BATC 总结 蒋兆基 2002,11,14 2008,10 修订 2008,11,05 2008，10 修订： 主要是增加了对 （六） /batc1/rhbin/下执行程序的说明 A。 读者会注意到，源程序存放在/batc1/rhsrc 和 /batc1/rhbin下 存放在/batc1/rhbin下的源，均为近年发展的程序，它们与4KCCD 有关，同时考虑了与处理2KCCD数据的兼容。 B。 存放在/batc1/rhsrc/下的源，大部分早于2006年。若晚于2006， 说明有过修改。功能更完善。 C。 2006年，本系统的执行命令遭受病毒感染，所以在2006年重新编译。 D。 有部分程序，是在做PIP3时发展的，为了批处理方便，可以说对 读者毫无用处，例：cpfit (把某天区的FITS文件拷到当前目录） 这些程序没太考虑周全，篇幅小，容易读懂。 E. 包含了DOS，SMT部分观测程序，不能保证是当前使用版本，所以 切不可用此处的程序去覆盖DOS，SMT机的程序。 F. 在整理本章节时，移走了/batc1/rhbin/下一些次要程序，当注意。 G. 文中提及的源， 可在/batc1/rhbin,/batc1/rhsrc 找到. H. 若上两个目录存在相同文件名的文件，以时间为准，以/batc1/rhbin为准。 一. BATC 巡天数据处理概述 二. BATC 数据库 三. BATC PIPELINE 1 四. BATC PIPELINE 2 五. BATC PIPELINE 3 六. BATC 程序说明 ----------------------------------------------- 一. BATC 巡天数据处理概述 利用兴隆60/90cm Schmidt 望远镜, 加上 2kX2k 象元CCD采集数据系统, 每天拍摄天文图像, 同时拍摄平场, Bias, 暗流图像, 图像58角分见方. 上述图像称之为原始图像, FITS格式, 16bit, 每幅图像大小为8兆字节. 一般不向外提供原始图像, 而提供的是经过 PIPELINE 1 处理后的图像, 仍为FITS格式, 32bit, 实型数据, 因此每幅图像大小为16兆. PIPELINE 1 做了如下处理: 平场改正, 位置定标, FITS头文件中加入天 文参数. PIPELINE 2 是利用DAO程序, 加上一套适合我们观测仪器的参数, 定出单 幅CCD图像上的天体的位置及仪器星等. 在做PIPELINE 2 之前, 往往先将同颜色同天区的图像进行合并. PIPELINE 3 出多色星表. 多年来, 经 PIPELINE 1 处理后的巡天数据, 已超过300G, 2万多幅图像. 发展了一套BATC数据库程序, 供检索. 数据以两种方式存放, 硬盘与光盘. 硬盘存放地点: 科学院北大天体物理中心,国家天文台,台湾中央大学,韩国. 光盘存放地点: 科学院北大天体物理中心,兴隆观测站,台湾中央大学. 当前计算机处理平台: PC机, RedHat Unix 操作系统. 计算机图像处理系统: PGPLOT 由于下面不再介绍 PGPLOT和GSC星表, 在此说明几句. PGPLOT 由T.J.Pearson, California Tnstitute of Technology 等人开发. 天文界广泛使用的免费软件包, 使用者在自己编写的程序中调用其子程序. C 语言,FORTRAN语言都可使用. BATC 使用的PGPLOT, 已经过本人扩充, 加上汉字, 图像灰度, HP打印机, GIF格式驱动等等. 在RedHat 6x,7x,8x 上都能运行. BATC PGPLOT 在vega:/vega2/pgplot下: 光是几个文件, 拷贝到自己计算机的目录下, 做一个链: ln -s 实际存放下列文件目录 /vega2/pgplot grfont.dat rgb.txt han.24 han.48 字符,汉字文件. 运行时用. libpgplot.a 库文件, 链接用户程序时用. pgxwin_server 启用PGPLOT时, 自动运行, 属性为可执行文件. readme 为环境设置文件, 插入到你的 .tcshrc 文件中去. BATC 图像处理, 位置定标与GSC等星表密切相关, 也应该安装上星表系统. 在vega:/EOD下, 300兆数据. 做法同上, 拷贝完文件后, 做一个链. 指向/EOD 我们的处理命令文件, 均放在 vega:/vega2/rhbin中. 由于历史原因, 需 再做个链, ln -s /vega2/rhbin /vega2/qso5bin 二. BATC 数据库 BATC 数据库是实际数据的压缩版, 不到两张光盘, 可以方便地安装在任何 个人电脑上, 根据检索到的文件名, 再到上面提及的地方调出实际图像. 利用 BATC 数据库, 也能开展一些研究工作. BATC 数据库用TK/TCL语言写成主体, 名为batc, 在/vega2/rhbin 运行中读一些数据文件, 在vega:/base下, 目录名即为实际光盘名. 文件名 冠以 j_, 以此区分实际图像文件名. 运行中读一些参数文件, 在vega:/base下, 以.打头, 用 ls -la 显示文件名. .all 包含所有图像文件名, 观测对象名, 观测时间, 所在目录... .object 观测对象名表. .coord 观测对象位置表. .field 观测对象,天区名对照表. 运行中调用一些C,FORTRAN程序, 如dh5,st_b1..., 在/vega2/rhbin 显示打印图像用到了PGPLOT库. 安装 BATC 数据库很简单, 类似上面提到的PGPLOT安装, 只要求上述文件在 规定的路径下找到, 做完链, 在.tcshrc中有/vega2/rhbin路径便可. 运行BATC程序更简单, 在xterm窗口下键入batc, 再用鼠标点点就行. 从几方面压缩BATC图像, 压缩了400倍左右, BATC图像, 2048*2048*4字节+FITS头. 大于16兆字节 数据库图像性质: A. 4*4 pixel 合并, B. 实型数据转为单字节, C. 利用HUFFMAN原理, 自编压缩&解压缩程序. 数据库图像没有进一步科学处理能力, 具有其它一切功能. 可以作一些统计工作. 1. 保留FITS头上信息, 仍以ASCII码形式. 直接显示. 2. 能观看图像, 放大和打印. 3. 能得到星星的坐标. 数据库能从如下方面进行检索: a. 观测日期 b. name 观测对象名. (从FITS头中得到) c. field 天区 d. coord 坐标 (不常用) 数据库能统计观测对象按颜色排列的曝光时间. 数据库能扩充. (由本人完成) 数据库图像可以转成标准GIF格式, 用gh5, (在/vega2/rhbin下) 但保留不了FITS头信息. 文件大小和压缩前的文件相当, 可见数据库压缩很成功. 使用注意事项: 1. 在用户有读写权限的目录中进行操作, 运行时产生暂态文件, batc.tmp 该文件包含了当前所检索到的信息, 可自行改名或打印 2. 由于个别天区取名不规范, 虽然在扩库时已经做了调正, 但不完全, 建议搜索已观测天区, 从两方面入手, NAME, FIELD. 以防漏检. 比较两个batc.tmp文件, 作出判断. 3. 标准星图像不是2048*2048大小, 用观测日期检索. 4. 极少数图像,刻盘时刻重了, 发生在紧挨着的两张光盘上. 5. 极少数图像用NAME,FIELD检索不到, 而用观测日期能检索到, 原因是, 图像 质量太差, 定不出位置参量, 用户一般是不会去处理这些资料的. 