Traitement des données

Le pipeline peut être décomposé en étapes suivantes:

• Sélection des images
• Étalonnage de base avec SDFRED
• Étalonnage astrométrique avec GAIA
• Étalonnage photométrique avec Pan-STARRS
• Empilage avec SWarp

Sélection des images

Alors que la majorité de l'archive Suprime-Cam ont été traitées par le SCLA, certaines images n'ont pas pu être traitées. Images avec des défauts évidents y compris un mauvais suivi, des problèmes électroniques avec la lecture d'un ou plus des CCDs, motifs d'éclairage étranges causés par la proximité d'un objet brillant ou mauvaise seeing ont été rejetés.

Pour certains filtres, la fonction de transmission du filtre n'était pas disponible au moment du traitement; ces données n'ont pas pu être calibrées photométriquement. Plus des filtres à bande étroite (sauf N-A-L656, N-B-L711, N-B-816 et N-B-L921) font partie de cette catégorie.

Pour plusieurs images, le calibrage astrométrique a échoué. Dans certaines cas, cela était dû à un manque de sources ponctuelles utilisables, soit parce que d'une nébuleuse ou d'une galaxie étendue brillante dans l'image, ou en raison d'un temps d'exposition court. Parfois, l'algorithme de correspondance d'étoiles est devenu confus, en particulier dans les champs encombrés. Ce dernier problème a été exacerbée par le fait que de nombreuses images Suprime-Cam sont beaucoup plus profond que le catalogue de référence astrométrique de GAIA.

Étalonnage de base avec SDFRED

Les images individuelles sont extraites de l'archive STARS et stockées dans le CADC VOspace. La suppression de tendance de base est effectuée à l'aide des outils sdfred fournis par Subaru. La recette de base prescrite par le manuel d'utilisation de sdfred a été suivie, bien que des scripts soient utilisés pour automatiser le processus. Les données ont été regroupées par cycle d'observation, et les différents produits d'étalonnage (bias, darks, flat-fields) construits par cycle. Dans certains cas, cela n'a pas été possible, car les images d'étalonnage pertinentes n'avaient pas été prises, auquel cas les produits d'étalonnage des analyses précédentes ou ultérieures ont été utilisés.

Les biais et les cadres sombres ont été construits en utilisant la recette standard. Pour les flat-fields, trois types ont été générés, par ordre croissant de préférence : dôme, crépuscule et ciel nocturne. Le dernier type sont construits en utilisant les images scientifiques elles-mêmes. Tandis que les tests ont montré que les objets plats sont supérieurs en termes de planéité et de profondeur photométriques, il n'y a pas toujours nombre suffisant d'images prises au cours d'une analyse, auquel cas des appartements crépusculaires ou en dôme ont été utilisés.

Le masquage de l'obre du autoguideur a été appliqué.

Les détecteurs Suprime-Cam ont été changés en 2008, avec un changement correspondant dans la version SDFRED.

Étalonnage astrométrique avec GAIA

L'étalonnage astrométrique utilise GAIA DR2 comme référence. Chaque l'image est calibrée en deux étapes. La première étape fonctionne puce par puce et modélise la distorsion comme un 2^ème ordre polynôme dans les positions de puce, x et y. Dans la deuxième étape, la distorsion est modélisée par un polynôme d'ordre 5^ème dans r, la distance du centre de la mosaïque, plus un 1^er ajustement en x et y, équivalent au matrice CD. Cet ajustement de distorsion est effectué sur toute la mosaïque simultanément. Faire un ajustement global de cette manière réduit considérablement le nombre de paramètres nécessaires. Seulement (6 paramètres/puce) &fois; 10 puces + 5 = 65 paramètres sont nécessaires pour le mosaïque. A l'inverse (20 / puce) × 10 puce = 200 paramètres sont nécessaires pour un ajustement polynomial du 3^ème d'ordre x et y; étant donné qu'il y a généralement environ 1000 étoiles GAIA dans un Champ de vision Suprime-Cam pour une haute latitude galactique typique domaine, ce qui soulève la possibilité de sur-ajustement. La médiane les résidus astrométriques sont de 55 mas par rapport à GAIA. Bien que la distorsion est mesurée à l'aide de ce modèle radial, il est converti en un polynôme en x et y et stocké à l'aide du FITS Mots-clés PV pour la compatibilité avec d'autres logiciels. Ce logiciel qui a effectué cette tâche a été adapté du pipeline MegaPipe.

