Astronomia

Trasforma le coordinate dei pixel (nel file FITS) in equatoriali

Trasforma le coordinate dei pixel (nel file FITS) in equatoriali

Diciamo che ho un file FITS con un campo di stelle osservato, ognuna con coordinate x,y espresse in pixel. Supponiamo che l'immagine sia allineata in modo che l'asse x sia l'ascensione retta e l'asse y la declinazione.

Sto cercando un tutorial per trasformare le coordinate dei pixel di ogni stella in equatoriali, anche se la trasformazione è approssimativa.

Ho cercato per un po' ma non ho trovato tutorial/libro/sito che enumera i passaggi necessari per produrre questa trasformazione.


Supponendo che ogni pixel (quadrato) abbia la stessa scala angolare (non scontata se il campo visivo è ampio) di $ heta$ gradi/pixel.

Quindi la declinazione (in gradi): $delta simeq delta_0 + heta y$

L'ascensione retta (in gradi): $alpha simeq alpha_0 - heta x/cos delta$

dove $alpha_0$ e $delta_0$ sono AR e Dec a $x=0$, $y=0$. [Il segno meno è presente perché l'ascensione retta aumenta verso la sinistra di un'immagine del cielo.]

Questa approssimazione diventa scarsa man mano che il campo visivo si allarga.

Un approccio leggermente più complesso, ma accurato, è descritto in http://gtn.sonoma.edu/data_reduction/astrometry.php


Coordinate¶

Questa sezione descrive le coordinate celesti utilizzate dagli strumenti scientifici. Si fa riferimento alla descrizione dei formati di dati per spiegare l'esatto significato delle coordinate memorizzate.

Non abbiamo una sezione separata per i sistemi di coordinate mondiali (WCS), le coordinate dei pixel, le proiezioni, che è trattata anche qui (vedi FITS WCS e WCSLIB per i riferimenti).

Discutiamo solo delle coordinate del cielo bidimensionale e dell'immagine qui, altre coordinate come ad es. il tempo o un asse energetico non sono trattati qui.

Alcune convenzioni sono adottate da astropy.coordinates, che è un wrapper Python della libreria di tempo e coordinate IAU SOFA C, che è l'implementazione autorevole degli standard IAU di astronomia fondamentale. In alcuni casi vengono forniti esempi di codice utilizzando astropy.coordinates per ottenere un valore di riferimento che può essere utilizzato per controllare un determinato pacchetto software (nel caso non sia basato su astropy.coordinates ).


Commenti

L'altra cosa importante del formato immagine FITS è che può registrare dove si trova l'immagine nel cielo, la proiezione e la scala. Ciò consente di aprire l'immagine in programmi come Aladin e di sovrapporre i dati del catalogo appropriati consentendo l'identificazione degli oggetti nell'immagine. Il modo più semplice per ottenere le coordinate WCS nell'immagine è utilizzare un servizio di risoluzione delle lastre come quello offerto da Astrometry.net.
Lo svantaggio delle immagini FITS è che il modo in cui vengono registrate le immagini a colori non è incluso dallo standard, i programmi devono registrare le informazioni come un cubo a 3 piani ma l'interpretazione di ciascun piano non è sempre la stessa. Anche i file FITS sono grandi ma possono essere compressi con programmi di compressione senza perdita di dati.

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Richard, avendo appena acquistato una camera CCD ZWO raffreddata, FITs rappresenta una sfida significativa per il principiante. Quale programma (Windows) suggerisci di utilizzare come "visualizzatore" di base? E quale usare per elaborare le immagini?

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Il fatto che "gli astrofotografi principianti" abbiano un "rifiuto completo del formato file .FITS" è perché non hanno fotocamere che effettivamente immaginino in .FITS, ma piuttosto, nella migliore delle ipotesi, RAW. Allora perché la sorpresa con il loro "licenziamento completo"? Se gli "astrofotografi principianti" hanno solo fotocamere che scattano in RAW, perché non dovrebbero ignorare completamente FITS fino a quando non escono e acquistano una fotocamera specializzata in grado di riprodurre file .FITS? Ho scattato molte immagini astronomiche con una fotocamera Canon di serie e trovo che ci siano problemi più grandi del solo tipo di file: scarso allineamento polare, vignettatura, pixel morti, hot pixel, scarso tracciamento (questo è il mio cruccio con gli oscilloscopi Celestron e Meade che non sono unto per temperature inferiori a 32* F! Anche l'enorme mattone di alimentazione CA di Celestron non è classificato per gestire temperature sotto lo zero! È come se questi produttori di telescopi fossero sorpresi: "Cosa, esci quando la temperatura è sotto lo zero per vedere ? Non ci abbiamo mai pensato".