三. BATC PIPELINE 1 完成于95-96年, 综合了大家对BATC数据处理的意见,写了一批程序, 由一个名为 PIP的C语言写成的程序去解释完成任务, (见TASK) 其间调用各个独立程序. 利用原始暗场,原始平场,原始数据, 经PIPELINE 1 生成对应于各个原始图像, 经 暗场平场改正的, 并且经过位置定标的, 供光盘保存及发布,可直接使用的FITS文件. 用到如下程序: flaten 平场改正. mean_val 统计2048*2048图像的平均值. coord BATC图作位置定标, 加上各种天文量 overscan overscan 改正 statsky 统计BATC图像天光, 写入fits头 superbias 统计多幅bias图像, 成一幅bias图像. superdark 统计多幅dark图像, 成一幅dark图像. superflat 统计多幅flat图像, 成一幅flat图像. 此步工作, 由兴隆观测站的观测助手完成. task文件具有如下型式: **bias: d9383xB111.ccd v d9383xB112.ccd d9383xB113.ccd d9383xB114.ccd d9383xB115.ccd v d9383xB116.ccd d9383xB117.ccd d9383xB118.ccd **flat_b: /dele /medi d9384bF115.ccd d9384bF116.ccd d9384bF117.ccd d9384bF118.ccd **data: /color=6 /dele d9385bP121.ccd d9385bS121.ccd 有些图像, 曝光太浅,太深, 原始坐标偏差太大, 需要人工干予, 用tv_coord 程序定出位置定标参数. 在FITS头, 增加的信息是: (按排列为序) 天光背景值 Seeing 位置8参数: 利用GSC星表, 一般位置精度定在0.5角秒以内, 选星数目大于100 实际意义是XY平面到赤经赤纬, 坐标转换矩阵, (还得加上球面到平面的投影处理) a81 a84 两坐标系统, 坐标轴比例, a82 a83 两坐标系统坐标轴夹角, 是小量. a85 a86 两坐标系统原点偏移. a87 a88 历元为2000年的CCD中心的赤经赤纬值. CCD中心位置的银经银纬,黄经黄纬值. 星际红化消光系数 大气质量 CCD中心位置的地平坐标 月相, 月亮的地平坐标, 月亮与CCD连线在XY平面上的方向角. 四. BATC PIPELINE 2 A. pip2 概貌 当今世界上, 处理点源测光, 基本上都采用加拿大Peter B. Stetson的DAOPHOT 程序, 版本不少, 我们从其 UNIX 版本出发, 进行改造. 改造的原因是, 该版本自成体系: 有自己的环境, 对话交互式, 不能进行批处 理. 而且还依赖于STSDAS库. DAOPHOT 提供了全部 FORTRAN源程序, 除了一些STSDAS库中的输入输出子程序. 我的做法是: 分割其程序, 取出所需部分, 根据程序上下文的要求, 编写缺的 哪部分,(STSDAD库没提供源程序), 脱离DAOPHOT的工作环境, 添加自动选PSF星的程 序, 编制适合于处理BATC图象的流程, 修改DAOPHOT部分源程序的处理方法, 这就构 成了pip2. pip2 能处理合并的或没合并的BATC 2048*2048 象元的FITS图象, 每幅图上至多 测星 50,000 颗. (一般在 5,000 颗左右) pip2包括如下独立的任务, 不依赖任何软件环境, 均可独立运行: 1. j_find 在CCD图像上找出点源位置, 生成 .coo 文件 2. j_phot 从 .coo 文件出发, 点源测光, 生成 .ap 文件 3. j_auto 从 .ap 文件出发, 自动选取PSF星候选者, 生成 .lst 文件 3.1 dismk 辅助程序, 查看PSF星候选者 在CCD图上的分布 3.2 dispsf3 辅助程序, 查看每一个PSF星候选者的详细星图及轮廓曲线 4. j_psf 从 .lst 文件出发, 构造PSF表,(点扩散函数), 生成 .psf 文件 5. j_star 从 .psf .ap 文件出发,(原型为allstar), 给出最终结果, 生成.als 6. j_substar 从CCD图上减星, 在pip2流程中要用到 上述程序运行十分简单, 键入程序名, 得一个简单的帮助信息, 在大多数情况下, 程序名加上被处理的图像名, 就能执行. pip2 就是使用不同的选项和文件, 反复调用上述6个程序, 达到最终目的. pip2 运行时要用到一个名为pip2.par的参数文件. 实际运行如下: pip2 图像名 当pip2运行完毕, 产生两个文件: 1. *.als 测光星等位置文件, 格式与 DAOPHOT 的输出结果一致. 每行是一颗星的内容, 它们是: 序号, 列位置, 行位置, 星等, 星等误差, 天光,迭代次数, CHI值, SHARPNESS值(有关 CHI,SHARPNESS 的说明, 请查阅 DAOPHOT 资料) 2. *.mes 信息文件, 包含了pip2.par参数和图像FITS文件头上的部分重要参数. 文件很小, 易于保存. 为后续资料处理, 提供方便. 例: j_xy4ad, 利用上述两个文件, 很容易将点源位置转成赤径赤纬值. B. 合并图象 在运行pip2之前, 往往少不了合并图象这一步. 这是由于我们观测流程所致. 根据经验, 每幅图曝光20分钟, 连续拍摄3次. 之间移动一点位置. 好处是: 每幅图上的星象不宜饱和, 利于望远镜跟踪, 对于剔除坏象元,宇宙线提 供了条件. 坏处是: 增加了CCD读出噪声. 同一天区,同一颜色的图像可以在一起合并, 与拍摄日期无关. 至少3幅图, 至多可以45幅图在一起合并, 当前目录要留有相应大小的硬盘空间. 每生成一个合并图象, 其FITS文件头上的项目关键词 NAXIS,NAXIS1,NAXIS2的 同一行上的第66列位置起, 分别加上: 被合并图象的幅数和没饱和点的ADU值; 合并 图象的公共区域的列方向上的两个值; 行方向上的两个值; 这6个值在pip2运行时 要用到. 有关没饱和点的ADU值的说明如下: 在pip2中, 若遇到饱和的星象, 是不进行测光的, 但必须告诉pip2一个值, 在 pip2.par中称之为HIGH GOOD DATUM, 即上面所说到的没饱和点的ADU值. 在cob50中是如下解决的: 若当前目录内存在一个名为cob.par文件, 那么每幅CCD图的饱和点(>29000)的 替换值取自该文件, 若当前目录内不存在cob.par文件, 那么替换值设定为500,000 写在FITS文件头上的没饱和点的值, 定义为: 替换值-1000. 有关pip2中的 HIGH GOOD DATUM 的取值, 下面还会提到. 在/vega2/rhbin中, 合并图象命令程序有多个, 例cob50sh,cob51,cobad... sh 代表非整象元移动, 如果程序名上不出现, 代表整象元移动. 50 遇到大于29000 ADU值的饱和点, 用500000取代. 彻底剔除. 51 遇到大于29000 ADU值的饱和点, 处理程序视为坏点处理, 合并时并不一定剔除. ad 光考虑图像的位置因数, 直接相加. cob50n 合并薄片CCD图像, 不进行坏象元处理. (薄片CCD几乎无坏象元) 我们常用的程序是, cob50, 整象元移动合并. 