Come utilizzare MPO Canopus per ottenere una curva di...

Come utilizzare MPO Canopus per ottenere una curva di luceLorenzo Franco ([email protected])

[versione del 1 maggio 2017]

PremessaQuesto breve tutorial ha lo scopo di fornire un aiuto agli astrofili interessati ad ottenere la curva diluce di un asteroide con i dati faticosamente acquisiti in una o più notti osservative. Il tutorial sifocalizza sui principali passi operativi e per i dettagli si rimanda alla guida di riferimento “MPOCanopus and PhotoRed Reference Guide” distribuita insieme al software. Per questo tutorial è statautilizzata la versione 10.7.7.0 del 22 luglio 2016 di MPO Canopus.

ConfigurazioneE' estremamente importante configurare correttamente MPO Canopus, altrimenti si potrannoincontrare diversi problemi nella successiva fase di riduzione. Da notare che i dati di configurazionevengono salvati “per nome” su un profilo che potrà poi essere facilmente sostituito nel caso siutilizzino diverse configurazioni. Il pannello di configurazione riporta cinque “tab” specifici, vediamoquelli indispensabili per la fotometria.

General: Raggruppa i dati caratteristici del proprio setup, dalle coordinare dell'osservatorio altelescopio ed alla camera CCD. I dati richiesti sono simili a quelli utilizzati per la configurazione diAstrometrica.Catalogs: Raggruppa i cataloghi di riferimento da utilizzarsi per la riduzione astrometrica efotometrica. I cataloghi vengono copiati durante la fase di installazione del software. Di norma ilcatalogo fotometrico di riferimento è MPOSC3, una sorta di estratto di vari cataloghi fotometrici. Adogni modo consiglierei di utilizzare il catalogo CMC15 poiché rappresenta un' ottima fonte di datifotometrici e la cui consistenza interna in banda R è inferiore a 0.05 mag, tipicamente 0.03 mag.Photometry: Di solito per la fotometria degli asteroidi si preferisce utilizzare il filtro “R” (DefaultFilter). Si può utilizzare indifferentemente “Range” o “Absolute” se si vuole rappresentare la curva diluce in magnitudini relative o reali.

Lorenzo Franco ([email protected])(A81) Balzaretto Observatory, Rome web (http://digilander.libero.it/A81_Observatory)facebook (https://www.facebook.com/a81balzarettobservatory)

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La fase di riduzione fotometrica

Per semplificare la fase di riduzione fotometrica consiglierei di calibrare con dark e flat tutti i framedella sessione, facendo anche l'allineamento a due stelle per eliminare ogni potenziale drift e/orotazione di campo. A questo scopo si potrà usare lo stesso MPO Canopus (funzione [Utilities]->[Image Processing ...]) o qualsiasi altro software come Maxim DL, Astroart, ...

Fase 1 – Apertura fotometricaCarichiamo la prima immagine della sequenza con la funzione [Image]->[Open...] ed impostiamo concura l'apertura fotometrica, aiutandoci con i tools “Zoom” e “Star Profile”. Il primo attivabile con il clickdestro sull'immagine [Zoom]->[Zoom 4:1] ed il secondo dal menù [Utilities]->[Star Profile].L'impostazione dell'apertura fotometrica dovrà essere 2-3 volte la FWHM media delle stelle presentinel campo. Nel nostro caso la FWHM è di 3 pixel e l'apertura impostata è di 7 pixel di raggio(7/7/5/11). Occorre verificare che il profilo gaussiano della stella resti tutto (o quasi) all'internodell'apertura. Si possono sperimentare diverse altre aperture verificando il profilo stellare ed il valoredel rapporto segnale/rumore (SNR). L'apertura migliore sarà quella che ci permetterà di massimizzareil SNR. Occorre comunque tener conto anche di eventuali cambiamenti di seeing durante la notte o distelle non perfettamente rotonde a causa di una guida non perfetta. In questo caso sarà preferibiletenersi su una valore di apertura leggermente più alto per essere sempre sicuri di raccogliere tutto ilsegnale.


Fig. 1: Impostazione dei cataloghi astro-fotometrici ed impostazioni per la fotometria.



