Procédure de coadditionement

Cette page décrit le pipeline de données WIRwolf. Le pipeline peut être décomposé en les éléments suivants:

• Regroupement des images
• Calibration astrométrique
• Calibration photométrique
• Soustraction du fond du ciel
• Rééchantillonnage et coaddition
• Génération des catalogues

Regroupement des images

Les images sont regroupées selon les critères suivants:

• Les centres des images d'un groupe doivent être séparé par au maximum 0.1 degrés.
• Il doit y avoir au moins 3 tranches d'images prises dans un seul filtre. Les données WIRCam sont souvent prises en forme de cube de données, où multiples expositions courtes sont prises dans un sequence. Pour WIRwolf, les données sont traitées au niveau de la tranche. Une tranche est composé de quatre extensions, une par détecteur WIRCam, détenues dans un fichier FITS Multi-Extension (MEF).
• Les images prises dans d'autres filtres sont inclus dans le groupe s'il y a 3 images ou plus prises dans chaque filtre.

Beaucoup d'images WIRCAM sont des cubes de données. Tous sont des fichiers MEF avec 4 extensions, correspondant aux 4 détecteurs. Avant de poursuivre le traitement, chaque image WIRCAM est divisé en ses extensions de composants et fendu le long de la troisième axe (temps). Les quatre tranches correspondant sont ensuite rassemblés pour faire une MEF. Cette fois cependant, chaque fichier correspond à une seule tranche dans le temps.

Calibration astrométrique

La calibration astrométrique WIRwolf est très similaire à celle de MegaPipe. Le pipeline de calibration astrométrique AstroGwyn est exécuté sur les images. La première étape consiste à exécuter SExtractor sur chaque image. Les paramètres sont réglés de manière à extraire uniquement les objets les plus fiables (5 détections sigma dans au moins 5 pixels). Ce catalogue est également nettoyé des rayons cosmiques et des objets étendus. Il ne reste que des objets réels avec des centres bien définis: étoiles et (dans une certaine mesure) les galaxies compactes.

La correspondance est faite du catalogue observée au catalogue de 2MASS. Les coordonnées (x,y) du catalogue observé sont convertis en (RA, Dec) en utilisant la WCS initiale d''I'iwi . Les catalogues sont décalées dans RA et Dec par rapport à l'autre jusqu'à ce que la meilleure correspondance entre les deux catalogues est trouvé. S'il n'ya pas un correspondance acceptable pour un CCD particulier (par exemple si la WCS initialle est erronée), sa WCS est remplacé par un WCS de défaut et la procédure demise en correspondance est redémarré. Une fois que l'alignement est terminé, le raccord astrométrique peut commencer. Généralement 20 à 50 sources par CCD sont trouvés avec cette première correspondance.

'I'iwi fournit une solution WCS de première ordre pour avec des erreurs typiques de l'ordre de 1 seconde d'arc. AstrGwyn améliore ceci pour fournir une solution d'ordre supérieur avec une précision de 0.1 seconde d'arc. Au fur et à mesure que la précision de la WCS s'améliore, le catalogues observée et le catalogue de référence sont comparées à nouveau pour accroître le nombre de sources correspondants. Un plus grand nombre de sources qui correspondent fait que le solution astrométrique soit plus robuste contre les erreurs possibles (mouvements propres, les détections fallacieuses, etc) soit

Les termes d'ordre superieures sont déterminés à l'échelle de toute la mosaïque. C'est a dire, la déformation de l'ensemble du plan focal est mesurée. Cette déformation est bien décrite par un polynôme de deuxième et quatrième termes d'ordre en termes de rayon mesurée à partir du centre de la mosaïque. La distorsion semble être stable au cours temps, même si certains éléments de l'optique de MegaPrime sont retournées. La détermination de la déformation de cette manière signifie que seul 2 paramètres doivent être déterminés (les coefficients de r ² et r⁴) avec généralement (20-50 étoiles par puce) * (36 puces) = ~ 1000 observations. Si l'analyse est faite puce par puce, une solution de troisième ordre exige (20 paramètres par puce) * (36 jetons) = 720 paramètres. C'est moins satisfaisant.

