Astronomi

Hvordan reducerer jeg planetfotometri til standard synsgeometri ved hjælp af fasevinkel?

Hvordan reducerer jeg planetfotometri til standard synsgeometri ved hjælp af fasevinkel?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Jeg prøver at lave lyskurver for Pluto ved hjælp af gamle data. De fleste papirer giver størrelser "reduceret til standard visningsgeometri" på r = 39,5 AU, Δ = 38,5 AU og a = 1 grad, hvor r er heliocentrisk afstand, Δ er geocentrisk afstand, og a er fasevinkel.

Når papirer giver tilsyneladende størrelsesorden, må jeg selv udføre reduktioner. Jeg har det godt med justeringen for r og Δ, men hvordan reducerer jeg til fasevinkel på 1 grad?

Jeg vil også virkelig sætte pris på en god kilde, hvis du har den ved hånden.


Fasefunktioner er generelt ikke-lineære, men Pluto præsenterer et så lille udvalg af faser til Jorden, at en lineær tilnærmelse vil gøre: ca. 0,03 mag / grader for Pluto og 0,08 mag / grader for Charon eller 0,04 mag / grader for de to sammen. Stern and Tholen bogen opsummerer estimaterne frem til 1997. En søgning efter Pluto-fasekoefficient giver nogle af papirerne bag disse og nyere estimater.


Optik på en fraktal overflade og fotometri fra regolitterne

Lyset spredt af en ru overflade beregnes i en model, hvor overfladen simuleres med en matematisk fraktal af dimensionen (2 & lt DH & lt 3) og fraktaltæthed i det projicerede område mod observatøren ρH(0 & lt ρH & lt 1). Reflektansen på en sådan overflade beregnes i det specielle tilfælde af en "halvkugleformet" fraktal i både den geometriske optiske tilnærmelse og et mere generelt diffraktionsregime. Ved at bruge en to-parameter fasefunktion (single scattering albedo ω0 og asymmetri parameter g0), og herunder multipel spredning, viser denne model med fire parametre sig at reproducere fasefunktionen for flere klasser af atmosfæreløse legemer i solsystemet inden for en god nøjagtighed i god overensstemmelse med tidligere fotometriske modeller. Hovedeffekten af ​​diffraktionen er at reducere bredden af ​​oppositionsbølgen med nogenlunde en faktor 2. En anden forudsigelse af modellen er, at single-scattering-bidraget på grund af den fraktale del af overfladen kan reduceres, for ikke-nul fasevinkel til en vilkårligt lille mængde til høj nok fraktal dimension og densitet. Denne effekt kunne give en ny fortolkning af den stærke oppositionseffekt, der blev observeret på nogle objekter, og også af den meget lave lysstyrke i mange solsystemlegemer.


Abstrakt

Den 1. januar 2019 fløj New Horizons-rumfartøjet med det klassiske Kuiper-bælteobjekt (486958) Arrokoth (foreløbigt udpeget 2014 MU69), muligvis det mest primitive objekt, der nogensinde er udforsket af et rumfartøj. Arrokoths I / F analyseres og passer med en fotometrisk funktion, der er en lineær kombination af Lommel-Seeliger (månens) og Lambert fotometriske funktioner. Arrokoth har en geometrisk albedo på p v = 0,21 −0,04 +0,05 ved en bølgelængde på 550 nm og ≈0,24 ved 610 nm. Arrokoths geometriske albedo er større end medianen, men i overensstemmelse med en fordeling af kolde klassiske Kuiper-bæltegenstande, hvis geometriske albedoer blev bestemt ved at tilpasse en termisk model til radiometriske observationer. Således tilføjer Arrokoth & # x27s geometriske albedo det orbitale og spektrale bevis for, at det er et koldt klassisk Kuiper-bælteobjekt. Kort over den normale refleksion og den halvkugleformede albedo af Arrokoth er præsenteret. Den normale reflektans af Arrokoth & # x27s overflade varierer med placering, der spænder fra ~ 0,10–0,40 ved 610 nm med en omtrentlig Gaussisk fordeling. Både Arrokoth & # x27s ekstrema mørke og ekstreme lyse overflader er korreleret med topografiske fordybninger. Arrokoth har en bilobatform, og de to lapper har lignende normale refleksionsfordelinger: begge er omtrent gaussiske, når toppen ved ~ 0,25 ved 610 nm og spænder fra ~ 0,10-0,40, hvilket er konsistent med co-dannelse og co-evolution af de to lapper. Den halvkugleformede albedo i Arrokoth varierer betydeligt med både incidensvinkel og placering, den gennemsnitlige halvkugleformede albedo ved 610 nm er 0,063 ± 0,015. Bond-albedoen fra Arrokoth ved 610 nm er 0,062 ± 0,015.


