Fruta del tiempo

[Nachote]

Una vez mas, me permito traducir (lo mejor que he podido, asi que disculpad los errores) lo expuesto por Florent sobre las bases de la interferometria speckle y sobre su metodo en particular.

Hola,

Pido disculpas a los matemáticos, el siguiente mensaje es sólo para daros una idea aproximada de cómo funciona.

El frente de onda de la luz emitida por una estrella está distorsionado por las células de la atmósfera que desplazan ligeramente la luz emitida produciendo su propia imagen de luz incidente. En lugar de tener sólo una imagen perfecta de la estrella tenemos un montón de puntos: las “motas” (el fenómeno es mucho más complejo, es decir, Introduce interferencias), sin embargo el resultado es idéntico cuando miramos a través del ocular. Cada “mota” (speckle) es ligeramente diferente de las demás, se mueven muy rápido en torno a la posición media de la estrella. Su cualidad principal es que se aproximan mucho a la imagen de difracción de los objetivos -> conservando el poder de resolución.
El número de “motas” depende de la relación entre el diámetro del telescopio y el tamaño de las células de la atmósfera que causan la distorsión. Al aumentar el diámetro del telescopio o al disminuir el tamaño de las células aumenta el número de “motas”. Si el tamaño medio de las células es alto en relación a la apertura del telescopio, se obtiene una imagen perfecta de la estrella. Es la razón por la cual las estrellas aparecen mucho más bonitas en un telescopio pequeño. Su bajo poder de resolución, mantiene el pequeño número de “motas” (speckles), en el disco de Airy. En los (telescopios) de mayor diámetro de las estrellas explotan en “motas”.

La secuencia de imágenes muestra, de izquierda a derecha:

1) Una estrella con un seeing perfecto.
2) El patrón de “motas” de una sola estrella.
3) Una estrella doble cierre
4) El patrón de fundido de “motas” de la estrella doble en un telescopio de gran tamaño. Ambas estrellas tienen el mismo patrón. Esto sucede cuando sus rayos luminosos cruzan las mismas células de la distorsión atmosférica. Esto sólo funciona para las estrellas muy cercanas!
5) Qué se ve en la imagen telescópica? Es difícil ver que es una doble, ¿no?
6) El autocorrelograma de la misma después del procesado con Reduc

Como se explicó antes, cada célula produce su propia imagen de la estrella doble, manteniéndose el poder de resolución. Si medimos la distancia entre las parejas de “motas” y dibujamos el grafico con su distribución, veremos que hay una distancia que se repite mucho más que las otras. Es la distancia entre las dos componentes. Si no me creéis, podéis contar, la información está ahí. Sólo hace falta extraerla con la herramienta adecuada.
La autocorrelación, intercorrelación y DVA trabajan de forma similar y usan FFT para el análisis (el proceso matemático completo está extensamente descrito en la Web). En todos los casos el resultado es una imagen que muestra una serie de puntos luminosos. Los tres puntos centrales son la representación de nuestra estrella doble. Esta forma simétrica es consecuencia del proceso matemático y la medición se realiza entre los dos puntos externos.
Con la autocorrelación aparece una ambigüedad de 180 ° que debe resolverse por otros medios (lo que no representa un problema). La intercorrelación y DVA dan una dirección, cuando las estrellas tienen una diferencia de magnitud suficiente.

Desgraciadamente todo no es tan fácil.

-Las “motas” son muy oscuras y deben ser tan numerosas como sea posible -> es necesario un telescopio de gran abertura.
-El patrón “moteado” se mueve muy rápido -> hace falta una cámara muy rápida.
-Las “motas” son tenues -> se necesita una cámara muy sensible
-La relación señal / ruido es muy baja -> se necesitan muchas imágenes
-Las “motas” se ven borrosas por los efectos cromáticos -> es mejor utilizar filtros ... pero las “motas” se vuelven débiles ... y así sucesivamente.


