprawą będzie wprowadzenie korekt do Heliocentric Julian Date i Air mass. Zrobimy to poprzez menu tools> heliocentric correction i tools>air mass
 
 
Co nam będzie potrzebne do tej operacji? Będą nam potrzebne koordynaty RA i DEC naszego celu (do korekty HJD) oraz miejsca skąd obserwowaliśmy (do korekty Air Mass). Format w jakim należy wprowadzać koordynaty widać na screenie. Nasza aktywność sprowadza się do wypełnienia niezbędnych pól, reszta w rękach algorytmu softu. O ile korekta HJD jest raczej dla odbiorcy, o tyle korekta AIR MASS już może być istotna również dla nas. Dlaczego? Łapiąc coś naprawdę słabego wszystko jest ważne, wszystko co choć odrobinę zmniejszy nam błąd statystyczny. Przy egzoplanetach, nawet gdy mówimy o dosyć "głębokim" tranzycie, zmniejszenie jasności jest bardzo niewielkie - liczone w setnych częściach magnitudo - milimag, aby "zobaczyć" to na wykresie, korekta air mass może się okazać niezbędna.
 
Po wprowadzeniu korekt zostaje nam ustalenie gwiazd odniesienia. Mamy dwie drogi. Możemy użyć jednej z sugerowanych gwiazd odniesienia jeśli działamy w większym zespole i dane takie zostały nam narzucone, lub wybrać coś stabilnego samodzielnie. Robimy to poprzez guziczek oznaczony ikonką gwiazdek.
 
 
Gwiazdy odniesienia możemy też zdobyć w sieci (google twoim przyjacielem) lub na stronach AAVSO poprzez plotter i jego opcję photometry table - <link>. Gdy zdecydujemy się na samodzielne dobieranie gwiazd, najlepiej zrobić to poprzez menu „find variables” (ikonka z lupką)
 
 
Na górze pojawi nam się krzywa stdev. (screen pochodzi z obróbki RZ-LMi) Wybieramy gwiazdę o podobnej jasności (mniej więcej w tym samym miejscu osi mag, ale lezącą jak najniżej osi stdev. Ot i cała tajemnica. Nie jest to do końca takie proste, ale do amatorskich walk wystarczy. Po wybraniu gwiazd / gwiazdy odniesienia (ref / comp) i zaznaczeniu naszego celu (variable) jesteśmy już o krok od celu. Zwróćcie uwagę, że narzędzie to doskonale nadaje się też do lokalizowania gwiazd zachowujących się niestabilnie ;) Na przykład stajniaczonych zmiennych które wypadło by sprawdzić w bazach np. AAVSO lub VSX i jeśli ich tam nie ma... to już wiecie co :)
 
  • Analiza danych
 
Po zatwierdzeniu guzikiem OK naszego wyboru obiektu i gwiazd referencyjnych, oraz kontrolnych, zostaniemy skierowani bezpośrednio do wykresu krzywej V-C. Munipack skaluje obraz automatycznie, co jest nieco problematyczne, w chwili, gdy na jedej z klatek mamy wyraźny błąd pomiaru kompletnie nie trzymający skali całego zjawiska. Klatkę taką usuwamy otwierając podmenu kliknięciem prawego przycisku dokładnie w punkt symbolizujący ją na wykresie. Jedną z dostępnych opcji będize "remove from list". Nic złego się nie dzieje. Na klatkach przytrafiają się śmieci, rozbłyski gamma i inne cudaki, mogące w ten sposób przekłamać wykres. Dokładnie o tym samym wspominałem opisując procedurę dla Maxima kawałek wcześniej.  Dobrze jest też sprawdzić zachowanie się naszej krzywej za pomocą kontroli materiału poprzez zmianę apertury pomiaru (uwaga na tego typu operacje w tłocznych rejonach pełnych gwiazd). Opcja „show errors” (po prawej). i „default aperture”. Wybieramy to ustawienie na którym mamy najmniejszy zakres błędu (symbolizowany przez pionowe linie określające możliwy błąd nad i pod punktami pomiarów na wykresie – im mniejszy błąd , tym mniejsze, krótsze te linie).
 