合并原理: 1. 对准位置, 位置8参数能解决问题. 各幅图以第一幅图为基准, 相对平移. 2. 找出一批不饱和亮星, 扣除天光背景后,计算每幅图的星光流量, 得到每 幅图对应第一幅图的流量比, 这是往下处理时, 所用到的权重. 数据规一化. 3. CCD坏点用其它图像的中值取代, (坏点表:/vega2/rhbin/badpixel.bin) 4. 剔除宇宙线. 5. 根据权重还原每幅图像流量后,相加. 合并流程: 如果合并同一天的3幅图, 那么相当简单. 1. smooth 每幅图. (如果是厚片CCD图像, 左上方缺个角) 我们有少量薄片CCD图像, 不需要平滑. 2. ls *.fit >1.1 3. cob50 1.1 output.fit 由于坏点表不全, 合并后的图像仍有坏道隐现. smooth 程序根据实际图像,进 行坏道平滑,(相邻点相加除以2). 可以用tv_coord 观看处理前后的图像效果. 如果合并深曝光天区图象, 那么很繁琐, 需要人工干预. 运行batc数据库, 拷贝所需的文件到各个颜色目录. 下面以T518天区, o颜色为例. 1. 运行dirccd1 显示: Filename Obs_date_time (UT) Exp. Size ------------------------------------------------------------- 1: p0089765T518o010 16/02/95 17:00:51 1800 2048 -0.2301345 2: p0089765T518o011 16/02/95 17:33:08 1800 2048 -0.2297081 3: p0330085T518o003 2/01/96 19:37:33 1200 2048 -0.2272744 4: p0330085T518o004 2/01/96 20:02:24 1200 2048 -0.2271882 5: p0330106T518o062 23/01/96 16:39:11 300 2048 -0.2272146 6: p0330106T518o075 23/01/96 17:47:36 300 2048 -0.2258906 7: p1731925T518o021 15/01/01 16:23:56 1200 2048 -0.1912642 8: p1731925T518o022 15/01/01 16:47:14 1200 2048 -0.1909898 9: p1731925T518o023 15/01/01 17:09:49 1200 2048 -0.1907858 10: p1731925T518o024 15/01/01 17:32:33 1200 2048 -0.1906384 11: p1731925T518o025 15/01/01 17:54:59 1200 2048 -0.1902088 12: p1731925T518o026 15/01/01 18:17:25 1200 2048 -0.1899246 第5,第6幅图像是观测标准星时的浅曝光(从Exp.可看出), 如果你的数据已经 足够多, 就扔了, 因为贡献不大, 反而增加读出噪声. 最后一栏很重要, 是CCD图像a82参数值, CCD芯片放置相对于子午线的夹角. 明显分为两组,1-6, 7-12. 是由于打开杜瓦, 重新放置CCD芯片不一致造成的. 合并图像程序不考虑旋转, 须在合并前解决. 不然, 合并后图表角上的星像是 椭圆型的. 一般相差0.005以下, 不作旋转, 旋转操作是非整象元操作, 会引入误差. 2. 检查seeing ls *.fit >1.1 ch_see 1.1 --------------------------- 1: p0089765T518o010.fit 4.62 bad 2: p0089765T518o011.fit 4.49 bad 3: p0330085T518o003.fit 5.01 4: p0330085T518o004.fit 5.23 5: p0330106T518o062.fit 4.85 exp 6: p0330106T518o075.fit 4.66 exp 7: p1731925T518o021.fit 3.90 8: p1731925T518o022.fit 3.75 9: p1731925T518o023.fit 3.60 10: p1731925T518o024.fit 3.72 11: p1731925T518o025.fit 3.96 12: p1731925T518o026.fit 3.91 seeing 太大的图像, 扔了, 不然直接影响合并图像的质量. (最后栏为加注) 有部分早期观测的图像, FITS头中无seeing一项, 显示19.99, 那么 statsky 文件 coord 文件 ! 3. 用tv_coord 目视检查每幅图像, 质量不好, 就扔了. 4. smooth 厚片图像. 5. 回头看2组文件, 第1组就剩2个, 因此以第2组为基准, 旋转第1组2个文件 在第2组选一个, 数值靠中间的为基准. turnold p1731925T518o022.fit p0330085T518o003.fit 03.fit turnold p1731925T518o022.fit p0330085T518o004.fit 04.fit 6. 如果所选文件中存在簿片图像, 则需做updown操作, 两者CCD图像的方向 是反的. 如果全是簿片图像, 不需要做updown操作, 旋转操作用turnnew, 合并 用cob50n 7. 合并文件, 把文件名放在1.1中, 基准文件放在第1行. cob50 1.1 t518o.fit ----------------------------------------- 1: p1731925T518o022.fit 0.0 0.0 0 0 16:47:14 1200 241.77 2: 03.fit 98.2 -23.7 98 -24 19:37:33 1200 202.00 3: 04.fit 89.4 -23.5 89 -23 20:02:24 1200 188.26 4: p1731925T518o021.fit -1.2 12.0 -1 12 16:23:56 1200 239.90 5: p1731925T518o023.fit 24.4 -0.7 24 -1 17:09:49 1200 227.50 6: p1731925T518o024.fit 47.0 -5.3 47 -5 17:32:33 1200 236.65 7: p1731925T518o025.fit 54.0 -0.7 54 -1 17:54:59 1200 242.08 8: p1731925T518o026.fit 72.3 -1.0 72 -1 18:17:25 1200 223.76 ......................................... nstar: 112 ............................. p1731925T518o022.fit platen file ............................. 03.fit scale: 1.04162073 ............................. 