Por último, solo unas pocas dobles brillantes pueden ser resueltas por interferometría speckle con instrumentos clásicos de aficionados. El interés de la medición de estas estrellas es bajo porque son fácil y regularmente examinadas por los profesionales. Con el fin de trabajar con estrellas tenues y observar con la mayor frecuencia posible, yo utilizo un método que está justo entre la toma de imágenes espaciales (tradicionales) y la interferometría speckle. Los tiempos de exposición son demasiado largos para congelar las “motas”, pero lo suficientemente cortos como para evitar un completo desenfoque de la imagen (lo que yo llamo súper -motas) y el proceso de reducción imita la interferometría de moteado. Podéis ver el resultado en las animaciones al principio del hilo o mas abajo con una secuencia de Gamma Virgo tomada la primavera pasada.
Sólo la última imagen muestra claramente las dos componentes, sin embargo, vemos que las otras imágenes también nos dan información útil. La autocorrelación permite la medición.

Como dice MigL, el libro de Argyle contiene una introducción muy buena y otras muchas cosas útiles.
Se pueden encontrar muchos enlaces para todos los niveles en la Web escribiendo: interferometría de speckle en Google.
Se pueden encontrar artículos muy interesantes en el ADS: http://adsabs.harvard.edu/abstract_service.html
Escribir interferometría speckle en el segundo cuadro de texto y a continuación, Enviar consulta. Los artículos de Hartkopf, Mason, Mc Alister publicados alrededor de 1990 explican muchas cosas.

Gracias Nachote por el enlace a la tesis. Seria maravilloso poder hacer un buen trabajo con la Audine en el modo de Drift-Scan y parece que este es el caso. Vale la pena intentarlo.

Un abrazo,
Florent

Muchas gracias Florent.

Un abrazo a todos.

[Nachote]

Para los que os interesa el tema:
Buscando por ahí he encontrado estas paginas que pueden resultaros de interes.

- Se muestra en detalle el comportamiento de la luz al atravesar la atmosfera.
http://spiff.rit.edu/classes/phys559/le ... atmos.html

- Explica el proyecto CHARA de estudio de dobles con interferometria speckle. Es muy interesante el enlace donde se expone el proceso con graficos e imagenes.
http://www.chara.gsu.edu/CHARA/speckle.html

Bueno pues eso, a seguir disfrutando...de las dobles.

[frica]

Dear friend Florent:

your memebership in this group it is a great pleasure. Sincerely I am in love of your CCD image of close binaries and the small residuals of your measurements. Really you are a genious!! I have same questions:

1) what is the exposition time of your individual frames? How many frames?

2) Do you a photometric filter?

3) what is the pixel scale?

4) You have a version of REDUC for speckle measures. Have a planning an edition of a manual? I have 1054 frames of 26 miliseconds for a close binary and I am very interesting in use this version of REDUC to do speckle.

A big hug friend Florent!!

Hola amigos,

I always have an emotion when observing orbitals systems. Not only because they are so beautiful sights, not only because they remain mysterious and how fantastic could be the sky on an hypothetic planet orbiting in such a system. Above all I think about our illustrous ancestors who painstakingly noted relative positions since the 1800's, often in incredibly uncomfortable conditions.
This is a selection of some of these couples that I observed with delectation and measured this year. All are well situated for observation by now, some are easy and most are accessible visually to an 8".
I just wanted to share with you these 'fruta del tiempo'.

Images are oriented North up and East left. All images are made in the same configuration.
Instrumento : Newton 400
Effective focal length : 12 meters
Cámara : Audine KAF400 (pixels : 9 x 9)
Calibración independiente

First of all, the fantastic and delightful double double of Lyra. The whole system (2+2) is linked by gravity. As it wasn't enough, Epsilon Lyrae is more than a quadruple star, it's a quintuple !
The C component of the southernmost couple is itself a very close couple. Its companion has been detected several times by interferometry and has the cool name of CHR 77 Cc.

Epsilon 2, STF2383 Cc,D mag : 5.3 / 5.4
Medicion :
12/06/2009
Theta : 078°1
Rho : 2"37
Residuals : B2009.448 o-c = -0°4/0"0 Doc1984b (gr. 4)

stf2383.jpg

Epsilon 1, STF2382 AB mag : 5.15 / 6.10
Two new orbits have been recently computed with periods of 1725 and 1804 years.
Medicion :
Fecha : 12/06/2009
Theta : 347°4
Rho : 2"37
I found strictly the same separation for eps1 & 2
Residuals :
2009.448 o-c = -0°3/-0""02 WSI2004b (gr. 4)
2009.448 o-c = -0°3/+0""03 Nov2006e (gr. 4)

stf2382ab.jpg

In Lyra again with a 537 years period STF2454 AB mag : 8.34 / 9.72
Medicion :
Fecha : 20/06/2009
Theta : 287°8
Rho : 1"32
Residuals :
B2009.470 o-c = -2°3/-0"02 Sta1982b (gr. 5)

stf2454ab.jpg

.../... to be continued .../...

