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Allgemeine Fragen


Was ist NEU in THELI v2.0.8  ?

www.astro.uni-bonn.de/~mischa/theli/theli-1.0.1.tar.gz

www.astro.uni-bonn.de/~mischa/theli/gui-2.0.8.tar.gz

Das neue GUI kommt mit einem deutlich ueberarbeiteten pipeline Kern. Daher eine etwas ausfuehrlichere Installationsanleitung, der Einfachkeit halber a la copy+paste damit es auch jeder hinbekommt:

"********************************************************************"

Annahme: die alte Installation ist unter: /home/user/THELI/

Kopiert die beiden neuen Pakete bitte dorthin.

Danach, in einer Konsole:

cd /home/user/THELI/

mv theli theli_old

tar xvfz theli-1.0.1.tar.gz

tar xvfz gui-2.0.4.tar.gz

cd theli/pipesetup

./install.sh -m "ALL"

cd ../gui/

./install.sh -all


Ihr muesst noch scamp in das neue Verzeichnis kopieren:

cp /home/user/THELI/theli_old/bin/Linux/scamp /home/user/THELI/theli/bin/Linux/scamp

(hierbei auf einem 64bit System "Linux" durch "Linux_64" ersetzen).

"***************************************************************************"

Jetzt seid ihr fast durch. Ihr muesst nur noch eure 'privaten' Instrumente hinueberretten. Die neue THELI Version unterscheidet zwischen vorkonfigurierten Kameras und denen die Ihr selbst erzeugt. Die liegen in Zukunft in verschiedenen Verzeichnissen, so dass bei einem neuen update eure privaten Kameras nicht versehentlich ueberschrieben oder geloescht werden koennen. Das geht so:

THELI starten. Hierdurch wird ein neues verstecktes Verzeichnis angelegt, welches in Zukunft auch alle temporaeren Dateien enthaelt, die on the fly erzeugt werden (log files, etc, waren bisher unter gui/scripts):

/home/user/.theli

Dann geht bitte nach

/home/user/THELI/theli_old/gui/scripts/

und kopiert all eure instrumente ("kamera.ini") nach /home/user/.theli/instruments_user/

Wenn ihr jetzt in THELI in der Instrumentenauswahl auf "user defined" klickt, dann erscheint eure Kamera dort :-)

"********************************************************************"

Einen weiteren Nerv muss ich euch aber noch rauben: Ihr muesst die splitting-scripte fuer jedes eurer Instrumente neu erstellen. Das gab in der Vergangenheit viele Probleme wegen millionenfach unterschiedlicher Datenformate bei Amateurkameras. Da habe ich viel Arbeit in einen neuen Standard gesteckt, und es sollte deutlich reibungsloser funktionieren als bisher.

Zum Erstellen der splitting-scripte:

Klick auf: "Create instrument (user defined)" und dann gleich in das "Splitting script" menue wechseln.

Ueber "change instrument" eure kamera auswaehlen (in /home/user/.theli/instruments_user) Das versteckte ".theli" Verzeichnis wird hierbei im Dateibrowser nicht angezeigt, das muesst ihr manuell in den Pfad eintragen.

Beim "transformation code" gebt ihr "0" ein.

Bei Farbkameras muesst ihr noch das Dateiformat spezifizieren und gegebenenfalls die Bayermatrix.

Falls eure Aufnahmesoftware die Kameraorientierung am Himmel kennt und entsprechende Information in den FITS header schreibt, dann macht bitte noch das Haekchen bei "Preserve CD matrix" hin.

"********************************************************************" "********************************************************************"

So. Und was gewinnt ihr bei dem ganzen, im Vergleich zu Version 1.6.4? Die meisten Aenderungen haben unter der Motorhaube stattgefunden und sind fuer euch nicht sichtbar. Das GUI hat sich an ein paar wenigen Stellen geaendert, der look&feel ist der gleiche geblieben. Fuer euch relevant/interessant:

-- Private Kameras separat gehandhabt (s.o.)

-- Deutlich ausgebautes Monitoring; THELI schaut euch genauer auf die Finger und beschwert sich bereits bevor ihr auf den Start-Knopf drueckt wenn was nicht passt, noch dazu in verstaendlicher Sprache :-) Alles kann ich aber freilich nicht abfangen.