Adgang til dokument

  • APA
  • Standard
  • Harvard
  • Vancouver
  • Forfatter
  • BIBTEX
  • RIS

I: Astrophysical Journal, bind. 601, nr. 1 I, 20.01.2004, s. 260-276.

Forskningsoutput: Bidrag til tidsskrift ›Artikel› peer review

T1 - Geometri på den store magellanske sky-disk

T2 - Resultater fra MACHO og de to mikron all sky-undersøgelser

N2 - Vi præsenterer en detaljeret undersøgelse af synsvinklerne og geometrien af ​​den indre LMC (ρ ≲ 4 °) baseret på en prøve på mere end 2000 MACHO Cepheids med komplet KC-lyskurver og enfasede to Micron All Sky Survey (2MASS) JHKS observationer. Prøven er betydeligt større end nogen tidligere undersøgt delmængde af LMC Cepheids og har en forbedret arealdækning. Enkelt-epok tilfældig fase 2MASS fotometri korrigeres ved hjælp af MACHO V-lyskurver for at udlede gennemsnitlige JHKS-størrelser. Vi analyserer de resulterende periode-lysstyrke-forhold i VRJHKS for at gendanne statistisk rødme og afstand til hver enkelt Cepheid med hensyn til den gennemsnitlige afstandsmodul og rødme af LMC. Ved at tilpasse en plan løsning til de afledte individuelle afstandsmoduler opnås værdierne for LMC-betragtningsvinkler: positionsvinkel θ = 151 ° .0 ± 2 ° .4, hældning i = 30 ° .7 ± 1 ° .1. I den såkaldte ringanalyse finder vi en stærk afhængighed af de afledte synsvinkler på det adopterede centrum af LMC, som vi fortolker som på grund af afvigelser fra plan geometri. Analyse af rester fra planpasning indikerer tilstedeværelsen af ​​en symmetrisk kæde i LMC-disken og bjælken hævet over diskplanet. Ikke-plan geometri af den indre LMC forklarer et bredt område for værdier for i og θ i litteraturen og foreslår forsigtighed, når der udledes synsvinkler fra indre LMC-data.

AB - Vi præsenterer en detaljeret undersøgelse af synsvinklerne og geometrien af ​​den indre LMC (ρ ≲ 4 °) baseret på en prøve på mere end 2000 MACHO Cepheids med komplet KC-lyskurver og enfasede to Micron All Sky Survey (2MASS) JHKS observationer. Prøven er betydeligt større end nogen tidligere undersøgt delmængde af LMC Cepheids og har en forbedret arealdækning. Enkelt-epok tilfældig fase 2MASS fotometri korrigeres ved hjælp af MACHO V-lyskurver for at udlede gennemsnitlige JHKS-størrelser. Vi analyserer de resulterende periode-lysstyrke-forhold i VRJHKS for at gendanne statistisk rødme og afstand til hver enkelt Cepheid med hensyn til den gennemsnitlige afstandsmodul og rødme af LMC. Ved at tilpasse en plan løsning til de afledte individuelle afstandsmoduler opnås værdierne for LMC-betragtningsvinkler: positionsvinkel θ = 151 ° .0 ± 2 ° .4, hældning i = 30 ° .7 ± 1 ° .1. I den såkaldte ringanalyse finder vi en stærk afhængighed af de afledte synsvinkler på det adopterede centrum af LMC, som vi fortolker som på grund af afvigelser fra plan geometri. Analyse af rester fra planpasning indikerer tilstedeværelsen af ​​en symmetrisk kæde i LMC-disken og bjælken hævet over diskplanet. Ikke-plan geometri af den indre LMC forklarer et bredt område for værdier for i og θ i litteraturen og foreslår forsigtighed, når der udledes synsvinkler fra indre LMC-data.