Fase 2 – Riduzione astrometricaAdesso che abbiamo impostato l'apertura possiamo passare alla fase di riduzione astrometrica con lafunzione [Image]->[Auto match/measure].

Se non è stata impostata la keyword “OBJECT” nell'Header del FIT con il nome dell'asteroide,occorrerà inserirne il nome nell'apposita finestra di dialogo “Charting Information”.


Fig. 2: Impostazione dell'apertura fotometrica con l'ausilio del tool Star Profile.

Fig. 3: Selezione dell'asteroide per la riduzione astrometrica.



Trovata la soluzione astrometrica, il pannello di sinistra riporterà le stelle del catalogo ed i lororiferimenti numerici. A questo punto l'immagine del catalogo potrà essere nascosta, utilizzando lafreccia “<-” nella barra del menù in alto e lasciando in visione solo l'immagine CCD.

Fase 3 – Nuova sessione fotometricaPrima di avviare la sessione fotometrica vera e propria dobbiamo inserire una nuova sessione con lafunzione [Photometry]->[Sessions...]->[New], specificando il nome dell'asteroide e la bandafotometrica utilizzata nella sessione CCD e quella del catalogo fotometrico (es: R -> R, V -> V, C -> R). E'importante ricordarsi di premere il tasto [Calc M/D/P] attraverso cui MPO Canopus calcola lenecessarie correzioni di magnitudine, distanza e fase.


Fig. 4: Schermata ottenuta dopo la riduzione astrometrica. A sinistra troviamo la mappa del catalogo con le stelle diriferimento ed a destra l'immagine CCD. Utilizzando le frecce del menù in alto è possibile visualizzare entrambe le mappe osolo una per volta.



Fase 4 – Sessione fotometricaAdesso possiamo avviare la sessione fotometrica vera e propria con [Photometry]->[Lightcurvewizard...]. Rispondiamo [Yes] alla finestra di dialogo “Clear Current settings”.

All'avvio del wizard carichiamo la prima immagine della sequenza e quindi andiamo avanti con il tasto[Next >>].


Fig. 5: Inserimento della nuova sessione con il nome dell'asteroide, la banda fotometrica utilizzata e quella del catalogofotometrico. Ricordarsi di usare il tasto [Calc M/D/P] per calcolare le correzioni di magnitudine, distanza e fase.



Sul pannello di scelta delle stelle di confronto attiviamo la funzione “Comp Star Selector” che ciaiuterà nella scelta delle stelle di confronto da utilizzarsi per la fotometria. Selezioniamo [Plot Comps]e quindi l'opzione “Solar” che restringe l'intervallo solo alle stelle di tipo solare. Gli asteroidi riflettonola luce del Sole ed è quindi opportuno, per migliorare la fotometria, scegliere stelle dello stesso tipo(stesso indice di colore). Con l'opzione “Show on image” le stelle di tipo solare verranno evidenziateanche sull'immagine CCD con un cerchio di colore verde per una loro più semplice identificazione.

Per scegliere le stelle di confronto possiamo (indifferentemente) fare clic sulle stelle dell'immagineCCD o sui punti della retta “Comp Star Selector” e quindi “Set Comp 1, 2,..,5”. Si consiglia di sceglieresempre tutte e cinque le stelle di confronto e di non limitarsi a sceglierne solo una o due.


Fig. 6: Carichiamo la prima immagine della sequenza ed andiamo avanti con il tasto [Next >>].



Completata la selezione delle stelle di confronto dobbiamo trasferire i loro dati fotometrici all'internodella sessione MPO Canopus e per farlo dobbiamo usare la funzione [Transfer] che si trova sul tab“Comps” della finestra “Comp Star Selector”. A questo punto possiamo chiudere con [Close] la finestra“Comp Star Selector”.


Fig. 7: Attiviamo “Comp Star Selector” attraverso il quale possiamo scegliere le stelle di confronto dal catalogo fotometrico.Notare l'opzione “Solar” con la quale si evidenziano le stelle di tipo solare.

Fig. 8: Trasferimento dei dati fotometrici delle stelle di confronto sulla sessione MPO Canopus.



