Astronomie

Transformer les coordonnées des pixels (dans le fichier FITS) en équatoriales

Transformer les coordonnées des pixels (dans le fichier FITS) en équatoriales


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Disons que j'ai un fichier FITS avec un champ d'étoiles observé, chacune avec des coordonnées x,y données en pixels. Supposons que l'image soit alignée de sorte que l'axe x soit l'ascension droite et l'axe y la déclinaison.

Je recherche un tutoriel pour transformer les coordonnées en pixels de chaque étoile en équatoriale, même si la transformation est approximative.

J'ai cherché pendant un moment mais je n'ai trouvé aucun tutoriel/livre/site qui énumère les étapes nécessaires pour produire cette transformation.


En supposant que chaque pixel (carré) a la même échelle angulaire (pas une donnée si le champ de vision est grand) de $ heta$ degrés/pixel.

Puis la déclinaison (en degrés) : $delta simeq delta_0 + heta y$

L'ascension droite (en degrés) : $alpha simeq alpha_0 - heta x/cos delta$

où $alpha_0$ et $delta_0$ sont le RA et Dec à $x=0$, $y=0$. [Le signe moins est là parce que l'ascension droite augmente vers la gauche d'une image du ciel.]

Cette approximation devient mauvaise à mesure que le champ de vision s'élargit.

Une approche légèrement plus complexe, mais précise, est décrite dans http://gtn.sonoma.edu/data_reduction/astrometry.php


Coordonnées¶

Cette section décrit les coordonnées du ciel utilisées par les outils scientifiques. Il est référencé à partir de la description des formats de données pour expliquer la signification exacte des coordonnées stockées.

Nous n'avons pas de section distincte pour les systèmes de coordonnées mondiales (WCS), les coordonnées de pixels, les projections, qui sont également couvertes ici (voir FITS WCS et WCSLIB pour les références).

Nous ne discutons ici que des coordonnées du ciel et de l'image en 2 dimensions, d'autres coordonnées comme par ex. le temps ou un axe énergétique ne sont pas traités ici.

Certaines conventions sont adoptées à partir d'astropy.coordinates, qui est un wrapper Python de la bibliothèque de temps et de coordonnées IAU SOFA C, qui est la mise en œuvre faisant autorité des normes IAU d'astronomie fondamentale. Dans certains cas, des exemples de code sont donnés en utilisant astropy.coordinates pour obtenir une valeur de référence qui peut être utilisée pour vérifier un progiciel donné (au cas où il n'est pas basé sur astropy.coordinates ).


Commentaires

L'autre chose importante à propos du format d'image FITS est qu'il peut enregistrer où se trouve l'image dans le ciel, la projection et l'échelle. Cela permet à l'image d'être ouverte dans des programmes tels qu'Aladin et les données de catalogue appropriées superposées permettant l'identification des objets dans l'image. Le moyen le plus simple d'obtenir les coordonnées WCS dans l'image est d'utiliser un service de résolution de plaques tel que celui proposé par Astrometry.net.
L'inconvénient des images FITS est que la façon dont les images en couleur sont enregistrées n'est pas incluse dans la norme, les programmes doivent enregistrer les informations sous forme de cube à 3 plans, mais l'interprétation de chaque plan n'est pas toujours la même. Les fichiers FITS sont également volumineux mais peuvent être compressés avec des programmes de compression sans perte.

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Richard, qui vient d'acheter une caméra CCD ZWO refroidie, FITs présente un défi de taille pour le débutant. Quel programme (Windows) suggérez-vous d'utiliser comme « visualiseur » de base ? Et lequel utiliser pour le traitement des images ?

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Le fait que les "astrophotographes débutants" aient un "rejet complet du format de fichier .FITS" est dû au fait qu'ils n'ont pas d'appareils photo qui imagent réellement en .FITS, mais plutôt, au mieux, en RAW. Alors pourquoi la surprise avec leur « licenciement complet » ? Si les "astrophotographes débutants" n'ont que des appareils photo qui prennent des photos en RAW, pourquoi ne rejetteraient-ils pas complètement FITS jusqu'à ce qu'ils achètent un appareil photo spécialisé capable de prendre des fichiers .FITS ? J'ai pris de nombreuses astroimages avec un appareil photo Canon d'origine et je trouve qu'il y a des problèmes plus importants que le seul type de fichier : mauvais alignement polaire, vignettage, pixels morts, pixels chauds, mauvais suivi (c'est ma bête noire avec les oscilloscopes Celestron et Meade qui ne sont pas graissé pour des températures inférieures à 32 * F ! Même l'énorme bloc d'alimentation CA de Celestron n'est pas conçu pour gérer des températures inférieures à zéro ! C'est comme si ces fabricants de télescopes étaient surpris : « Quoi, vous sortez lorsque la température est inférieure à zéro pour voir ou imager ? On n'y a jamais pensé".

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Richard S. Wright Jr. Auteur de l'article

Bien sûr, RAW est très bien et il n'y a aucune raison d'aller nécessairement à FITS. Mon ami, ou la plupart de mon expérience ici, c'est quand ils passent à un CCD ou à un CMOS refroidi, etc. Les reflex numériques ont beaucoup d'électronique et d'intelligence et en fait "ont" un format de fichier. Les caméras scientifiques n'enregistrent en fait aucune image, mais le logiciel de votre ordinateur contrôle la caméra et enregistre les données. généralement comme FITS. Faire ce saut (dans les formats de fichiers) est parfois une pierre d'achoppement, et j'espère que ce blog aidera à expliquer un peu mieux la logique pour quiconque fait cette transition. Les astrophotographes débutants prenant des photos en RAW pourraient également envisager d'utiliser FITS en raison des riches données META astronomiquement liées qu'il peut stocker.

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Je suis d'accord avec la prémisse de l'auteur selon laquelle les débutants n'apprécient pas ou n'utilisent pas FITS. De nombreux débutants avec des reflex numériques prennent le raccourci d'utiliser le format jpg et d'ignorer le format brut de l'appareil photo. Il leur est plus facile de partager leurs jpg sur les réseaux sociaux. Et si c'est la fin de leur aspiration, alors très bien. Mais s'ils veulent de plus belles photos - calibrées, alignées, intégrées et traitées - ils doivent passer à un meilleur format pour une manipulation plus sophistiquée de leur image. Les photographes qui utilisent un logiciel d'astrophoto dédié ont généralement la possibilité de créer des fichiers FITS directement à partir de leur appareil photo. Les données supplémentaires à l'intérieur du fichier sont précieuses pour les outils de traitement d'image. Pour moi, le test décisif, ce sont les couvertures de magazines : combien de magazines d'astronomie ont des couvertures avec des photos qui n'existaient qu'au format jpg ?


Administration Nationale de l'Espace et de l'Aéronautique

La version actuelle de FTOOLS comprend les tâches et les scripts Perl suivants implémentés dans les treize sous-paquets. Une aide supplémentaire pour chaque tâche peut être trouvée via la fonction d'aide IRAF ou avec la tâche Host FHELP une fois que le package FTOOLS a été chargé.