04.fit scale: 1.03492451 ............................. p1731925T518o021.fit scale: 0.99390763 ............................. p1731925T518o023.fit scale: 0.998327613 ............................. p1731925T518o024.fit scale: 0.998193979 ............................. p1731925T518o025.fit scale: 0.997423649 ............................. p1731925T518o026.fit scale: 0.996672928 如果发现相对于基准文件的位移太大, 最后栏天光值太大, 扔了重做. 如果位置定标不成功, 改用coord1对合并文件操作. (对簿片合并文件) C. pip2 流程 pip2 由 fortran 写成, 几乎全由系统调用语句组成, 十分明潦, 容易修改. 当前PIP2版本的流程如下, 由22步组成, ( f1 代表FITS图像文件名) 1. j_find f1 12. j_psf f1 1 2. j_phot f1 13. mv f1.fitt f1.fit 3. j_auto f1 j_star f1 4. j_psf f1 -1 14. mv f1.als f1.ap 5. mv f1.ap f1.apt j_substar f1 mv f1.nei f1.ap 15. mv f1.fit f1.fitt j_star f1 mv f1.fits f1.fit 6. mv f1.als f1.ap 16. j_psf f1 2 j_substar f1 17. mv f1.fitt f1.fit 7. mv f1.fit f1.fitt j_star f1 mv f1.fits f1.fit 18. mv f1.als f1.ap 8. j_psf f1 0 j_substar f1 9. mv f1.fitt f1.fit 19. mv f1.fit f1.fitt j_star f1 mv f1.fits f1.fit 10. mv f1.als f1.ap 20. j_psf f1 j_substar f1 21. mv f1.apt f1.ap 11. mv f1.fit f1.fitt mv f1.fitt f1.fit mv f1.fits f1.fit 22. j_star f1 D. 自动选取PSF星程序 j_auto 的详细说明: 概要: 由于CCD上的成像品质与位置变化有关(焦面中心到焦面边缘), 选出的 PSF星应该均匀分布在整个区域. 所以划分成512*512小块, 单独求解. 在运算 过程中, 均利用统计方法, 一步步筛选出好的样本. 若最后不够数, 放宽筛选 条件重做. 最后, 集中每小块结果, 若超过40 个, 则删除星等暗者. 流程: 1. 从合并图像的公共区域, 确定每一小块 512*512象元区域 PSF选出星的上限. K8 = 取整[20e6/(列pixel*行pixel)]; K8 一般取值为 4~~5 颗. 2. 选出星与其它星的 星间距的阀值暂取 >20 象元 3. 读入 *.ap 文件上认为测得比较好的星, (不饱和, 孔径测光结果不奇特) 4. 去掉靠近总边框31象元以内的星 5. 统计求出选出星的邻近天光的平均值和本块内最亮且不饱和星的星等值. 去 掉大于1.2倍天光的星, 去掉暗于 最亮星等+3等 的暗星. 6. 利用 .ap 文件中提供的孔径测光的信息, 每颗星有不同的一组测值, 去掉 "星系" 类的星, 去掉反常测值的星. 7. 去掉邻近星 如果做完此步, 所剩星数已经小于规定上限 K8, 说明该星场为密集星场, 星 间距取20象元太苛刻, 于是星间距缩小5象元后重做. 当星间距等于10象元, 则不再迭代, 直接往下走. 8. 求出所剩星的seeing 及平均seeing 若大于平均seeing 的1.05倍, 删去, 怀疑为星系或双星 若小于平均seeing 的0.75倍, 删去, 怀疑为坏点或宇宙线 9. 删除邻近有亮星的候选者 统计出一个平均天光; 以选出星为中心, 在环形区域内, 15--70象元, 求出大于平均天光的点数; 再统计出上述点数的平均值, 删去大于1.2倍平均值的星; 10. 分别以所选星为中心, 半径为横坐标, ADU值为纵坐标, 构造平面曲线, 形状 为半支高斯曲线, 求出其翼上的起伏值, 具体做法: 在半径为星间距的范围 内, 取出全部 R(i),ADU(I), 以 R 大小排队, 截取 R=FWHM 到 R=星间距 的 一段数据. 累加 绝对值[(ADU(I)-ADU(I+1))/R(I)] 11. 统计上述所剩星的起伏平均值, 常数取1.2, 删去大于 平均值常数倍的星 若所剩星大于 K8, 重做第11步, 至多5次 12. 若所剩星仍大于K8, 则常数减去0.05, 跳到第11步. 总可以使所剩星的数目小 于等于K8. 13. 若选出的星还不到K8的一半, 则放宽一开始的 在.ap 中选星条件. 跳到第 3 步重做, 仅仅迭代一次 14. 把每小块选出的星合在一起考虑 15. 删掉所剩星之间的星间距小于20象元的星. 16. 把所剩星按亮度排队, 若星数目大于40, 则适当删去尾巴上的暗星. PSF候选者 = M - (M-40)/2 最后, 显示每小块的星数目和PSF候选星的值. E. pip2 参数文件 pip2.par 文件存放在一个固定的文件目录内, 其中参数均已选好(郑中原等人 的工作), 适合我们的2048*2048像元的FITS图像. 若不满意, 可以把此文件拷到当 前工作目录, 进行修改, pip2 总是先在当前目录内查找此文件. 若不存在, 再去 /vega2/qso5bin/ 目录内寻找. pip2.par内容如下: ** if following data modified, left a mark as following ** Ex. FITTINF RADIUS = 3.00 /12 96,12,9 is 3.50 ** allowed add comments here only, lines not limited ********************************************* daophot.opt READ NOISE (ADU; 1 frame) = 3.50 / 1 GAIN (e-/ADU; 1 frame) = 3.30 / 2 LOW GOOD DATUM (in sigmas) = 5.00 / 3 HIGH GOOD DATUM (in ADU) = 28000.00 / 4 FWHM OF OBJECT = 3.37 / 5 THRESHOLD (in sigmas) = 3.50 / 6 LS (LOW SHARPNESS CUTOFF) = 0.40 / 7 HS (HIGH SHARPNESS CUTOFF) = 1.20 / 8 LR (LOW ROUNDNESS CUTOFF) = -1.15 / 9 HR (HIGH ROUNDNESS CUTOFF) = 1.25 /10 WATCH PROGRESS = -2.00 /11 -2.0 FITTING RADIUS = 3.00 /12 PSF RADIUS = 6.00 /13 VARIABLE PSF = 2.00 /14 FRACTIONAL-PIXEL