-- THELI unterstuetzt nun auch die flipping-Option in scamp. Wenn eure Bilder also gespiegelt und/oder rotiert sind, dann koennt ihr den 'Transformation' Schritt in Zukunft weglassen. Wenn ihr diese Option wollt, dann muesst ihr den entsprechenden Haken in der Konfiguration von scamp setzen, und auch POSANGLE_MAXERR auf 180 setzen. Ich denke das ist eine wesentliche Erleichterung und funktioniert in den meisten Faellen. Manchmal klappt es nicht, dann muss man die Transformation manuell machen. Das ist allerdings ein bug in scamp, der Entwickler (Emmanuel Bertin) arbeitet dran.

-- Das 'Reduction' Menue wurde vereinfacht, heisst jetzt 'Status' und bietet ausschliesslich die Moeglichkeit, eben letzteren anzupassen, sollte sich das GUI mal aufgrund externer Datenmanipulation verstolpern.

-- Support fuer SDSS-R7 und UCAC3 Referenzkataloge

-- Verschiedene online Server fuer den Referenzkatalog stehen zur Auswahl, falls einer (France) ausfallen sollte. Kommt ab und zu mal vor...

-- Daten von Kameras mit Bayermatrix werden erst nach bias, dark und flat aufgespalten und automatisch in entsprechende Unterverzeichnisse verschoben (angehaengt: _R, _G, _B). Die Verzeichnisse in 'Initialise' muessen aber manuell geupdated werden, theli weiss ja nicht mit welchem Filter ihr weitermachen wollt. Deutlicher Geschwindigkeitsgewinn. In Zukunft werde ich das noch weiter automatisieren, so dass keine Unterscheidung mehr stattfindet, und ihr lediglich bei der Koaddition die Aufnahmen separieren muesst. Fuer die Insider: Das demosaicing verwendet den PPG Algorithmus

-- Unter "Weighting" gibt es einen Task "Binned preview", unter dem ihr euch gebinnte TIFFs als Vorschaubilder erstellen lassen koennt (die liegen dann in einem BINNED_TIFF Verzeichnis). Da koennt ihr mit eurem Lieblings-Linux-Bildbrowser schneller drueber scrollen als mit skycat oder ds9, und schlechte Aufnahmen oder solche mit Satelliten identifizieren zwecks Maskiereung (in einer zukuenftigen Version werden Satelliten uebrigens automatisch erkannt werden, ein entsprechendes Tool haben wir bereits).

-- Es gibt zwei neue Warnungen: wenn der Festplattenplatz im Homeverzeichnis unter einen bestimmten Wert sinkt (einstellbar unter 'Initialise'), dann gibt es einen Protest. Selbiges, wenn ihr eure Daten auf einer anderen Festplatte als der, die das Homeverzeichnis enthaelt, reduziert.

-- Object catalog creation: es werden Kataloge fuer skycat und fuer ds9 zum Drueberlegen erzeugt, und unter cat/skycat bzw. cat/ds9cat abgelegt.

-- Support fuer den XML output von scamp. Im 'plots' Verzeichnis findet sich ab sofort ein 'scamp.xml', welches ihr mit firefox ansehen koennt. Hierzu muesst ihr in der Adresszeile aber einmalig folgendes eingeben: about:config und dann den parameter security.fileuri.strict_origin_policy auf 'false' setzen. Aber: scamp.xml kann in firefox nur angesehen werden, wenn ihr online seid (Formatierungen werden online gelesen, kann ich auch nix dafuer, sorry). Diese Datei enthaelt eine Menge Information verschiedener Parameter fuer jedes Bild, evtl interessant fuer euch.

-- Ab sofort koennen master-bias, dark und flat auch mit nur 3 einzelframes erstellt werden. Bisher waren hierzu mindestens 4 noetig. Ich warne euch aber davor das zu tun. Wer seine Daten nicht sauber kalibriert ist selbst schuld und wird mit Freiheitsentzug --errrhhh-- THELI-update-Entzug nicht unter zwei Jahren bestraft. Wenn ihr weniger als drei Bilder reinsteckt gibt euch THELI eins ueber die Muetze und weigert sich das entsprechende Verzeichnis anzufassen bis ihr nachgelegt habt.