  • add_sis_rmf - [P] Rapporte le pourcentage de comptes dans evtfile dans chaque puce
  • addascaspec - [P] Combiner les fichiers spectraux ASCA
  • ascaarf - Génère un fichier ASCA ARF pour un fichier PHA d'entrée
  • ascaeffmap - Génère un fichier image de détecteur ASCA EFF pour un fichier PHA d'entrée
  • ascaexpo - Générer une carte d'exposition pour une observation ASCA.
  • ascalin - Produire les produits de données du fichier scientifique calibré ASCA
  • ascascreen - [P] Nettoie les fichiers scientifiques ASCA bruts
  • ascaray - programme de traçage de rayons miroir ASCA
  • ascatape - Lire les fichiers FITS à partir des bandes de distribution de données ASCA fournies par la NASA/GSFC/ADF.
  • aspect - Calcule les angles d'Euler du meilleur point d'aspect
  • attitude - Calculer des informations de synthèse pour un fichier d'attitude ASCA
  • cleansis - Détecte les valeurs de pixels ASCA SIS anormales et génère le fichier d'événements nettoyé avec une extension « pixel chaud » ajoutée
  • correctrdd - Appliquer la correction RDD aux données ASCA SIS FAINT, BRIGHT ou BRIGHT2
  • dfe2mkf - Insérer les informations de sortie de FAINTDFE dans le fichier MKF existant
  • faint - Convertit les données ASCA en mode faible en un format en mode clair
  • faintdfe - Calcule l'erreur de trame sombre pour les données du mode SIS FAINT
  • fasttime - Corrige les temps de données du mode SIS FAST
  • fastwmap - Ajoute un WMAP à un fichier spectral en mode FAST.
  • ghkcurve - Extrait la courbe de lumière du fichier de maintenance ASCA GIS.
  • ghkdump - Affiche les paramètres de maintenance SIG du fichier SIG HK
  • gisrti - Calculer la valeur invariante du temps de montée dans le fichier scientifique du mode SIG PH
  • gqaplot - Outil d'analyse rapide ASCA SIG
  • ldeadtime - Effectue la correction du temps mort pour les courbes de lumière FITS.
  • mkdtime - Calcule les fractions de temps mort pour le SIG
  • modalid - Imprimer la configuration modale du vaisseau spatial
  • sisclean - Tracez l'histogramme de fréquence d'un fichier image SIS et appliquez une coupure de seuil d'intensité
  • sisgbr - [P] Rapports de branchement d'ajustement QDP dérivés des données FITS
  • sishist - Histogramme de fréquence d'une image créée à partir d'un fichier d'événement SIS
  • sispi - Remplit la colonne PI des fichiers d'événements ASCA SIS.
  • sisrmg - Générer la matrice de réponse de l'instrument SIS
  • sqaplot - Outil d'analyse rapide ASCA SIS
  • timeconv - Conversion de satellite en barycentrique (à utiliser avec prudence sur SUN)

Tâches de la base de données d'étalonnage :

  • addarf - Ajoute au moins deux fichiers de réponse auxiliaires (ARF)
  • addrmf - Additionne deux RMF ou plus
  • brcaldb - Parcourir les fonds de données Caldb
  • calcrpsf - Calcule une fonction d'étalement de point radial
  • caldbflag - change l'état du drapeau des fichiers d'étalonnage dans un CIF
  • caldbinfo - Vérifie si un CALDB local est correctement installé
  • chkcif - Vérifier les entrées dans un fichier d'index d'étalonnage
  • cmppha - Convertit un fichier TYPE II en un fichier PH OGIP de TYPE I
  • col2img - Convertit un ensemble de données de réponse de collimateur en une image
  • crcif - Crée un fichier d'index d'étalonnage vide
  • dmprmf - Affiche le fichier FITS de réponse standard OGIP
  • gcorpha - remappe les canaux PHA à partir de l'extension SPECTRUM.
  • gcorrmf - Remappe une matrice de redistribution de détecteur dans l'espace de canal
  • genrsp - Générateur de réponse spectrale générique
  • lstgood - Liste les fichiers "good" trouvés dans un fichier d'index de calibrage
  • marfrmf - Multiplie un fichier de réponse auxiliaire par une matrice de redist
  • mkcaldb - Créer une base de données d'étalonnage
  • mkcaldir - Créer la structure du répertoire Caldb
  • mkcalinit - Créer un fichier caldbinit
  • mudcif - De nombreuses mises à jour d'un fichier d'index d'étalonnage (CIF)
  • quzcif - Interroge Caldb pour l'emplacement d'un ensemble de données
  • rbnrmf - compresse physiquement un fichier RMF
  • rbnrpsf - Rebins une fonction de propagation de point radial
  • rpsf2eef - Convertit un jeu de données PSF radial (RPSF) en un jeu de données de fonction énergétique radiale encerclée (REEF).
  • rpsfqdp - Convertit le fichier de profil radial au format OGIP en ASCII QDP
  • rsp2rmf - Convertit les matrices de réponse au format SF au format OGIP FITS
  • st2rpsf - Lit le fichier STWFITS et écrit un fichier OGIP RPSF
  • stcal - Stocke un ou plusieurs fichiers d'étalonnage dans le Caldb
  • stw2pha - Convertit le fichier stw PHA au format OGIP FITS
  • udcif - Ajoute un fichier d'étalonnage à un CIF

Tâches FITS spécifiques à Einstein :

  • sssarf - crée un fichier de réponse auxiliaire (ARF) pour les données Einstein SSS PHA
  • sssbck - construit les fichiers PHA d'arrière-plan EINSTEIN SSS pour un obsn source donné
  • cdummyftool - "Hello World" Exemple/modèle d'outil en C
  • fdummyftool - "Hello World" Exemple/modèle de ftool Fortran
  • f2dhisto - Faire un histogramme 2-D à partir de 2 colonnes dans un tableau
  • fadapt - Convoluer une image FITS avec un filtre adaptatif de chapeau haut de forme
  • farith - Effectuer des calculs arithmétiques sur 2 images FITS
  • fboxcar - Convolution d'une image FITS avec un filtre rectangulaire
  • fcarith - Effectue une arithmétique sur une image FITS avec une constante
  • fgauss - Convolution d'une image FITS avec une fonction gaussienne elliptique
  • fim2lst - Convertit une image 2D en une liste de pixels (inverse de f2dhisto)
  • fimconcat - Prenez 2 images et placez-les côte à côte comme une seule image
  • fimgbin - Rebin une image FITS en utilisant une taille de bac rectangulaire
  • fimgdmp - Vider le contenu d'une image FITS dans un fichier ASCII
  • fimgmerge - Fusionne un nombre quelconque d'images sur une image donnée
  • fimgstat - Calculer les statistiques (max, min, etc.) d'un fichier image
  • fimgtrim - Réinitialiser les pixels de l'image avec des valeurs supérieures/inférieures aux valeurs seuil
  • florentz - Convolution d'une image FITS avec une fonction lorentzienne elliptique
  • fmaskfilt - Filtre une liste d'événements en fonction d'une image de masque de saisie
  • fmrgmsk - Fusionner 2 ou plusieurs masques spatiaux
  • fregcon - Convertisseur de fichier de région SAOimage d'un instrument/détecteur à un autre
  • fsaoi - Traduit un fichier de région SAOImage en un fichier d'entrée pour fselect
  • fvec2img - Créer une image à partir d'une colonne de vecteurs

Tâches Futils (utilitaires à usage général) :

  • faddcol - Copie les colonnes d'une extension de table FITS à une autre
  • fappend - Ajoute une extension FITS à un autre fichier FITS
  • fapropos - [P] Effectue des recherches par mot-clé pour FTOOLS
  • fcalc - Calcule les valeurs d'une colonne à l'aide d'une expression arithmétique
  • fcatdiff - Compare les colonnes d'un fichier d'ajustements et signale les différences de lignes
  • fchecksum - Vérifier ou mettre à jour les mots-clés de la somme de contrôle dans un fichier FITS
  • fcolpar - Renvoie le numéro de colonne pour un nom de fichier d'entrée et un nom de colonne
  • fcreate - Crée une table FITS à partir de fichiers d'entrée ASCII
  • fcurve - Créer un histogramme de courbe de lumière à partir d'une colonne d'un tableau
  • fdelcol - Supprime une colonne spécifiée dans une table FITS
  • fdelhdu - Supprimer une extension d'un fichier FITS
  • fdelrow - Supprime les lignes spécifiées dans une table FITS
  • fdump - Vide le contenu d'une table FITS dans un fichier ASCII
  • fextract - Copie une extension FITS d'un fichier dans un nouveau fichier
  • ffilecat - Copie les valeurs des mots clés d'une liste de fichiers FITS vers la table FITS
  • fhelp - [P (facultatif)] Affiche les informations d'aide de FTOOLS
  • fhisto - Faire un histogramme d'une colonne dans un tableau
  • fimgcreate - Créer une image de tableau primaire FITS à partir d'un fichier modèle ASCII
  • findex - Créer un fichier d'index pour une colonne de table FITS
  • finterp - Interpole une colonne d'une extension de table FITS dans une autre
  • fkeypar - Copie un mot-clé d'en-tête FITS dans un paramètre
  • fkeyprint - Afficher le(s) mot(s) clé(s) dans les en-têtes FITS
  • fkeytab - Copie un mot-clé d'en-tête FITS dans un élément de table FITS
  • flunch - lanceur graphique FTOOLS
  • flcol - Liste les informations de colonne dans une extension de table FITS
  • flist - Liste le contenu d'une table FITS dans un fichier ASCII
  • flookup - Filtrer un fichier FITS de la sélection en fonction d'une table de recherche
  • fmemsort - Tri en mémoire rapide d'une table FITS
  • fmerge - Fusionne les lignes de plusieurs tables FITS en une seule table FITS
  • fmodcomm - Modifier les mots-clés de commentaire dans un en-tête de fichier FITS
  • fmodhead - Modifier les mots-clés d'en-tête dans un fichier FITS
  • fparhelp - [P] Fournit de l'aide pour un paramètre spécifié pour un ftool donné
  • fparkey - Copie une valeur de paramètre dans un mot-clé d'en-tête FITS
  • fparstamp - [P] Copie le contenu d'un fichier .par dans un en-tête de fichier FITS
  • fpartab - Copie une valeur de paramètre dans un élément de table FITS
  • fplot - Trace les colonnes d'un fichier FITS à l'aide du package de tracé QDP/PLT
  • fscript - [P] Outil général d'écriture de scripts
  • fselect - Crée une nouvelle table à partir des lignes sélectionnées d'une table
  • fsort - Trie une table FITS en place
  • fstatistic - Calcule la moyenne, l'écart type, le min et le max pour une colonne
  • fstruct - Liste une description de la structure d'un fichier FITS
  • ftabcopy - Copie les colonnes spécifiées d'une table FITS dans une nouvelle table
  • ftabkey - Copie un élément de table FITS dans un mot-clé d'en-tête FITS
  • ftabpar - Copie un élément de table FITS dans une valeur de paramètre
  • fv - Un navigateur de fichiers GUI FITS interactif et un outil d'affichage
  • fverify - Vérifiez qu'un fichier FITS est conforme à la norme FITS
  • fversion - [P] Signaler le numéro de version et la date de sortie de FTOOLS
  • pconfig - [P] Configurer les fichiers de paramètres aux valeurs par défaut de l'utilisateur