De la distorsion globale, la distorsion locale de chaque CCD est déterminé. La déformation locale est traduite en une partie linéaire (décrite par la matrice de CD), et une partie d'ordre supérieur (décrite par la mots-clés de PV). La transformation CD/PV a été décrite en détail dans un annexe de la première ébauche de l'article de MegaPipe. La partie d'ordre supérieur solution ordre supérieur est d'ordre 3 ainsi, mais les coefficients dépendent directement et uniquement sur la distorsion radiale globale de paramètres 2. la erreur introduite par cette traduction est inférieure à 0,001 secondes d'arc.

Les données issues des différents filtres sont traités dans l'ordre de la longueur d'onde, en commençant par la bande J. Les données de premier filtre de traitement est adaptée à 2MASS, calibré photométriquement et empilés (tel que décrit ci-dessous). Les données provenant des bandes suivantes sont adaptées à un catalogue extraite des images superposées dans la première bande.

Les résultats sont les incertitudes internes de 0.04 secondes d'arc et une incertitude externe d'environ 0.17 secondes d'arc, comme indiqué sur la page des vérifications de l'astrometrie.

Calibration photométrique

La première étape dans le développement de la calibration photométrique est de décider quel type de magnitudes à mesurer. Le "standard de l'industrie" pour la photométrie galactique est MAG_AUTO, une magnitude de type Kron. WIRwolf utilise le sondage 2MASS, en particulier le catalogue des sources ponctuelles, comme une référence photométrique. Ceci dit, pour le photométrie stellaire, les ouvertures fixes et circulaires, idéalement mesuré à travers une petite ouverture mais corrigé à une ouverture plus grande sont supérieurs..

La solution est de choisir une ouverture fixe qui produit en moyenne la même magnitude que MAG_AUTO pour des sources ponctuelles. 130000 images WIRCAM ont été examinés. La FWHM de la qualité de l'image a été déterminée. MAG_AUTO a été mesurée ainsi que des grandeurs mesurées par le biais d'une série d'ouvertures, tous les multiples de la valeur FWHM.

La différence entre les magnitudes d'ouverture et MAG_AUTO est indiqué à droite. Les barres d'erreur représentent les limites de 90%-tile. Le graphique montre que l'ouverture d'un peu plus de 6 fois la FWHM donnera une ampleur qui est en moyenne le même que MAG_AUTO. Le coefficient exact est de 6.28, étrangement proche de 2π.

Cette ouverture a été adopté comme l'ouverture de référence. Toutefois, cette ouverture est assez grande pour que le ciel va induire un bruit important. Par conséquent, la photométrie a été mesurée dans un l'ouverture la moitié de cette taille et corrigé à l'ouverture plein de 6.28 FWHM.

Après avoir mesuré les magnitudes instrumentales, l'étape suivante est de comparer avec 2MASS. Le sondage 2MASS est un peu moins profond que la plupart des images WIRCAM. Il ya très peu de chevauchement entre les sources les plus faibles visibles de 2MASS et les plus brillants des sources non-saturés dans les images WIRCAM.

Les sources ponctuelles dans les images WIRCAM sont identifiés en déterminant le rayon de la demi-lumière- pour chaque source. Les sources ponctuelle dans les tranches d'images WIRcam sont jumelés au catalogue 2MASS. Les magnitudes 2MASS sont convertis sur le système photométrique WIRCAM en utilisant les termes de couleur décrites sur la page des filtres WIRcam.

La figure ci-dessous montre un match typique avec 2MASS. La dispersion est considérable; noter l'échelle de l'axe vertical. Les quatre détecteurs WIRcam n'ont pas le même point zéro. Notez les différences point zéro en parenthèses.

Bien que il est très souhaitable d'avoir une bonne calibration absolue, il est absolument essentiel d'avoir une calibration interne optimale pour combiner correctement les images. Par conséquent, après que les images individuelles ont été calibrés avec 2MASS, les catalogues individuels qui en résultent pour chaque groupe d'images sont fusionnées. L'étalonnage absolu du catalogue principal de la fusion sera mieux que tous les catalogues individuels par un facteur de √N images.