Étalonnage photométrique avec Pan-STARRS

L'étalonnage photométrique est basé sur le Pan-STARRS DR1 catalogue photométrique. La photométrie grizy Pan-STARRS est converties en bandes passantes Suprime Cam. La transmission intégrale fonctions de chaque filtre Suprime-Cam est calculée, y compris la filtre lui-même, l'efficacité quantique des détecteurs transmission de la caméra, la réflectivité du primaire miroir et la transmission de l'atmosphère à une valeur nominale masse d'air de 1,25. Les fonctions de transmission des filtres PS1 sont tirés de Tonry et al. (2012). Norme stellaire spectres de Pickles (1998) et CALSPEC sont multipliées par les fonctions de transmission du filtre pour produire une photométrie synthétique. Cette photométrie synthétique est utilisé pour calculer une conversion polynomiale entre Systèmes photométriques Pan-STARRS et Suprime-Cam.

C'est relativement simple pour le Suprime-Cam grizy bandes passantes ; les bandes sont assez similaires et par conséquent la couleur les termes sont assez petits. Pour les bandes BVRI, les termes de couleur sont plus grand et généralement valide uniquement sur une gamme étroite de couleurs.

Les filtres à bande étroite et intermédiaire peuvent également être calibrés de cette manière, bien qu'à nouveau la transformation ne soit valable que sur une petite gamme de couleurs. Pour un certain nombre de filtres, le les fonctions de transmission ne sont plus disponibles. Ces données n'étaient pas traité.

Le détail des courbes de filtrage et de transformation est donné sur la page de filtrage de Suprime-Cam.

Pour chaque image, la photométrie Pan-STARRS pour cette partie du ciel est transformé en passe-bande de cette image et utilisé comme champ normes. Cela permet aux images prises dans toutes les conditions d'être calibré photométriquement. Le calibrage photométrique effectué en cette manière est généralement bonne à environ 10-20 mmag par rapport à Pan-STARRS, qui est lui-même calibré à un peu mieux que 10 mmag.

L'étalonnage photométrique se déroule en deux étapes. En premier, un calibrage photométrique relatif est appliqué pour corriger la mosaïque à un seul point zéro. Cette correction est calculée pour chaque cycle d'observation et appliqué à chaque image de cette cycle. La deuxième étape calcule. le point zéro global pour toute la mosaïque en tenant compte de la transmission atmosphérique variable.

Empilage avec SWarp

Pour chaque cycle d'observation, un masque est généré pour éliminer les morts/chauds pixels et mauvaises colonnes. Le masque ne change que légèrement entre fonctionne, mais change évidemment de manière significative au point où le Les détecteurs Suprime-Cam ont été remplacés en 2008. WeightWatcher est courir sur les images pour masquer les rayons cosmiques.

Les images Suprime-Cam sont empilées sur une série de tuiles couvrant Le ciel. Les tuiles sont le même ensemble utilisé par MegaPipe 2.0. le les tuiles mesurent 10000�10000 pixels et sont espacées de 0,5 degrés en RA (avec le facteur cos(Dec) approprié) et 0,5 degrés en décembre. Un exemple d'une partie du schéma de carrelage superposé sur l'empreinte de certaines images Suprime-Cam est montré dans la figure au dessous de. L'avantage d'un tel schéma est évident dans la moitié supérieure de cette figure où plusieurs images Suprime-Cam se chevauchent partiellement les uns des autres, mais il n'y a pas d'empreinte claire sur laquelle s'empiler.

Dans la mesure du possible, les images Suprime-Cam sont également empilées en groupes correspondant au modèle d'observation d'origine. UNE l'algorithme d'amis d'amis est exécuté sur le catalogue d'images, regroupant ensemble des images dont les centres sont à moins de 0,1 degré l'un de l'autre. Si le groupe contient 4 images ou plus dans la bande, une pile est construite sur cette empreinte. Si plusieurs bandes sont disponibles dans un groupe, toutes les bandes seront empilées sur la même empreinte. Au fond moitié de la figure 2, on peut voir deux concentrations évidentes de Images Suprime-Cam, où le schéma d'observation était contraint à des tremblements relativement faibles. Des piles séparées sont faites pour chacun des ces deux groupes.

L'empilement se fait à l'aide de SWarp. Les images sont rééchantillonnées selon l'étalonnage astrométrique, mis à l'échelle selon l'étalonnage photométrique. Les images sont combinées à l'aide d'un moyenne écrêtée. Les piles résultantes et les catalogues correspondants sont mis à disposition en téléchargement. Les images Suprime-Cam individuelles complètement calibrées sont également mises à disposition pour des astronomes pour ceux intéressés par l'astronomie dans le domaine temporel comme les sources variables et objets du système solaire.