Astrometry Binary Options

Creación de archivos de índice para Astrometry. net Astrometry. net busca en el cielo utilizando archivos de índice. Éstos contienen un sistema de 8220stars8221 (quizás también galaxias), seleccionados de modo que sean relativamente brillantes y cubra el cielo uniformemente. También contienen un gran número de características o quads que describen la forma local de conjuntos de (generalmente cuatro) estrellas. Cada característica señala de nuevo a las estrellas que se compone de. El motor de Astrometry. net funciona detectando las estrellas en su imagen, y entonces mirando conjuntos de (generalmente cuatro) estrellas, computando su forma local, y buscando en los archivos del índice para las características con formas similares. Para cada forma similar que se encuentra, recupera otras estrellas en el área y comprueba si otras estrellas de referencia están alineadas con otras estrellas en su imagen. Mientras distribuimos archivos de índice basados ​​en los catálogos astrométricos 2MASS y Tycho-2 que deberían funcionar para la mayoría de los propósitos, algunas personas quieren usar otros catálogos de referencia para su particular purpsose. Este documento explica cómo crear archivos de índice personalizados desde un catálogo de referencia. Los pasos son: Convertir su catálogo de referencia en tablas FITS Preparar sus tablas FITS Dividir el cielo en piezas Crear archivos de índice Utilizar sus nuevos archivos de índice brillantes A continuación se muestran algunas imágenes del propio proceso de creación de índices: Un catálogo de referencia: Colocamos una healpix Grid: Y seleccionar las estrellas más brillantes en cada celda: Y luego tratar de construir una característica de 4 estrellas centrada en cada celda Y de nuevo, hasta que el cielo está densamente en mosaico en las características. Convierta su catálogo de referencia a tablas FITS Los archivos de índice de Astrometry. net son tablas FITS y el proceso de creación de índices toma tablas FITS como entradas. Muchos catálogos astrométricos de referencia están disponibles en formato FITS. Para ésos que aren8217t, aquí están algunas opciones para convertir al formato de FITS BINTABLE (tabla binaria): text2fits. py en el paquete de Astrometry. net8212useful para CSV (valores separados por coma) y otras entradas de texto de ASCII esto es un analizador simple y toma Una gran cantidad de memoria para procesar archivos grandes. Sería posible hacer las entradas y salidas, pero no he hecho eso (todavía). Convertidores de formato personalizado, incluyendo 2masstofits. Nomadtofits. Ucac3tofits. Y usnobtofits (todo en el paquete de Astrometry. net). Compruebe el servicio Vizier para ver si su catálogo está disponible allí a veces se puede descargar como tabla binaria FITS (en el cuadro 8220Preferences8221 para el formato de salida). Me parece que el motor de búsqueda Vizier imposible de usar sólo tiene que utilizar su motor de búsqueda web favorito para consultar, por ejemplo, 8220vizier ucac48221. Escribe tu propio conversor personalizado. Si tuviera que hacer esto de nuevo, reescribiría todos los convertidores Xtofits arriba en python, probablemente usando el módulo struct. Pero si está convirtiendo un formato que es muy similar a uno de los anteriores, lo más rápido puede ser copiar-n-editar uno de los existentes. Si lo hace, considere la posibilidad de aportar su código a la base de código de Astrometry. net. En cuanto a la manipulación de tablas FIT de python, la mejor opción es fitsio. La opción más popular es probablemente pyfits. El paquete Astrometry. net incluye un contenedor que puede utilizar cualquiera de los util / fits. py. El paquete cfitsio incluye algunas herramientas para el manejo de tablas FITS, en particular liststruc (listar la estructura de un archivo FITS), listhead (imprimir los encabezados), fitscopy (copiar archivos, posible con manipulaciones ver la sintaxis extendida del nombre de archivo). Prepare sus tablas FITS Puede que desee realizar algunos cortes, quitar columnas irrelevantes o preparar de otra manera sus tablas FITS antes de alimentarlas en la etapa de creación de índices. Por lo menos, desea que sus tablas FITS contengan columnas RA y DEC, así como una columna que define el orden de brillo de sus estrellas: probablemente un MAG. Cualquier otra columna que incluya se puede propagar opcionalmente en los archivos de índice, de modo que después de obtener una coincidencia astrométrica también tendrá acceso a estos datos 8220tag-along8221. Esto es útil para, por ejemplo, hacer una calibración fotométrica inicial marcando a lo largo de una o más bandas de datos fotométricos para cada estrella astrométrica. Por ejemplo, el archivo 2mass-cut. py implementa el corte que usamos para construir nuestros archivos de índice basados ​​en 2MASS. Elimina todas las estrellas marcadas en el catálogo 2MASS (de baja calidad, contaminadas, etc.), y escribe sólo las columnas RA, Dec y J-magnitude. Dividir el cielo en piezas Opcionalmente, puede dividir el cielo en piezas ligeramente solapadas. Por qué dividir el cielo en pedazos En primer lugar, resulta en archivos más pequeños que pueden ser más fáciles de manejar. En segundo lugar, si tienes una idea inicial de dónde está tu imagen en el cielo, el motor de Astrometry. net puede evitar cargar las baldosas del cielo que se superponen, por lo que resulta en búsquedas más rápidas y menos intensivas en memoria. Si no divide el cielo en pedazos, en este punto debe combinar sus archivos de catálogo de entrada en una sola tabla FITS, si ya no lo ha hecho. Puede utilizar el programa tabmerge para eso. La división del cielo en pedazos se hace usando el programa hpsplit. Se necesita una cantidad de tablas FITS de entrada y se produce una tabla de salida para cada mosaico healpix: El número de mosaicos healpix está determinado por la opción Nside (-n). - n 1 significa dividir el cielo en 12 piezas. - n 2 significa dividir el cielo en 48 piezas. Probablemente no quiera ir más lejos que eso. Probablemente quiera establecer - m para el área de superposición de margen 8211 alrededor de cada mosaico healpix. Es probable que desee establecer esta mitad de grande que las imágenes que va a resolver. Esto significa que en las áreas de margen, múltiples tejas healpix contendrán las mismas estrellas. Si desea 8220tag-along8221 información adicional en los archivos de índice, incluya las columnas con la opción - c. Ejemplo de comando hpsplit: Observe el 02i en el nombre de archivo de salida that8217s un 8220printf string8221 que dice, escriba un entero, usando 2 dígitos, rellenando con ceros. Las salidas se denominarán 2mass-hp00.fits a través de 2mass-hp11.fits (para - n 1). Al final de esto, usted tendrá 12 o 48 FITS tablas (suponiendo que su catálogo de entrada era todo-cielo menos si no). Construirá varios archivos de índice para cada uno de ellos (cada uno cubriendo una escala). Construyendo archivos de índices Finalmente El trato real. Build-astrometry-index tiene un número desalentador de opciones, pero don8217t pánico: La versión -1 sólo se utiliza en los archivos de índice LSST que todos los demás deberían usar probablemente - i. Este será el archivo FITS que ha creado cuidadosamente como se detalla más arriba. Fácil usualmente solo nombro el mío con un número, el mosaico healpix y la escala, pero puedes hacer cualquier cosa que tenga sentido para ti. Estas serán tablas FITS, por lo que el sufijo. fits sería apropiado, pero ninguno de los cuidados del código sobre los nombres de archivo, así que haga lo que quiera. Esto determina la escala en la que las estrellas se seleccionan uniformemente en el cielo, la escala en la que se seleccionan las características y el tamaño angular de las entidades para crear. En la tierra de Astrometry. net, usamos un 8220preset8221 número de escalas, cada una cubriendo un rango de alrededor de la raíz cuadrada-de-2. Totalmente arbitrariamente, la gama de 2,0 a 2,4 minutos de arco se llama escala cero. Usted quiere tener características que son tal vez 25 a 75 del tamaño de su imagen, por lo que probablemente desee construir una gama de escalas. Para la referencia, para la mayor parte de los experimentos en mi tesis utilicé la escala 2 (rasgos de 4 a 5,6 arcmin) para reconocer las imágenes de Sloan Digital Sky Survey, que son 13 por 9 minutos de arco. Las escalas 3, 4 y 1 también proporcionaron soluciones cuando se incluyeron. Se ejecutará el índice de construcción-astrometría una vez para cada escala. Presets en el rango de -5 a 19 están disponibles. Las escalas de los