--------------
Traducción libre, por acafar:

Hola amigos,
Siempre me emociona observar sistemas orbitales. No sólo porque sean tan hermosos, no sólo porque sigan siendo un misterio y por lo fantástico que pueda verse el cielo desde planetas orbitando tales sistemas. Sobre todo pienso en nuestros ilustres ancestros que con grandes dificultades apuntaron sus posiciones relativas desde el siglo XIX, a menudo en condiciones increiblemente incómodas.
Esta es una selección de algunas de estas parejas que he observado con delectación y medido este año. Todas están bien situadas para ser situadas por ahora, algunas son fáciles y casi todas accesibles para un 8". He querido compartir con vosotros estas 'frutas del tiempo'.

Las imágenes están orientadas con el norte hacia arriba y el este a la izquierda. Todas las imágenes con la misma configuración:
Instrumento : Newton 400
Longitud focal efectiva : 12 metros
Cámara : Audine KAF400 (pixels : 9 x 9)
Calibración independiente

Para empezar, la fantástica y deliciosa doble doble de Lyra. El sistema completo (2+2) está unido gravitacionalmente. Y por si fuera poco Epsilon Lyrae es más que una estrella cuádruple ¡es quíntuple!
La componente C de la pareja más al sur es ella misma una doble muy cerrada. Su acompañante ha sido detectada en diversas ocasiones mediante interferometría y tiene el bonito nombre de CHR 77 Cc.

Epsilon 2, STF2383 Cc,D mag : 5.3 / 5.4
Medicion :
12/06/2009
Theta : 078°1
Rho : 2"37
Residuals : B2009.448 o-c = -0°4/0"0 Doc1984b (gr. 4)

stf2383.jpg

Epsilon 1, STF2382 AB mag : 5.15 / 6.10
Recientemente se han computado dos nuevas órbitas con periodos de 1725 y 1804 años.
Medicion :
Fecha : 12/06/2009
Theta : 347°4
Rho : 2"37
He ecnontrada exactamente la misma separación para eps1 & 2
Residuals :
2009.448 o-c = -0°3/-0""02 WSI2004b (gr. 4)
2009.448 o-c = -0°3/+0""03 Nov2006e (gr. 4)

stf2382ab.jpg

De nuevo en Lyra y con un periodo orbital de 537 añosSTF2454 AB mag : 8.34 / 9.72
Medicion :
Fecha : 20/06/2009
Theta : 287°8
Rho : 1"32
Residuals :
B2009.470 o-c = -2°3/-0"02 Sta1982b (gr. 5)

stf2454ab.jpg

.../... continuará .../...

[fl]

Hola Francisco,

Residuals are what they are, only dots, the really useful data is a beautiful and definitive orbit

1) what is the exposition time of your individual frames? How many frames?

The shortest exposure time is 60ms and is fixed by the shutter mechanics. I use generally 60ms until mag 10-11 and 130ms above. Exceptionnaly for very dim stars (mg >> 11) or when observing under dense fog, the exposure time is set to obtain an exploitable signal and can be pushed as long as 0.4s/0.5s.
The number of frames depends on seeing, I never take less than 120 frames and multiply this amount until I get enough to reduce properly (control is done with Reduc in real-time). I rarely use more than 480 frames. The complete procedure for a couple is quite long because the time transfer for every frame is about 3 seconds !

2) Do you a photometric filter?

No filter. The use of filter presents shortcomings with my actual setup. First I can't adapt easily a filter-wheel and second it decreases too much the signal which implies a severe increase of the exposure time.

3) what is the pixel scale?

My current sampling is 0.15522"/pixel.

4) You have a version of REDUC for speckle measures. Have a planning an edition of a manual? I have 1054 frames of 26 miliseconds for a close binary and I am very interesting in use this version of REDUC to do speckle.