Dobbiamo completare questo primo pannello con l'inserimento delle coordinate (X, Y) del nostroasteroide (target). Per facilitarne l'individuazione possiamo usare la funzione [Shop Path] che cimostrerà il percorso dell'asteroide ed un cerchietto sulla posizione corrente. Selezioniamo l'asteroidesull'immagine CCD e facciamo clic su [Target] per trasferire le sue coordinate nella sessione.

Carichiamo l'ultima immagine della sequenza (nel nostro caso la 77a).


Fig. 10: Ultima immagine dellasequenza.

Fig. 9: Selezione delle coordinate dell'asteroide (target) sulla prima immagine. Show Path ci aiuta adidentificarne la posizione.



Dobbiamo confermare la posizione della prima stella di confronto e la posizione dell'asteroide.Troveremo la prima stella di confronto sulla medesima posizione, se avremo allineato in precedenza leimmagini della sequenza. L'asteroide naturalmente si troverà in una posizione differente ed anche inquesto caso [Show Path] ci aiuterà ad individuarlo.

Definite le coordinate delle stelle di confronto e quella dell'asteroide sulla prima ed ultima immaginedella sequenza, possiamo caricare tutte le immagini (dalla prima all'ultima) utilizzando l'appositopannello di selezione del wizard.


Fig. 11: Sull'ultima immagine dobbiamo confermare la posizione della prima stella di confronto e lanuova posizione dell'asteroide.

Fig. 12: Selezione di tutte le immagini della sequenza sucui fare la fotometria.



Siamo pronti per la avviare la sessione fotometrica vera e propria. Consiglierei di utilizzare laprocedura manuale (non Auto) per controllare meglio su ogni frame la posizione dell'asteroiderispetto alle stelle di campo, saltando le immagini nelle quali l'apertura fotometrica viene contaminatadalla presenza di stelle di campo. E' possibile saltare da un frame all'altro semplicemente con undoppio clic sulla lista dei frame.


Fig. 13: Avvio della sessione fotometrica con la prima immagine. Si consiglia diusare la procedura manuale per escludere i frame in cui la posizione dell'asteroidesi sovrappone a quella delle stelle di campo.



Completata la sequenza fotometrica con l'ultima immagine non possiamo far altro che chiudere ilwizard con [Close].

Verifica della sessione fotometrica

Passiamo adesso alla verifica della sessione fotometrica appena inserita. Selezioniamo [Photometry]->[Sessions...] e la sessione appena inserita, quindi premiamo il tasto [Edit]. A questo punto con il tasto[Values] del tab “Observations” popoliamo con i dati fotometrici della sessione. Se non si saranno stativeli durante la notte nel tab “Comparison Plots” vedremo una curva regolare con la magnitudine rawdella stella di confronto. La magnitudine sarà massima al momento del passaggio in meridiano per poidecrescere man mano che si abbassa sull'orizzonte. Nel caso di veli e/o nubi questa curva sarà moltopiù irregolare. Il tab “Catalog Check” ci mostra la sovrapposizione delle cinque curve di luce ottenutetra il target e le stelle di confronto. Le curve di luce dovranno essere ben sovrapposte tra di loroaltrimenti (forse) ci troviamo di fronte a qualche problema. Ad esempio una delle stelle di confrontopotrebbe essere una variabile o ci sono problemi di altra natura. In questi casi sarà meglio escludere lastella di confronto per la quale si nutrono dei dubbi, togliendo il segno di spunta “Use” sulla stella diconfronto nel tab “Session Data” al fianco delle coordinate. Ricordarsi di premere nuovamente[Values] prima di andare a controllare nuovamente. Infine [Save] sul tab “Session Data” per salvare icambiamenti effettuati sulla sessione.


Fig. 14: Completamento della sequenza fotometrica con l'ultima immagine.




Fig. 15: Pannelli di controllo della sessione fotometrica e delle stelle di confronto.



Lightcurve analysis

Passiamo adesso alla fase di analisi delle curve di luce ottenute, attraverso cui possiamo determinare ilperiodo di rotazione dell'asteroide. Selezioniamo la sessione dell'asteroide su cui lavorare con[Photometry]->[Session...] ed accediamo alle funzioni di analisi del periodo con l'opzione del menù[Pages]->[Lightcurve analysis].