preajustes se muestran en la documentación Obtener archivos de índice. Qué columna en su entrada de tabla FITS debemos utilizar para determinar qué estrellas son brillantes (Preferentemente seleccionamos estrellas brillantes para incluir en los archivos de índice). Normalmente esto será algo como: De forma predeterminada, asumimos que los valores PEQUEÑOS de la columna de clasificación son Brillante 8211 es decir, funciona para MAGs. Si tiene unidades lineales FLUX-like, utilice la bandera - f para invertir la dirección de clasificación. También es posible cortar objetos cuyo valor de columna de clasificación es menor que un límite inferior, utilizando el indicador - B. ¿Qué parte del cielo es ésta: Necesitas decir construir-astrometría-índice qué parte del cielo está indexando. De forma predeterminada, se supone que está creando un índice de todo el cielo. Si ha dividido su catálogo de referencia en 12 piezas (healpix Nside 1) usando hpsplit como se describió anteriormente, ejecutará el índice de construcción-astrometría una vez para cada tabla healpix FITS tabla y escala, especificando el número de azulejo con - H y el Nside Con - s (el valor predeterminado es 1), y especificando la escala con - P: Probablemente quiera hacerlo utilizando un bucle en su shell, por ejemplo, en bash: Astrometry. net código README Copyright 2006-2010 Michael Blanton, David W. Hogg, Dustin Lang, Keir Mierle y Sam Roweis. Copyright 2011-2013 Dustin Lang y David W. Hogg. Este código está acompañado por el artículo: Lang, D. Hogg, DW Mierle, K. Blanton, M. amp Roweis, S. 2010, Astrometry. net: Calibración astrométrica ciega de imágenes astronómicas arbitrarias, Astronomical Journal 137, 17821800. arxiv. Org / abs / 0910.2233 El propósito original de esta versión de código era respaldar las afirmaciones en el papel en interés de la repetibilidad científica. Con los años, se ha vuelto más robusto y utilizable para un público más amplio, pero aún no es totalmente fácil ni libre de errores. Esta versión incluye una instantánea de todos los componentes de nuestro código de investigación actual, incluyendo rutinas para: Convertir USNO-B bruto y Tycho2 en formato FITS para facilitar su uso. Uniformizar, deduplicar y cortar los catálogos FITSified. Astrometría de las imágenes utilizando estos archivos de índice El código incluye: Una implementación simple pero potente de HEALPIX La librería QFITS con varias modificaciones libkd, una biblioteca kdtree compacta y de alto rendimiento El código requiere archivos de índice, procesados ​​desde un catálogo de referencia astrométrico como USNO-B1 O 2MASS. Hemos publicado varios de estos ver Cómo obtener archivos de índice. Instalar Ver Creación / instalación del código Astrometry. net. Obtención de archivos de índice Obtenga archivos de índice precocinados de: ltdata. astrometry. net/4200 gt (construidos a partir del catálogo 2MASS). O, para las imágenes de gran angular, ltdata. astrometry. net/4100 gt (estas se construyen a partir del catálogo Tycho-2). Solíamos tener los archivos 82204000-series8221, pero éstos sufren de un error en el que partes del cielo no están cubiertas por el catálogo de referencia. Cada archivo de índice está diseñado para resolver imágenes dentro de un rango estrecho de escalas. Los archivos de índices diseñados para resolver imágenes pequeñas (tamaño angular) son archivos bastante grandes, por lo que probablemente sólo quiera tomar los archivos de índice necesarios para las imágenes que desea resolver. Si coges archivos de índice adicionales, el solver funcionará más lentamente, pero los resultados deberían ser los mismos. Los archivos tienen el nombre de index-42XX. fits o index-42XX-YY. fits. XX es el 8220scale8221, YY es el número 8220healpix8221. Estos archivos se denominan 82204200-series8221. Cada archivo de índice contiene un gran número de 8220skymarks8221 (puntos de referencia para el cielo) que permiten a nuestro solucionador identificar sus imágenes. Los skymarks contenidos en cada archivo de índice tienen tamaños (diámetros) dentro de un rango estrecho. Es probable que desee descargar archivos de índice cuyos cuádruples son, digamos, de 10 a 100 de los tamaños de las imágenes que desea resolver. Por ejemplo, digamos que usted tiene algunas imágenes cuadradas de 