Mastcam-Z og dets kalibreringsmål

MCZs Bayer-mønster CMOS-detektor og 12 filtre [Fig. 1 (a)] bruges til at måle bølgelængdeområdet fra 445 til 1013 nm (estimering af preflight) til at skelne mellem jernholdige mineraler og visse vandbærende mineraler ved påvisning af deres karakteristiske VNIR-absorptioner og / eller spektrale former. 9, 10 For hvert kamera muliggør et ekstra solfilter med reduceret transmission observation af solen for at bestemme atmosfærisk opacitet. Det primære MCZ-kalibreringsmål er en ∼ 8 - cm-diameter disk med otte farve / gråtoneskiver, der omgiver fire koncentriske gråtoneringe [fig. 1 (b)]. En gnomon er i centrum af dette kalibreringsmål. Gnomon kaster en skygge over kalibreringsmålet, der muliggør sammenligning af direkte versus diffuse komponenter i sol- og himmelstråling (fx Ref. 2 og 11). Kalibreringsmålet svarer til dem, der er fløjet på Mars Exploration Rovers (MERs) Spirit and Opportunity og på Mars Science Laboratory (MSL) Curiosity Rover med ændringer baseret på erfaringer 1 og baseret på krav til brug af materialer forårsaget af instrumentering om bord . Fordi nyttelasten indeholder meget følsomme instrumenter til fjerndetektion af organiske materialer, blev silikongummibaserede materialer som dem, der blev brugt som farvehenvisninger i tidligere flyvede kalibreringsmål, undgået. Det primære MCZ-kalibreringsmål er monteret vandret og placeret på roveren i en position, hvor MCZ-instrumentet har en uhindret udsigt, hvor det vil være fuldt oplyst under overfladearbejde, og hvor der er et minimum af diffust eller reflekteret lys fra andre strukturer på roveren. Målet ses fra rovermasten i en vinkel på 58 grader fra lodret (emissionsvinkel = 58 grader), og geologiske materialer på overfladen ses i en lang række vinkler. Det sekundære kalibreringsmål [fig. 1 (c)] er monteret på en lodret overflade på roveren til overvågning af kalibreringsmål i forskellige vinkler og med forskellig støvophobning.

Kalibreringsprocedurer for Mars2020-roveren svarer til dem, der er implementeret på MER- og MSL-missionerne. For hver multispektral observation af overfladen opnås der også en tilsvarende multispektral observation af det primære kalibreringsmål under lignende belysningsbetingelser. 2, 12 Fra disse kalibreringsmålbilleder vælges interesseregioner (ROI'er) med ensartet støvdæksel fra hver af de fire gråtoneringe og fra de otte relativt støvfrie centrale pletter i de otte cirkler rundt om periferien. ROI-middelstrålingsværdierne er afbildet mod laboratorie-målte retnings-halvkugleformige reflektansværdier for kalibreringsmålene korrigeret for belysning og visningsgeometri ved hjælp af deres fotometriske egenskaber. 5 For at korrigere for tilstedeværelsen af ​​støv anvendes en to-lags spredningsmodel, der følger tæt på ref. 5 med en nøgleforskel ved, at al bestråling antages at komme fra solens retning. 2 Resultatet af denne model er en konverteringsfaktor, som kan bruges til at korrigere observerede stråler fra Mars-scenen til strålingsfaktor (I / F). 5 Endelig kan den kalibrerede udstrålingsfaktor divideres med cosinus af solens indfaldsvinkel for at bestemme den relative reflektans, også kendt som R * (REFF se afsnit 3). 12 - 14 I betragtning af rækkevidden af ​​mulige belysningsgeometrier kræves fuld viden om de fotometriske egenskaber for kalibreringsmålmaterialer for at udføre denne analyse.