-- Die Objekt-Detektion hat zwei neue Einstellungen: "Background level" und einen Schalter den man bei exzessivem Auftreten von hot Pixeln aktivieren kann. Ihr koennt beides in jedem Fall ignorieren! Wenn scamp nicht laeuft, dann helfen euch diese beiden Parameter auch nicht weiter. Falls ihr wissen wollt, was ich unter 'exzessivem Auftreten von hot Pixeln' meine: www.astro.uni-bonn.de/~mischa/download/vista.jpg So sehen die kalibrierten Bilder mancher IR-Kameras aus. Also, vergesst es.

-- Die Fenstergroesse des GUI kann weiter minimiert werden und es duerfte nun auch auf sehr kleinen Laptops Platz finden.

-- Bilder im RAW Format werden ueber einen Umweg ueber TIFF nach FITS geschrieben. Das bisherige tool kompiliert nicht mehr mit neueren Kompilern. Ein Qualitaetsverlust tritt hierbei nicht auf, und ihr bekommt hiervon auch nichts mit.

-- Der 'get catalog' Knopf unter astrom/photom hat jetzt seinen eigenen thread, das GUI behaelt daher seine Interaktivitaet.

-- Automatisches rescaling des masterdarks. Ihr koennt eure Lights mit 300s Belichtungszeit nun mit darks korrigieren welche z.B. 1200s Belichtungszeit haben. Voraussetzung hierfuer ist natuerlich eine stabile (CCD) Kamera mit Temperaturregelung. Ein rescaling bezueglich verschiedener Temperaturen ist nicht moeglich! ACHTUNG: Ihr koennt NICHT Aufnahmen verschiedener Belichtungszeit fuer die dark subtraction in das gleiche Verzeichnis werfen. Diese muessen fuer diesen Schritt nach wie vor in separaten Verzeichnissen liegen (Hierzu haette ich eine unserer core-libraries erheblich umschreiben muessen). Der Vorteil ist dennoch gross: Ihr braucht pro Temperatur nur einen Satz darks anfertigen. Macht viele davon (10 oder mehr), und mit langer Belichtungszeit (10-30min), dann habt ihr das beste S/N auch bei kurz-belichteten Lights. Ich mache meine darks uebrigens tagsueber im Kuehlschrank. Das rescaling der darkframes tritt automatisch in Kraft, wenn der Unterschied in den Belichtunsgzeiten zwischen Dark und Light mehr als 1% betraegt.

-- Color image: Deutlich schnellerer download des photometrischen Refernzkatalogs

-- Color image: Saemtliche laengeren Prozesse (seeing, convolution, colour calibration, movie etc) haben ihren eigenen thread, der Dialog bleibt daher interaktiv

-- Color image: Gedrehte koaddierte Bilder werden korrekt mit dem Referenzkatalog gematched (bisher gab es da eine Meldung, dass nicht genuegend Referenzsterne gefunden wurden)

-- Color image: FITS2TIFF: Alternative Moeglichkeit der Farbbilderzeugung mit 'stiff': Ihr koennt direkt ein RGB erstellen, und auch ein b&w fuer den Luminanzkanal. Liefert manchmal/oft bessere Ergebnisse als die bisherige Methode. Ist Geschmacksache und erfordert ausprobieren. Das erzeugte Bild wird direkt im Anschluss angezeigt. Die Statistik muesst ihr trotzdem erstellen!

-- Coaddition: das resampling passiert nun mit swarp2, ca. 2-5 mal schneller als bisher, abhaengig von der Bildgroesse.

-- Coaddition: die outlier rejection wurde voellig umgeschrieben und ist 2-2.5 mal schneller; funktioniert jetzt auch zuverlaessig wenn nur 2 oder 3 Bilder im Stack sind (bisher habe ich da gar nichts gemacht).

-- Coaddition: Optional koennen Bilder mit seeing 'besser als' und rzp (transparenz) 'besser als' (numerisch: groesser als) gestackt werden ohne dass ihr die manuell aussortieren muesst. Ob und wo ihr die Grenzwerte setzt ist euch ueberlassen. Haben wir vor nicht allzulanger Zeit hier diskutiert.

-- Zu guter letzt: fixing von gefuehlten 500 bugs

-- Zu aller letzt: alles andere was ich vergessen habe hier zu schreiben, nachzulesen unter gui/CHANGELOG falls es jemanden interessiert.