1 grado. Usted debe tomar archivos de índice que contienen skymarks de tamaño de 0,1 a 1 grado, o de 6 a 60 minutos de arco. Refiriéndose a la tabla a continuación, debe tomar archivos de índice 4203 a 4209. Puede encontrar que el mismo número de campos resuelve, y más rápido, usando sólo uno o dos de los archivos de índice en el medio de ese rango. Intente 4205, 4206 y 4207. Para la referencia, utilizamos los ficheros de índice 202 solos para nuestras pruebas de SDSS (campos del arcmin 13x9) éstos son la misma escala es los nuevos archivos 4202. Los archivos de índice de tamaño mediano se dividen en 12 8220healpix8221 azulejos cada uno cubre 1 / 12th del cielo. Los de tamaño pequeño se dividen en 48 healpixes. Vea los mapas aquí que tal vez no necesite todos ellos. Trac. astrometry. net/browser/trunk/src/astrometry/util/hp. png trac. astrometry. net/browser/trunk/src/astrometry/util/hp2.png La gama de diámetros del skymark (arcminutes) hará que se dé por vencido Después de 30 segundos. (Tenga en cuenta, sin embargo, que el archivo de configuración 8220backend8221 (astrometry. cfg) pone un límite en el tiempo de CPU que se gasta en un campo de resolución de imágenes puede reducirlo, pero no aumentarlo.) Escala de la imagen: si proporciona límites Inferior y superior) sobre el tamaño de la imagen que está intentando resolver, la resolución puede ser mucho más rápida. En los últimos ejemplos anteriores, por ejemplo, especificamos que el campo tiene por lo menos 30 grados de ancho: esto significa que no necesitamos buscar concordancias en los archivos de índice que contengan sólo pequeños skymarks. Por ejemplo, para especificar que la imagen está entre 1 y 2 grados de ancho: Si conoce la escala de píxeles en su lugar: Cuando le dice solve-field la escala de su imagen, se utiliza para decidir qué archivos de índice tratar de utilizar para resolver su Cada archivo de índice contiene quads cuya escala está dentro de un cierto rango, por lo que si estos quads son demasiado grandes o demasiado pequeños para estar en su imagen, no hay necesidad de buscar en ese archivo de índice. También se utiliza cuando se emparejan quads: no se permite que un cuadrante pequeño en su imagen coincida con un cuadrante grande en el archivo de índice si tal coincidencia hace que la escala de la imagen esté fuera de los límites que ha especificado. Sin embargo, todas estas comprobaciones se realizan antes de calcular la mejor solución WCS y los términos de distorsión polinomial, por lo que es posible (aunque raro) que la solución final caiga fuera de los límites especificados. Esto sólo debe ocurrir cuando la solución es correcta, pero usted dio insumos incorrectos, por lo que no debería estar quejándose. ) Supongo que la escala: resolver-campo puede tratar de adivinar su escala image8217s a partir de un número de diferentes valores cabecera FITS. Cuando está bien, esto a menudo acelera la resolución de mucho, y cuando está mal, no cuesta mucho. Habilite esto con: Si you8217ve tiene grandes imágenes: es posible que desee muestrearlas antes de hacer la extracción de origen: Profundidad. El solucionador trabaja mirando fuentes en su imagen, empezando por las más brillantes. Busca todas las 8220skymarks8221 que se pueden construir desde las N estrellas más brillantes antes de considerar la estrella N1. Cuando se usan varios archivos de índice, puede ser mucho más rápido buscar muchos skymarks en un archivo de índice antes de pasar al siguiente. Este indicador le permite controlar cuándo el solver cambia entre archivos de índice. También le permite controlar la cantidad de esfuerzo que el solucionador pone en antes de darse por vencido - por defecto, mira todas las fuentes en su imagen, y normalmente se agota antes de que termine. Por ejemplo, para ver primero las fuentes 1-20 en todos los archivos de índice, luego las fuentes 21-30 en todos los archivos de índice y, a continuación, 31-40: Las fuentes están numeradas empezando en uno y los rangos son inclusivos. Si usted don8217t da un límite inferior, tomará 1 el límite superior anterior. Para mirar una sola fuente, haga: Nuestro extractor de origen a veces estima el fondo mal, por lo que por defecto clasificamos las estrellas por brillo utilizando un compromiso entre las estimaciones de flujo