Spektroskopi og fotometri af Mars Trojans

Mars er den eneste jordiske planet, der vides at have en kreds af “trojanske” asteroider. Vi har opnået synlige og næsten IR-reflektansspektre for tre af disse objekter: 5261 Eureka og 1998 VF31 i L5-regionen og 1999 UJ7 i L4-regionen. Vi opnåede også JHK spektrofotometri og en synlig lyskurve for 5261 Eureka. Asteroiden 5261 Eureka har et synligt spektrum, der er klassificeret som Sr i Bus-taksonomien og har infrarøde farver, der er i overensstemmelse med A-klasse asteroider. Dataene for VF31 fra 1998 har et begrænset bølgelængdeområde, men er mest i overensstemmelse med Sr- eller Sa-klassen, selvom vi bemærker en marginal konsistens med D-klassen. Vi kan udelukke en C-klasse klassifikation. 1999 UJ7 har et X-klasse eller T-klassespektrum, som er ulig det for de to andre Mars Trojans. De fotometriske data for Eureka er begrænsede, men vi kan begrænse perioden til længere end 5 timer (sandsynligvis 5,5-6 timer) og lyskurveamplitude på mindst 0,15 i denne visningsgeometri. De spektrale forskelle blandt Mars Trojans antyder, at de enten ikke alle dannede sig ved deres nuværende solafstande, eller at de ikke altid har været i deres nuværende størrelser.


Samtidig radar- og videometeor - I: Metriske sammenligninger

Samtidige radar- og videomålinger blev foretaget ved hjælp af den canadiske meteororbitradar (CMOR) og adskillige Gen-III-billedforstærkede CCD-kameraer til observationsvalidering af metriske instrumentfejl bestemt ved Monte Carlo-modellering. Vi finder ud af, at vores radarinterferometriøjagtighed er is 0,8 ° ved hjælp af flere uafhængige teknikker valideret med videodata. Vores gennemsnitlige radar – videostrålingsforskel er 3,4 °, hvilket antyder, at strålingsfejl for CMOR er domineret af fejl i tidsbestemmelser for forsinkelsestid. Vores videohastigheder viste sig at være konsekvent lavere for meteorer med langsommere hastighed, hvor vores modellerede videohastighedsfejl fulgte forholdsloggen 10 δ v = - 1,64 + 0,02 v. Vores modellerede videostrålingsfejl havde fejlfordelinger på 0,73 ° ± 0,51 °. Fejl i de overordnede valg til videometeorer viste sig at være anisotrope, idet fejl langs meteorosporet var større end dem, der er vinkelrette på sporet, og som primært påvirker tilpasningshastigheden. Vi finder også, at størstedelen af ​​vores radardetekteringer finder sted nær slutningen af ​​det observerede videohøjdeinterval. Vores gennemsnitlige videohastigheder er højere end vores radarhastigheder, i overensstemmelse med decelerationer og spejlrefleksioner, der fortrinsvis forekommer nær slutningen af ​​stier. Omfangssammenligninger viser, at vores radarbestemte spejlområder systematisk er +0,32 km længere inden for rækkevidde, selvom dette er mindre end den statistiske spredning. Vi finder 7% ± 3% af vores videohændelser detekteres samtidigt af vores radarsystem. Dette er over det forventede interval på 2% - 5% bestemt ved modellering, hvilket tyder på, at vores observationer er forudindtaget i retning af større, ikke-fragmenterende meteoroider.

Højdepunkter

Compare Vi sammenligner et datasæt med samtidigt observerede radar- og videometeorer for at validere numeriske fejlmodeller. ▸ Vi finder, at samtidige observationer er forudindtaget i retning af større, ikke-fragmenterende meteoroider. ▸ Vi finder ud af, at vores radaropdagelser finder sted nær slutningen af ​​det tilsvarende videohøjdeinterval. ▸ Vores radarbestemte hastigheder skal være genstand for større decelerationskorrektioner end vores målte videohastigheder. ▸ I vores undersøgelse konkluderer vi, at vores radarinterferometri-fejl er kendt til 0,8 °.


5. Konklusion

Vi opnåede fotometriske, spektroskopiske og polarimetriske observationer af asteroiden 2005 UD, et potentielt genetisk beslægtet par til (3200) Phaethon. Vi analyserede også UD-termiske IR-data fra NEOWISE-R-missionen. Disse observationer tillod en detaljeret karakterisering af UDs fysiske egenskaber og en sammenligning med Phaethons.