EXPANSION = 0.00 /15 ANALYTIC MODEL PSF = 3.00 /16 EXTRA PSF CLEANING PASSES = 3.00 /17 USE SATURATED PSF STARS = 0.00 /18 PERCENT ERROR (in %) = 0.75 /19 PROFILE ERROR (in %) = 5.00 /20 ********************************************* photo.opt A1 RADIUS OF APERTURE 1 = 3.00 / 1 A2 RADIUS OF APERTURE 2 = 4.00 / 2 A3 RADIUS OF APERTURE 3 = 5.00 / 3 A4 RADIUS OF APERTURE 4 = 6.00 / 4 A5 RADIUS OF APERTURE 5 = 7.00 / 5 A6 RADIUS OF APERTURE 6 = 8.00 / 6 A7 RADIUS OF APERTURE 7 = 10.00 / 7 A8 RADIUS OF APERTURE 8 = 12.00 / 8 A9 RADIUS OF APERTURE 9 = 14.00 / 9 AA RADIUS OF APERTURE 10 = 16.00 /10 AB RADIUS OF APERTURE 11 = 18.00 /11 AC RADIUS OF APERTURE 12 = 20.00 /12 IS INNER SKY RADIUS = 10.00 /13 OS OUTER SKY RADIUS = 20.00 /14 ********************************************* allstar.opt FITTING RADIUS = 3.00 / 1 CE (CLIPPING EXPONENT) = 6.00 / 2 REDETERMINE CENTROIDS = 1.00 / 3 CR (CLIPPING RANGE) = 2.50 / 4 WATCH PROGRESS = -2.00 / 5 MAXIMUM GROUP SIZE = 60.00 / 6 PERCENT ERROR (in %) = 0.75 / 7 PROFILE ERROR (in %) = 5.00 / 8 IS (INNER SKY RADIUS) = 3.00 / 9 OS (OUTER SKY RADIUS) = 6.00 /10 ********************************************* end 有二点说明: 1. 参数 HIGH GOOD DATUM 的取值 若是单幅图像, 就取pip2.par中的值, ADU=28000 若是合并图像, 取 被处理图像FITS头上的NAXIS行上的列出值 与 pip2.par 文件中的值 的最大值. 2. FWHM of OBJECT, 在pip2.par中失去意义, 程序自动从FITS头上读取, 根据 seeing大小/1.67 得到象元数. F. 单个程序说明 j_find: 读出噪声与FITS文件上列出的合并图像数目有关, 决定选星多少 选星区域和与FITS文件上列出的合并图像的公共区域有关, 靠近边缘5个 象元以内的星不选. j_phot: 考虑了HIGH GOOD DATUM 和 FWHM 的自动选取问题 j_psf: 程序运行时会对PSF候选者的品质打上记号, 差一点的打上?号, 认为有 问题的打上*号. 若遇到*号, 程序自动删除该PSF星候选者, 重做PSF轮廓. 某些情况下, 例焦面不平, 并不希望删除*者, 那么在命令行上加上 ! 号. 其它程序没有特别说明. G. pip21 实际使用中提出, 由于1平方度的CCD焦面不可能一致, 分成独立的九块区域求 解为好. 增加了 pip21程序, 实质是对 PIPELINE 2的流程作了调正. 如果是蓝端颜色, CCD量子效率低, 拍摄不深, 星少, 仍用 pip2 处理 对2048*2048 pixels 的图, 分成9块来做DAOPHOT, 每相邻两块重迭 200 象元 1 2 3 经测试, 选psf星 取一阶为好 4 5 6 每小块星等校正如下: 7 8 9 以第5块为基准, 先分别校正第2,4,6,8小块 然后, 四个角上的第1,3,7,9块, 用5及相邻两块来校正 最后, 形成总的一个文件. 由于, 选PSF星的区域变小, 自动选星程序有一个新的版本, j_auto9 初始参数: 星等范围 4 个星等, 星间距 15 pixels 如选不到 25颗星, 那么逐步放宽选星条件, 星等从4-->5, pixel 15-->10 如选到的星数目多于30, 那么取亮的星作为PSF星. 新增的程序名为: pip21 将调用新程序: j_1to9, j_auto9, j_9to1 五. BATC PIPELINE 3 输入数据: 合并后的各个颜色的同一天区的FITS文件, 测光夜数据. 最终目的: 形成一个可供发表的, 1平方度的, 多颜色的, 经过测光标准星定 标的, 所谓SED的, 和USNOSA2.0星表在位置上有证认的, BATC星表. 在制作过程中, 并非直接利用 PIPELINE 2的结果. 由于此步是多色处理, 加上 统计效应, 利用 PIPELINE 2中的程序, 来达到目的. 在4个目录内进行操作: deep,con,no,mag3 1. deep 输入合并文件, 输出亮星仪器星等. 全部仪器星等. 2. con 输入该天区测光夜浅曝光图像, 同一天测光标准星定标的数据(周旭). 输入deep的亮星仪器星等. 输出深曝光的各个颜色的合并图像的星等修正值 av.dat 得到各颜色的全部测光星等. 3. no 用孔径测光补上 未能用PSF星求得的星等. 4. mag3 星表加上孔径测光值, USNOSA2.0星表位置证认. 具体做法: 1. 对各颜色做j_find,j_phot 得到各颜色的待求星. 转成赤经赤纬 2. 合并各颜色的待求星, 凡出现3次, 即被选中. 做成一个统一的待求星表. 3. 待求星表转成各颜色的XY坐标, 同时生成"边缘星编号", (靠边20pixel 为边缘星) 4. 生成统一的"边缘星编号", 待后面总星表形成后, 在总星表上贴上"e" 5. 用pip21_8处理各颜色, 免去j_find步骤, 从j_phot开始做. 绝大部分合并图像用3*3分块求PSF星. 星像太少,得不到解的图像用pip21_8_1做, (整幅图求PSF星) 6. 根据各颜色的结果*.als的赤经赤纬, 合并成"总星表", 原则也是出现3次. 7. 转成定标星等, 贴上"e", 根据颜色定标, 改仪器星等为测光星等. 8. 用mo4目视检查所有星象, 贴上"bdgmnst" 9. 用不贴标记的星, 对各颜色分别做一次j_phot, 求得5象元的孔径测光星等及误差, 和已知的总星表上的对应星等做较差统计, 得"中值", 修改孔径测光星等, 贴在 总星表上缺数据的地方. 其测光误差前冠以"X", 以此区分何种测光结果. 虽然补充了不少数据, 但仍有空缺, 原因是孔径测光也测不到结果. 说明: 在2角秒内找到星, 认为是同一天体. 标记说明: b 亮星(饱和), 坐标不准 d 受污染(鬼像,CCD缺陷等) e 靠边, 星像出框架 f 星太暗, 但可见 g 星系 m 混淆 (邻近星的亮度差不多) n 星看不见 s 受亮星污染(在晕中,或spark) t 受星系污染 x 错误的星像, (亮星系引起) X 在PIP2中,在本颜色上没找到此星, 利用已知赤经赤纬, 反推出X,Y座标 人为生成一个*.coo文件, 用j_phot孔径测光, 注意, 有的星误差很大. 