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Chandra图像定标

伪彩色这是2008年Paolo Tozzi 来北京做的X射线数据处理讲座的笔记,一直拖到现在才开始整理。这里是第一部分,主要是些准备工作。高能数据处理要用HEASOFT,Chandra数据还要用到Ciao和CALDB,按照说明文件一步步安装并不困难,只是2G多文件下载起来要费些时间。附加脚本也经常用到,解压到安装路径下就可以了。安装好之后,先用 heainit 和ciao初始化运行环境,若没有错误提示就可以运行下面的命令了。

如果手头上没有数据。可以先到Chandra数据中心找个自己喜欢的目标,数据通常会在保密期过后自动公开,既避免了对同一目标的反复观测,也能最大限度地发挥已有数据的价值。 我这里选择了红移0.3的 MACSJ0257.6-2209 (即Abell 402, Obs ID 3267 )。输入到左上角的Target Name中,点Search,会得Chandra已有的观测数据列表。我们选个曝光时间短点的,数据文件小些,加到获取列表中(Add to Retrieval List)。点击retrieval之后,服务器会自动将文件打包放到匿名ftp的临时目录下。也有一个基于python的自动下载脚本。 官方详尽的下载介绍由此跳转
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所谓本底、暗流和平场

这几个名词都是数码摄影中的基本概念,对后期图片处理具有重要意义,这里就我自己的理解做一个较为详细的叙述。

1、本底(Bias):

零秒曝光下,在无信号输入时,所记录的CCD输出。CCD作为半导体材料,由于制作工艺的精度限制,不同的像元不可能完全一致,即使有相同的启动栅偏压,也有不同的预加电荷数,也就是说只要CCD一启动背景就不是均匀的了。从数学上来讲,无信号时像元的光子计数值应均为0,如果计数零点不同(0、1、2、3……都有可能),则要在计数结果中减去初始值,才是真实获得的光子数。这是CCD的固有属性,与温度、时间无关。通常选取最短的曝光时间(0.01秒以下)——这时热噪声可以忽略,不开镜头盖(注意防止漏光),拍5-10张进行叠加。

2、读出噪声(readout noise,台湾译作“轉換雜訊”):

是由电子线路中电荷转移、信号放大、模数变换等环节的问题所导致的读取结果与CCD实际数据之间的误差,包括像元复位噪声(KTC噪声)、1/f噪声及固定图形噪声等。如果忽略短时间曝光的热噪声,两幅本底相减应得到完全黑的图像,但实际结果中每个像元仍有不为零的读数,这就是由CCD的读出噪声引起的。它与曝光时间无关,但CCD温度越低,读出噪声越小(与热噪声类似)。读数噪声随机出现,不能直接测量,但可以通过多幅照片叠加来消除。

3、暗流(dark current noise,也称“热噪声”):

CCD器件是将接收到的光子转换为电子进行计数,但是由于电子的随机运动(随温度升高而加剧,故称热运动),在没有光照时CCD势阱中也会有电子积聚,产生输出,便为暗流。暗流也是随机产生的,符合高斯分布。

暗流随温度而改变,一般每升高5~7℃,暗流就增加一倍。而且天文摄影曝光时间较长,感光元件会因长时间使用而升温,图像质量迅速下降,因此数码相机的曝光时间不能太长。通常以叠加消除。业余CCD系统则多采用半导体制冷,而专业CCD常用液氮制冷,温度低于 -110℃,此时暗流很小,可以忽略不计。

4、平场(flat field):

由于CCD各像元的灵敏度并不完全一致,即使是对均匀光源面的反应也会出现差别。因此观测天体之后,还要拍摄均匀光源作为比对标准,称作平场。均匀光源可以采用白炽灯均匀照射的白布,黄昏或晨光中的天光背景等,选择一定的曝光时间拍摄多幅图像,叠加平均便得平场。其中选择天光背景时每拍一张之后都要旋转望远镜,以防止最终的平场图像中出现星点。假设每个像元从均匀光源面接收到100个光子应转换出60个电子(设CCD平均量子效率为60%),但是各像元处的实际数目可能为59、62、57……,那么同为1000个电子的像元所接收的光子数可能并不相同,这时要从最终的电子计数结果中除以各像元对应的平场值,便得到准确的相对亮度。

5、亮帧和暗帧(light frame & dark frame)

通常在CCD控制软件中才能见到,区别只在于是否打开快门。比如本底、暗流一般用暗帧来拍可以避免光学系统漏光的影响,而平场和天体则必须用亮帧。对于数码相机来说,所有的照片都是在亮帧下获得的。

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