Spektroskopiske og polarimetriske observationer af UD viser lignende egenskaber som Phaethon. Disse inkluderer sjældne spektroskopiske (B-type) og polarimetriske (højpolarisering) underskrifter, hvilket er en stærk indikation af, at disse asteroider faktisk er genetisk beslægtede.

De fotometriske observationer tillod os at begrænse UD's spinegenskaber. Vi rapporterer om en siderisk rotationsperiode på P = 5,355 ± 0,005 timer Lyskurverne observeret over hele apparationen er symmetriske med en reduceret amplitude ved en nul fasevinkel på Er(0) = 0,29 mag og øges med en hastighed på m = 0,017 mag pr. Grad af fasevinkel. Det store udvalg af fasevinkler med vores observationer tilladt for afledning af de fotometriske parametre for UD i H, G1og G2 system. Vi finder HV = 17,51 ± 0,02 mag, G1 = 1,09 ± 0,02 og G2 = −0.10 ± 0.01.

En søgning efter UD's polorientering gav ikke en unik løsning, men store områder af dette parameterrum kunne udelukkes. Vores søgning efter polorientering ved hjælp af to uafhængige datasæt førte til lignende resultater med en polopløsning, der sandsynligvis ligger omkring ekliptisk breddegrad og længdegrader på (90 ° ± 30 °, 0 ° ± 50 °) eller (-90 ° ± 30 °, 0 ° ± 50 °). En polopløsning, der ligner den fra Phaethon (λ = −46°, β = −47 °, Hanuš et al. 2018) kan ikke udelukkes, men synes mindre sandsynligt.

En søgning efter overflade heterogenitet blev også udført ved kontinuerligt at observere UD i spektroskopi og polarimetri over flere rotationsperioder. Ingen variation, korreleret med rotationsfase større end 10% μm -1 i spektral hældning og 16% i polarisationsforhold blev observeret.

Polarisationsmålingen tillod os at bestemme en pålidelig fasepolariseringskurve for UD. Vi fandt ud af, at de polarisationsmålinger, der blev opnået for Phaethon, er fuldstændig i overensstemmelse med UD, og ​​at Phaethon og UD kan modelleres ved hjælp af en enkelt fasepolariseringskurve. Ved hjælp af polariserings-albedo-forholdet fandt vi ud af, at UD's albedo enten kunne være sv = 0,11 ± 0,02 eller sv = 0,09 ± 0,02 afhængigt af det vedtagne forhold.

NEOWISE termiske infrarøde observationer af UD tillod os at opnå begrænsninger for den termiske inerti, albedo sv = 0,14 ± 0,07 og diameter. Ved hjælp af de nye målinger af albedo og termisk inerti estimerede vi overfladekornstørrelserne for Phaethon og UD. Vores forudsigelser indikerer, at Phaethon kan have en grovere overfladekontrol end UD, og ​​vi giver nogle mulige scenarier for at forklare, hvorfor dette kan være.