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Richard S. Wright Jr. Post Autore

Certo, RAW va bene e non c'è motivo di andare necessariamente a FITS. Il mio amico, o la maggior parte della mia esperienza qui, è quando passano a un CCD o CMOS raffreddato, ecc. Le reflex digitali hanno un sacco di elettronica e intelligenza e in realtà "hanno" un formato di file. Le fotocamere scientifiche in realtà non salvano immagini di alcun tipo, ma il software sul tuo computer controlla la fotocamera e salva i dati. di solito come FITS. Fare questo salto (nei formati di file) a volte è un ostacolo, e spero che questo blog aiuti a spiegare un po' meglio la logica per chiunque faccia quella transizione. Gli astrofotografi principianti che scattano in RAW, potrebbero prendere in considerazione l'utilizzo di FITS anche a causa dei ricchi dati META relativi all'astronomia che può memorizzare.

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Sono d'accordo con la premessa dell'autore che i principianti non apprezzano o usano FITS. Molti principianti con le reflex digitali prendono la scorciatoia di usare il formato jpg e ignorare il formato raw della fotocamera. È più facile per loro condividere i loro jpg sui social media. E se questa è la fine della loro aspirazione, allora va bene. Ma se vogliono foto più belle - calibrate, allineate, integrate ed elaborate - devono passare a un formato migliore per la manipolazione più sofisticata della loro immagine. I fotografi che utilizzano software di astrofotografia dedicati di solito hanno la possibilità di creare file FITS direttamente dalla loro fotocamera. I dati extra all'interno del file sono preziosi per gli strumenti di elaborazione delle immagini. Per me, la prova del fuoco sono le copertine delle riviste: quante riviste di astronomia hanno copertine con foto che esistevano solo in formato jpg?


Amministrazione nazionale dell'aeronautica e dello spazio

L'attuale versione di FTOOLS ha le seguenti attività e script Perl implementati all'interno dei tredici sottopacchetti. È possibile trovare ulteriore aiuto per ogni attività tramite la funzione di aiuto IRAF o con l'attività Host FHELP una volta che il pacchetto FTOOLS è stato caricato.

  • add_sis_rmf - [P] Riporta la percentuale di conteggi in evtfile in ogni chip
  • addascaspec - [P] Combina file spettrali ASCA
  • ascaarf - Genera un file ASCA ARF per un file PHA di input
  • ascaeffmap - Genera un file immagine del rilevatore ASCA EFF per un file PHA di input
  • ascaexpo - Genera una mappa dell'esposizione per un'osservazione ASCA.
  • ascalin - Produrre i prodotti di dati di file scientifici calibrati ASCA
  • ascascreen - [P] Pulisce i file scientifici ASCA non elaborati
  • ascaray - Programma di ray tracing ASCA mirror
  • ascatape - Legge i file FITS dai nastri di distribuzione dati ASCA forniti dalla NASA/GSFC/ADF.
  • aspetto - Calcola gli angoli di Eulero del miglior punto di aspetto
  • atteggiamento - Calcola informazioni di riepilogo per un file di atteggiamento ASCA
  • cleansis - Rileva valori di pixel ASCA SIS anomali e genera il file degli eventi puliti con l'aggiunta di un'estensione "hot pixel"
  • Correctrdd - Applica la correzione RDD ai dati ASCA SIS FAINT, BRIGHT o BRIGHT2
  • dfe2mkf - Inserisce le informazioni di output di FAINTDFE nel file MKF esistente
  • debole - Converti i dati in modalità debole ASCA in un formato in modalità brillante
  • faintdfe - Calcola l'errore della cornice scura per i dati della modalità SIS FAINT
  • fasttime - Corregge i tempi dei dati in modalità SIS FAST
  • fastwmap - Aggiunge un WMAP a un file spettrale in modalità FAST.
  • ghkcurve - Estrai la curva di luce dal file di manutenzione ASCA GIS.
  • ghkdump - Visualizza i parametri di manutenzione GIS del file GIS HK
  • gisrti - Calcola il valore dell'invariante del tempo di salita nel file scientifico della modalità PH GIS
  • gqaplot - Strumento di analisi rapida ASCA GIS
  • ldeadtime - Esegue la correzione del tempo morto per le curve di luce FITS.
  • mkdtime - Calcola le frazioni dei tempi morti per il GIS
  • modalid - Stampa la configurazione modale dell'astronave
  • sisclean - Traccia l'istogramma della frequenza di un file immagine SIS e applica un taglio della soglia di intensità
  • sisgbr - [P] Rapporti di ramificazione fit QDP derivati ​​da dati FITS
  • sishist - Istogramma di frequenza di un'immagine creata da un file di eventi SIS
  • sispi - Riempie la colonna PI dei file di eventi ASCA SIS.
  • sisrmg - Genera matrice di risposta dello strumento SIS
  • sqaplot - Strumento di analisi rapida ASCA SIS
  • timeconv - Conversione da satellite a baricentrica (usare con cautela su SUN)

Attività del database di calibrazione:

  • addarf - Aggiunge due o più file di risposta ausiliari (ARF)
  • addrmf - Somma due o più RMF
  • brcaldb - Sfoglia i dati di Caldb holding
  • calcrpsf - Calcola una funzione di diffusione del punto radiale
  • caldbflag - cambia lo stato dei flag dei file di calibrazione in un CIF
  • caldbinfo - Controlla se un CALDB locale è installato correttamente
  • chkcif - Controlla le voci in un file indice di calibrazione
  • cmppha - Converte un file TYPE II in TYPE I OGIP pha
  • col2img - Converte un set di dati di risposta del collimatore in un'immagine
  • crcif - Crea un file indice di calibrazione vuoto
  • dmprmf - Visualizza il file FITS di risposta standard OGIP
  • gcorpha - rimappa i canali PHA dall'estensione SPECTRUM.
  • gcorrmf - Rimappa una matrice di ridistribuzione del rivelatore nello spazio del canale
  • genrsp - Generatore di risposta spettrale generico
  • lstgood - Elenca i file "buoni" trovati in un file indice di calibrazione
  • marfrmf - Moltiplica un file di risposta ausiliario per una matrice redist
  • mkcaldb - Crea un database di calibrazione
  • mkcaldir - Crea la struttura della directory Caldb
  • mkcalinit - Crea un file caldbinit
  • mudcif - Molti aggiornamenti a un file indice di calibrazione (CIF)
  • quzcif - Interroga Caldb per la posizione di un set di dati
  • rbnrmf - Comprime fisicamente un file RMF
  • rbnrpsf - Rebins una funzione di diffusione del punto radiale
  • rpsf2eef - Converte un set di dati PSF radiale (RPSF) in un set di dati con funzione di energia circoscritta radiale (REEF).
  • rpsfqdp - Converte il file del profilo radiale in formato OGIP in ASCII QDP
  • rsp2rmf - Converte matrici di risposta in formato SF in formato OGIP FITSTS
  • st2rpsf - Legge il file STWFITS e scrive un file OGIP RPSF
  • stcal - Memorizza uno o più file di calibrazione nel Caldb
  • stw2pha - Converte il file stw PHA in formato OGIP FITS
  • udcif - Aggiunge un file di calibrazione a un CIF

Compiti FITS specifici di Einstein:

  • sssarf - crea un file di risposta ausiliario (ARF) per i dati Einstein SSS PHA
  • sssbck: crea i file PHA in background di EINSTEIN SSS per una determinata fonte obsn
  • cdummyftool - "Hello World" C ftool esempio/modello
  • fdummyftool - "Hello World" Fortran ftool esempio/modello
  • f2dhisto - Crea un istogramma 2-D da 2 colonne in una tabella
  • fadapt - Convoluzione di un'immagine FITS con un filtro a cilindro adattivo
  • farith - Esegui calcoli su 2 immagini FITS
  • fboxcar - Convoluzione di un'immagine FITS con un filtro boxcar rettangolare
  • fcarith - Esegui calcoli sull'immagine FITS con una costante
  • fgauss - Convolve un'immagine FITS con una funzione gaussiana ellittica
  • fim2lst - Converti un'immagine 2D in un elenco di pixel (inverso di f2dhisto)
  • fimconcat - Scatta 2 immagini e posizionale fianco a fianco come immagine singola
  • fimgbin - Ricombina un'immagine FITS utilizzando una dimensione del cestino rettangolare
  • fimgdmp - Scarica il contenuto di un'immagine FITS in un file ASCII
  • fimgmerge - Unisci un numero qualsiasi di immagini su una determinata immagine
  • fimgstat - Calcola statistiche (max, min, ecc.) per un file immagine image
  • fimgtrim - Ripristina i pixel dell'immagine con valori sopra/sotto i valori di soglia
  • florentz - Convoluzione di un'immagine FITS con una funzione Lorentziana ellittica
  • fmaskfilt - Filtra un elenco di eventi in base a un'immagine della maschera di input
  • fmrgmsk - Unisci 2 o più maschere spaziali
  • fregcon - convertitore di file di regione SAOimage da uno strumento/rilevatore a un altro
  • fsaoi - Traduce un file di regione SAOImage in un file di input per fselect
  • fvec2img - Crea un'immagine da una colonna di vettori

Compiti di Futils (utilità di uso generale):

