Redução de Imagens Astronómicas
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Redução de Imagens Astronómicas
Redução de Imagens Astronómicas
Escola de Verão de F ís ica 2010FCUP
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Redução de Imagens Astronómicas
Sumário• Porquê este Projecto?• Princípios da Redução de Imagens:
o Obtenção de Imagemo Calibração;
• Representação Matemática;• Processos;• Análise das Imagens;• Magnitude das estrelas;• Detectar outflows• Conclusões
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Redução de Imagens Astronómicas
Porquê este Projecto?
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Redução de Imagens Astronómicas
Princípios da ReduçãoObtenção de Imagens
O Objecto:
Constelação de Orion
Objecto
Telescópio + Instrumento + Detector
Imagem
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Redução de Imagens Astronómicas
Princípios da ReduçãoObtenção de Imagens
O telescópio:
• VLT (Very Large Telescope) situado no Chile• Diâmetro do espelho: 8,2 m
Objecto
Telescópio + Instrumento + Detector
Imagem
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Redução de Imagens Astronómicas
Princípios da ReduçãoObtenção de Imagens
O Instrumento:
NaCo = NAOS + CONICAObjecto
Telescópio + Instrumento + Detector
Imagem
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Redução de Imagens Astronómicas
Princípios da ReduçãoObtenção de Imagens
O Instrumento:Filtros: Escolhem-se filtros sensíveis a comprimentos de onda onde os objectos escolhidos sejam mais facilmente observáveis.
Objecto
Telescópio + Instrumento + Detector
Imagem
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Redução de Imagens Astronómicas
Princípios da ReduçãoObtenção de Imagens
O Detector:
CCD – “Charged Coupled Device”Conjunto de condensadores acoplados que podem transferir carga entre si e ‘gravá-la’ através do efeito fotoeléctrico.
Objecto
Telescópio + Instrumento + Detector
Imagem
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Redução de Imagens Astronómicas
Princípios da ReduçãoCalibração de Imagens
Principais sinais parasitas detectáveis:• Bias• Corrente Dark• ‘Céu’ •Pixéis defeituosos• Raios Cósmicos
O principal efeito a corrigir é a sensibilidade variável dos pixéis.
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Redução de Imagens Astronómicas
Representação Matemática
IO – IC = F x G x tIF – ID= K x G x tf
<IF -ID> = K x tf x <G>(IO-IC) / ((IF -ID)/ (<IF – ID>)) = Fx<G>x t
F = Fluxo Intrínseco do ObjectoG = Ganho Electrónicot = Tempo de Integraçãotf =Tempo de Integração Flat-fieldIO = Imagem do ObjectoID = Imagem do DarkIC = Imagem do céuIF = Imagem do flat-fieldK = Outros erros instrumentais
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ProcessosProgramas utilizados na redução de imagem:
•SAOImage ds9;•ImageJ;•Subaru Image Processor: Makali’i
SAOImage DS9
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Redução de Imagens Astronómicas
ProcessosSubtracção do “céu” ao objecto original
IO – IC = F x G x t
- =
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Redução de Imagens Astronómicas
ProcessosSubtracção do dark ao flat original
IF – ID= K x G x tf
- =
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ProcessosNormalização do flat (Divisão do flat pela média)
( <IF -ID> = K x tf x <G> )
÷ =
Respectiva média
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Redução de Imagens Astronómicas
ProcessosDivisão do Objecto sem céu pelo Masterflat
(IO-IC) / ((IF -ID)/ (<IF – ID>)) = Fx<G>x t
÷ =
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Redução de Imagens Astronómicas
ProcessosRemoção dos pixéis defeituosos
- =
Pixéis defeituosos
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ProcessosJunção das imagens obtidas de forma a criar a imagem final.
Combinação das imagens finais dos filtros H, K e J.Coloração da imagem final obtida.
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Análise das Imagens
• Depois de obtidas as imagens, é possível: Quantificar o fluxo da estrelas;
Calcular a magnitude das estrelas;
Detectar outflows.
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Redução de Imagens Astronómicas
Magnitude das estrelasm* = -2,5log (F*/Fp) + mp
Estrela M (R) Erro M (O) Erro
1 10.57 0.3 10.51 0.01
2 10.61 0.3 10.55 0.01
3 10.84 0.2 10.79 0.01
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Redução de Imagens Astronómicas
Detectar outflows
Filtro K Filtro NB 2.12
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Redução de Imagens Astronómicas
Detectar outflows
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Redução de Imagens Astronómicas
Detectar propelídeos
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Redução de Imagens Astronómicas
Detectar propelídeos
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Redução de Imagens Astronómicas
Antes Depois
Conclusão
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Redução de Imagens Astronómicas
Agradecimentos:Monitor Jorge Grave
Escola de Verão de Física
Departamento de Física e Astronomia
Universidade do Porto
Projecto realizado por:Ana Carolina AbrantesAna Carolina MartinsCarolina DuarteJosé CarneiroTiago Seabra