Tâches spécifiques de l'observatoire des rayons gamma :

  • econvpha - Convertit les fichiers EGRET .spec en fichiers XSPEC .pha
  • econvrmf - Convertit les fichiers EGRET .resp en fichiers XSPEC .rmf.
  • fbbft2pha - Convertit le fichier BATSE BFITS en fichier PHA spectral
  • fbdrm2rmf - Convertit le fichier BATSE DRM au format RMF
  • fesdb2rdf - Lit les fichiers de données i/p QVP et EXP (facultatif) et écrit un fichier de données o/p FITS au format standard OGIP
  • fevpbtoa - Convertit les données Comptel EVP formatées en un fichier ASCII

Tâches spécifiques à l'astrophysique des hautes énergies :

  • addspec - ajoute les spectres PHA, les fichiers bkgd et l'ampli combine les réponses matics
  • ascii2pha - Crée un fichier OGIP FITS PHA à partir d'un ensemble de données ascii
  • bincurve - Bins vecteurs et sorties sous forme de courbe de lumière
  • binspec - Spectres bin dans les colonnes vectorielles
  • chkarf - Vérifier la validité des mots-clés dans un fichier ARF FITS
  • chkpha - Vérifier la validité des mots-clés dans un fichier PHA/PI FITS
  • chkrmf - Vérifier la validité des mots-clés dans un fichier RMF FITS
  • ecd2pha - Convertit le CD-ROM Einstein HEASARC PHA en fichier OGIP PHA
  • exrpsf - Extrait le jeu de données radial PSF (RPSF) d'un fichier d'événements.
  • fadmap - Produire des cartes pour les données SAS2 ou COSB
  • fixregion - Convertit le fichier de région SAO en un autre système de coordonnées
  • grppha - Manipule le fichier PHA FITS standard OGIP
  • hkexpand - Développe un fichier de données d'entretien au format compressé (HK)
  • hkscale - Met à l'échelle un fichier de données d'entretien FITS en valeurs physiques
  • hkuneexpand - Compresser un fichier de données de gestion de logement au format étendu (HK)
  • mathpha - Effectue des opérations mathématiques sur les fichiers PHA
  • mekal - Générer un fichier de table XSPEC pour le modèle d'émission plasma MEKAL
  • nh - Densité de colonne d'hydrogène de retour pour un Ra et un Dec donnés.
  • raysmith - Générer un fichier de table XSPEC pour le modèle d'émission de plasma Raymond-Smith
  • rbnpha - Compresse un ensemble de données PHA
  • sf2pha - Convertit le fichier PHA au format SF au format OGIP FITS
  • sky2xy - Transformez les coordonnées du ciel en pixels à l'aide des mots-clés WCS
  • xy2sky - Transformez les coordonnées du pixel en coordonnées du ciel à l'aide des mots-clés WCS

Tâches spécifiques à la mission ROSAT :

  • abc - Appliquer les corrections barycentriques aux données d'événement ROSAT.
  • ao - Évalue la variation géométrique du fond diffus de rayons X solaires
  • bct - Produire une table de correction barycentrique à partir des données d'orbite ROSAT
  • calcbgdcor - Calcule la correction pour le calcul de fond du spectre source
  • castpart - Le fond de particules du modèle coulé compte dans les coordonnées du ciel
  • detect - détecte les sources d'un fichier image
  • extpha - [P] Extrait les fichiers de spectre source des fichiers PSPC _src
  • fixrev0pha - Modifie les mots clés CDELT1 et CDELT2 dans un fichier ROSAT PHA
  • gevt2rdf - Convertit un ensemble de données allemand _events au format RDF _bas
  • hiback - [P] Crée un fichier _qsrc à partir du fichier _src
  • hriaspcor - Utilisez la méthode de Morse pour corriger les erreurs d'aspect
  • hriexpmap - Crée une carte d'exposition pour un ensemble de données d'observation ROSAT HRI donné
  • hrifilt - Crée un fichier makefilter ROSAT HRI
  • hrirpsf - Calcule le HRI PSF théorique
  • img2us - Convertit du format de fichier image allemand au format RFITS américain
  • lte - Évalue l'ajustement polynomial effectué par la routine RATEFIT
  • mkqsrc - Ajoute des champs supplémentaires pour le contrôle de qualité au fichier source ROSAT
  • mk_allevt - [P] Combine les tables d'événements rejetés standard et amp d'un fichier RDF
  • pcarf - Génère un ROSAT PSPC ARF pour un fichier PHA d'entrée
  • pcbgdcor - [P] effectue un calcul en arrière-plan. pour ROSAT (exécute pcparpha,pcarf,fixregion,calcbgdcor)
  • pcecor - Correction temporelle dépendante de l'énergie du canal PI dans le fichier d'événements
  • pcexpmap - Crée une carte d'exposition pour l'observation ROSAT PSPC
  • pcfilt - Crée un fichier makefilter ROSAT PSPC
  • pcparpha - Génère un spectre PHA de fond pour ROSAT PSPC
  • pcpicor - [P] Corrige le canal PI dans le fichier d'événements PSPC
  • pcrpsf - Calcule une PSF radiale théorique pour le ROSAT PSPC
  • pcsasscor - Corrige le canal PI pour l'erreur de gain spatial SASS dans le fichier d'événements
  • pctcor - Applique une correction temporelle aux données PI dans le fichier d'événements PSPC
  • rate - Crée des courbes de lumière réparties sur des intervalles de 30 s pour les sept bandes
  • ratefit - Convient aux courbes de lumière PSPC dans sept larges bandes de hauteur d'impulsion
  • rosbary - [P] Effectuer une correction barycentrique pour ROSAT. (Exécute abc & bct)
  • roscc2utc - convertit le temps du vaisseau spatial en utc avec MJD, yy:mm:dd:hr:min:sec
  • src2pha - Crée un fichier PHA à partir des extensions spécifiées dans un fichier RDF src
  • srcdetect - [P] Détection de source qui exécute xselect puis détecte
  • tilt - Évalue le fond nominal des rayons X solaires diffusés
  • burst - Supprime les rafales d'événements de la liste d'événements classés dans le temps
  • cktime - Vérifie qu'une colonne de temps est chronométrée
  • deadtime - Mettre à jour l'exposition du fichier PHA par temps mort en fonction des GTI
  • fltime - Filtre une liste d'événements dans des intervalles de temps donnés (GTI)
  • maketime - Calcule les intervalles de temps (GTI) à partir des données d'entretien ménager (HK)
  • mgtime - Fusionner 2 ou plusieurs fichiers d'intervalle de temps (GTI)
  • sec2time - Convertit le décalage temporel en temps absolu
  • time2sec - Convertit le temps absolu en un décalage temporel

Tâches spécifiques à la mission VELA5B :