bruto y substraído de fondo. Para las imágenes sin mucha nebulosidad, es posible que el uso de los flujos de fondo substraído produce resultados más rápidos. Permita esto: Si tiene imágenes grandes: puede que desee muestrearlas antes de hacer la extracción de código fuente: Cuando solve-field procesa archivos FITS, los ejecuta a través de un 8220sanitizer8221 que intenta limpiar las imágenes que no cumplen con los estándares. Si los archivos FITS son compatibles, esto es una pérdida de tiempo y puede evitar hacerlo: Cuando el campo de resolución procesa imágenes FITS, busca un encabezado WCS existente. Si se encuentra uno, intenta verificar esa cabecera antes de intentar resolver la imagen ciegamente. Puede evitar esto con: Tenga en cuenta que actualmente solve-field sólo entiende un pequeño subconjunto de encabezados WCS válidos: esencialmente sólo la proyección TAN con una matriz de CD (no CROT). Si no quieres que se produzcan las parcelas: 8220 Sé dónde está mi imagen dentro de 1 minuto de arco, ¿cómo puedo decir a solve-field que sólo mire there8221 Dice que mire dentro de 8220radius8221 grados de la RA dada, posición Dec. Para convertir una lista de coordenadas de píxeles en RA, Dec coordina: Donde xy-list es un FITS BINTABLE de las ubicaciones de píxeles de fuentes recuerda que FITS especifica que el centro del primer píxel es coordenada de píxel (1,1). Para convertir de RA, Dec a pixeles: Para hacer parcelas de superposición cool: vea plotxy. Trama-constelaciones. Para cambiar los nombres de archivo de salida al procesar múltiples archivos de entrada: cada una de las opciones de nombre de archivo de salida enumeradas a continuación puede incluir 8220s8221, que será reemplazada por el nombre de archivo de salida base. (Por ejemplo, el valor predeterminado para 8211wcs es 8220s. wcs8221). Si realmente desea un carácter 82208221 en su nombre de archivo de salida, debe poner 82208221. Reutilizar archivos entre ejecuciones: La primera vez que ejecute solve-field, guarde los resultados de extracción de origen: En las ejecuciones siguientes, en lugar de utilizar el archivo de entrada original, Utilice el xylist guardado en su lugar. También agregue --continue para sobrescribir cualquier archivo de salida que ya existe. Para saltar entradas previamente resueltas (tenga en cuenta que esto supone entradas de HDU únicas): Optimización del código Aquí hay algunas cosas que puede hacer para que el código funcione más rápido: intentamos adivinar 8220-mtune8221 configuraciones que funcionarán para usted si estamos equivocados, Puede configurar la variable de entorno ARCHFLAGS antes de compilar: Puede encontrar detalles en el manual de gcc: Probablemente quiera buscar en la sección: 8220GCC Command Options8221 - gt 8220Hardware Modelos y configuraciones8221 - gt 8220Intel 386 y AMD x86-64 Opciones8221 ¿Qué son todos Estos programas Cuando usted 8220make install8221, you8217ll obtener un montón de programas en / usr / local / astrometry / bin. Aquí hay una breve sinopsis de lo que cada uno hace. Para obtener más detalles, ejecute el programa sin argumentos (la mayoría de ellos dan por lo menos un breve resumen de lo que hacen). Programas de resolución de imágenes: solve-field: interfaz principal de usuario de alto nivel para la línea de comandos. Backend: solver de nivel superior que lee 8220autos xylists8221 llamado por solve-field. Aument-xylist: crea xylists 8222augmented8221 de imágenes, que incluyen posiciones de estrella y sugerencias e instrucciones para resolver. Ciego: solución de línea de comandos de bajo nivel. Image2xy: extractor de fuentes. Trazar programas: plotxy: dibuja círculos, cruces, etc sobre imágenes. Plotquad: dibuja polígonos sobre imágenes. Plot-constellations: anota imágenes con constelaciones, estrellas brillantes, objetos Messier / NGC, estrellas del catálogo Henry Draper, etc. plotcat: produce gráficos de densidad dados listas de estrellas. Utilidades de WCS: new-wcs: combinar una solución WCS con las tarjetas de encabezado FITS existentes se puede utilizar para crear un nuevo archivo de imagen que contiene los encabezados WCS. Fits-guess-scale: intenta adivinar la escala de una imagen basada en encabezados FITS. Wcsinfo: imprime propiedades simples de los encabezados WCS (escala, rotación, etc) wcs-xy2rd, wcs-rd2xy: convierte entre listas de posiciones de píxel (x, y) y (RA, Dec). Wcs-resample: proyecta una imagen FITS en otra imagen. Wcs-grab / get-wcs: intenta interpretar una cabecera WCS existente. Miscelánea: an-fitstopnm: convierte imágenes FITS en imágenes feas de PNM. Get-healpix: cuál healpix cubre un RA determinado, Dec hpowned: que pequeño healpixels están dentro de un gran programa de control de healpixel: código de ejemplo de cómo puede utilizar el código de Astrometry. net en su propio software. Xylist2fits: convierte una lista de texto de posiciones x, y en una tabla binaria FITS. Rdlsinfo: imprimir estadísticas sobre una lista de RA, Dec posiciones (rdlist). Xylsinfo: imprimir estadísticas sobre una lista de x, y posiciones (xylist). FITS lista de utilidades: lista de valores en una tabla binaria FITS. Modhead: imprime o modifica las tarjetas de cabecera FITS. Fitscopy: FITS general image / copiadora de mesa. Tabmerge: combina filas en dos tablas FITS. Fitstomatlab: imprime tablas binarias FITS en un formato tonto. Liststruc: muestra la estructura de un archivo FITS. Listhead: imprime las tarjetas de cabecera FITS. Imcopy: copia imágenes FITS. Imarith: hace (muy) aritmética simple en imágenes FITS. Imstat: calcula estadísticas sobre imágenes FITS. Fitsgetext: extrae el encabezado individual o los bloques de datos de archivos FITS multi-HDU. Subtabla: extraer un conjunto de columnas de una tabla binaria FITS de muchas columnas. Tabsort: ordena una tabla binaria FITS basada en valores en una columna. Column-merge: crea una tabla binaria FITS que incluye columnas de dos tablas de entrada. Add-healpix-column: dada una tabla binaria FITS que contiene columnas RA y DEC, calcule el HEALPIX y agréguelo como columna. Resort-xylist: usado por solve-field para ordenar una lista de estrellas usando un compromiso entre el fondo-substraído y el flujo no-fondo-substraído (porque nuestro extractor de origen a veces desorden la substracción de fondo). Fits-flip-endian: hace endian-swapping de tablas binarias de FITS. Fits-dedup: elimina las tarjetas de cabecera duplicadas. Index-building programs build-index: dado una tabla binaria de FITS con RA, Dec, construye un archivo de índice. Esta es la 8220easy8221, forma reciente. La vieja manera utiliza el resto de estos programas: usnobtofits, tycho2tofits, nomadtofits, 2masstofits: convierte los catálogos en las tablas binarias de FITS. Build-an-catalog: convierte los catálogos de entrada en un formato de tabla binaria FITS estándar. Cut-an: agarrar un brillante, uniforme subconjunto de estrellas de un catálogo. Startree: construye una estrella kdtree de un catálogo. Hpquads: encuentre un conjunto brillante y uniforme de características de N-estrellas. Codetree: construye un kdtree a partir de descriptores de forma N-star. Unpermute-quads, unpermute-stars: reordenar archivos de índice para mayor eficiencia. Hpsplit: divide una lista de tablas FITS en healpix tiles Listas de fuentes (8220xylists8221) El programa de campo de resolución acepta imágenes o 8220xylists8221 (xyls), que son sólo archivos FITS BINTABLE que contienen dos columnas (formato flotante o doble (E o D) ) Que muestran las coordenadas de píxeles de las fuentes (estrellas, etc) en la imagen. Para especificar los nombres de columna (por ejemplo, 8220XIMAGE8221 y 8220YIMAGE8221): Nuestro solver asume que las fuentes se enumeran en orden de brillo, con las fuentes más brillantes en primer lugar. Si los archivos se ordenan, puede especificar una columna en la que se debe ordenar el archivo. Por defecto se ordena primero con el valor más grande (por lo que funciona correctamente si la columna contiene valores de FLUX), pero se puede invertir esto mediante: Cuando se utiliza xylists, también debe especificar el ancho y la altura originales de la imagen, en píxeles: , Si el encabezado FITS contiene 8220IMAGEW8221 y 8220IMAGEH8221, se utilizarán. El solver puede hacer frente a multi-extensión xylists de hecho, esta es una manera conveniente de resolver un gran número de campos a la vez. Usted puede decirle qué extensiones debe resolver por: (Los rangos de campos son inclusivos, y la primera extensión de FITS es 1, según el estándar de FITS.) Lamentablemente, el código de trazado isn8217t inteligente