在星表上, 仍有一部分星没有星等, (j_phot测不出来), 属于两种情况, A. 太暗; B. 出框架, (合并图像的框架<2048) 深浅曝光图像之间的星等常数确定 发表星等(i)= BATC星等(i) + CONST 星等误差(i)= F ( BATC星等误差(i) , CONST 误差) 下面叙述如何得到 CONST 及 CONST 误差 CONST = CONST1 + CONST2 CONST1: 用测光夜的测光标准星 定出当天浅曝光_BATC天区的值, (周旭完成) CONST2: 1. 用j_find, j_phot 处理浅曝光_BATC天区图像, 得到*.ap 2. 用pip6处理*.ap, 分三步: A. 类似j_auto自动找PSF星的方法, 找到一批"孤立星", 星等范围5个星等. 按照cob50的做法合并. 生成的图像是,中央星的信噪比极高, 背景极平的图像. 按DAO_PHOT的做法, 对该星做不同半径的孔径测光(3--20 PIXEL) 求出5pixel与15pixel的流量比. 取这批"孤立星" 5pixel的星等值, 根据流量比, 归算到15pixel 的星等 B. 深曝光的PSF星的星等, 可以在*.als中找到. C. 取两个框架上坐标对应的30颗亮星, 去3sigma点, 求出平均差值及误差 注: 在/base/photo 的星表中列出的星等误差, 仅为pip2给出的误差 在已发表的文章中, 有叙述, 此误差为主要误差, 其它误差可忽略. 定标误差在文件 av.dat中. 星表: 以T517天区为例: T517i_15.mag2 星表, 实数, 百分之一星等, 有序号,USNOSA20对应星(2角秒) T517i_15.mag3 星表, 同于*.mag2, 增加了孔径测光值, i 以该颜色框架坐标为基准, (挑星多, 合并后图像,质优者, 有时挑 j ) 15 共有多少颜色. center 03:54:16.88 00:19:08.1 2K a b c d e f g ... ... 253 03:56:03.76 -0:05:33.1 21.29 21.10 21.68 19.86 19.50 19.15 18.36 ... zone0825.00887544 19.7B 18.0R X1.49 0.37 X1.66 0.14 0.05 0.04 0.03 ... 3 23.06 21.58 28.09 20.25 19.57 19.13 18.47 ... 4.49 0.66 9.99 0.17 0.05 0.06 0.03 ... 4 24.39 20.85 21.67 20.09 19.50 19.00 18.38 ... 9.99 0.46 1.33 0.19 0.06 0.07 0.04 ... 5 21.28 20.58 21.65 20.14 19.47 18.92 18.35 ... 1.49 0.45 1.66 0.25 0.08 0.08 0.05 ... 6 21.33 20.26 22.19 20.30 19.49 18.84 18.32 ... 1.89 0.41 3.34 0.36 0.09 0.09 0.05 ... 7 21.49 19.92 21.65 20.21 19.50 18.74 18.28 ... 2.59 0.35 2.42 0.39 0.11 0.09 0.06 ... 8 21.96 20.05 20.94 20.36 19.44 18.67 18.27 ... 4.67 0.46 1.46 0.53 0.13 0.10 0.07 ... 10 95.00 20.27 20.57 20.64 19.33 18.59 18.24 ... 9.99 0.74 1.36 0.89 0.15 0.12 0.09 ... 12 95.00 20.03 21.34 21.21 19.38 18.50 18.28 ... 9.99 0.76 3.50 1.90 0.19 0.14 0.12 ... 14 95.00 20.12 21.54 21.50 19.31 18.42 18.19 ... 9.99 1.01 5.20 3.06 0.23 0.17 0.14 ... 16 95.00 19.95 21.17 20.75 18.80 18.24 17.86 ... 9.99 1.05 4.46 1.85 0.17 0.17 0.12 ... e 254 03:52:26.79 -0:06:46.2 19.61 18.53 0.00 17.52 0.00 17.12 16.84 ... zone0825.00874730 17.1B 16.5R 0.18 0.05 0.00 0.02 0.00 0.02 0.02 ... ... 说明: mag=99.00 星出框架. mag=95.00 两种方法均未测出. 星表读出的FORTRAN例子 character*126 d0,d1,d2 real mag(16),err(16) character*1 mark(16) open(1,file='/base/photo/T517/T517i_15.mag2',status='old') read(1,'(a)')d0 nc= 10 read(1,'(a)',end=19)d1 read(1,'(a)')d2 do i=1,nc read(d1(i*6+26:),'(f5.2)')mag(i) read(d2(i*6+26:),'(a1,f4.2)'),mark(i),err(i) enddo goto 10 19 close(1) end PIPELINE 3 程序操作步骤 A. in deep ls *.fit >1.1 put mother filter 1st pip31 B. in con grep Ta01 imag2cali_2002.dat >con1 ab >1.1 source 1.1 ls T*>1.1 av 1.1 >av.dat C. eye check, -->*.mag1 limerr *.mag1 D. in no pip33 Ta01j_14 E. in mag3 pip34 Ta01j_14 每步骤操作细节: 1. ----- find all star in each filter, if finded on 3 frames, choose it make a list, get T*.coo, (in deep directory) j_find t*.fit j_phot t*.fit j_xyapad t*.ap change *.ap-->*.cat if find >=3 color, pick it ls t*.cat >1.1 getapcat 1.1 -->getapcat.cat at edge 20 pixel not do all_star j_ad8xy *.fit (produce: T359a.coo T359a.eds) ls T*.eds >1.1 geteds 1.1 (T*.eds -->eds.dat) 1237/7040 ln -s t*.fit T*.fit 2. ----- start at j_phot, do pip21 in deep directory (or pip21_8_1 for less ADU image ) pip21_8 T*.fit 3. ----- get all_star catalog in deep directory mv *.cat6 ../con ls T*.cat >1.1 ( put mother color frame 1st) getcat 1.1 ! rm ?.cat first, produce order.dat rm T517?.cati* ! do all, use del3; -->getcat.cat 以上是pip31批处理内容 ** will use eds.dat & av.dat putedsav getcat.cat T517i_15.mag1 ! put eds_mark & av.dat or T517i_15.mag0 ! for zmo4 to put marker 4. ----- eye check frames in deep directory ;ls t*.fit >1.1 ! put mother_color frame 1st ! or putmark T517i_15 > T517i_15.mag1 mo4 file T*i_15.mag1 1 ! or zmo4 file T517i_15.mag1 1 limerr T*i_15.mag1 5. ----- append j_phot results to cataloge in no directory, run pip33 T* mv t*.fit ../no cp T*i_15.mag1 ../no takead T*i_15.mag1 >t517.coo j_ad2xy t*?.fit >t*?.coo j_phot *.fit readno T517i_15.mag1 t517? >no.? ls no.?>1.1 readput T517i_15.mag1 1.1 T517i_15.mag (last results) chformat T517i_15.mag T517i_mag2 use tv_coord1 gscno2 to check usnosa2_star. cp T517i_15.mag /base/photo/T517 保存结果 cp T517i_15.mag2 /base/photo/T517 cp con/con1 T*_con.? av.dat cp cob/readme.? batc.tmp cp cob_fit/t517?.fit 以上是pip33批处理内容 以下是得到av.dat步骤: in con: ! put con1 (from zhouxu) in con/color: ! need deep.cat6 , *.fit (low exp.) j_find *.fit j_phot *.fit pip6 deep * 5 ! j_gc2 * 5; j_xy6ad *; all7 deep * tocon >../T517_con.color in con: edit t*_con.? ! put X mark av batch ! get av.dat 以上是pip32批处理内容 in mag3, run pip34 T* mv ../no/*.fit . cp ../no/*.mag . cp ../no/*.mag2 . cp ../con/av.dat . takead1 T*_15.mag >t*.coo j_ad2xy t*?.fit >t*?.coo j_phot *.fit putap T*_15.mag2 T*_15.mag3 cp *.mag3 /base/photo/T* 以上是pip34批处理内容 六. BATC 程序说明 (vega:/vega2/rhbin) （2008，10 修订） 通常, 键入程序名, 会给出简短的说明, 尤其是告之如何组织命令行. 001 ad2lb 赤经赤纬 ----> 银经银纬 002 ad2xy 用 BATC_fits 图, 赤经赤纬 ----> X,Y pixel座标. 003 add_0d unix下的ascii码文件, 转pc格式的ascii码文件, (增加回车符) 和de_0d (029)成对. 004 alard 法国人alard写的图像相减程序, 用3个高斯轮廓去拟合星像, 求得归一的seeing后相减 作如下修改: 使BATC图得以运行, (运行前, 先用"sht"088处理) 1. 分离出参数文件, alard.par, 2. 分割成小块来计算 3. 最后输出结果, 生成fits文件 005 all3 用 gscno (048) 和 pip2 (078,791) 的结果, 作位置匹配. 006 all4 进一步匹配 （版本升级到all7) 007 all_coord 用多个星表, 记号自定, 打在同一张图上. 008 ap_fit 给fits文件加个尾巴, 使其长度为2880的倍数. a641.asm PC控制机右上方中断程序 aa pip3 aaa,aaaa 特例，星表与星表之间，星等显示分布图示 ab pip3 产生批处理文件 account vega机统计网络流量 ab2sunlb 赤经赤纬转黄经黄纬 add2line CCD中心内插加两列数据（早期4KCCD数据采集缺陷） addav pip3 addcolor pip3 addfit? 原始FITS文件（d打头）加上FITS头 addsky 缺陷FITS文件背景加减一个数 addstar 在FITS图象上，造假的PSF星 app4k pip3, 星表添加新颜色数据列 arpp vega启动流量统计 ascii ASCII码表 009 batc BATC压缩数据库检索 010 bh 计算BH星际消光系数, (程序及数据库来自Burstein) 011 bsc 亮星星表检索 badpixel.bin 2002年以前的坏象元表 balance 4K CCD双门读出不平衡，中间有跳变，原始数据需经此步处理。 big52gb 台湾BIG5汉字转国标码 blink PGPLOT 演示程序 bs 汉化亮星表检索 012 cf c 语言编译命令集成, 例: 源程序名为a.c, 键入 cf a 便可. 013 ch5 压缩BATC图400倍, 生成BATC库 014 ch_see 查看多个fits文件的seeing. BATC 图像合并: 015 cob 图像合并, 剔除宇宙线, 坏像元, 框架平移, 流量(减天光)归一后相加 016 cob50 图像合并, 整像元平移, ... 饱和的pixel上填上500000 017 cob51 图像合并, 整像元平移, ... 在同一位置上, 有的图饱和, 有的没饱和 该点作为坏像元处理; 若全饱和,填上500000 018 cobad 图像合并, 整像元平移, 直接相加. 019 cobb 观看框架之间平移量. 020 cobsh 图像合并, 非整像元平移, ... 021 cobsh50 图像合并, 非整像元平移, ...见cob50 022 cobsh51 图像合并, 非整像元平移, ...见cob51 023 cobshad 图像合并, 非整像元平移, 直接相加. 024 coord (pip) BATC图, 作位置定标, 加上seeing,...