Chaque tranche d'image est ensuite jumellée avec la catalogue fusionné. Le résultat est un correspondance nettement plus rigoureux, comme indiqué ci-dessous. Les erreurs typiques du point zéro entre les tranches dans un groupe est meilleur que 0.003

Soustraction du fond du ciel

Une grande partie du travail l'oeuvre de soustraction de fond est fait par 'I'iwii comme décrit dans la documentation de la soustraction du fond 'I'iwii. La procédure 'I'iwi utilise des images prises avant et un après dans l'image en question sur la même nuit pour construire un fond, puis le soustrait de l'image. En effet, en particulier dans le cas des champs de sources étendues (les grandes galaxies, nébuleuses), il serait difficile de faire mieux. Cependant, dans des domaines sans sources étendues (la plupart des images WIRCAM), il est possible de faire un peu mieux par effectuer une soustraction de fond local.

SExtractor est exécuté sur chaque tranche d'image. Les ellipses Kron pour chaque source détectée sont utilisés pour masquer l'image originale. SExtractor est exécuté à nouveau sur la tranche d'image masqué cette fois générer une carte de fond comme une image de contrôle (en utilisant l'option -CHECKIMAGE_TYPE BACKGROUND). Ce fond est soustraite de l'image

Rééchantillonnage et coaddition

Les images sont ré-échantillonnées avec Swarp. Une grille de pixels qui contient toutes les images est configuré en exécutant Swarp une fois pour générer un en-tête. La taille du pixel est réglée à 0.3 secondes d'arc par pixel. Chaque tranche d'image de avec le fond soustrait est ensuite SWarpé sur cette grille. Voici le fichier de configuration de Swarp. Le ré-échantillonnage est fait avec le noyau de LANCZOS2.

Les images rééchantillonnées sont coadditionnées en utilisant un algorithme de scepticisme artificielle. Le scepticisme artificielle (Stetson 1989) est une méthode robuste de calcul d'une image moyenne utilisant un système de pondération continue qui est dérivé à partir des données elles-mêmes. Les coefficients de pondération sont donnés par:

où w_i est le poids du pixel d'entrée de la i-ième , σ_i; est la déviation standard (déterminé par le bruit de lecture et de gain) , r_i est le résidu de la i-ième pixel d'entrée par rapport à la valeur moyenne courant. Le procédé utilise une valeur médiane en tant que point de départ. Les moyennes pondérées sont ensuite calculées en utilisant l'équation ci-dessus de manière itérative . Les valeurs de pixels qui sont loin de la moyenne auront moins de poids (r_i est plus grande si w_i devient plus petit ) à chaque itération successive . L'équation peut être réglé à l'aide des paramètres libres α et β . Ici, ils sont fixés à α=1 et β =2, tel qu'il est utilisé le pipeline de WFPC2 . Après quelques itérations (WIRwolf et WFPC2 arrêttent apres 5 itérations) la procédure converge. S'il existe un pixel défectueux (par exemple affecté par un rayon cosmique) dans la liste, le ponderance pour le pixel sera telle qu'il contribue de manière négligeable à la sortie. S'il n'y a pas de pixels défectueux, tous les pixels seront pondérés à peu près également. Ceci est différent alors une méthode sigma clipping en ce qu'il n'est pas de coupure sec et discrète quit défini quand un pixel est "bon" ou "mauvais". Les pixels sont rejetés progressivement, quand ils s'écartent de la valeur centrale. Scepticisme artificiel offre de meilleures caractéristiques de bruit que médiane et rejet les valeurs aberrantes mieux qu'une moyenne ou une médiane .

Les images emiplés résultants mesurent environ 5000 par 5000 pixels, dépendant du modèle d'entrée de tramage. Ils ont un niveau du ciel de 0 ADU. Ils sont échelonnées afin d'avoir une point zéro photométrique de 30.000 en magnitudes AB - c'est-à-dire, pour chaque source:

AB_magnitude = -2.5 * log10(counts) + 30.000

Une carte des ponderances (inverse de la variance) de la même taille est également produit à partir des ponderances de scepticisme artificiels.

Génération des catalogues

SExtractor est exécuté sur chaque image coadditioné à l'aide de l'image des pondérances. Voici le fichier de configuration de SExtractor. Les catalogues résultant ne se rapportent à un seul image dans une bande; les catalogues multi-bandes ont été générés. Bien que cette approche assez simple fonctionne bien dans de nombreux cas, il n'est probablement pas optimale dans certaines situations. Selon l'application, certains utilisateurs peuvent souhaiter gérer leur propre logiciel de génération de catalogue sur les image coadditionés.