acerca de la manipulación de múltiples campos, por lo que si you8217re usando multi - xxtensiones de extensión que probablemente desee desactivar el trazado: Backend config Debido a que también operan un servicio web utilizando la mayoría del mismo software, la versión local del solucionador es un poco más complicado de lo que realmente necesita ser. El programa 8220solve-field8221 toma sus archivos de entrada, extrae la fuente para producir 8220xylist8221 8211 a FITS BINTABLE de las posiciones de origen 8211 luego toma la información que usted proporcionó acerca de sus campos en la línea de comandos y agrega cabeceras FITS que codifican esta información. Llamamos a este archivo un xylist 8222augmented8221 que usamos el sufijo de nombre de archivo 8221.axy8221. 8220solve-field8221 luego llama al programa 8220backend8221, pasándole su archivo axy. 8220backend8221 lee un archivo de configuración (por defecto /usr/local/astrometry/etc/astrometry. cfg) que describe cosas como dónde encontrar archivos de índice, si cargar todos los archivos de índice a la vez o ejecutar uno a la vez, cuánto tiempo Para gastar en cada campo, y así sucesivamente. Si desea forzar que sólo se cargue un determinado conjunto de archivos de índice, puede copiar el archivo astrometry. cfg en una versión local y cambiar la lista de archivos de índice cargados y, a continuación, indique a solve-field que utilice este archivo de configuración: SExtractor El 8220Source Extractor8221 aka 8220SExtractor8221 programa de Emmanuel Bertin se puede utilizar para hacer la extracción de fuente si usted don8217t desea utilizar nuestro propio 8220image2xy8221 programa incluido. NOTA: los usuarios han informado de que SExtractor 2.4.4 (disponible en algunas distribuciones de Ubuntu) NO TRABAJA 8211 imprime las posiciones de fuente correctas a medida que se ejecuta, pero el archivo de salida 8220xyls8221 que produce contiene todos (0,0). Hemos examinado por qué esto es o cómo solucionarlo. Versiones posteriores de SExtractor como 2.8.6 funcionan bien. Puedes decir a solve-field que uses SExtractor de esta manera: Por defecto usamos casi todos los ajustes por defecto de SExtractor8217s. Las excepciones son: Escribimos un archivo PARAMETERSNAME que contiene: XIMAGE YIMAGE MAGAUTO Escribimos un archivo FILTERNAME que contiene una PSF gaussiana con FWHM de 2 píxeles. (Vea blind / augment-xylist. c 8220filterstr8221 para la cadena exacta.) Fijamos CATALOGTYPE FITS1.0 Ponemos CATALOGNAME a un nombre de archivo temp. Si desea anular cualquiera de los ajustes que utilizamos, puede utilizar: Soluciones alternativas Existen dos lugares en los que usamos python: manejo de imágenes y filtrado de archivos FITS. Puede evitar el código de manejo de imágenes haciendo la extracción de código fuente, consulte la sección 8220No netpbm8221 a continuación. Puede evitar filtrar archivos FITS mediante la opción 82208211no-fits2fits8221 para resolver el campo. Utilizamos las herramientas de netpbm (jpegtopnm, pnmtofits, etc) para convertir de todo tipo de formatos de imagen a PNM y FITS. Si usted no tiene estos programas instalados, usted debe hacer la extracción de la fuente usted mismo y utilizar 8220xylists8221 algo que imágenes como la entrada a resolver-campo. Vea las secciones de SEXTRACTOR y XYLIST arriba. MENSAJES DE ERROR durante la compilación / bin / sh: línea 1: / dev / null: No hay tal archivo o directorio We8217ve visto esto sucede en Macs un par de veces. Reiniciar y se va. Makefile. deps: 40: deps: Ningún archivo o directorio de este tipo No es un problema. Utilizamos el seguimiento automático de dependencias: 8220make8221 realiza un seguimiento de los archivos de origen dependen de qué otros archivos de origen. Estas dependencias se almacenan en un archivo denominado 8220deps8221 cuando no existe, 8220make8221 intenta reconstruirlo, pero no antes de imprimir este mensaje. No es un problema. Ofrecemos reemplazos para un par de funciones específicas del sistema operativo, pero tenemos que decidir si utilizarlas o no. Lo hacemos intentando construir un programa de prueba y verificando si funciona. Este fallo nos dice que su sistema operativo doesn8217t proporciona la función canonicalizefilename (), por lo que se conecta un reemplazo. No es un problema de estos