I must recognize that I don't stress to make a distributable version because very few amateurs are measuring in conditions where interferometric methodology is useful. From time to time I work to get a version widely distributable. Obviously I'll write a manual. It will surely be quite long because I wish it to be didactic and to offer a set of procedures/tools for imaging and reducing as it was with the first versions of Reduc. For sure not in 2009, could be in 2010
The raw version is in use for interferometric measurements on large telescopes since two years, it will be a pleasure to send you a copy of the last evolution, your feedback will be very welcome.

Un fuerte abrazo,
Florent
--------------------------------------------

Traducción libre y apresurada por acafar:

Hola Francisco,

Los residuos son lo que son, sólo puntos, los datos realmente útiles son las preciosas órbitas definitas

1) ¿Cuál es el tiempo de exposición de los frames individuales? ¿Cuántos ?

La exposición más corta es 60 ms y viene fijadda por el mecanismo del obturador. Habitualmente uso 60ms hasta mag. 10-11 y 130ms a partir de ahí. Excepcionalmente y para estrellas muy débiles o cuando observo bajo niebla densa puedo llegar hasta 0.4/0.5s.
El número de framse depende del seeing, nunca tomo menos de 120 frmase y multiplico esta cantidad hasta que logro una buna reducción (el control se lleva a cabo mediante reduc en tiempo real). Rara vez utilizo más de 480 frames. El procedimiento completo para un par es bastante largo porque el timepo de gransmisión para cada frame es de ¡alrededor de 3 segundos!

2) ¿Utilizas algún filtro fotométrico?

Sin filtros. El uso de filtros plantea problemas con mi configuración actual. En primer lugar no puedo adpatar fácilmente una rueda de filtros, y en segundo lugar disminuye en exceso la señal, lo que implica un gran incremento del tiempo de exposición.

3) ¿Cuál la escala por pixel?

Actualmente 0.15522"/pixel.

4) Tienes una versión de REDUC que permite hacer mediciones speckle. Tienes planeado publicar algún manual? Tengo 1054 frames de 26 milisegundos de una binaria cerrada y estaría muy interesado en utilizar esta versión de REDUC para hacer mediciones speckle.

Debo confesar que no me he interesado mucho en hacer una distribución porque hay muy pocos amateur que hagan mediciones en las condiciones en las que la tecnología de la interferometría es útil. De vez en cuando trabajo en una versión que pueda ser distribuida, y obviamente escribiré el manual. Seguramente me tomará bastante tiempo porque quiere que sea didáctico y ofrece un conjunto de procedimientos/herramientas para tomar imágenes y reducirlas tal y como se hizo con las primeras versiones de Reduc. Con seguridad no será en 2009, puede que en 2009
La versión versión actual se utiliza para mediciones de interferometría en grandes telescopios desde hace dos años, será un palcer enviarte una copia de la última evolución, tu feedback será bienvenido.

Un fuerte abrazo,

Florent

[jordillo]

donç no se que dirte...

[frica]

Dear friend Florent:

thank you very much for your response. It is gratefull to see that you made "superspeckle" measurements with about 60 miliseconds or more. I am looking forward to use the version of REDUC for speckle measures. I will use with 1054 images with 26 miliseconds of a STF2744. Several days ago I tried to do speckle with REDUC and I had not obtain my objetive.

When I take images from Carlos Sanchez Telescope sometimes we have tested a software that made a fantastic treatement of binary images. This software use a treatement of type Wavelet. This software is being develoved in the IAC and it is experimental. For close and high delta magnitude Hipparcos binaries, the results were wonderful. But I have discovered a very similar treatment in IRIS software. This treatement is called also WAVELET. See the incredible results:

stf2744_reduc_wavelet.jpg

This binary has an angular separation of about 1.2 arcseconds. The image were taken using a 0.4 meter telescope with a 4117 mm of focal length. The pixel scale was of 0.2338 arcseconds (so the stars are at 5 pixels).

Florent please could you send mi the last version of REDUC to do speckle? Thanks.

