Gözlem ve Bilimsel Görüntülerin Hazırlanması

 

Gözlem ve Bilimsel Görüntülerin Hazırlanması

 

Gözlem: Öncesi ve Sonrası

"Bias", "Dark" ve "Flat" Stratejisi

Bir CCD görüntüsüne baktığımızda herhangi bir piksel için bulunan değerde çeşitli etkenlerin toplamını görürüz. Bir kısmı toplam bir kısmı ise çarpan olarak etkisini gösterir. ADU değerine toplamı arttırarak katkıda bulunanlar:

 

  • Çeşitli eletronik gürültüler
  • Arızalı piksel veya piksel grupları
  • Çevre şartları
  • Girişim saçakları
  • Kozmik ışın problemleri

ADU değerine çarpan olarak katkıda bulunanlar

 

  • CCD piksellerin arasındaki kuvantum etkinliği farkı, QE
  • Optik sistemin geçirgenliği ve kaplamaların özellikleri
  • Aktif CCD yüzeyi üzerindeki problemler

Bunların elimine edilmesi için bazı usullerin ve işlem sırasının takip edilmesi zorunludur:

 

  • "Bias" yapısının çıkarılması: Kullanılan kamera için referans olarak alınacak sıfır seviyesinin bilinmesi bunun bütün pozlardan çıkarılması en önemli adımlardan biridir. İyi elektronik düzeni olmıyan sistemlerde bu seviye çevre şartlarındaki değişikliklere hassas olduğundan, kullanılan sisteme göre bir strateji kullanmak gereklidir.
  • "dark" çıkarma: CCD aktif yüzeyi dış fotonlara kapalı olsa bile bazı sistemlerde uzun poz sırasında bias seviyesinden fazla elektron toplanması olur. Bu etkinin bulunarak çıkarılması gerekir.
  • Duz-alana ("Flat") bölme: Her pikselin aktif yüzeyi kuvantum etkinliği olarak diğerlerinden farklıdır. Bu farklılıkları düzeltmek için normalize edilmiş bir düz-alan görüntüsü kullanarak farklılıklar giderilmelidir.
  • Grişim saçakları: Özellikle inceltilmiş "tinned" CCD yongalarında oluşabilecek girişim yapısı giderilmelidir.
  • Bozuk piksel yapılarının temizlenmesi: Gerek sıcak piksel gerekse grup veya bozuk sütun/satır problemleri daha önce hazırlanmış maskeler kullanılarak kaldırılabilir.
  • Kozmik olaylar: Kozmik ışın parçacıkları yüklü parçacıklar olduğu için yüksek enerjiye sahiptir ve zaman zaman CCD piksellerinden geçerek aktive ederler. Bunlar genelde sıcak-piksel olarak gözükürler (ortalama 1 olay/dakika). Ortalama gök parlaklığının üstünde olan bu yapılar elimine edilmelidir.

Bütün bu etkenleri giderip astronomik ölçümlerin yapılabileceği görüntüleri hazırlamak için dikkatli bir ön hazırlık gereklidir.

 

"bias", Dark", "Flat" alınmadan yapılacak gök cismi ile ilgili pozlar bilimsel olarak tamamen değersizdir ve kullanılamaz.

 

Gözlenecek Gök Cismi ile ilgili pozlar

Bu tamamen yapılması istenen gözleme bağlı olarak planlabilecek bir konudur. Her CCD sisteminin alınan pozu okuma süresinin olduğu, saklanacak dosya büyüklüklerinin tamamen CCD formatına bağlı olduğu unutulmamalıdır. Saklama formatlarının ne şekilde olacağı gözlem isteklerine göre karar verilecek konulardır.

 

Standart İndirgeme Süreci

Gerekli görüntülerin önceden alınmış olduğu varsayılarak indirgeme adımları her poz için uygulamalıdır. İndirgemeye başlamadan önce elde olan her poz icin ("Dark", "Flat" ve gök cismi) öncelikle "Bias" düzeltmesi yapılmalıdır.

 

Önce eldekileri inceliyelim. CCD ile alınmış bir alan:

 

Daha önce alınmış "Bias" görüntüsü (0 poz süreli, CCD önü kapalı görüntü):

 

 

Aynı şekilde alınmış "Dark" görüntüsü (60 saniye süreli, CCD önü kapalı görüntü):

 

 

"Flat" düz-alan görüntüsü: CCD önü açık, homojen aydınlatılmış, pikseller yeterince doldurulmuş. Genelde piksel kapasitesinin %70-75 kadar doldurulması tercih edilir.

 

 

Bakmak istediğimiz yıldız koordinatında "Dark" üzerinde dikine profil:

 

Aynı şekilde "Flat" üzerinde dikine profil:

 

"Flat" görüntüsünde piksellerin tepkilerinin frekansı: Burada ortalama değer hesaplanırken akış şamasını takip ederek "Flat" - "Dark" yapılmış durumda.

 

Şimdi normalizasyon uygulamak için yapılacak iş basit olarak ortalama değere bölmek

fdb_n = fdb / 2.007219x104

 

Bu uygulama sonunda elde edilen normalize edilmiş "Flat" üzerinde yine aynı nerden dikine profil:

 

 

Şimdi düzeltilmemiş ham görüntü üzerinde gök ve yıldız görüntüsüne bakalım:

Bundan sonra yapılacak iş görüntünün normalize düz-alana bölünmesi,

 

adb_n = ( a0001 - d0001 ) / fdb_n

 

Şimdi yine aynı profile bakalım:

 

Yıldızın toplam profiline bakarsak:

 

En son olarakta son düzeltmeleri yapılmış alana bakalım:

 

Bundan sonra yapılacak işler, eğer varsa, hatalı piksel veya grupların düzeltilmesi, kozmik ışın problemleri ve girişim saçaklarının giderilmesi.

 

Artık elimizde astronomik olarak analiz edilmeye hazır durumda gök cisminin bulunduğu alanın temizlenmiş görüntüsü hazır durumdadır. İstenen ölçümler çeşitli görüntü analiz yöntemleri ile astronomik analiz yöntemleri kullanılarak yapılabilir.

 

Örnek:

M51: Solda H_alpha filtresi ile, sağda ise R filtresi. 90 sn poz, 150 cm teleskop.

 

 

M15:

 

Hazırlayan: 

Ümit Kızıloğlu

umk@astroa.physics.metu.edu.tr

-A +A