errores vienen de cfitsio y sólo haven8217t los arregló. Licencia El conjunto de código Astrometry. net es un software libre con licencia bajo la licencia GNU GPL, versión 2. Vea el archivo LICENCIA para los términos completos de la GNU GPL. Los archivos de índice vienen con sus propias condiciones de licencia. Vea el archivo GETTING-INDEXES para más detalles. Contacto Puedes publicar preguntas (o tal vez incluso encontrar la respuesta a tus preguntas) en forum. astrometry. net. Sin embargo, también envíe un correo electrónico a 8220code2 en astrometry dot net8221 señalando su puesto en el foro 8211 nunca recordar a comprobar el foro También estaríamos encantados de escuchar por correo electrónico cualquier informe de errores, comentarios, críticas, solicitudes de características y en General cualquier informe sobre sus experiencias, buenas o malas. El Instituto de Física (IOP) es una sociedad científica líder que promueve la física y que reúne físicos para el beneficio de todos. Tiene una membresía mundial de alrededor de 50 000, compuesto por físicos de todos los sectores, así como por aquellos interesados ​​en la física. Trabaja para avanzar en la investigación, la aplicación y la educación de la física y se compromete con los responsables de la formulación de políticas y con el público para desarrollar la conciencia y la comprensión de la física. Su editorial, IOP Publishing, es líder mundial en comunicaciones científicas profesionales. Una asociación de publicación Fotometría óptica adaptativa y Astrometría de estrellas binarias. II. Una encuesta de multiplicidad de las estrellas B Citas Detección espectral directa: un método eficiente para detectar y caracterizar sistemas binarios Kevin Gullikson et al. 2016 The Astronomical Journal 151 3 Edades bayesianas para las estrellas tempranas de Isochrones incluyendo rotación y una posible edad avanzada para las Hyades Timothy D. Brandt y Chelsea X. Huang 2017 The Astrophysical Journal 807 58947160Pegasi: probando los campos magnéticos tipo Vega en B Estrellas C. Neiner et al 2014 Astronomía Astrofísica 562 A59El estudio VAST - III. La multiplicidad de estrellas tipo A dentro de 75 pc R. J. De Rosa y cols. 2013 Notificaciones mensuales de la Real Sociedad Astronómica A CHARA Array Encuesta de discos circunstelares alrededor de las estrellas de tipo Be cercanas Y. Touhami et al. 2013 The Astrophysical Journal 768 128A Encuesta espectroscópica sobre la multiplicidad de estrellas de alta masa R. Chini et al 2012 Noticiarios mensuales de la Royal Astronomical Society noEn la sensibilidad de las fases de cierre a los compañeros débiles en la interferometría óptica de base larga J.-B. Le Bouquin y O. Absil 2012 Astronomía y astrofísica 541 A89Medidas estrométricas y fotométricas de estrellas binarias con óptica adaptativa: observaciones a partir de 2002. Observaciones de estrellas binarias de AEOS en 2002 Lewis C. Roberts Jr 2011 Notificaciones mensuales de la Royal Astronomical Society noEvaluación de la fotometría diferencial En Observaciones de Óptica Adaptativa con un Estimador de Máxima Verosimilitud basado en Wavelet Roberto Baena Gall233 y Szymon Gladysz 2011 Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico 123 865Cálculo de imágenes de alto contraste Búsqueda de planetas y enanas marrones alrededor de las estrellas más masivas del barrio solar Markus Janson Et al. 2011 La Revista Astrofísica 736 89Multiplicidad de las estrellas de tipo tardío B con peculiaridad de HgMn M. Sch246ller et al 2010 Astronomía y Astrofísica 522 A85Properties y naturaleza de las estrellas Be. 27. Variaciones orbitales y recientes a largo plazo de las Pléyades Be160star Pleione BU160Tauri J. Nemravov225 et al 2010 Astronomía y Astrofísica 516 A80COMMISSION 26: ESTRELLAS DOBLES Y MÚLTIPLES Christine Allen et al 2008 Actas de la Unión Astronómica Internacional 4 El contenido de neón de la cercana B T. Morel y K. Butler 2008 Astronomía y astrofísica 487 307 Enriquecimiento de nitrógeno, agotamiento del boro y campos magnéticos en enanas tipo B de rotación lenta S. Hubrig et al 2008 Astronomía y astrofísica 481 453Aptica adaptativa Fotometría y Astrometría de Estrellas Binarias. III. A Faint Companion Search de sistemas O-Star Nils H. Turner et al. 2008 El diario astronómico 136 554