Système de traitement d'images MegaPipe

Système de traitement d'images MegaPipe Procédure de coadditionement MegaPipe

Procédure de coadditionement MegaPipe

Cette page décrit les méthodes utilisées pour générer le images et catalogues empilés pour l'image MegaCam empilement pipeline. En bref, la procédure est de calibrer chaque CCD de l'exposition de MegaCam appareil photo mosaïque à haute précision et astrométriquement photométrie, puis coadditionner les images.

Regroupement d'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 4 images prises dans un seul filtre.
  • Les images prises dans d'autres filtres sont inclus dans le groupe s'il y a plus de 4 images prises dans chaque filtre .

Chaque image dans un groupe doit:

  • Avoir un temps d'exposition de 50 secondes ou plus. Ce critère assure qu'il ya suffisamment d'objets pour faire le calibrage
  • Être étalonnable photometriquement. Cela signifie que l'image doit répondre à l'un des critères suivants :
    • Il se trouve dans le SDSS, et peut donc être directement calibré.
    • Elle a été prise sur une nuit photométrique, de sorte que l'étalonnage photométrique Elixir est valide
    • Il chevauche une image qui est étalonnée par l'une des méthodes précédentes
  • Être public, tel que défini par la politique de période propriétaire du TCFH.
  • Soyez sans problèmes majeurs qui empêcheraient une bonne calibration tel que discuté dans la section suivante .

Contrôle de la qualité

Les données sont extraites de l'archive CADC. Les images ont déjà été traité avec la pipeline Elixir . Les images ont une solution astrométrique assez précis (0.5-1.0 seconde d'arc) et une calibration photométrique. Un CCD de chaque exposition est inspecté visuellement. Les images avec un fonction d'étalement de point asymétrique PSF (due à la perte de suivi du téléscope) ou d'autres défauts majeurs comme seeing terrible, foyer fautif, ou le manque de transparence atmospherique sont rejeté. Dans certains images, une ou plusieurs CCDs dans la mosaïque sont morts. Ces images sont également rejetées.

Calibration astrométrique

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 référence astrométrique. Les coordonnées (x,y) du catalogue observé sont convertis en (RA, Dec) en utilisant la WCS initiale d'Elixir . Les catalogues sont décalées dans RA et Dec par rapport à l' 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.

Elixir 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.

Pour le premier filtre à être traité (la bande i, si possible, sinon l'ordre de préférence est r, g, z, u ), ces sources catalogues sont jumelés avec l'un catalogue astrométrique externe pour calculer la solution astrométrique initiale. Si possible, le catalogue SDSS est utilisé, sinon le catalogue 2MASS est utilisé.

Pour les autres filtres, le correspondnace est faite d'abord entre catalogues observées et le catalogue externne et ensuite avec un catalogue produit en utilisant la première image de manière à enregistrer précisément les images dans les bandes différentes. La calibration astrométrique final présente une incertitude interne d'environ 0.03 secondes d'arc et une incertitude externe d'environ 0.1 secondes d'arc, comme discutés sur le page Vérifications de l'astrometrie.

Calibration photométrique

Le Sloan Digital Sky Survey DR9 sert que la base de l'étalonnage photométrique. Les filtres de ugriz Sloan ne sont pas identiques aux filtres de MegaCam. Les termes de couleur entre les deux jeux de filtres peut être décrit par les équations suivantes:

u_Mega = u_SDSS - 0.241 (u_SDSS - g_SDSS)
g_Mega = g_SDSS - 0.153 (g_SDSS - r_SDSS)
r_Mega = r_SDSS - 0.024 (g_SDSS - r_SDSS)
i_Mega = i_SDSS - 0.085 (r_SDSS - i_SDSS)
z_Mega = z_SDSS + 0.074 (i_SDSS - z_SDSS)

Les rapports pour les bandes griz proviennent de l'analyse du groupe SNLS Le rapport de la bande de u vient du pages web TCFH

Toutes les images se trouvant dans le SDSS peuvent être directement calibrés sans se référant à d'autres étoiles standards tels que les standard de Smith. Les incertitudes systématiques dans la photométrie SDSS sont environ 0.02 magnitudes (Ivezic, et al. , 2004). La présence d'au moins 1 000 sources utilisables dans chaque degré carré réduit l'erreur aléatoire jusqu'à essentiallement zéro. Il est possible d'étalonner les capteurs CCD individuelles de la mosaïque individuellement avec environ 30 étoiles standards dans chacune des CCDs. Pour chaque image MegaCam, le correspondance est faite entre le catalogue observée et le catalogue SDSS pour ce tranche de ciel. La différence entre les magnitudes de MegaCam instrumentales et les magnitudes SDSS (transférés au système MegaCam instrumental en utilisant les équations ci-dessus) donne le point zéro pour l'exposition ou le CCD. Le point zéro est déterminé par la médiane et non par la moyenne. Il ya environ 10 000 sources SDSS par degré carré, mais quand on coupe par stellarité et par magnitude de ce nombre tombe à autour de 1000. Il est préférable d'utiliser seulement les étoiles (les equations de couleur ci-dessus sont plus appropriées aux étoiles qu'aux galaxies) et d'utiliser uniquement les objets avec 17<mag<20 (les astres les plus brillants sont généralement saturés dans l'image MegaCam et les objets plus faibles ne font que augmenter le bruit dans la médiane). Ce processus peut être utilisé pour les données de toute les nuits. Il n'est pas nécessaire que la nuit soit photométrique.

Pour les objets en dehors du SDSS, les mots-clés photométriques Elixir sont utilisées, avec des modifications. Les points-zéro Elixir ont été comparés à ceux qui sont déterminés à partir du SDSS en utilisant la procédure ci-dessus pour un grand nombre d'images. Il ya des décalages systématiques entre les deux ensembles de points zéro, en particulier pour la bande u. Ces décalages montrent des variations de époque, qui sont causées par des modifications pipeline Elixir. Il y a également des décalages différentielle entre les CCDs d'une seule image. Pour MegaPipe, les décalages sont appliqués à partir des points zéro Elixir pour les mettre en conformité avec les zéro points SDSS. Une analyse détaillé de ces décalages a été fait.

Les mots-clés photométriques Elixir ne sont valables que sur les nuits photométriques. Données d'archives du moniteur du transparence du ciel en temps réel SkyProbe sont utilisée pour déterminer si une nuit était photométrique ou pas. Les données prises sur les nuits photométriques sont traitées d'abord par les pipelines astrométriques et photométriques pour générer un catalogue de standards photométriques dans le champ en question. Ces standards sont ensuite utilisés pour étalonner les données non-photométriques dans un groupe. Si aucune des expositions dans un groupe a été prise sur une nuit photométrique, le groupe ne peut pas être traitée.

Coaddition

Les images calibrés ont été coadditionnés en utilisant le programme Swarp. Voici le fichier de configuration de Swarp. Les images coadditionnés qui en résultent sont de simples fichiers FITS (et non pas des fichiers FITS multi-extension) mesurant environ 20000 pixels par 20000 pixels ou d'environ 1 degré par 1 degré, selon le motif de tramage. et sont environ 1.7 Gb. Le niveau du ciel est 0 ADU. Ils sont échelonnées afin d'avoir une point zéro photométrique point zéro de 30.000 en magnitudes AB - c'est-à-dire, pour chaque source:

    AB_magnitude = -2.5 * log10 (ADU) + 30.000
  

Une image des pondérances (inverse de la variance) de la même taille est également produite.

Catalogues photométrique

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.