  • fvelalc - Crée une courbe de lumière FITS pour une source Vela 5B isolée
  • fvelgallc - Crée plusieurs courbes de lumière pour les sources dans des champs confus
  • fvelmap - Crée un ensemble de cartes sources FITS d'une région rectangulaire
  • velabox - Répertorie les fichiers de données brutes Vela 5B nécessaires pour FVELALC
  • velamap - Répertorie les fichiers de données brutes Vela 5B nécessaires pour FVELMAP

Tâches Xronos (Time Series Analysis Package) :

  • ascii2flc - [P] crée un fichier FITS d'entrée xronos à partir d'un fichier ASCII
  • autocor - calcule la corrélation automatique pour une série temporelle
  • crosscor - calcule la corrélation croisée de deux séries temporelles
  • earth2sun - changer les heures en barycentre du système solaire
  • efold - crée des tracés de courbe de lumière, de dureté et de couleur-couleur pliés à l'époque
  • efsearch - trouve la meilleure période chi-carré en se repliant sur une plage de périodes
  • flc2ascii - [P] Dump entrée ou sortie xronos dans un fichier ASCII lisible par QDP
  • lcmath - Soustrait ou ajoute deux courbes de lumière groupées.
  • lcstats - calcule les variables statistiques d'une série temporelle
  • lcurve - crée des courbes de lumière, de la dureté et des tracés couleur-couleur
  • listdata - liste le fichier de données à l'écran
  • powspec - crée une densité de spectre de puissance
  • rbf2fits - Convertit le format "EXOSAT rate buffer" en FITS.
  • timeskew - calcule la fonction d'asymétrie temporelle pour une série temporelle
  • xronwin - [P] crée un fichier fenêtre adapté aux tâches xronos

Tâches spécifiques à la mission XTE :

  • addshots - Ajoute une courbe de lumière de bruit de tir à une courbe de lumière d'entrée.
  • addine - Ajoute une courbe sinus à une courbe de lumière d'entrée.
  • asmappend - Trie et ajoute les fichiers ASM à un MASTERFILE.
  • asmchannel - [P] sépare un fichier de couleur ASM en fichiers de courbe de lumière séparés pour chaque canal d'énergie ASM.
  • asmsrcupdate - [P] Exécute ASMAPPEND sur une collection de fichiers maîtres XTE ASM et leurs fichiers entrants respectifs.
  • bemerge - Fusionne deux fichiers spectraux d'événements groupés (.pha) : de type I ou II.
  • chantrans - [P] Traduit la plage de canaux relative en une plage de canaux absolue en lisant les fichiers .pha produits par XTE.
  • edsgcor - Convertit le fichier de décalage de gain et d'amplification PCA/EDS d'ASCII en FITS.
  • fakelc - Crée une fausse courbe de lumière ayant une intensité moyenne constante.
  • fasebin - Le classeur de phase XTE (produit des fichiers "fB").
  • fbadd - Ajoutez plusieurs fichiers fB proportionnés ensemble.
  • fbfsum - Permet de faire la moyenne des fichiers fB en phase en additionnant les lignes.
  • fbssum - Fait la moyenne des fichiers fB en énergie et effectue une analyse de phase.
  • fbsub - Soustrait une ligne de base d'un histogramme fB.
  • fcollect - La première moitié de XTEFILT collecte des données d'entretien, d'attitude et d'orbite à partir de la base de données XFF.
  • fxbary - Applique le fichier FITS de la courbe de lumière de correction barycentrique (.lc).
  • grosstimefilt - [P] Filtrez toutes les heures qui se situent en dehors d'une plage spécifiée et modifiez les mots-clés appropriés dans un fichier XTE SA ou SE.
  • hxtarf - Crée un fichier .arf pour une observation HEXTE donnée.
  • hxtback - [P] lit un fichier FITS scientifique ou d'entretien ménager HEXTE et crée de nouveaux fichiers FITS en fonction de la position du cluster.
  • hxtdeadlc - Calcule et tabule les corrections de temps mort pour le fichier .lc
  • hxtdeadpha - Calcule et tabule les corrections de temps mort pour le fichier .pha
  • make_se - [P] Crée des fichiers de données XTE/SE (Event) à partir d'une liste de fichiers d'entrée pouvant contenir des fichiers de données Good_Xenon et/ou Transparent Mode.
  • mkgtif - Crée un fichier d'extension GTI pour les données HEXTE.
  • pca_bs - [P] Effectue une soustraction de fond de courbe de lumière PCA approximative.
  • pcabackest - Crée et estime le spectre de fond PCA à partir du modèle.
  • pcaclrsp - Crée une courbe de lumière corrigée par collimateur à partir du fichier PCA .lc.
  • pcagainset - Insérez les valeurs de gain et de décalage PCA/EDS dans un fichier PCA .pha.
  • pcarmf - Crée un fichier .rmf pour une chaîne d'anodes spécifiée dans un PCU.
  • pcarsp - [P] Exécute les outils nécessaires pour construire des matrices de réponse pour les données spectrales XTE PCA.
  • perdgrm - Calcule un periodgramme pour les courbes de lumière échantillonnées de manière inégale.
  • rddescr - Analyse un descripteur de canal d'un fichier XTE .pha en ASCII.
  • recofmi - Reconstruit un fichier FMI (index principal) pour une base de données XTE.
  • runpcabackest - [P] Exécute PCABACKEST sur une série de fichiers de données StdMode2.
  • saexpd - Lit les vecteurs de tableaux scientifiques et génère des fichiers FITS génériques.
  • saextrct - Crée une courbe de lumière et/ou un spectre à partir de vecteurs de matrices scientifiques.
  • sebitmask - Crée un masque de bits pour filtrer les données SE avec FSELECT.
  • seexpd - Lit les données d'événements scientifiques et génère des fichiers FITS génériques.
  • seextrct - Crée une courbe de lumière et/ou un spectre à partir de données d'événements scientifiques.
  • sachip - [P] Exécute SAEXTRCT et FPLOT une fois à partir de la ligne de commande.
  • saplot - [P] Demande cycliquement à l'utilisateur des fichiers SA supplémentaires, puis exécute SAEXTRCT et FPLOT, pour SOF.
  • sefilter - [P] Aide l'utilisateur à générer une expression qui est introduite dans SEBITMASK et examine le résultat pour déterminer si le fichier peut être directement entré dans SEEXTRCT pour le filtrage, ou s'il doit d'abord être entré dans FSELECT.
  • seplot - [P] Demande cycliquement à l'utilisateur des fichiers SE supplémentaires, puis exécute SEEXTRCT et FPLOT, pour SOF.
  • seselect - [P] Exécute SEBITMASK et FSELECT pour générer un fichier FITS.
  • timetrans - [P] Traduit la plage de temps relative en une plage de temps absolue en lisant les fichiers .lc produits par XTE.
  • trans2fits - Crée un fichier FITS d'événement scientifique à partir de données en mode transparent.
  • xenon2fits - Crée un fichier FITS d'événement scientifique à partir de données Good Xenon.
  • xpcaarf - Crée un fichier .arf pour un fichier d'entrée XTE PCA .pha et .rmf.
  • xtecol - Appliquez la correction du collimateur HELTE à une courbe de lumière.
  • xtederive - La seconde moitié de XTEFILT utilise le fichier de sortie de fcollect pour dériver des quantités utiles supplémentaires pour le fichier XTEFilter.
  • xtefilt - [P] Crée un fichier de filtre .xfl pour une observation donnée.
  • xtetape - Lisez les bandes de distribution de données XTE fournies par la NASA/GSFC/ADF.
  • xteversion - [P] Affiche la version et la date du sous-paquet XTE.

Tâches de manipulation de fichiers de paramètres :

  • pconfig - [P] Configurer les fichiers de paramètres aux valeurs par défaut de l'utilisateur
  • pget - Récupère la valeur d'un ou plusieurs paramètres dans un fichier de paramètres
  • plist - Liste les paramètres d'un ou plusieurs fichiers de paramètres de style IRAF
  • pquery - Récupère la valeur d'un paramètre dans un fichier de paramètres de style IRAF
  • pset - Définir un ou plusieurs paramètres dans un fichier de paramètres de style IRAF
  • punlearn - Obtenir une copie du fichier de paramètres système

Interfaces utilisateur graphiques FTOOLS :

  • fv - Visionneuse de fichiers FITS interactive
  • Flaunch - lanceur FTOOLS
  • xselect2 - Successeur graphique, le xselect ne prend actuellement en charge que l'analyse XTE, mais d'autres missions sont en cours d'ajout.
  • xdf - Recherche de données XTE

[P] == Script Perl. Vous devez avoir installé Perl pour utiliser cet outil

Si FTOOLS a été utile dans votre recherche, veuillez vous référer à ce site (http://heasarc.gsfc.nasa.gov/ftools) et utiliser la référence ASCL pour HEASoft [ascl:1408.004] ou la référence ASCL pour l'article FTOOLs original [ ascl:9912.002] :

Blackburn, J.K. 1995, dans ASP Conf. Ser., Vol. 77, Logiciel et systèmes d'analyse de données astronomiques IV, éd. R.A. Shaw, H.E. Payne et J.J.E. Hayes (San Francisco : ASP), 367.