  • faddcol - Copia le colonne da un'estensione di tabella FITS a un'altra
  • fappend - Aggiunge un'estensione FITS a un altro file FITS
  • fapropos - [P] Cerca parole chiave per FTOOLS
  • fcalc - Calcola i valori per una colonna usando un'espressione aritmetica
  • fcatdiff - Confronta le colonne di un file di adattamento e riporta le differenze di riga
  • fchecksum - Verifica o aggiorna le parole chiave di checksum in un file FITS
  • fcolpar - Restituisce il numero di colonna per un nome file di input e il nome della colonna
  • fcreate - Crea una tabella FITS da file di input ASCII
  • fcurve - Crea un istogramma della curva di luce da una colonna in una tabella
  • fdelcol - Elimina una colonna specificata in una tabella FITS
  • fdelhdu - Elimina un'estensione da un file FITS
  • fdelrow - Elimina le righe specificate in una tabella FITS
  • fdump - Scarica il contenuto di una tabella FITS in un file ASCII
  • fextract - Copia un'estensione FITS da un file in un nuovo file
  • ffilecat - Copia i valori delle parole chiave da un elenco di file FITS nella tabella FITS
  • fhelp - [P (opzionale)] Visualizza le informazioni di aiuto di FTOOLS
  • fhisto - Crea un istogramma di una colonna in una tabella
  • fimgcreate - Crea un'immagine dell'array primario FITS da un file modello ASCII
  • findex - Crea un file indice per una colonna della tabella FITS
  • finterp - Interpola una colonna da un'estensione di tabella FITS in un'altra
  • fkeypar - Copia una parola chiave di intestazione FITS in un parametro
  • fkeyprint - Visualizza le parole chiave nelle intestazioni FITS
  • fkeytab - Copia una parola chiave di intestazione FITS in un elemento di tabella FITS
  • flaunch - Launcher grafico FTOOLS
  • flcol - Elenca le informazioni sulle colonne in un'estensione di tabella FITS
  • flist - Elenca il contenuto di una tabella FITS in un file ASCII
  • flookup - Filtra un file FITS dalla selezione in base a una tabella di ricerca
  • fmemsort - Tipo di memoria veloce di una tabella FITS
  • fmerge - Unisce righe da diverse tabelle FITS in una tabella FITS
  • fmodcomm - Modifica le parole chiave dei commenti nell'intestazione di un file FITS
  • fmodhead - Modifica le parole chiave dell'intestazione in un file FITS
  • fparhelp - [P] Fornisce aiuto per un parametro specificato per un dato ftool
  • fparkey - Copia il valore di un parametro in una parola chiave di intestazione FITS
  • fparstamp - [P] Copia il contenuto di un file .par in un'intestazione di file FITS
  • fpartab - Copia il valore di un parametro in un elemento della tabella FITS
  • fplot - Traccia colonne da un file FITS utilizzando QDP/PLT Plot Package
  • fscript - [P] Strumento generale per la scrittura di script
  • fselect - Crea una nuova tabella dalle righe selezionate di una tabella
  • fsort - Ordina una tabella FITS sul posto
  • fstatistica - Calcola media, deviazione standard, min e max per una colonna
  • fstruct - Elenca una descrizione della struttura di un file FITS
  • ftabcopy - Copia le colonne specificate di una tabella FITS in una nuova tabella
  • ftabkey - Copia un elemento della tabella FITS in una parola chiave dell'intestazione FITS
  • ftabpar - Copia un elemento della tabella FITS in un valore di parametro
  • fv - Una GUI interattiva FITS browser di file e strumento di visualizzazione
  • fverify - Verifica che un file FITS sia conforme allo standard FITS
  • fversion - [P] Riporta il numero di versione di FTOOLS e la data di rilascio
  • pconfig - [P] Configura i file dei parametri sui valori predefiniti dell'utente

Compiti specifici dell'Osservatorio sui raggi gamma:

  • econvpha - Converte i file .spec di EGRET in file XSPEC .pha
  • econvrmf - Converte i file .resp di EGRET in file XSPEC .rmf.
  • fbbft2pha - Converte il file BATSE BFITS in un file PHA spettrale
  • fbdrm2rmf - Converte il file BATSE DRM in formato RMF
  • fesdb2rdf - Legge i file di dati i/p QVP e EXP (opzionale) e scrive un file di dati FITS o/p in formato standard OGIP
  • fevpbtoa - Converte i dati Comptel EVP formattati in un file ASCII

Compiti specifici di astrofisica delle alte energie:

  • addpec - aggiunge spettri PHA, file bkgd e amp combina la risposta automatica
  • ascii2pha - Crea un file OGIP FITS PHA da un set di dati ascii
  • bincurve - Raccoglie i vettori e gli output come una curva di luce
  • binspec - Spettri bin in colonne vettoriali
  • chkarf - Verifica la validità delle parole chiave in un file ARF FITS
  • chkpha - Verifica la validità delle parole chiave in un file FITS PHA/PI
  • chkrmf - Verifica la validità delle parole chiave in un file RMF FITS
  • ecd2pha - Converte il CD-ROM Einstein HEASARC PHA in file OGIP PHA
  • extrpsf - Estrae il set di dati PSF radiale (RPSF) da un file di eventi.
  • fadmap - Produce mappe per dati SAS2 o COSB
  • fixregion - Converti il ​​file della regione SAO in un altro sistema di coordinate
  • grppha - Manipola il file FITS PHA standard OGIP
  • hkexpand - Espande un file di dati di pulizia in formato compresso (HK)
  • hkscale - Ridimensiona un file di dati di manutenzione FITS in valori fisici
  • hkunexpand - Comprime un file di dati di gestione della casa in formato espanso (HK)
  • mathpha - Esegue operazioni matematiche sui file PHA
  • mekal - Genera file di tabella XSPEC per il modello di emissione del plasma MEKALAL
  • nh - Restituisce la densità della colonna di idrogeno per un dato Ra e Dec.
  • raysmith - Genera file tabella XSPEC per il modello di emissione plasma Raymond-Smith
  • rbnpha - Comprime un set di dati PHA
  • sf2pha - Converte il file PHA in formato SF in formato OGIP FITS
  • sky2xy - Trasforma le coordinate del cielo in pixel usando le parole chiave WCS
  • xy2sky - Trasforma da pixel a coordinate celesti usando parole chiave WCS