[...]


so, dann viel spass damit!!!

mischa

 


Versehentlicher Kamerawechsel

Bei der letzten Sitzung habe ich nach einem Reduktionsschritt aufgehört und wollte nun weiter machen. Plötzlich kommen unerwartete Fehlermeldungen. In seltenen Fällen kann es passieren das THELI nach der Wiederaufnahme einer Sitzung plötzlich eine andere Kamera nutzt. Dann steht unten in der Statusleiste ALFOSC@... statt meiner Kamera. Einfach nochmal in die Init Group wechseln und die richtige Kamera wählen.


Wie bekommt man Bilder mit verschiedenen Pixelscales zusammen?

-- neues 'SCIENCE' Verzeichnis anlegen

-- parallel dazu ein neues WEIGHTS Verzeichnis anlegen

-- neues "logfile" anlegen (bzw. ein vorhandenes „resetten“)

-- alle coaddierten Bilder in das neue SCIENCE Verzeichnis verschieben, zum Beispiel

b_coadd.fits, r_coadd.fits, g_coadd.fits, ha_coadd.fits

-- die entsprechenden Weights landen im WEIGHTS Verzeichnis

Was macht man, wenn kein Weight zum Beispiel für das ha-bild bzw. RGB vorhanden ist? Dann erzeugt man sich eines, das ueberall den Wert eins hat und die gleiche Groesse:

ic '%1 0. * 1. +' ha_coadd.fits > ../WEIGHTS/ha_coadd.weight.fits


-- Bilder umbenennen, a la:

rename .fits _1OFC.fits *.fits

das macht aus b_coadd.fits b_coadd_1OFC.fits

das gleiche mit den Weights

-- Theli mitteilen, dass die Bilder "OFC" Status haben

Menue: "reduction -> change processing status -> debiased and flatfielding done"

-- astrom/photom: Kataloge erzeugen, Scamp laufen lassen

(sollte kein Problem sein, da die Astrometrie usw bereits perfekt gelöst ist)

-- Sky subtraction: "no sky subtraction angeben, Start klicken" (sorry, muss so sein)

-- coadd: Referenzkoordinaten angeben, beispielsweise die gleichen die fuer

RGB verwendet wurden

-- die ersten zwei coadd Schritte ausführen lassen. den dritten braucht es nicht

Das Bild lautet: ha_coadd.sub.DEFA.resamp.fits (oder so aehnlich).

Umbenennen nach ha_coadd.fits und in den color_theli Ordner verschieben, in dem zuvor bereits das Farbbild erstellt wurde. Vorgehensweise dann identisch.

Darüber hinaus wird es beliebig kompliziert. Zwar nicht schwierig, aber man muss verstehen was man tut.

Zum Beispiel kann man manuell das h-alpha Bild mit dem R-Kanal mischen. oder gewichtet so koaddieren, dass die Sternfarben unverfaelscht bleiben. dazu muss man sich die RZP's in den headern angucken usw.

 


Entfernen von Satellitenspuren

1) ds9 runterladen http://hea-www.harvard.edu/RD/ds9/

2) Bild (R,G oder B) mit dem Satelliten in ds9 laden

3) scale > zscale Bild so hinzoomen das der Satellit gut dargestellt ist

4) Region > Shape > Polygon - anklicken

5) In das Bild klicken und ein Rechteck aufziehen

6) In das Rechteck klicken, die Ecken werden dann hervorgehoben

7) Jetzt mit dem Mauszeiger GENAU auf einen der Eckpunkte gehen – der Zeiger verwandelt sich in eine Kugel (wenn man daneben liegt, zeigt der Cursor ein Quadrat). Wenn die Kugel sichtbar ist, kannst du den Eckpunkt an eine andere Stelle ziehen. Auf diese art und weise den Satelliten eingrenzen. Links und rechts ca. 1mm frei lassen

8) Die Auswahl (Polygon) speichern Region > Shape > Save Regions

Falls das Bild XY_R_1OFC.fits heißt, dann bekommt die Satellitenmaske den Namen XY_R_1.reg

Das Suffix OFC wird entfernt und .fits durch .reg ersetzt. Der Grund, warum OFC verschwindet, ist der, dass die Maske unabhängig vom Bearbeitungszustand des Bildes ist. Die Masken müssen in dem Verzeichnis gespeichert werden, in dem sich auch die Aufnahmen befinden.

