כיול אסטרומטרי - קליברציה של תמונות מטלסקופ

הפקת מידע אסטרונומי - אסטרומטריה (חישוב מיקום האובייקט בשמיים)

 

זוהי סוגיה מורכבת ומרכזית בעיבוד נתונים. הגישה הפשוטה ביותר היא לחשב הסטה לינארית ב-X ו-Y אל מול תמונת ייחוס, ולאחר מכן ליישם הסטה זו ולערום את התמונות, אחת על גבי השנייה.
הגישה הזו מניחה שהשדה לא השתנה במהלך החשיפות.
אך באופן כללי, יהיו שינויים בשדה, וכמו כן גם עיוותים שונים. נתון זה הופך לרלוונטי במיוחד כאשר יש צורך בבניית מוזאיקות, או בשילוב של נתונים אשר נלקחו מטלסקופים שונים.

 

תמונה : תנועת כוכב הלכת הננסי פלוטו, ביחס לכוכבי הרקע. צילום : טלסקופ האינטרנט.

 

הגישה הטובה ביותר היא לקשר כל תמונה לקואורדינטות שמימיות, ולעשות את התיאום הכולל ביחס אליהן, ולא לקואורדינטות ה- X/Y בתמונת הייחוס.
בצעד הראשון,יש לעדכן את נתוני התמונה FITS HEADER המתאימים, כך שיוכלו להיקרא באופן תקין על ידי תוכנות עיבוד הנתונים השונות.
בעיקרון זוהי מטריצה הכוללת את זווית המיקום בשמיים. הערכים שלהם מוכפלים ב- (+1) או ב- (-1) כדי לשקף את היפוך הצירים. לאחר מכן כל המטריצה מוכפלת בערך הפיקסלים במעלות. 

פרטים נוספים ניתן למצוא ב- FITS WCS standard. 
zero order astrometric solution - ניתן להשיג מיקום אובייקט באופן אוטומטי ע"י השוואה של מיקומי הכוכבים בתמונה מסויימת עם מיקומי כוכבים בקטלוג ייחוס (הזמינים באופן מקוון ב- CDS לדוגמא).

 

בשלב השני, פולינומים דו-מימדיים מותאמים לתמונה, תוך כדי חישוב האובייקטים הנראים.
באופן זה ניתן להשיג דיוקים פנימיים בגודל של 1/10 פיקסל, בעוד האסטרומטריה היחסותית-גלובלית (כלומר, הפוזיציה ביחס לקואורדינטות השמימיות) מוגבלת ע"י הדיוק של קטלוג הייחוס. היתרון הגדול של גישה זו הוא שניתן לקחת סט אחר של תמונות של אותו השדה, לחשב את הנוסחא האסטרומטרית שלהם, ולשלב אותן עם אחרות.
ברגע שהנוסחא  האסטרומטרית ידועה, ניתן להשוות את השדות משני אובייקטים - גם אם הם בתמונות שדה שונות.

 

להרחבה - מדידת אורך הסילון בגלקסיה M87