Comment découper une image .fits et conserver les coordonnées mondiales pour le traçage en astropy Python ?

Ce problème me taraude depuis un certain temps. J'essaie de gérer une grande quantité de données sous la forme d'un fichier .fits (de l'ordre de 11000x9000 pixels). Ce que je dois faire, c'est créer un tracé de coordonnées RA/Dec "agrandi" (idéalement en utilisant astropy.wcs) pour de nombreux objets dans le ciel avec les contours d'un fichier d'ajustements et des niveaux de gris (ou une carte thermique d'un autre).

Mon problème est que chaque fois que je découpe les données de l'image (dans ma région d'intérêt), je perds l'association avec les coordonnées du ciel. Cela signifie que l'image découpée n'est pas au bon endroit.

J'ai adapté un exemple de la documentation sur l'astropie pour vous éviter la douleur de mes données. (Remarque: je veux que les contours couvrent plus de surface que l'image, quelle que soit la solution pour cela devrait fonctionner sur les deux données)

Voici le code qui me pose problème :

J'ai essayé d'utiliser les coordonnées WCS de mon morceau tranché pour résoudre ce problème, mais je ne suis pas sûr de pouvoir le transmettre n'importe où!


Définitions d'en-tête de fichier FITS

Le format de fichier natif des images MaxIm DL est FITS (Flexible Image Transport System), un standard largement utilisé dans la communauté astronomique. C'est un excellent choix pour tous les types d'images astronomiques car le format prend en charge les données 16 bits et à virgule flottante, et il comprend un en-tête flexible et hautement extensible. Divers mots clés standard et non standard largement utilisés peuvent transférer des informations sur l'image entre les applications. De plus, le code source « C » du domaine public pour la lecture et l'écriture de fichiers FITS est disponible sur le Web.

Un inconvénient de la norme FITS est que le format de nombre 16 bits est signé, produisant une plage de -32768 à +32767. La plage de données de nombreuses caméras est comprise entre 0 et 65535. Pour surmonter ce problème, MaxIm DL soustrait 32768 de chaque pixel avant l'enregistrement. La norme FITS exige que les mots-clés BZERO et BSCALE soient utilisés lorsque la valeur dans le tableau n'est pas la valeur physique MaxIm DL définit BZERO à 32768 et BSCALE à 1. D'autres applications qui interprètent correctement ces mots-clés devraient automatiquement ajouter 32768 aux pixels de l'image, résultant en un affichage correct de l'image. Ce comportement par défaut peut être remplacé à l'aide de la commande Paramètres du menu Fichier.

La méthode de compression FITS utilisée par MaxIm DL est propriétaire et n'est pas compatible avec d'autres progiciels. Si vous devez transférer des images vers un autre package, vous devez enregistrer les images non compressées. Si vous devez convertir un grand nombre d'images, utilisez la commande Batch Save and Convert du menu Fichier.

MaxIm DL est conforme à la proposition SBIG pour les extensions de mots clés FITS. Cela signifie que divers mots-clés facultatifs et non standard sont écrits d'une manière compatible avec un certain nombre d'autres logiciels d'imagerie astronomique. Voir http://archive.sbig.com/pdffiles/SBFITSEXT_1r0.pdf pour plus d'informations.

Les mots clés FITS obligatoires sont les suivants :

SIMPLE – toujours « T », indiquant un en-tête FITS.

BITPIX – indique le format du tableau. Les options incluent 8 bits non signés (8), 16 bits signés (16), 32 bits signés (32), flottant IEEE 32 bits (-32) et flottant IEEE 64 bits (-64). Le format standard est 16 -64 peut être lu par MaxIm DL mais n'est pas écrit.

NAXIS – nombre d'axes dans le tableau de données. MaxIm DL utilise 2 pour les images monochromes et 3 pour les images couleur.

NAXIS1 – correspond à l'axe X.

NAXIS2 – correspond à l'axe Y.

NAXIS3 - présent uniquement pour les images couleur, la valeur est toujours 3 (les plans de couleur rouge, vert, bleu sont présents dans cet ordre).

Mots-clés optionnels définis par la norme FITS et utilisés dans MaxIm DL :

BSCALE - cette valeur doit être multipliée par les valeurs du tableau de données lors de la lecture du fichier FITS. MaxIm DL écrit toujours une valeur de 1 pour ce mot clé.

BZERO - cette valeur doit être ajoutée aux valeurs du tableau de données lors de la lecture du fichier FITS. Pour les fichiers entiers 16 bits, MaxIm DL écrit 32768 (à moins qu'il ne soit remplacé par la boîte de dialogue Paramètres).

DATE-OBS – date d'observation au format de la norme ISO 8601 (FITS conforme à l'an 2000) : CCYY-MM-DDThh:mm:ss.sss. Le temps universel au début de l'exposition est utilisé. Remarque : le format alternatif utilisant DATE-OBS et TIME-OBS n'est pas écrit, mais MaxIm DL l'interprétera correctement lors de la lecture. Le temps est écrit à une résolution de 10 ms. Le comportement par défaut est de signaler le début de l'heure d'observation, mais les pilotes de caméra individuels peuvent modifier cela.  À partir de la version 6.24, le pilote d'imagerie DL définit le temps jusqu'au point médian de l'exposition.  

HISTORY – indique l'historique de traitement de l'image. Ce mot-clé peut être répété autant de fois que nécessaire.

INSTRUME – informations sur la caméra. Soit l'utilisateur est entré ou obtenu à partir du pilote de l'appareil photo.

OBJET – nom ou numéro de catalogue de l'objet en cours d'imagerie, s'il est disponible dans la fenêtre de contrôle de l'observatoire ou spécifié par l'utilisateur dans les paramètres.

OBSERVATEUR – informations saisies par l'utilisateur le nom de l'observateur.

TELESCOP – informations saisies par l'utilisateur sur le télescope utilisé.

Mots-clés d'extension pouvant être ajoutés ou lus par MaxIm DL, en fonction de la configuration actuelle de l'équipement et du logiciel :

AIRMASS – longueur relative du chemin optique à travers l'atmosphère.

AOCAMBT – ASCOM Observatory Conditions – Température ambiante en degrés C

AOCDEW – ASCOM Observatory Conditions – Point de rosée en degrés C

Conditions de l'observatoire AOCRAIN – ASCOM – Taux de pluie en mm/heure

AOCHUM – Conditions de l'observatoire ASCOM – Humidité en pourcentage

AOCWIND – ASCOM Observatory Conditions – Vitesse du vent en m/s

AOCWINDD – ASCOM Observatory Conditions – Direction du vent en degrés (0..360)

AOCWINDG – ASCOM Observatory Conditions – Rafale de vent en m/s

AOCBAROM – ASCOM Observatory Conditions – Pression barométrique en hPa

AOCCLOUD – ASCOM Observatory Conditions – Couverture nuageuse en pourcentage

AOCSKYBR – ASCOM Observatory Conditions – Sky brightness in Lux

AOCSKYQU – ASCOM Observatory Conditions – Sky quality (magnitudes per square arcsecond)

AOCSKYT – ASCOM Observatory Conditions – Sky temperature in degrees C

AOCFWHM – ASCOM Observatory Conditions – Seeing FWHM in arc seconds

APTDIA – diameter of the telescope in millimeters.

APTAREA – aperture area of the telescope in square millimeters. This value includes the effect of the central obstruction.

BAYERPAT – if present the image has a valid Bayer color pattern.

BOLTAMBT – Boltwood Cloud Sensor ambient temperature in degrees C.

BOLTCLOU – Boltwood Cloud Sensor cloud condition.

BOLTDAY – Boltwood Cloud Sensor daylight level.