Anschließend für G und B kopieren (damit man es nicht noch mal machen muss) cp XY_R_1.reg blabla_G_1.reg cp XY_R_1.reg blabla_B_1.reg

10) Nun die Weights erstellen (create weights)


11) Öffnen des Bildes WEIGHTS / XY_R_1OFC.weight.fits (mit DS9 oder auch skycat) Da müsste jetzt an der Stelle des Satellitentrails eine schwarze Spur mit dem Wert null sichtbar sein.

Das war´s. Klingt etwas umfangreich, ist aber recht einfach.

 


Starten von THELI aus der Konsole

1) Konsole öffnen

2) cd /home/<user>/THELI/gui

3) ./theli

Dieses Konsolenfenster ist dann inaktiv. Für weiteres Arbeiten ein neues Konsolenfenster öffnen.

Um Theli im Hintergrund zu starten - sprich, das Konsolenfenster bleibt aktiv:

3) ./theli_&


Initialisation Group


Wie lege ich eine neue Kamera (CCD oder DSLR) an?

Jede Kamera besitzt eine eigene Konfigurationsdatei, kamera.ini und ein zugehöriges script, process_split_kamera.sh. Diese befinden sich im Verzeichnis THELI/theli/gui/scripts/ . Am einfachsten ist es, vorhandene Dateien ähnlicher Kameras zu kopieren und entsprechend umzubenennen. Die Konfigurationsdatei kann man in THELI laden (Initialise -> Create new instrument -> Load), dort passt man anschliessend die Pixelskala sowie die Anzahl der Pixel an. Es ist ausreichend, wenn die Pixelskala zunächst auf etwa 5-10% genau geraten wird. Nach einem ersten Durchlauf durch THELI ist sie genauer bekannt und kann aktualisiert werden.

Die korrekte Funktionalität des splitting-Skripts ist nicht unbedingt gewährleistet, isnbesondere wenn es sich bei den Rohdaten um FITS-Dateien handelt. Dies muss eventuell individuell angepasst werden, da die FITS-header sehr unterschiedlich aussehen können.


Settings von Farb-CCD werden nicht gespeichert

Rufe ich über das GUI meine Kameradefintion auf und wechsle zu Splitting Script wird nicht mehr angezeigt welche Lage ich für die Bayer Matrix definiert habe. Die Settings bezüglich Farb-CCD werden nicht mehr angezeigt, der Default-Zustand (mono-CCD) wird statt dessen angezeigt.

das liegt daran, dass ich die einstellungen fuer das splitting-skript nirgendwo abspeichere, weil ich den bedarf nicht gesehen habe. zugegeben, mit dem einmaligen rumraten wie denn nun die bayermatrix definiert ist waere sowas sinnvoll. aber die idee des splitting-scripts war ohnehin nur, dass theli einen funktionierenden rahmen vorgibt, und man die feinheiten manuell im script anpasst. in der 5.-letzten zeile des scripts steht die matrix kodiert, das kann man manuell leicht anpassen :-)


RGB-Bilder haben ein Schachbrettmuster oder falsche Farben

Besonderheiten bei RGB-Kameras mit Bayermaske


Preparation Group


Calibration Group


Warum wird mein Darkframe nicht mitverarbeitet?

Wenn eine Darkframekalibrierung gemacht werden soll, musss der Haken Use Dark gesetzt werden.


Superflatting Group


Weightings Group


Cosmics Threshold

Bei undersampelten Daten (FWHM kleiner als etwa 2.5 Pixel) sollte dieses Feld LEER bleiben (default: 0.1).

Ansonsten werden Sterne für cosmics oder hot pixel gehalten und maskiert.


Astrom/Photom


Plots: fgroups und die grünen Punkte

Die grünen Punkte sind die Objekte, welche im Referenzkatalog identifiziert wurden. Rot gekennzeichnet sind Objekte im Referenzkatalog, welche nicht in den Bildern identifiziert wurden.


Warum kann Skycat Kataloge nicht öffnen

> die .skycat Bilder im Ordner .../alle/cat lassen sich nicht alle > in Skycat öffnen (die meisten schon, aber eben nicht alle)

> Fehlermeldung beim Öffnen: > catalog entry for ' ...OFC.skycat' > not found under '

Das ist ein bug in skycat, der sporadisch auftritt. Ein workaround ist nicht bekannt.

