Bud på en forklaring?

[Mogens.BildsøeDeltager Nova]

Hejsa,

jeg arbejder p.t. på data fra en optagelse af Melotte 15 og er i den forbindelse stødt på en lidt uforståelig beregning af feltets fordeling af FWHM; her illustreret i nedenstående plot af FWHM mod instrument magnituder: Benyttes freeware programmet Aperture Photometry Tool (APT) til ekstraktionen falder FWHM i 3 destinkte og helt adskilte grupper, som helt sikkert er et resultat af den måde hvorpå softwaren måler objekterne: Samme fordelinger ses også ved måling af stjerner i andre felter med APT, mens tilsvarende IKKE ses ved brug af f.eks SExtractor (tilpasset CDSoft, som jeg også benytter ofte).

Hvordan pokker opstår denne ejendommelige opdeling af FWHM i flere “populationer”? Den af APT benyttede beregningsmetode er ikke særlig veldokumenteret (se feks. linkets afsnit: “Radial-Profile Interpolation”), men grundlæggende beregnes FWHM på baggrund 4 ordens polynomium fit til en “velegnet” stjernes radiære profil. Har nogen oplevet lignende fordelinger med andre programmer (eller med det APT)? Et bud på en forklaring??

Her et plot af de to grupperinger med lavest FWHM værdier (h.h.v. ca. 3.5 og 12.5 ) mod instrument magnituder, optagelt gennem Johnson filtrene V (grøn), B(blå) og I (rød).

Y-aksen FWHM i pixels, instrument magnitude -6 svarer ca. til visuel magnitude 18.5:

---

Hilsen Mogens B.

[Frank LarsenModerator Super Nova]

Jeg hæfter mig ved at det primært er de klare stjerner der har den forhøjede størrelse.

Samt at det er meget få i forhold til den samlede sample. Kunne det måske simpelthen være tætliggende stjerner der bliver opfattet som een? Ved du hvor i feltet de pågældende stjerner er placeret?

[Mogens.BildsøeDeltager Nova]

Hej Frank,

mit problem er ikke de meget få (som du nævner) og meget lysstærke stjerner (som oftest stjerner i mætning), men opdelingen i “hovedpopulationen” og den store klump, som ligger i den mere lyssvage ende med en FWHM på ca. 12.5 pixels! Hvorfor denne opdeling i distinkte sub-grupper?

Jeg har set på frames med annoterede stjerner og kan ganske rigtig se flere dårligt centrerede aperturer omfattende to/flere tætliggende stjerner, men jeg synes ikke der er en visuel klar forskel populationerne imellem. Prøver evt. lige at sende et farveplot med annoterede stjerner i morgen .

---

Hilsen Mogens B.

[Frank LarsenModerator Super Nova]

Hov – jeg fik lige byttet om på magnituderne – det er de svage stjerne der klumper sammen derude til højre. Ja så er det ikke fejl ved klare stjerner.

Men det giver vel fin mening – chancen for “dobbelt/triple” stjerner stiger vel med magnitude tallet.

Prøv iøvrigt at dividere FWHM for populationen på 12.5 med 4 så falder den stortset i din hoved population. Men hvorfor er faktoren lige 4??

Jeg vil tro at FWHM12.5 populationen er tilfældigt spredt i dit billede – men flest i områder hvor stjerne tætheden er størst.

populationen i bunden med FWHM=0.2-0.3 er helt sikkert halvvarme pixels på din sensor der er fejl detekteret som stjerner under fittet.FrankLarsen2015-04-11 01:46:49

[noodles Super Giant]

Hmm. Spændende

Jeg kunne godt tænke mig at se et frame hvor stjernerne med lav FWHM er markeret, og et hvor dem med høj FWHM er markeret.

[Mogens.BildsøeDeltager Nova]

Hejsa,

her som lovet det aktuelle felt i en vredet farve version og en farve inverteret version med annoterede stjerner samplet fra optagelserne gennem Johnson V filter: Stjerner med grøn ring tilhører populationen med mean FWHM på ca. 3.5, mens stjerner med rød ring tilhører den mindre population med mean FWHM på ca. 12.5. Stjerner uden annotering ses ikke på V-frames, men kun på I-frames eller B-frames. Jeg synes ikke umiddelbart, at der er væsentlig forskel mellem de to “populationer” på forekomsten af “dobbelt-stjerner” eller anden form for forurening af sky-anulus?

Hertil kommer, at selvom det er de samme stjerner, som er optaget gennem hvert af tre filtre, tilhører den enkelte stjerne ikke nødvendigvis den samme gruppe i alle frames!

---

Hilsen Mogens B.

[Frank LarsenModerator Super Nova]

Hej Mogens

Jeg er tilbøjelig til at give dig ret i at der ikke umiddelbart er noget der skiller de røde fra de grønne.

Dog synes jeg mange af de “røde” stjerner enten har en lys makker tæt ved eller et sort hul i baggrunden. To ting der sikkert kan forstyrre fittet af stjernemodellen.

Ved du om stjernemodellen baseres på mange stjerner eller bare en enkelt.

Der er mange gradienter i billedet – jeg ville gætte på at modellen virker bedst hvis baggrunden er “plan”.

Min umiddelbare gæt er en fejl i programmet – afrundingsfejl eller lign.

Specielt når du siger at andre programmer ikke giver de ekstra populationer.

[Mogens.BildsøeDeltager Nova]

Hej Frank, jeg tror du er tæt på (fejl i programmet og støjfyldte data- selvom “fejl” nok ikke er det rigtige ord):

Har mailet med Russ Laher (IPAC, California, far til APT programmet), som bla. skriver:

“… APT’s FWHM calculation uses the nonlinear Levenberg–Marquardt algorithm (LMA):

http://en.wikipedia.org/wiki/Levenberg–Marquardt_algorithm

Unfortunately, the algorithm is not infallible, and is known to converge to the wrong answer (i.e., a local minimum) in some cases, especially if the data are noisy or the source is obviously not PSF-like….”,

men han skriver også, at det viste scatterplot reelt “skjuler” spredningen, og at et frekvenshistogram af FWHM vil vise et mere “sandfærdigt” billede af fordelingen. Dette illustrerer Russ Laher så med et plot fra egne frames, som langt hen af vejen bekræfter dette- dog stadig med antydningen af en diskret fordeling i “klumper”.

Så mon ikke den ejendommelioge fordeling på mine data skyldes et støjfyldt dataset, som får algoritmen på afveje? så der konvergeres mod specifikke (og fejlagtige) lokale minima?

Jeg har sendt nedenstående histogram af FWHM fordelingen ekstraheret dels med APT og dels med CDSoft- forskellen er vist tydelig?

Mogens B2015-04-14 12:42:00

---

Hilsen Mogens B.

[Forfatter]

Indlæg