Compiti specifici della missione ROSAT:

  • abc - Applica correzioni baricentriche ai dati degli eventi ROSAT.
  • ao - Valuta la variazione geometrica dello sfondo di raggi X solari diffusi
  • bct - Produci una tabella di correzione del baricentro dai dati dell'orbita ROSAT
  • calcbgdcor - Calcola la correzione per il calcolo in background dello spettro sorgente
  • castpart - Conteggio dello sfondo delle particelle del modello di cast nelle coordinate del cielo
  • rileva - rileva le fonti da un file immagine
  • extpha - [P] Estrae i file dello spettro sorgente dai file PSPC _src
  • fixrev0pha - Modifica le parole chiave CDELT1 e CDELT2 in un file ROSAT PHA
  • gevt2rdf - Converte un set di dati _events tedesco in formato RDF _bas
  • hiback - [P] Crea il file _qsrc dal file _src
  • hriaspcor - Usa il metodo di Morse per correggere gli errori di aspetto
  • hriexpmap - Crea una mappa dell'esposizione per un dato set di dati osservazionali ROSAT HRI
  • hrifilt - Crea un file makefilter ROSAT HRI
  • hrirpsf - Calcola HRI PSF . teorico
  • img2us - Converte dal formato file immagine tedesco al formato US RFITS
  • lte - Valuta l'adattamento polinomiale effettuato dalla routine RATEFIT
  • mkqsrc - Aggiunge campi extra per lo screening di qualità al file sorgente ROSAT
  • mk_allevt - [P] Combina tabelle di eventi standard e rifiutate di un file RDFDF
  • pcarf - Genera un ARF ROSAT PSPC per un file PHA di input
  • pcbgdcor - [P] esegue il calcolo in background. per ROSAT (esegue pcparpha,pcarf,fixregion,calcbgdcor)
  • pcecor - Correzione temporale dipendente dall'energia al canale PI nel file eventi
  • pcexpmap - Crea una mappa di esposizione per l'osservazione ROSAT PSPC
  • pcfilt - Crea un file makefilter ROSAT PSPC
  • pcparpha - Genera uno spettro PHA di sfondo per ROSAT PSPC
  • pcpicor - [P] Corregge il canale PI nel file degli eventi PSPC
  • pcrpsf - Calcola un PSF radiale teorico per ROSAT PSPC
  • pcsasscor - Corregge il canale PI per l'errore di guadagno spaziale SASS nel file degli eventi
  • pctcor - Applica la correzione temporale ai dati PI nel file degli eventi PSPC
  • rate - Crea curve di luce raggruppate su intervalli di 30 s per le sette bande
  • ratefit - Si adatta alle curve di luce PSPC in sette ampie bande di altezza dell'impulso
  • rosbary - [P] Esegue la correzione baricentrica per ROSAT. (Esegue abc e amp bct)
  • roscc2utc - converte il tempo del veicolo spaziale in utc con MJD, aa:mm:gg:hr:min:sec
  • src2pha - Crea un file PHA da estensioni specificate in un file src RDF
  • srcdetect - [P] Rilevamento della sorgente che esegue xselect e quindi rileva
  • tilt - Valuta lo sfondo dei raggi X solari diffusi nominali
  • burst - Rimuove i burst di eventi dall'elenco degli eventi ordinati in base al tempo
  • cktime - Controlla che una colonna dell'ora sia ordinata in base all'ora
  • deadtime - Aggiorna l'esposizione del file PHA in base ai tempi morti in base ai GTI
  • fltime - Filtra un elenco di eventi entro determinati intervalli di tempo (GTI)
  • maketime - Calcola gli intervalli di tempo (GTI) dai dati di pulizia (HK)
  • mgtime - Unisci 2 o più file con intervallo di tempo (GTI)
  • sec2time - Converti l'offset temporale in tempo assoluto
  • time2sec - Converti il ​​tempo assoluto in un offset di tempo

VELA5B Missioni Specifici Compiti:

  • fvelalc - Crea una curva di luce FITS per una sorgente Vela 5B isolata
  • fvelgallc - Crea più curve di luce per sorgenti in campi confusi
  • fvelmap - Crea un insieme di mappe sorgente FITS di una regione rettangolare
  • velabox - Elenca i file di dati grezzi Vela 5B necessari per FVELALC
  • velamap - Elenca i file di dati grezzi Vela 5B necessari per FVELMAP

Xronos (pacchetto di analisi delle serie temporali) Compiti:

  • ascii2flc - [P] crea un file FITS di input xronos da un file ASCII
  • autocor - calcola la correlazione automatica per una serie temporale
  • crosscor - calcola la correlazione incrociata di due serie temporali
  • terra2sole - cambia i tempi al baricentro del sistema solare
  • efold - crea curve di luce piegate in epoche, durezza e grafici colore-colore
  • efsearch - trova il miglior periodo chi quadrato ripiegando su un intervallo di periodi
  • flc2ascii - [P] Scarica l'input o l'output di xronos in un file ASCII leggibile da QDP
  • lcmath - Sottrae o aggiunge due curve di luce raggruppate.
  • lcstats - calcola variabili statistiche una serie temporale
  • lcurve - crea curve di luce, durezza e grafici colore-colore
  • listdata - elenca il file di dati sullo schermo
  • powspec - crea densità dello spettro di potenza
  • rbf2fits - Converte il formato " EXOSAT rate buffer" in FITS.
  • timeskew - calcola la funzione di asimmetria temporale per una serie temporale
  • xronwin - [P] crea un file di finestra adatto per le attività di xronos

Compiti specifici della missione XTE:

  • addshots - Aggiunge una curva di luce del rumore di ripresa a una curva di luce in ingresso.
  • addine - Aggiunge una curva sinusoidale a una curva di luce in ingresso.
  • asmappend - Ordina e aggiunge i file ASM a un MASTERFILE.
  • asmchannel - [P] separa un file di colore ASM in file di curve di luce separati per ciascun canale di energia ASM.
  • asmsrcupdate - [P] Esegue ASMAPPEND su una raccolta di file master XTE ASM e sui rispettivi file in entrata.
  • bemerge - Unisce due file spettrali di eventi binned (.pha): tipo I o II.
  • chantrans - [P] Traduce l'intervallo di canali relativo in un intervallo di canali assoluto leggendo i file .pha prodotti da XTE.
  • edsgcor - Converte il file PCA/EDS Gain & Offset da ASCII a FITS.
  • fakelc - Crea una falsa curva di luce con un'intensità media costante.
  • fasebin - Il raccoglitore di fase XTE (produce file "fB").
  • fbadd - Aggiungi insieme diversi file fB commisurati.
  • fbfsum - Consente la media dei file fB in fase sommando le righe.
  • fbssum - Calcola la media dei file fB in energia ed esegue l'analisi di fase.
  • fbsub - Sottrae una linea di base da un istogramma fB.
  • fcollect - La prima metà di XTEFILT raccoglie i dati di pulizia, assetto e orbita dal database XFF.
  • fxbary - Applica il file FITS di correzione baricentrica della curva di luce (.lc).
  • grosstimefilt - [P] Filtra tutti gli orari che non rientrano in un intervallo specificato e modifica le parole chiave appropriate in un file XTE SA o SE.
  • hxtarf - Crea un file .arf per una data osservazione HEXTE.
  • hxtback - [P] legge un file FITS scientifico o di manutenzione HEXTE e crea nuovi file FITS in base alla posizione del cluster.
  • hxtdeadlc - Calcola e tabula le correzioni dei tempi morti per il file .lc
  • hxtdeadpha - Calcola e tabula le correzioni dei tempi morti per il file .pha
  • make_se - [P] Crea file di dati XTE/SE (Event) da un elenco di file di input che possono contenere file di dati Good_Xenon e/o Transparent Mode.
  • mkgtif - Crea un file di estensione GTI per i dati HEXTE.
  • pca_bs - [P] Esegue una sottrazione approssimativa dello sfondo della curva di luce PCA.
  • pcabackest - Crea e stima lo spettro di sfondo PCA dal modello.
  • pcaclrsp - Crea una curva di luce corretta dal collimatore dal file PCA .lc.
  • pcagainset - Inserisce i valori di guadagno e offset PCA/EDS in un file PCA .pha.
  • pcarmf - Crea un file .rmf per una catena di anodi specificata in una PCU.
  • pcarsp - [P] Esegue gli strumenti necessari per costruire matrici di risposta per dati spettrali XTE PCA.
  • perdgrm - Calcola un periodgram per curve di luce campionate in modo non uniforme.
  • rddescr - Analizza un descrittore di canale da un file XTE .pha in ASCII.
  • recofmi - Ricostruisce un file FMI (indice principale) per un database XTE.
  • runpcabackest - [P] Esegue PCABACKEST su una serie di file di dati StdMode2.
  • saexpd - Legge i vettori di array scientifici e genera file FITS generici.
  • saextrct - Crea curva di luce e/o spettro da vettori di array scientifici.
  • sebitmask - Crea una maschera di bit per filtrare i dati SE con FSELECT.
  • seexpd - Legge i dati degli eventi scientifici e genera file FITS generici.
  • seextrct - Crea una curva di luce e/o uno spettro dai dati degli eventi scientifici.
  • sachip - [P] Esegue SAEXTRCT e FPLOT una volta dalla riga di comando.
  • saplot - [P] Interroga ciclicamente l'utente per ulteriori file SA e quindi esegue SAEXTRCT e FPLOT, per SOF.
  • sefilter - [P] Aiuta l'utente a generare un'espressione che viene inserita in SEBITMASK ed esamina il risultato per determinare se il file può essere inserito direttamente in SEEXTRCT per il filtraggio o se deve essere prima inserito in FSELECT.
  • seplot - [P] Interroga ciclicamente l'utente per ulteriori file SE e quindi esegue SEEXTRCT e FPLOT, per SOF.
  • seselect - [P] Esegue SEBITMASK e FSELECT per generare un file FITS.
  • timetrans - [P] Traduce l'intervallo di tempo relativo in un intervallo di tempo assoluto leggendo i file .lc prodotti da XTE.
  • trans2fits - Crea un file FITS di eventi scientifici dai dati in modalità trasparente.
  • xenon2fits - Crea un file FITS di eventi scientifici dai dati di Good Xenon.
  • xpcaarf - Crea un file .arf per un file XTE PCA .pha e .rmf di input.
  • xtecol - Applica la correzione del collimatore HEXTE a una curva di luce.
  • xtederive - La seconda metà di XTEFILT utilizza il file di output di fcollect per derivare ulteriori quantità utili per il file XTEFilter.
  • xtefilt - [P] Crea un file filtro .xfl per una data osservazione.
  • xtetape - Legge i nastri di distribuzione dati XTE forniti dalla NASA/GSFC/ADF.
  • xteversion - [P] Stampa la versione e la data del sottopacchetto XTE.