BOLTDEW – Boltwood Cloud Sensor dewpoint in degrees C.

BOLTHUM – Boltwood Cloud Sensor humidity in percent.

BOLTRAIN – Boltwood Cloud Sensor rain condition.

BOLTSKYT – Boltwood Cloud Sensor sky minus ambient temperature in degrees C.

BOLTWIND – Boltwood Cloud Sensor wind speed in km/h.

CALSTAT – indicates calibration state of the image B indicates bias corrected, D indicates dark corrected, F indicates flat corrected.

CENTAZ – nominal Azimuth of center of image in degrees.

CENTALT – nominal Altitude of center of image in degress.

CBLACK – indicates the black point used when displaying the image (screen stretch).

CSTRETCH – initial display screen stretch mode.

CCD-TEMP – actual measured sensor temperature at the start of exposure in degrees C. Absent if temperature is not available.

COLORTYP – type of color sensor Bayer array or zero for monochrome.

CWHITE – indicates the white point used when displaying the image (screen stretch).

DATAMAX – pixel values above this level are considered saturated.

DAVRAD – Davis Instruments Weather Station solar radiation in W/m^2

DAVRAIN – Davis Instruments Weather Station accumulated rainfall in mm/day

DAVAMBT – Davis Instruments Weather Station ambient temperature in deg C

DAVDEW – Davis Instruments Weather Station dewpoint in deg C

DAVHUM – Davis Instruments Weather Station humidity in percent

DAVWIND – Davis Instruments Weather Station wind speed in km/h

DAVWINDD – Davis Instruments Weather Station wind direction in deg

DAVBAROM – Davis Instruments Weather Station barometric pressure in hPa

EXPTIME – duration of exposure in seconds.

DARKTIME – dark current integration time, if recorded. May be longer than exposure time.

EGAIN – electronic gain in photoelectrons per ADU.

FILTER – name of selected filter, if filter wheel is connected.

FLIPSTAT – status of pier flip for German Equatorial mounts.

FOCALLEN – focal length of the telescope in millimeters.

FOCUSPOS – Focuser position in steps, if focuser is connected.

FOCUSSSZ – Focuser step size in microns, if available.

FOCUSTEM – Focuser temperature readout in degrees C, if available.

IMAGETYP – type of image: Light Frame, Bias Frame, Dark Frame, Flat Frame, or Tricolor Image.

INPUTFMT – format of file from which image was read.

ISOSPEED – ISO camera setting, if camera uses ISO speeds.

JD or JD_GEO – records the geocentric Julian Day of the start of exposure.

JD-HELIO or JD_HELIO – records the Heliocentric Julian Date at the exposure midpoint.

MIDPOINT – UT of midpoint of exposure.

NOTES – user-entered information free-form notes.

OBJECT – name or designation of object being imaged.

OBJCTAZ – nominal azimuth of center of image

OBJCTDEC – Declination of object being imaged, string format DD MM SS, if available. Note: this is an approximate field center value only.

OBJCTHA – nominal hour angle of center of image

OBJCTRA – Right Ascension of object being imaged, string format HH MM SS, if available. Note: this is an approximate field center value only.

PEDESTAL – add this value to each pixel value to get a zero-based ADU. Calibration in MaxIm DL sets this to 100.

PIERSIDE – indicates side-of-pier status when connected to a German Equatorial mount.

READOUTM – records the selected Readout Mode (if any) for the camera.

ROTATANG – Rotator angle in degrees, if focal plane rotator is connected.

ROWORDER – Images taken by MaxIm DL are always TOP-DOWN.  

SBSTDVER – string indicating the version of the SBIG FITS extensions supported.

SET-TEMP – CCD temperature setpoint in degrees C. Absent if setpoint was not entered.

SITELAT – latitude of the imaging site in degrees, if available. Uses the same format as OBJECTDEC.

SITELONG – longitude of the imaging site in degrees, if available. Uses the same format as OBJECTDEC.

SNAPSHOT – number of images combined.

SWCREATE – string indicating the software used to create the file will be ”MaxIm DL Version x.xx”, where x.xx is the current version number.

SWMODIFY – string indicating the software that modified the file. May be multiple copies.

TILEXY – indicates tile position within a mosaic.

TRAKTIME – exposure time of the autoguider used during imaging.

XBAYROFF – X offset of Bayer array on imaging sensor.

YBAYROFF – Y offset of Bayer array on imaging sensor.

XBINNING – binning factor used on X axis

XORGSUBF – subframe origin on X axis

XPIXSZ – physical X dimension of the sensor's pixels in microns (present only if the information is provided by the camera driver). Includes binning.

YBINNING – binning factor used on Y axis

YORGSUBF – subframe origin on Y axis

YPIXSZ – physical Y dimension of the sensor's pixels in microns (present only if the information is provided by the camera driver). Includes binning.

In addition, when PinPoint Astrometry is used, World Coordinate System (WCS) information will be added to the FITS header.

Some of the above parameters can be viewed in the File Open dialog. All are visible in the FITS Header Window.


Thread: How to cut out a region from an SDSS FITS image file?

FITS files of Fields contain the science data in SDSS images, one per band (or filter).

Using PyFITS, you can select the image data for any region within a 1489 x 2048 pixel FITS image. Five times (one for each band/filter).

But how to select the (five) regions so they are each centered on the same (RA, Dec) point (within half a pixel)? .

I'm guessing you can work out the position, in pixel coordinates, of a particular (RA, Dec) point using the Header fields "RA" ("1st row - Right ascension of telescope boresigh"), "Dec" ("1st row - Declination of telescope boresight (d"), "SPA" ("1st row - Camera col position angle wrt north ("), etc . but how? . .

I just posted this in the Galaxy Zoo forum. I'll be interested to see how the responses differ .

The coordinate information in FITS files is encoded in sets of keywords describing the world coordinate system (WCS), which may take se several forms. For direct images, these typically specify a reference point in RA and dec, the pixel location of this reference point, the pixel scale (which may in general differ for each axis), and the orientation of the pixel grid on the sky. In SDSS files, they look like this:


CTYPE1 = 'RA---TAN'
CTYPE2 = 'DEC--TAN'
CUNIT1 = 'deg '
CUNIT2 = 'deg '
CRPIX1 = 1.02450000000000E+03 / Column Pixel Coordinate of Ref. Pixels
CRPIX2 = 7.44500000000000E+02 / Row Pixel Coordinate of Ref. Pixels
CRVAL1 = 2.47486643250000E+02 / RA at Reference Pixel
CRVAL2 = 2.43901742700000E+01 / DEC at Reference Pixel
CD1_1 = 6.89565533678154E-05 / RA degrees per column pixel
CD1_2 = 8.57010978890200E-05 / RA degrees per row pixel
CD2_1 = 8.56370751953130E-05 / DEC degrees per column pixel
CD2_2 = -6.9012795698925E-05 / DEC degrees per row pixel

As is common, the coordinates assume the so-called tangent-plane projection from the celestial sphere to the flat detector (which is fine for small fields of view unless the optics have very strong radial distortion). CDn_m specifies the change in celestial coordinate n due to a pixel change in image coordinate m CD1_2 and CD2_1 are 0 when the pixel grid is aligned with the coordinate axes.

The traditional aproach in astrometry is to define standard coordinates xi, eta:
Xi = cd1_1*(x-crpix1) + cd1_2*(y-crpix2)
Eta = cd2_1*(x-crpix1) + cd2_2*(y-crpix2)

and if there is no further distortion (or it has been corrected by resampling the image) transform those coordinates into angular ones:
cot δ sin (RA - CRVAL1) = (ξ) / (sin CRVAL2 + η cos CRVAL2) and cot δ cos (RA - CRVAL1) = (cot CRVAL2 - η sin CRVAL2) / (sin CRVAL2 + η cos CRVAL2)
(I see the Greek letters in those if they're lost, these are in the "Narrow-field astrometry" section here). I think I got the translation from RA, dec symbols to CRVALx properly. For very small coordinate differences, one can often simply pretend everything is a linear transformation from a notional rectangular RA/dec grid to pixel space.

The defining document for representing celestial coordinates in FITS is by Greisen and Calabretta most of it deals with assorted all-sky projections rather than narrow-field dorect imaging, where the transformation is rather simpler.

ETA: You may have seen that the various SDSS filter images on a given field have registration differences of several pixels, which is why this exercise needs doing to get matched subimages. For such small offsets, you can use the simplest Cartesian approximation to much better than a pixel accuracy. The important information is, in this case with the same pixel scale and orientation for each image, carried in the CRVAL and CRPIX sets of keywords.