 


Bild und Katalog passen nicht übereinander

Man kann in skycat sowohl den Objektkatalog als auch den Referenzkatalog über ein Bild legen. Letzterer wird selten auf die Sterne passen, da die Koordinaten im FITS-header nicht 100%ig genau passen. Dies ist erst bei den koaddierten Bildern der Fall.

Falls der Objektkatalog nicht auf das entsprechende Bild passt, dann wurde vermutlich der falsche Katalog ausgewaehlt. In 'skycat' gibt es einen bug, der bei einem EQUINOX ungleich 2000.0 den Katalog falsch über das Bild legt. Für die Datenreduktion ist das nebensächlich.


Was ist der Unterschied zwischen Distort 1,2,3 ...?

distort = 1: es wird überhaupt keine Distortion berechnet

distort = 2: die Pixelgroesse ändert sich nur linear in x/y-Richtung

distort = 3 und mehr: die Pixelgroesse ändert sich nichtlinear in x/y-Richtung


Leider ist in der Grafikroutine von Scamp ein kleiner bug. Es sollte sein:

distort = 1: gleiche Farbe überall

distort = 2: nur lineare Gradienten

distort = 3+: radialsymmetrische Geschichten und alles andere


Oft sieht man aber auch die "Kreise" bei distort = 1 oder 2. Diese sind aber bedeutungslos, was einem schnell klar wird wenn man sich die Farbskala am rechten Bildfeldrand ansieht: die Zahlenwerte von rot nach blau ändern sich überhaupt oder praktisch gar nicht.


Coaddition


Welche Koordinaten hat meine Bildmittelpunkt am Himmel

ESO DSS Archiv:

Objekt auswählen, Größe des Himmelsausschnittes ungefähr auswählen, Display as Gif und man sieht wo man sich wieder findet. Wenn es ungefähr paßt das Bild als fits downloaden und mit Skycat die Koordinaten des eigenen Bildmittelpunktes ablesen.

 


Wie kann ich die astrometrische Lösung überprüfen

Die verschiedenen Ausgabedateien von Scamp, insbesondere der Fgroups Plot und die Distortion Map sind ein gutes Indiz für eine passende Lösung. Letztlich sicher ist man jedoch nur dann, wenn die Coaddition klappt.

 


Wie kann ich mein Bild beim Coadd drehen

Wenn die Kamera nicht genau auf RA - DEC ausgerichtet ist verliert man beim beschneiden einige Teile des Bildes. Man kann den Kamerawinkel aber schon bei der Coaddition einstellen.

Negative Werte drehen das Bild über Nord Richtung Osten, positive Werte über Nord in Richtung Westen.



Warum ist die Coaddition rasend schnell fertig oder die Bilder werden riesen groß

In diesen beiden Fällen stimmt in der Regel die astrometrische Lösung die Scamp gefunden hat nicht. Abhilfe: Gegebenenfalls abbrechen und zurück zur Astrometrie bis eine korrekte Lösung gefunden wurde


Warum habe haben meine Sterne "angefressene Kanten"

Der Resampling Kernel ist zu "scharf", meist bei undersampelten Daten oder bei DSLR's. Dann einen Lanczos2 statt einem Lanczos3 Kernel benutzen. Wenn immer noch Artefakte auftreten dann den Bilinear Kernel nutzen.

Ob Lanczos3 noch saubere Sterne liefert hängt vom Grad des Undersampling ab. FWHM unter 1,5 Pixel dürfte wohl die Grenze sein.


Warum verschwinden die Hotpixel nicht

Entweder wurden die Aufnahmen unzureichend oder gar nicht gedithert oder bei undersampelten Daten kann es passieren das bei der Erstellung der Weight Maps feine Sterne als Cosmics erkannt werden. Dann bei der Erstellung der Weight Maps den Cosmics Treshold leer lassen.

Dann muss bei der Coaddition der Outlier threshold auf z.B. 4 bis 6 gesetzt werden. Nach der Coaddition der Einzelframes werden in den zugehörenden Weight Maps die Hotpixel ausmaskiert, dann wird coaddiert.


Was passiert beim Hochsampeln eines Bildes?

Wenn Bilder undersampelt sind (deutlich weniger als 3 Pixel in der FWHM), dann verliert man Information. Falls die Einzelaufnahmen gedithert sind, also das Teleskop zwischen den Aufnahmen um einen nicht-ganzzahligen Pixel-offset und zufällig versetzt sind, dann kann man durch geeignete Koaddition etwas Auflösung zurückgewinnen.