[quote="fl"]
[The shortest exposure time is 60ms and is fixed by the shutter mechanics. I use generally 60ms until mag 10-11 and 130ms above. Exceptionnaly for very dim stars (mg >> 11) or when observing under dense fog, the exposure time is set to obtain an exploitable signal and can be pushed as long as 0.4s/0.5s.
The number of frames depends on seeing, I never take less than 120 frames and multiply this amount until I get enough to reduce properly (control is done with Reduc in real-time). I rarely use more than 480 frames. The complete procedure for a couple is quite long because the time transfer for every frame is about 3 seconds !

[Nachote]

Rafa, te tomo el relevo y con tu permiso voy a traducir (libremente, como siempre) el mensaje de frica en este interesantisimo hilo...

Dear friend Florent:
thank you very much for your response. It is gratefull to see that you made "superspeckle" measurements with about 60 miliseconds or more. I am looking forward to use the version of REDUC for speckle measures. I will use with 1054 images with 26 miliseconds of a STF2744. Several days ago I tried to do speckle with REDUC and I had not obtain my objetive.

When I take images from Carlos Sanchez Telescope sometimes we have tested a software that made a fantastic treatement of binary images. This software use a treatement of type Wavelet. This software is being develoved in the IAC and it is experimental. For close and high delta magnitude Hipparcos binaries, the results were wonderful. But I have discovered a very similar treatment in IRIS software. This treatement is called also WAVELET. See the incredible results:

stf2744_reduc_wavelet.jpg

This binary has an angular separation of about 1.2 arcseconds. The image were taken using a 0.4 meter telescope with a 4117 mm of focal length. The pixel scale was of 0.2338 arcseconds (so the stars are at 5 pixels).

Florent please could you send mi the last version of REDUC to do speckle? Thanks.

Estimado amigo Florent:

Muchas gracias por tu respuesta.
Es reconfortante ver que haces mediciones "superspeckle" con tiempos de 60 milisegundos o más. Tengo muchas ganas de usar la versión de REDUC para medidas speckle. Lo utilizaré con 1054 imágenes de 26 milisegundos de STF2744. Hace unos días traté de hacer speckle con REDUC y no conseguí mi objetivo.

Con las imágenes del Telescopio Carlos Sánchez a veces hemos probado con un software que hace un tratamiento fantástico de las imágenes de binarias. El software utiliza un tratamiento del tipo Wavelet. Este software se está desarrollando en el IAC y es experimental. Para binarias del Hipparcos cerradas y con gran diferencia de magnitud, los resultados fueron maravillosos. Pero he descubierto un tratamiento muy similar en el software IRIS. Este tratamiento se llama también Wavelet.
Mira que increíbles resultados :

Adjunto: stf2744_reduc_wavelet.jpg

Esta binaria tiene una separación angular de alrededor de 1,2 segundos de arco. La imagen fue tomada usando un telescopio de 0,4 metros con 4117 mm de longitud focal. La escala de pixel fue de 0.2338 segundos de arco (las estrellas están separadas por 5 píxeles).

Florent, por favor, ¿Podrías enviarme la última versión de REDUC para hacer speckle? Gracias.

[fl]

Hola doblistas

Thank you translators for the hard work

It's very interesting to see that pros explore the wavelet transform for resolving binaries. Are they using the wavelet combined with interferometry or directly from spatial images ?
From memory I can't remember others using it largely in this domain. They often use denoising median filter or equivalent in combination with auto/inter/correlation and DVA. These filters have also some shortcomings and must be applied knowing exactly what one is doing but it isn't the subject of the thread.
French amateurs used wavelet several years ago in order to get measurements on very difficult pairs. Have a look on the ADS for several papers authored Salaman, Morlet, Gili in A&A around 2000 for references. They used very low coefficients values.
Iris and other processing software compute various types of wavelet transform (Iris uses the 'à trou' algorithm). For the eyes the result is generally outstanding (it's true also for unsharp masking and other kernel filters), but what happens to the light distribution ? One must remember that wavelet can do the best and the worst as many other enhancement filters.
The main question is : Is the astrometry of close stars modified with the type of wavelet transform used ? I don't know the answer. With low coefficients the effect could be acceptable but with high coefficients values ... Is there any mathematician on the forum ?

Francisco, I'll write a short howto for the essential procedures and send you a speckle version very soon. Keep an eye on your mailbox !

Un fuerte abrazo,
Florent