An introduction to coordinate systems used in Astronomy

In geometry, a système de coordonnées is a system which uses one or more numbers, or coordinates, to uniquely determine the position of the points or other geometric elements on a manifold such as Euclidean space.

The following text briefly explains the coordinate systems being used in astronomy, some of which are listed below:

RA / DEC

RA (right ascension) and DEC (declination) are the longitudes and latitudes of the sky. RA corresponds to east / west direction, similar to longitude, while DEC measures north / south directions, like latitude.

WCS

World Coordinate System ( WCS ) is a set of transformations that map pixel locations in an image to their real-world units, such as their position on the sky sphere. These transformations can work both forward (from pixel to sky) and backward (from sky to pixel).

FITS WCS

The FITS “World Coordinate System” ( WCS ) standard defines some conventions and keywords to associate coordinates with each pixel of an image.

FITS

Flexible Image Transport System ( FITS ) is a digital file format useful for storage, transmission and processing of scientific and other images. It is the defacto standard used by many sky tessellation softwares — in this case, HEALPix.

HEALPix header files can contain the following three letters, each depicting the coordinate system being used:

  • C:Celestial = ICRS = RA / DEC (equatorial) = FK5 J2000 (default)
  • g:Galactic
  • E:Ecliptic

International Celestial Reference System ( ICRS )

ICRS is the current standard celestial reference system adopted by the International Astronomical Union ( IAU ). Son origin is at the barycenter of the Solar System, with axes that are intended to be “fixed” with respect to space - this is referred to as International Celestial Reference Frame ( ICRF ). ICRS coordinates are approximately the same as equatorial coordinates.

Fifth Fundamental Catalogue ( FK5 )

FK5 is part of the “Catalogue of Fundamental Stars” which provides a series of six astrometric catalogues of high precision positional data for a small selection of stars to define a celestial reference frame. J2000 refers to the instant of 12 PM (midday) on 1st January, 2000. FK5 was published in 1991 and added 3,117 new stars.

Galactic coordinate system

The galactic coordinate system is a celestial coordinate system in spherical coordinates, with its origin at the Sun, the primary direction aligned with the approximate center of the Milky Way galaxy, and the fundamental plane parallel to an approximation of the galactic plane but offset to its north. GCS has its own Galactic longitude and Galactic latitude.

Ecliptic coordinate system

A celestial coordinate system commonly used for representing the positions and orbits of Solar System objects. The system’s origin can either be the center of the Sun or the center of the Earth, its primary direction is towards the vernal (northbound) equinox, and it follows a right-handed convention.


New Coordinate Transformation Tasks

Three new coordinate transformation tasks imcctran , skyctran , and wcsctran have been installed in the new IRAF V2.11 imcoords package. These tasks use the image header coordinate system to perform one or more of the following functions: 1) precess the image coordinate system ( imcctran ), 2) convert the image coordinate system from one celestial coordinate system to another ( imcctran ), 3) transform from pixel to world coordinates and vice versa ( skyctran and wcsctran ), or 4) locate objects detected in one image in another ( skyctran ). Skyctran can also be used to: 1) precess equatorial coordinates, or 2) convert coordinates from one celestial coordinate system to another. IRAF V2.11 supports equatorial, ecliptic, galactic, and supergalactic image celestial coordinate systems earlier versions support equatorial image coordinate systems only.

The following examples demonstrate the basic functionality of the new tasks. To reproduce these examples on a local system copy the image dev$wpix to a local directory and edit in the missing EQUINOX keyword as shown below.

Precess or Transform the Image Header Coordinate System

Imcctran converts the image coordinate system from one celestial coordinate system to another. The conversion shifts and rotates the image coordinate system but leaves the pixel coordinates of the reference point and the coordinate projection unchanged. Precession is treated as a special coordinate conversion.

The following example converts the coordinate system of wpix from equatorial B1950.0 to equatorial J2000.0 and then from equatorial J2000.0 to galactic. The initial image copy avoids overwriting the header of wpix which is used in later examples.

Transform from Pixel to World Coordinates andVice Versa

The tasks wcsctran and skyctran convert from pixel to world coordinates and vice versa using the image coordinate system. Wcsctran works on images of any dimension with any valid coordinate system. The task skyctran works only on two-dimensional images with valid celestial coordinate systems.

The first two examples show how to use wcsctran to convert from pixel coordinates to world (in this case equatorial) coordinates and back again. The format and units specifications ensure that the world coordinates are written and read in hours and degrees.

cl> wcsctran pix.coo eq.coo wpix logical world
>>> formats="%12.3H %12.2h"
cl> wcsctran eq.coo npix.coo wpix world
>>> logical units="h n" formats="%8.3f %8.3f"
cl> type eq.coo
cl> type npix.coo

cl> wcsctran STDIN STDOUT wpix logical
>>> world formats="%12.3H %12.2h"
. type in x and y pixel coordinates and hit return
. type <EOF> to quit
cl> wcsctran STDIN STDOUT wpix world
>>> logical units="h n" formats="%8.3f %8.3f"
. type in world coordinates in hours and degrees and hit return
. type <EOF> to quit

The next two examples show how to use skyctran to convert from pixel to galactic coordinates without modifying the image coordinate system which in this case is an equatorial coordinate system.

    cl> skyctran pix.coo gal.coo wpix galactic
    cl> type gal.coo

The final example shows how skyctran can be used to locate objects for which only galactic coordinates are available in an image with an equatorial coordinate system. The tvmark task is used to mark the detected objects on the image display.

Locate Objects Detected in One Image in Another

Skyctran can locate objects detected in one image in another image which has a different celestial coordinate system, e.g., equatorial and galactic as shown in the following example. Starfind is an imcoords task which automatically locates stellar objects in images.

    cl> imdelete wpix.tmp # if wpix.tmp already exists
    cl> imcopy wpix wpix.tmp
    cl> imcctran wpix.tmp galactic
    cl> display wpix.tmp 1 fi+
    cl> starfind wpix pix.wpix 1.25 100
    cl> skyctran pix.wpix pix.wpix.tmp wpix
    >>> wpix.tmp transform+
    cl> tvmark 1 pix.wpix.tmp col=204

Precess or Convert Celestial Coordinates

The skyctran task is a general celestial coordinate conversion tool as well as an image coordinate conversion tool as shown in the following two examples.


Transform pixel coordinates (in FITS file) to equatorial - Astronomy

I decided to create a library from the codes that I use for myself. I hope it will be useful for you too.

And here are our dependencies for this library:

astrolib | |----> astronomy.py | |----> catalog.py | |----> io.py | |----> visuals.py | |----> photometry.py For detailed information and help give help(module_name) command in the command line.

Here I created help documentation for the commands I use the frequently. You can work the same way for others. You can find detailed help in the code.