Vi anerkender taknemmeligt observationsstøtte fra Institute of Astronomy og Rozhen National Astronomical Observatory, Bulgarian Academy of Sciences. Baseret på data indsamlet med 2 m RCC-teleskop ved Rozhen National Astronomical Observatory. Baseret på observationer opnået ved Southern Astrophysical Research (SOAR) teleskopet, som er et fællesprojekt fra Ministério da Ciência, Tecnologia, Inovações e Comunicações (MCTIC) do Brasil, US National Optical Astronomy Observatory (NOAO), University of North Carolina ved Chapel Hill (UNC) og Michigan State University (MSU). De her præsenterede data blev tilvejebragt delvist med ALFOSC, som leveres af Instituto de Astrofisica de Andalucia (IAA) under en fælles aftale med Københavns Universitet og NOTSA. TRAPPIST er et projekt finansieret af det belgiske Fonds (National) de la Recherche Scientifique (F.R.S.-FNRS) under tilskud FRFC 2.5.594.09.F. TRAPPIST-North er et projekt finansieret af universitetet i Liège i samarbejde med Cadi Ayyad-universitetet i Marrakech (Marokko). E.J. er FNRS Senior Research Associate. M.G., G.F., L.S., M.P. og E.M. anerkender finansiering fra Finlands Akademi. Baseret på observationer foretaget med det nordiske optiske teleskop, der drives af den nordiske optiske teleskop videnskabelige sammenslutning ved Observatorio del Roque de los Muchachos, La Palma, Spanien, af Instituto de Astrofisica de Canarias. D.P. er taknemmeligt over for Wise Observatory-personalet for deres løbende støtte. Forfatterne anerkender støtte fra NASA NEOO-tilskud NNX14AN82G og NNX17AH06G. Forfatterne er høflige over for observatørerne af Phaethons stjernebeklædning (J. Bardecker, K. Bender, D. Blanchette, J. Briggs, M. Buie, K. Caceres, K. Cobble, S. Degenhardt, D. Dunham, Dunham, K. Getrost, R. Howard, J. Jewell, R. Jones, B. Keeney, J. Keller, W. Kloepping, J. Kok, R. Leiva, G. Lyzenga, F. Marchis, W. Merline, J. Moore, R. Nolthenius, A. Parker, S. Preston, R. Royer, J. Salmon, L. Sherade, D. Terrell, W. Thomas, A. Vebiscer, B. Whitehurst, E. Wilson, Q. Ye og Q. Zhang).


Filter

2009-06: Fotometrisk kalibrering på banen i WFPC2 lineære rampefiltre

2009-05: Båndbreddestabilitet for WFPC2 smalt bånd og lineære rampefiltre

2009-04: Bølgelængdestabilitet for WFPC2 smalt bånd og lineære rampefiltre

Instrumentdesign

Optisk konfiguration

Mens det var i drift, var WFPC2 synsfelt placeret i centrum af HST-fokusplanet. Den centrale del af f / 24-strålen, der kommer fra OTA, vil blive opfanget af et styrbart pick-off-spejl, der er fastgjort til WFPC2 og omdirigeret gennem en åben portindgang i instrumentet. Strålen passerer derefter gennem en lukker og indskydelige filtre. En samling af 12 filterhjul indeholdt i alt 48 spektrale elementer og polarisatorer. Lyset ville derefter falde på en lavvinklet firkantet pyramide, der ligger i det afvigende OTA-fokus. Hvert ansigt på pyramiden var en konkav sfærisk overflade, der delte OTA-billedet af himlen i fire dele. Efter at have forladt pyramiden, blev hver fjerdedel af hele synsfeltet derefter videresendt af et optisk fladt spejl til et Cassegrain-relæ, der ville danne et andet feltbillede på en ladekoblet enhed (CCD) på 800 x 800 pixels. Hver af disse fire detektorer blev anbragt i en celle forseglet af et MgF2-vindue, som er beregnet til at fungere som en feltfladder.

Den afvigede HST-bølgefront blev korrigeret ved at indføre en lige, men modsat fejl i hver af de fire Cassegrain-relæer. Et billede af det HST-primære spejl ville derefter blive dannet på de sekundære spejle i Cassegrain-relæerne. Den sfæriske aberration fra teleskopets primære spejl ville blive korrigeret på disse sekundære spejle, som var ekstremt asfæriske, og den resulterende punktspredningsfunktion var ret tæt på den oprindeligt forventede for WF / PC-1.

Synsfelt

U2, U3 akserne blev defineret af & quotnominal & quot Optical Telescope Assembly (OTA) aksen, som var tæt på centrum af WFPC2 FOV. Aflæsningsretningen blev markeret med en pil nær starten af ​​den første række i hver CCD-note, at den roterede 90 grader mellem på hinanden følgende chips. Pilene x, y markerer koordinatakserne for alle POS TARG-kommandoer, der muligvis er specificeret i forslaget. Et valgfrit specielt krav i HST-observationsforslag placerer målet en forskydning af POS TARG (i buesek) fra den specificerede blænde.