Attività di manipolazione dei file di parametri:

  • pconfig - [P] Configura i file dei parametri sui valori predefiniti dell'utente
  • pget - Ottieni il valore di uno o più parametri in un file di parametri
  • plist - Elenca i parametri da uno o più file di parametri in stile IRAF
  • pquery - Ottieni il valore di un parametro in un file di parametri in stile IRAF
  • pset - Imposta uno o più parametri in un file di parametri in stile IRAF
  • punlearn - Ottieni una copia del file dei parametri di sistema

Interfacce utente grafiche FTOOLS:

  • fv - Visualizzatore di file FITS interattivo
  • flaunch - FTOOLS launcher
  • xselect2 - Successore grafico xselect attualmente supporta solo l'analisi XTE ma vengono aggiunte altre missioni.
  • xdf - Ricerca dati XTE

[P] == Script Perl. Devi avere Perl installato per usare questo strumento

Se FTOOLS è stato utile nella tua ricerca, fai riferimento a questo sito (http://heasarc.gsfc.nasa.gov/ftools) e usa il riferimento ASCL per HEASoft [ascl:1408.004] o il riferimento ASCL per il documento FTOOLs originale [ ascl:9912.002]:

Blackburn, J.K. 1995, in ASP Conf. Ser., Vol. 77, Software e sistemi di analisi dei dati astronomici IV, ed. R. A. Shaw, H. E. Payne e J. J. E. Hayes (San Francisco: ASP), 367.


Come posso tagliare un'immagine .fits e mantenere le coordinate del mondo per tracciare in astropy Python?

Questo problema mi affligge da un po' di tempo. Sto cercando di gestire una grande quantità di dati sotto forma di file .fits (dell'ordine di 11000x9000 pixel). Quello che devo fare è creare un grafico delle coordinate RA/Dec "ingrandito" (idealmente usando astropy.wcs) per molti oggetti nel cielo con contorni da un file di adattamento e scala di grigi (o mappa termica da un altro).

Il mio problema è che ogni volta che seziono i dati dall'immagine (alla mia regione di interesse) perdo l'associazione con le coordinate del cielo. Ciò significa che l'immagine affettata non è nella posizione corretta.

Ho adattato un esempio dai documenti sull'astropia per risparmiarti il ​​dolore dei miei dati. (Nota: voglio che i contorni coprano più area dell'immagine, qualunque sia la soluzione per questo dovrebbe funzionare su entrambi i dati)

Ecco il codice con cui ho problemi:

Ho provato a usare le coordinate WCS del mio pezzo affettato per risolvere questo problema, ma non sono sicuro di poterlo passare da qualche parte!


Definizioni dell'intestazione del file FITS

Il formato file nativo per le immagini MaxIm DL è FITS (Flexible Image Transport System), uno standard ampiamente utilizzato nella comunità astronomica. Questa è una scelta eccellente per tutti i tipi di immagini astronomiche poiché il formato supporta dati a 16 bit e in virgola mobile e include un'intestazione flessibile e altamente estensibile. Varie parole chiave standard e non standard ampiamente utilizzate possono trasferire informazioni sull'immagine tra le applicazioni. Inoltre, sul web è disponibile il codice sorgente "C" di dominio pubblico per la lettura e la scrittura di file FITS.

Un difetto dello standard FITS è che il formato del numero a 16 bit è firmato, producendo un intervallo da -32768 a +32767. L'intervallo di dati di molte fotocamere è compreso tra 0 e 65535. Per superare questo problema, MaxIm DL sottrae 32768 da ogni pixel prima del salvataggio. Lo standard FITS richiede che le parole chiave BZERO e BSCALE vengano utilizzate quando il valore nell'array non è il valore fisico MaxIm DL imposta BZERO su 32768 e BSCALE su 1. Altre applicazioni che interpretano correttamente queste parole chiave dovrebbero aggiungere automaticamente 32768 ai pixel dell'immagine, con conseguente visualizzazione corretta dell'immagine. Questo comportamento predefinito può essere sovrascritto utilizzando il comando Impostazioni del menu File.