Quando si hanno a disposizione più sessioni è preferibile iniziare con l'opzione “Raw” per prenderevisione di tutte le sessioni insieme ed anche per verificare che siano allineate sugli stessi valori dimagnitudine. Premiamo il tasto [Find] per avviare la visualizzazione del grafico

E' evidente che un asteroide osservato in periodi diversi presenti anche una magnitudine diversa. MPO Canopus effettuain automatico il ricalcolo della magnitudine utilizzando i parametri H-G definiti in MPCOrb.


Fig. 16: Avviare una visione di insieme su tutte le sessioni con l'opzione “Raw” e [Find].



Passiamo adesso alla vera e propria analisi del periodo, ma prima chiariamo il significato di alcuniparametri fondamentali che utilizzeremo in seguito.

Order: specifica l'ordine della serie, ovvero quante sinusoidi saranno utilizzate dall'algoritmo perl'analisi di Fourier. E conveniente mantenersi su un valore basso (4-5).Min: specifica il valore minimo (in ore) del periodo da cui iniziare la scansione. Difficilmente gliasteroidi di fascia principale avranno dei periodi di rotazione inferiori a 2.5 ore (spin barrier).Size: rappresenta lo step (in ore) dell'incremento della scansione. E preferibile non usare valori troppobassi se non si dispone di numerose curve di luce ottenute in diversi mesi.Steps: rappresenta il numero di iterazioni da cui si deduce il limite superiore della scansione delperiodo (in ore). Abbiamo: max = [min] + [size] x [steps]. Nel nostro caso 1+0.01x2000 = 21 ore.Mediamente il periodo di rotazione degli asteroidi si colloca tra 6 e 24 ore.

Togliamo il segno di spunta su “Raw” e quindi [Find]. Al termine del calcolo, la cui durata dipende daiparametri inseriti e dal numero di curve di luce, otteniamo la curva di luce composita, in fase sulperiodo dominante.


Fig. 17: Vista d'insieme sulle sessioni disponibili e da analizzare. Le due curve sono ben allineate tra di loro.



Dobbiamo porre molta attenzione al risultato che otteniamo, poiché potrebbe essere sbagliato. Il“Period Spectrum” mette in relazione il valore RMS (Root Mean Square) rispetto al periodo. Di solito ilperiodo più probabile corrisponde anche al valore di RMS più basso. Nel nostro caso vediamo dueminimi nel “Period Spectrum” di quasi identica ampiezza. Il primo di circa 2.5 ore ed il secondo di 5ore. La prima soluzione è da scartare in ragione del fatto che è molto vicina alla “spin barrier“ edinoltre corrisponde ad una soluzione mono-modale (un massimo ed un minimo per ciclo). Gli asteroidimostrano invece (di solito) curve di luce bimodali (due massimi e minimi per ciclo). La secondasoluzione 5.11 ore è quella che scegliamo.

Possiamo migliore la sovrapposizione delle curve di luce applicando dei piccoli offset nella finestra“Comp Adjust” e [Replot]. L'obiettivo è quello di minimizzare il valore RMS riportato sul tab “Data”della finestra “Period Spectrum”.

Infine con il segno di spunta su “Fourier” otteniamo il fit sovrapposto della nostra curva di luce conquello teorico ottenuto dall'analisi di Fourier. Il plot ci riporta anche l'ampiezza in magnitudini dellacurva di luce (0.72 mag nel nostro caso).


Fig. 18: La curva di luce in fase sul periodo dominante di 5.11 ore ed il Period Spectrum.



Per salvare la curva di luce in formato .png non dobbiamo far altro che usare l' opzione “Save LC plot” e scegliere la cartella dove salvare il file.


Fig. 19: Curva di luce fasata sul periodo di 5.11 ore e sovrapposta al fit teorico ottenuto dall'analisi di Fourier. Il fit si ottienecon il segno di spunta sull'opzione “Fourier”.

Fig. 20: Salvataggio in formato .png della curva di luce.



Infine per esportare i dati delle sessioni (.FF2) allo scopo di scambiarle con altri osservatori dobbiamousare la funzione [To File] di “Session Data”. I due file prodotti conterranno tutte le sessioni chesaranno state selezionate al momento dell'esportazione.


Fig. 21: Fase di esportazione delle sessioni MPO Canopus.



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