Kamerakonfigurationer

En note om HST-filformater

Data fra WFPC2 stilles til rådighed for observatører som filer i Multi-Extension FITS (MEF) -format, som kan læses direkte af de fleste PyRAF / IRAF / STSDAS opgaver. Alle WFPC2-data er nu tilgængelige i enten frafaldne FITS- eller MEF-formater. Brugeren kan specificere begge formater, når data hentes fra HDA. WFPC2-data i enten GEIS-formater (Generic Edited Information Set) eller MEF kan behandles fuldt ud med STSDAS-opgaver.

Figuren nedenfor giver en fysisk gengivelse af det typiske dataformat.

Ressourcer

  • WFPC2-dataanalysevejledningengiver eksempler på kogebøger til konvertering og arbejde med WFPC2-billeder.
  • Flere oplysninger om WFPC2-data findes i kapitel 2.1 i WFPC2-datahåndbogen.

Kalibrering

Oplad fælder

Der er omkring 30 pixel i WFPC2, der er & quotcharge fælder & quot, som ikke overfører opladning effektivt under aflæsning, hvilket producerer artefakter, der ofte er meget mærkbare. Typisk forsinkes opladning til successive pixels, hvilket giver en stribe over den defekte pixel. I værste tilfælde kan hele kolonnen over pixlen gøres ubrugelig. På blank himmel vil disse fælder have en mørk stribe. Men når en lys genstand eller kosmisk stråle læses igennem dem, produceres der en lys stribe. Her viser vi striber (a) i baggrundshimlen og (b) stjernebilleder produceret af ladefælder i WFPC2. Individuelle fælder er blevet katalogiseret, og deres identifikationsnumre vises.

Varme pixels og udglødning

Dekontaminering (anneals), hvor instrumentet opvarmes til ca. 22 ° C i en periode på seks timer, blev udført ca. en gang om måneden. Disse procedurer er nødvendige for at fjerne de UV-blokerende forurenende stoffer, som gradvist akkumuleres på CCD-vinduerne (derved gendanne UV-gennemstrømningen) samt rette varme pixels. Eksempler på varme pixels er vist i nedenstående figur.

Ydeevne

Kalibrering

Relativ fotometri

Absolut fotometri

Precedure Anslået nøjagtighed
Følsomhed & lt 2% rms for standard fotometriske filtre
2% rms for synlige bred- og mellemfiltre
& lt 5% rms for synlige smallebåndsfiltre
2-8% rms til UV-filtre

Astrometri

Procedure Anslået nøjagtighed Bemærkninger
I forhold 0,005 & quot rms (efter geometriske og 34. række korrektioner) Samme chip
0,1 & quot (estimeret) På tværs af chips
Absolut 1 & quot rms (estimeret)

Analyse

Fotometriske systemer bruges til WFPC2-data

WFPC2-flyvesystemet er defineret således, at stjerner med farve nul i Johnson-Cousins ​​UBVRI-systemet har farve nul mellem ethvert par WFPC2-filtre og har samme størrelse i V og F555W. Dette system blev oprettet af Holtzman et al. (1995b)

Nulpunkterne i det syntetiske WFPC2-system som defineret i Holtzman et al. (1995b), bestemmes således, at størrelsen af ​​Vega, når den observeres gennem det passende WFPC2-filter, ville være identisk med størrelsen Vega har i det nærmeste ækvivalente filter i Johnson-Cousins-systemet.

Fotometriske korrektioner

Der skal foretages et antal korrektioner af WFPC2-data for at opnå den bedst mulige fotometri. Nogle af disse, såsom korrektionerne for UV-gennemstrømningsvariabilitet, er tidsafhængige, og andre, såsom korrektionen for den geometriske forvrængning af WFPC2-optik, er positionsafhængige. Endelig er der behov for nogle generelle korrektioner, såsom blændekorrektion, som en del af analyseprocessen. Her giver vi eksempler på faktorer, der påvirker fotometriske korrektioner.