Die originale Pixelscale wird auf einen kleineren Wert gesetzt (zB. Original 2.0 – hochgesampelt 1.7). Das Bild wird dadurch größer (Pixelmaße und Dateigröße).

Theli: coaddition -> configure -> pixel scale = 1.7

Dabei wird das S/N Verhältnis NICHT verbessert (der Hintergrund wird aufgerauht). Signale die deutlich über dem Rauschen liegen, profitieren davon. Schwache Signale nahe dem Rauschen, wie Galaxienausläufer, Cirren etc. ist das Hochsampeln nicht geeignet.

Hochsampeln ist das Gegenteil von Binning – hochdrehen der Auflösung.


Durch das nicht-ganzzahlige Versetzen wird das echte (kontinuierliche) Bild, welches das Teleskop liefert, anders abgetastet (diskretisiert, oder pixelisiert). Dadurch kann man etwas der verloren gegangenen Aufloesung zurückgewinnen. Wenn das Teleskop nur um exakt ganzzahlige Pixel versetzt wird, dann tastet der Detektor das Bild immer in genau der gleichen Weise ab, ohne die dazwischen liegenden Informationen zu erfassen. Hierzu muss man die Pixelskala des Summenbildes etwas feiner wählen (zB: 0.65 statt 0.85). Durch geeignetes Resampling (Transformation eines Gitters auf ein beliebiges anderes Gitter) kann man dann etwas Information zurückgewinnen. Nachteil: Der Fluss wird auf eine grössere Fläche verteilt, das heißt, das Bild kann im Kontrast nicht mehr so stark hochgezogen werden (das Gegenteil von Binning, sozusagen).


Was bedeuten die Parameter in Skysubtraction?

DT (Standardwert 1.5)

Das ist der Rauschabstand eines Pixels im Vergleich zum Himmelshintergrund (Rauschen).

Beispiel: DT = 1,5 Hintergrundmittel = 900, Hintergrundrauschen = 30, Pixelwert = 945

Es werden alle Pixel mit einem Wert kleiner als 945 in die Hintergrundmodellierung mit einbezogen.

Wenn DT zu hoch ansetzt wird, kann es sein dass schwache Ausläufer von Galaxien oder galaktischen Zirrus nicht detektiert werden und diese dann in das Hintergrundmodell mit eingehen und subtrahiert werden.

Wenn die Helligkeit eines Objekts groß genug ist, dann hat es auch einen genügend großen Rauschabstand (DT). Wenn DT größer gewählt wird als der Rauschabstand des jeweiligen Objekts, dann wird das Objekt nicht als solches erkannt und geht in die Hintergrundmodellierung ein.

DMIN (Standardwert 5)

Es müssen zumindest 5 benachbarte Pixel die Bedingung von DT erfüllen, um als Signal angenommen zu werden.


SIZE (Standardwert 256)

Ist die Größe des "Glättungskernels" (quasi die Größe des Weichzeichnerpinsels in PS)

SIZE=100 Damit kann man ein Objekt mit 500 Pixeln Durchmesser sehr gut abtasten.

SIZE=500 Strukturen die kleiner als 500 Pixel sind, werden nicht subtrahiert und bleiben erhalten.


MODE MEDIAN MEAN LOWER QUARTILE

Für Amateurzwecke ohne Bedeutung. Mode oder Median sind wohl am besten.

Wodurch unterscheiden sich die 4 Möglichkeiten?

Das sind vier verschiedene Methoden, aus einer Verteilung von Pixelwerten (Histogramm) einen "repräsentativen" Wert zu ermitteln. Abhängig von der Form des Histogramms ist mal der eine oder der andere besser geeignet. Es hängt auch davon ab "was" man repräsentiert haben möchte.


Werden bei Skysubtraction die Gradienten entfernt?

Ja, aber nur bei der Option ‚automatic sky subtraction’.


Wie kann ich 'fremde' coadd.fits verarbeiten?

Erstelle im Pfad /home/USER/irgendwo ein "color_theli" Unterverzeichnis. Dort kopierst du die coaddierten Bilder hin.

Im colour dialog von theli traegst du /home/USER/irgendwo ein und drueckst anschliessend auf "restore images".