Il metodo di compressione FITS utilizzato da MaxIm DL è proprietario e non è compatibile con altri pacchetti software. Se devi trasferire immagini in un altro pacchetto, devi salvare le immagini come non compresse. Se è necessario convertire un numero elevato di immagini, utilizzare il comando Salva e converti batch del menu File.

MaxIm DL è conforme alla proposta SBIG per le estensioni delle parole chiave FITS. Ciò significa che varie parole chiave opzionali e non standard sono scritte in modo compatibile con una serie di altri pacchetti di imaging astronomico. Vedere http://archive.sbig.com/pdffiles/SBFITSEXT_1r0.pdf per ulteriori informazioni.

Le parole chiave FITS obbligatorie sono le seguenti:

SEMPLICE – sempre “T”, che indica un'intestazione FITS.

BITPIX – indica il formato dell'array. Le opzioni includono 8 bit senza segno (8), 16 bit con segno (16), 32 bit con segno (32), IEEE float a 32 bit (-32) e float IEEE a 64 bit (-64). Il formato standard è 16-64 può essere letto da MaxIm DL ma non è scritto.

NAXIS – numero di assi nell'array di dati. MaxIm DL utilizza 2 per le immagini monocromatiche e 3 per le immagini a colori.

NAXIS1 – corrisponde all'asse X.

NAXIS2 – corrisponde all'asse Y.

NAXIS3 – presente solo per le immagini a colori il valore è sempre 3 (i piani di colore rosso, verde, blu sono presenti in questo ordine).

Parole chiave facoltative definite dallo standard FITS e utilizzate in MaxIm DL :

BSCALE: questo valore deve essere moltiplicato per i valori dell'array di dati durante la lettura del file FITS. MaxIm DL scrive sempre un valore 1 per questa parola chiave.

BZERO: questo valore deve essere aggiunto ai valori dell'array di dati durante la lettura del file FITS. Per i file interi a 16 bit, MaxIm DL scrive 32768 (a meno che non venga sovrascritto dalla finestra di dialogo Impostazioni).

DATE-OBS – data di osservazione nel formato standard ISO 8601 (FITS conforme a Y2K): CCYY-MM-DDThh:mm:ss.sss. Viene utilizzato il tempo universale all'inizio dell'esposizione. Nota: il formato alternativo che utilizza DATE-OBS e TIME-OBS non è scritto, ma MaxIm DL lo interpreterà correttamente quando verrà letto. Il tempo viene scritto con una risoluzione di 10 ms. Il comportamento predefinito è quello di segnalare l'inizio del tempo di osservazione, ma i singoli driver della telecamera possono modificarlo.  A partire dalla versione 6.24, il driver DL Imaging imposta il tempo al punto medio dell'esposizione.  

CRONOLOGIA – indica la cronologia di elaborazione dell'immagine. Questa parola chiave può essere ripetuta tutte le volte necessarie.

STRUMENTO: informazioni sulla fotocamera. L'utente è stato immesso o ottenuto dal driver della fotocamera.

OGGETTO – nome o numero di catalogo dell'oggetto sottoposto a imaging, se disponibile dalla finestra Controllo dell'Osservatorio o specificato dall'utente in Impostazioni.

OSSERVATORE – informazioni inserite dall'utente il nome dell'osservatore.

TELESCOP – informazioni inserite dall'utente sul telescopio utilizzato.

Parole chiave di estensione che possono essere aggiunte o lette da MaxIm DL, a seconda dell'attrezzatura corrente e della configurazione del software:

AIRMASS – Lunghezza relativa del cammino ottico attraverso l'atmosfera.

AOCAMBT – Osservatorio ASCOM Condizioni – Temperatura ambiente in gradi C

AOCDEW – Condizioni dell'Osservatorio ASCOM – Punto di rugiada in gradi C

AOCRAIN – Condizioni dell'Osservatorio ASCOM – Tasso di pioggia in mm/ora

AOCHUM – Condizioni Osservatorio ASCOM – Umidità in percentuale

AOCWIND – Condizioni Osservatorio ASCOM – Velocità del vento in m/s

AOCWINDD – Condizioni Osservatorio ASCOM – Direzione del vento in gradi (0..360)

AOCWINDG – Condizioni Osservatorio ASCOM – Raffica di vento in m/s

AOCBAROM – Condizioni dell'Osservatorio ASCOM – Pressione barometrica in hPa

AOCCLOUD – Condizioni dell'Osservatorio ASCOM – Copertura nuvolosa in percentuale

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. Pixel
CRPIX2 = 7.44500000000000E+02 / Row Pixel Coordinate of Ref. Pixel
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 coordinate system 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 ). Suo 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

threshnpixtnpixxminxmaxyminymaxXx2y2xyerrx2erry2errxyunbthetacxxcyycxycfluxfluxcpeakpeakxcpeakycpeakxpeakypeakbandiera
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

fonteRA_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

fonteRA_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

idXradece_rae_decg_mean_magpmrapmdece_pmrae_pmdecepochplxfluxunbthetara_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