Cool Down den 23. april 1994

Mulig variation i transmission af metankvadratfilter

WFPC2 har et polarisatorfilter, som kan bruges til polarimetrisk billedbehandling med bredt felt fra ca. 200 til 700 nm. Dette filter er en quad, hvilket betyder at den består af fire ruder, hver med polarisationsvinklen orienteret i en anden retning, i trin på 45 o. Ruderne er justeret med pyramidens kanter, således at hver rude svarer til en chip. Men fordi filtre er i en vis afstand fra brændplanet, er der betydelig vignettering og krydstale ved kanterne af hver chip. Området uden vignettering og krydstale er omkring 60 & quot; kvadrat i hver WF-chip, og 15 & quot; kvadrat i PC'en. Det er også muligt at bruge polarisatoren i en delvist roteret.

Nøjagtig kalibrering af WFPC2 polarimetriske data er ret kompleks på grund af designet af både polariseringsfilteret og selve instrumentet. WFPC2 har et aluminiseret pick-off spejl med en indfaldsvinkel på 47 & deg, som roterer polariseringsvinklen for det indkommende lys samt indfører en falsk polarisering på op til 5%. Således skal både HST-vinkel og polarisationsvinkel tages i betragtning. Derudover har polariseringsbelægningen på filteret signifikant transmission af den vinkelrette komponent med en stærk bølgelængdeafhængighed.

Astrometri med WFPC2 betyder primært i forhold astrometri. Den høje vinkelopløsning og følsomhed af WFPC2 gør det i princippet muligt at måle nøjagtige positioner af svage funktioner i forhold til andre referencepunkter i WFPC2 synsfeltet. På den anden side er den absolutte astrometri, der kan opnås fra WFPC2-billeder, begrænset af styrestjernernes positioner, normalt kendt til ca. 0,5 & quot; rms i hver koordinat, og af transformationen mellem FGS og WFPC2, som introducerer fejl i orden på 0,1 & quot

Da WFPC2 består af fire fysisk separate detektorer, er det nødvendigt at definere et koordinatsystem, der inkluderer alle fire detektorer. For nemheds skyld bruges ofte himmelkoordinater (højre opstigning og deklination) i dette tilfælde, de skal beregnes og føres til en præcision på et par mas for at opretholde den præcision, hvormed de relative positioner og skalaer for WFPC2-detektorerne er kendt. Det er vigtigt at huske, at koordinaterne er ikke kendt med denne nøjagtighed. Den absolutte nøjagtighed af positionerne opnået fra WFPC2-billeder er typisk 0,5 & rms i hver koordinat og er primært begrænset af nøjagtigheden af ​​styrestjernepositionerne.

2021 Opdateret geometrisk forvrængningskorrektion med Gaia EDR3.

Fra marts 2021 anbefaler vi brugen af ​​nyt til kalibrering af geometrisk forvrængning baseret på Gaia EDR3. Den fulde beskrivelse af den astrometriske kalibrering findes i & quotA omfattende astrometrisk kalibrering af HST WFPC2: forvrængningskortlægning & quot Casetti-Dinescu, DI, Girard, TM, Kozhurina-Platais, V., Platais, I., Anderson, J. (2021) , indsendt til PASP mar 2021 (offentliggørelse afventer, AAS-bulletin her).

Anvendelsen af ​​den forbedrede kalibreringsgeometriske forvrængning findes her.

Se README-filen for brugsanvisning.

Bemærk, at disse filer er forskellige fra dem, der leveres via CRDS (Calibration Reference Data System).


Anerkendelser

Dette arbejde understøttes af NASA Discovery Program og EPOXI-missionen. Forfatterne anerkender taknemmeligt bidrag fra Deep Impact / EPOXI-operationsteamet ved Jet Propulsion Laboratory / California Institute of Technology, uden hvem jordobservationer ikke kunne have været gennemført. T.R og V.M. anerkende taknemmeligt støtten fra NASA Astrobiology Institute, uden hvilken den originale jordmodel ikke ville være blevet udviklet. Vi vil gerne takke Jeff Pedelty for hans arbejde med at designe EPOXI-jordobservationsprogrammet samt Tom Ackerman og Gwyn Fireman for hjælp med MODIS-datatolkning. Nogle af resultaterne i dette papir er afledt ved hjælp af HEALPix (Górski et al.,2005) pakke.


Se videoen: Robot Planetarny GrayChef Transa Electronics (November 2022).