If you just want to get physical coordinates of sources

If you want to plot detected objects on the FITS file

threshnpixtnpixxminxmaxyminymaxXouix2y2xyerrx2erry2errxyunebthetacxxcyycxycfluxfluxcpeakpeakxcpeakycpeakxpeakypeakflag
float64int64int64int64int64int64int64float64float64float64float64float64float64float64float64float64float64float64float64float64float64float64float64float64float64int64int64int64int64int64
19.1716499329514482770798696721784.445069846708.5999344747.130377780347.14998870343-0.2123581408727.09243459217e-066.17207043114e-06-1.98509663699e-072.711598634722.63203310966-0.8084688782690.1403691917660.1399841904640.00833806581795723850.0724231.812517705.060546918033.35351567857097847090
19.1716499329406375491512318340501.969623282328.8562518266.851296200456.80527345789-0.2320989369691.135928646e-051.08330602851e-051.04181566067e-062.657352447512.56808257103-0.7359873056410.1461266130210.147114843130.00996751524508443818.09375444089.7513129.044921914977.50585945023295023280
19.1716499329288275254274438457265.640606005447.070895386.239602344276.07421432435-0.2796716715783.41360150936e-053.11016713517e-05-2.11652827665e-062.539399385452.4218313694-0.6416526436810.1605980545280.1649708002810.0147886537015185113.59375185279.531256102.232910167160.669921882664472664471
19.1716499329277256424442371389433.446658084379.954207576.353162226586.31800704473-0.2998433333794.85704037652e-054.50648124042e-05-1.72250253383e-062.576032400132.45666980743-0.7561203837390.1577552855010.1586330682040.0149736674502146899.203125147146.468754537.379882815280.504882814343804343800
19.1716499329198181424440899914432.153302841906.3693695745.903030420035.47633612435-0.1847532566650.0001646224050430.000146496989951-3.67874889536e-062.443748712542.32539439201-0.3568477332590.1695835739370.1827968508010.011442365124857640.042968857828.26953121876.255249022155.505371094329064329060
19.1716499329194176979994725740986.64280869732.1731027425.82860409715.77761345379-0.1236827776740.0001498288619250.000146736762267-1.92272602728e-062.435034275052.38260889053-0.6837545037270.1716456413270.1731605082750.0073489197529957640.687557787.36328121833.149780272154.96215829877329877320
19.1716499329191179421436494509428.481743905502.052570895.730493288785.83927472126-0.082716463680.0001858823948180.0001969069065816.81651164286e-062.425671100622.38450980186-1.076232552530.1745407283310.1712891757490.0049449265934549968.70312550177.3906251583.442504881840.379272464295024295020
19.1716499329186172748763528543755.619674466535.119803485.849523159595.86444076657-0.3025529664080.0001905489472940.000193111256106-1.3837525619e-052.481859445572.35676407814-0.7977221012120.1714114993810.1709754765030.017686616629448653.160156248840.031251514.218017581737.780151377565357565350
19.1716499329217195968983837859975.565085076850.9583006495.450414391988.61544221634-0.3695535180930.0002447681357190.000640536321842-2.73328688175e-052.942451238632.32547569275-1.456090331080.1840074509380.1164092123510.01578574813941191.07812541409.03906251270.405517581463.905395519768519768510
19.1716499329146133304317891904311.27460779897.8792616114.954607708995.00588141734-0.1893835352640.0002520843412260.000276073972364-1.24180158269e-052.274061441422.18840885162-0.8526742458340.2021246105430.2000543177130.015293640084632531.558593832735.93554691089.452880861271.765380863118983118980

Query and match detected objects with the GAIA DR1

La sourceRA_ICRSDE_ICRSe_RA_ICRSe_DE_ICRS__Gmag_pmRApmDEe_pmRAe_pmDEEpochPlx
degdegmasmasmagmas / yrmas / yrmas / yrmas / yryrmas
int64float64float64float32float32float32float64float64float32float32float32float32
6849534850623923456306.7733664604-23.51496447590.2620.22117.121--------2015.0--
6849534850623925120306.7712467689-23.51257927340.8700.74919.499--------2015.0--
6849534988062874624306.7217934709-23.51876625260.6900.58919.120--------2015.0--
6849534988062875264306.7263979238-23.51816992390.3250.26417.535--------2015.0--
6849535056782354560306.7183059223-23.51266948630.1960.13317.308--------2015.0--

If you just want to query the target object, reduce the radius like

La sourceRA_ICRSDE_ICRSe_RA_ICRSe_DE_ICRS__Gmag_pmRApmDEe_pmRAe_pmDEEpochPlx
degdegmasmasmagmas / yrmas / yrmas / yrmas / yryrmas
int64float64float64float32float32float32float64float64float32float32float32float32
6849629099386034304306.7717090460-23.47027877420.2160.1269.6038.0594.8160.9100.6192015.03.17

idXouiradéce_rae_decg_mean_magpmrapmdece_pmrae_pmdecépoqueplxfluxunebthetara_calcdec_calcra_diffdec_diff
float64float64float64float64float64float64float64float64float64float64float64float64float64float64float64float64float64float64float64float64float64float64
6.84962909939e+18784.445069846708.599934474306.771709046-23.47027877420.2160000056030.1260000020279.602999687198.0594.8160.9100000262260.6190000176432015.03.17000007629724231.81252.711598634722.63203310966-0.808468878269306.771497336-23.4704661458762.154325162674.53790621
6.84964298072e+18501.969623282328.856251826306.825119424-23.39661054310.1550000011920.096000000834510.1719999313nannannannan2015.0nan444089.752.657352447512.56808257103-0.735987305641306.824877954-23.396690687869.293691494288.518125998
6.84963092045e+18265.640606005447.07089538306.874457724-23.41640263490.349999994040.17100000381511.090999603319.918-7.0571.930999994281.282999992372015.03.65000009537185279.531252.539399385452.4218313694-0.641652643681306.874213526-23.4164391737879.11293615131.539743526
6.84963122969e+18433.446658084379.95420757306.839605839-23.40549171280.1959999948740.14000000059611.3380002975-1.037-1.8961.432999968530.9520000219352015.00.579999983311147146.468752.576032400132.45666980743-0.756120383739306.839362608-23.405562815875.629978918255.967955209
6.84962782808e+18432.153302841906.369369574306.845545923-23.50381569540.2319999933240.16300000250312.3310003281-6.099-11.5841.672000050541.09099996092015.01.1499999761657828.26953122.443748712542.32539439201-0.356847733259306.845308447-23.5039523172854.913985108491.838601999
6.84954694525e+18986.64280869732.173102742306.730808533-23.47662637960.1529999971390.11999999731812.3090000153nannannannan2015.0nan57787.36328122.435034275052.38260889053-0.683754503727306.73060855-23.4768569137719.935376696829.922643453
6.8496409535e+18755.619674466535.11980348306.775712653-23.43759406540.0970000028610.075000002980212.5030002594nannannannan2015.0nan48840.031252.481859445572.35676407814-0.797722101212306.775505562-23.4377531371745.527969957572.658003705
6.84953515986e+18975.565085076850.958300649306.734327716-23.49875473090.1049999967220.08200000226512.7259998322nannannannan2015.0nan41409.03906252.942451238632.32547569275-1.45609033108306.734126873-23.4989537639723.032314954716.51890772
6.84962820603e+18311.27460779897.879261611306.870049861-23.50105919440.1099999994040.072999998927112.875nannannannan2015.0nan32735.93554692.274061441422.18840885162-0.852674245834306.869815661-23.5011624192843.118385296371.609451281

Astrometry with IRAF's ccmap

First of all we need a FITS file that has been resolved with astrometry.net (For example: 108hecuba-001_R_affineremap.fits). Then our code will map the resources found here to the GAIA catalog and again perform astrometry with these coordinates via ccmap.

Ra/Dec or Long/Lat fit rmsRa/Dec or Long/Lat wcs rmsReference point (RA, DEC)Reference point (X, Y)X and Y scaleX and Y axis rotation
str16str16str16str16str28str18
0.0380.03820:27:17.965519.0310.673177.025
0.04850.0485-23:27:09.36627.6770.673176.983
(arcsec arcsec)(arcsec arcsec)(hours degrees)(pixels pixels)(arcsec/pixel arcsec/pixel)(degrees degrees)

You can see the results coordinates with

Ra/Dec or Long/Lat fit rmsRa/Dec or Long/Lat wcs rmsReference point (RA, DEC)Reference point (X, Y)X and Y scaleX and Y axis rotation
str16str16str16str16str28str18
0.0380.03820:27:17.965519.0310.673177.025
0.04850.0485-23:27:09.36627.6770.673176.983
(arcsec arcsec)(arcsec arcsec)(hours degrees)(pixels pixels)(arcsec/pixel arcsec/pixel)(degrees degrees)

But this solution does not include parallax and proper motion correction. To include these corrections

Ra/Dec or Long/Lat fit rmsRa/Dec or Long/Lat wcs rmsReference point (RA, DEC)Reference point (X, Y)X and Y scaleX and Y axis rotation
str16str16str16str16str28str18
0.03770.037720:27:17.965519.0310.673177.025
0.04860.0486-23:27:09.36627.6770.673176.983
(arcsec arcsec)(arcsec arcsec)(hours degrees)(pixels pixels)(arcsec/pixel arcsec/pixel)(degrees degrees)

Coordinates α and δ of a star in a fixed reference system change with time proportional to its proper motion μα and μδ. Let α0 and δ0 be its position at some time origin its values at time t are

Stellar Parallax Correction

Deltaα = π (x sin α − y cos α) / cos δ

Deltaδ = π [(x cos α + y sin α) sin δ − z cos δ]

where the coordinates x, y, z of the Earth are expressed in astronomical units and the corrections to the position are in arcseconds.

Ref: Kovalevsky, J., & Seidelmann, P. (2004). Fundamentals of Astrometry. Cambridge: Cambridge University Press. doi:10.1017/CBO9781139106832