Create color picture


Elum + Convolution


1.) Was bewirkt „mask combined image“ beim enhanced Luminace.

Es werden nur die Pixel behalten, die von allen Aufnahmen abgedeckt werden.


2.) Was passiert bei Convolve images

Hier wird das Seeing in den RGB Frames auf gleiche Werte gebracht. Sehr nützlich wenn z.b. der Grünkanal deutlich schlechter als die anderen beiden ist -> grüne Halos um Sterne

Mit Convolution bringt man die drei Farbkanäle RGB auf den gleichen Seeingwert (Einheit: FWHM pixel). Das heißt, die Seeingwerte werden auf den größten Wert angeglichen. zB. R = 2.5 G = 2.8 B = 2.7 - dann sind nach der Convolution R=G=B=2.8. Der Sinn darin ist, im RGB-Bild Farbränder an den Sternen zu vermeiden.

Den Luminanzkanal – wenn vorhanden – bleibt unangetastet. Er hat einerseits nichts mit der Farbinformation zu tun und den Seeingwert – sprich Details bzw. Schärfe - soll man im Luminanzkanal nicht verschlechtern.

Zum ELUM

Das Elum auf jeden Fall vor der Convolution erstellen. Für die Bildung von Elum soll man keinen Kanal verwenden, dessen Seeingwert deutlich schlechter ist.

Bei Bildung des Elum hat die MEAN-Gewichtung nur dann einen Sinn, wenn bei der Astrometrie der Parameter PHOTINSTRU_KEY auf FILTER gesetzt wurde. Die NOISE-Gewichtung kann immer verwendet werden.


B-V Calibration


Sonstiges


Wiederholung eines bestimmten Reduktionsschrittes

Um einen bestimmten Reduktionsschritt zu wiederholen, muss man lediglich auf den blauen Pfeil neben dem entsprechenden Task drücken. Hierdurch wird die jeweils ursprüngliche Datei- bzw. Verzeichnisstruktur wiederhergestellt. Anschliessend kann man den Schritt erneut ausführen. Ist kein 'Redo'-Schalter vorhanden, so kann der Schritt einfach erneut ausgeführt werden. Alte Ergebnisse werden in diesem Fall einfach überschrieben.


Objektrecherche im Coaddierten Fits

Unter skycat kann man sich unter "data servers->catalogs" den NED über das Bild legen lassen. Bei offenem browser kann man dann auch auf eines der Objekte im Bild klicken, das wird dann in der Liste markiert. Bei Klick darauf öffnet sich dann im browser die entsprechende NED Seite dazu. Einziges problem: bei sehr vielen Katalogeinträgen dauert der download lange. Daher ist es besser, sich über "select area" im Katalogmenü den entsprechenden Himmelsausschnitt zu markieren und dann nur Objekte in diesem Bereich runter zu laden.


Nachhilfe LINUX

siehe auch: Tuxhausen Linux-Kurs

 


Anlegen eines LOG von der Installation

In der Konsole:

cd /home/user/THELI/gui-<version>

./install.sh >& log_install


Speichert des Log von der Installation im Verzeichnis

/home/user/THELI/gui-<version>

unter dem Namen log_install

 


scamp - Fehlermeldung

./create_scamp. sh: line 306: /home/ingmar/THELI/theli/bin/Linux_64//scamp: Permission denied

Man muss scamp executable machen:

cd /home/ingmar/THELI/theli/bin/Linux_64/

chmod +x scamp


Oversampled / Undersampled?

Vollständig gesampelt ist ein Bild, wenn man etwa 3-3,3 pixel in der FWHM hast. Darunter spricht man von Untersampled - darüber von Oversampled.


zBsp.

Pixelscale= 0.55 "/ pixel ; Seeing = 2.2 "

FWHM = seeing in Pixel = seeing/pixelscale = 2.2" / [ 0.55 "/pix ] = 4.0 pix


Support einholen / Logfiles finden

im Zweifel kannst Du einfach alle logfiles posten.

Du findest die log-Files unter /home/<user>/.theli/scripts

theli@lynx2:~/.theli/scripts$ ls *.sh.log


um daraus ein tar-Archiv zu machen, kannst Du folgendes eingeben: konsole öffnen:

cd .theli/scripts

tar cvf all-logs.tar *.sh.log

dann das file all-logs.tar an die mail anhängen.



 

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