 
Na koniec eksportujemy dane, opcja „save data”
 
 
i wysyłamy pliki do zawodowców z którymi współpracujemy na wskazane w projekcie adresy lub udostępniamy innym amatorom dla wymiany wiedzy i obserwacji. Dodatkowo warto wygenerować też shot z zaznaczonymi gwiazdami odniesienia. To robimy w opcji „save image” w oknie doboru gwiazdek (ikonka z dwiema gwiazdkami) którą opisywałem wcześniej.
 
  • Informacje dodatkowe
 
Najczęstszym problemem który może zacząć nękać , jest procedura alginu (albo odrzucająca wiele klatek, albo ciągnąca się podejrzanie długo). Problem w tym, że jeżeli warunki nie były w pełni stabilne, co w sumie czyni dalszą walkę bezpodstawną w przypadku tranzytu extrasolarnego,  to pojawią się na tym etapie kłopoty. Również gdy nasz montaż odpływa źle ustawiony w siną dal (a może zdrowo popłynąć przez kilka godzin sesji), lub co najgorsze, szarpie na tyle mocno, że w trakcie na przykład sześćdziesięcio-sekundowego interwału pomiędzy klatkami, rzuca nim na kilka pikseli w różnych kierunkach, to wynik alginowania może wyglądać tak:
 
 
Oznacza to, że każda klatka nie oznaczona zieloną, poziomą strzałką w tabeli projektu, to fotka której Munipack nie zdołał „zmaczować”. Problem polega na tym, że nie będzie ich również uwzględniał w dalszych walkach, a tego za bardzo nie chcemy. Trzeba działać. Guziczek „preferences”, zakładka „matching” i działamy
 
 
Generalnie zakładam, że wszystkie pola są tu jasne. Jeżeli nie są skontaktuj się ze mną. Pomogę. Dla tych co nie mają ochoty wnikać, dobrym pomysłem jest zwiększenie ilości gwiazd branych do alginu. (najwyższe pole, powiększyć x2 i efekt powinien być odczuwalny).
 
Drugim z popularnych problemów który może się przytrafić, to bardzo długa praca Muniwina w trakcie analizy. Przyczyną może być defaultowe ustawienie pola Min. pixel value (ADU) na zbyt niską wartość. (menu tools>preferences, zakładka Photometry) . Tuż po zainstalowaniu oprogramowania, będzie ono ustawione na 0, co jest wartością kompletnie z czapy. Oznacza bowiem, że Muniwin będzie próbował analizować każdy piksel z jakimkolwiek sygnałem. To bez sensu, bo większość czasu spędzi na analizowaniu szumu zarejestrowanego na naszej klatce. Najsensowniejszym ruchem jest ustawienie tej wartości minimalnie powyżej wartości tła (średnią wartość Muniwin wyświetla dla każdej klatki w trakcie procesowania (ten krok, który wykona po naciśnięciu ikonki z żarówką, było tym kawałek wyżej). Taki ruch spowoduje, że Muniwin oleje wszystko poniżej zadanej wartości, O to właśnie chodziło, niech nie mieli szumu. A co z gwiazdkami na granicy szumu? Nic, do kosza, wartość pomiaru i tak eliminowała by jakikolwiek wynik.
 
 
Skoro jednak jesteśmy już przy tym setupie, to należy powiedzieć, że jest to jedno z ważniejszych okien w Muniwinie. To z tych danych algorytm fotometryczny odczytuje dane do kalibracji. Wartości takie jak Read noise czy Gain, powinny być tu wprowadzone, zgodnie ze specyfikacją sensora jakiego używamy do rejestracji materiału. Generalnie jest naprawdę gorąco zalecane zapoznanie się z helpem Muniwina dla tego kawałka konfiguracji (guzik ze znakiem zapytania). Zrozumienie tych parametrów pozwala działać świadomie. W przypadku problemów z odnalezieniem danych w specyfikacjach sensora, proszę skontaktować się z producentem, dealerem lub bezpośrednio ze mną lub innymi astro-amatorami na astropolis.pl.
Pliki cookie ułatwiają świadczenie naszych usług. Korzystając z naszych usług, zgadzasz się, że używamy plików cookie.
Ok