天文量 c512 512*512 CCD 位置定标 calatmc.c DOS程序, 赤经赤纬变速运动（计算用） cali 整理周旭给出的定标标准星数据程序 cali80430.cat 前一个星等定标文件 cali80616.cat 当前星等定标文件 cali.cat 当前星等定标文件，不含U颜色 cc512 吴江华3峰位置定标 ccd5.bad 2003年以后2KCCD坏象元表，INSRRUME = #5 ch2ds9 根据位置定标8参数，在FITS头加东西，在DS9程序中显示坐标 ch2ds9_216 216望远镜FITS文件，位置在DS9中使能 ch512ds9 512*512 FITS文件， 位置在DS9中使能 ch55 基本同于ch5（013）, 子目录操作有区别 chan48.f 显示PGPLOT库中han.48所含汉字及区位码 charp vega机IP管理 ch_color 改变GIF文件中的颜色 chead 换FITS头，（使用时小心，被换文件的FITS头不再能恢复） checkip vega机IP管理 checkname SMT 远程观测程序之一 checkv 查病毒 checkvv 查病毒 chformat pip3 ch_jd5.c 检查FITS文件的儒略日 ch_jd.c 检查FITS文件的儒略日 chlst.f pip3 ch_sky 查看天光背景 clearvir 杀毒 cob50_30516 2003年以前的cob50 cob504k 4K_CCD 文件合并 cob60 2k扩成6k，文件合并 cobad4k 4K_CCD 直接文件相加 cobb 合并前，观看各文件图象参照第一幅图的位移 cob.par 合并参数 cobsta4k 4K_CCD 相加（先位移，再旋转，最后相加） coord0,1,2,3 2K CCD 位置定标, 自选参数略不同coord. coord4 4k_ccd 位置定标 coord40,41 同上，参数略有不同 coorda 阿美尼亚CCD 位置定标。 coord_moon 北极天区位置定标，（可能没工作） copycon pip3 count vega流量统计 cpfit pip3 025 d_sht fits图边框清零 026 date2jd 日期 ----> 儒略日 027 dbfd 剔除fits文件中的非法浮点数. 028 dct16 jpg 压缩 BATC_fits文件, 和undct16 (098) 成对使用. 029 de_0d 和 add_0d (003)成对. ascii码文件中去回车符. 030 dh5 和 ch5 (013)成对. 介压缩, 显示图像 031 dh6 和 ch5 (013)成对. 介压缩, 镜像显示图像 032 dirccd 显示多个BATC_fits文件头中的信息. 033 disf 显示打印fits文件. 034 dislh 利用BATC图, 作 3" 或 10" 的证认图. 035 dismk 显示pip2中的psf星像. 036 dispsf3 显示pip2中的psf星在2048*2048图像上的位置. 037 dss 和getimage(043)成对, 显示打印DSS星图. dc512 吴江华3峰数据处理 del3 pip3 dim,dim2,dim25 利用星表数据作图 dirccd1 观看当前目录FITS文件头，合并前用 dirccd2 同上，显示略有不同 disfa 图示阿美尼亚FITS dis_find 图示j_find4k .coo 结果 dis_phot 图示j_phot4k .ap 结果 disp1.c DOS机程序 disp5c14.c DOS 望远镜快慢移动工作程序 divfit FITS数据缩小放大 dodeep pip3 038 edfit 编缉fits头 039 ep2ep 历元转换. (批处理） ep2epc 历元转换。（单个） extract vega机流量统计所用 040 ff Fortran 语言编译命令集成, 例: 源程序名为a.f, 键入 ff a 便可. 链上X,pgplot,...库 041 flaten (pip) 平场改正. flaten_300 标准星300*300平场改正 fpcc512 吴江华cc512批处理 frame 计算图象之间的偏差 042 g0 根据给定坐标为中心, 用gsc星表生成1平方度的星表. 043 getimage 和dss(037)成对, 从102张DSS光盘取出fits文件. 该程序来自DSS光盘 044 getsee 在BATC_fits图上, 求seeing. 045 gh5 转BATC库文件, 成GIF文件. 046 gsc 用gsc,sao,...星表, 显示打印finding_chart. 047 gscn 同上, 加上NGC,及测光标准星. 048 gscno 用gsc,sao星表,USNOSA1.0(10张光盘)显示打印finding_chart. 049 gscno1 同上. 加上USNOSA1.0星表编号. 050 gscno_f 在USNOSA1.0星表上, 找一批和已知坐标对应的星. 051 gscno_z 根据给定坐标为中心, 用USNOSA1.0星表生成局部星表. getapcat pip3 getcat pip3 geteds pip3 gh6 045的升级 gh7,gh8 SMT远程观测生成GIF小图，分别被调用于addfit0,addfit2. 052 hp2p 打印ascii码文件, 大小字体, 有否title, 左边margin 可选. 053 hplp 同上, 横着打印. h_ch5 在存在FITS文件的目录下操作，把FITS头文件送往指定目录。 hh 两个FITS文件按位置内插相减。（均考虑了背景及流量） hh1 两个FITS文件位移旋转相减 hh50 两个FITS文件按位置整象元相减 imagec.c SMT观测位置对中 pipeline2: 054 j_1to9 (pip21) 将BATC图划分成重叠的3*3小块, 分别做PSF星. 055 j_9to1 (pip21) 将小块合并成整图. 056 j_auto (pip2) 自动挑选PSF星 057 j_auto9 (pip21) 自动挑选PSF星, 由于区域大小有别, 参数不同上. 058 j_find 即DAOPHOT的 find 命令 059 j_nstar 即DAOPHOT的 nstar命令 060 j_phot 即DAOPHOT的 phot 命令 061 j_psf 即DAOPHOT的 psf 命令 062 j_star 即DAOPHOT的 allstar 命令 063 j_substar 即DAOPHOT的 substar 命令 064 j_xy2ad 利用pip2的结果, *.als, *.fit, 生成赤经赤纬文件, .cat 065 j_xy4ad 利用pip2的结果, *.als, *.mes, 生成赤经赤纬文件, .cat 066 jd2date 和date2jd成对. 儒略日 ----> 日期 067 jdump 显示二进制码文件 j_1to25 PIP2 4K CCD 一幅图分成 5*5 块 j_1to94k PIP2 4k CCD 一幅图分成 3*3 块 j_25to1 PIP2 4k CCD 25块合一 j_9to14k PIP2 4k CCD 9 块合一 j_ad2xy PIP2内 AD 转 XY j_ad8xy PIP2内 AD 转 XY j_als2lst PIP2内 ALS 转 LST j_auto4k PIP2 4k CCD 自动找PSF星 j_auto94k PIP2 4k CCD 3*3，5*5块模式下找PSF星 j_coo512 512*512。 利用输入已知星，重构*.coo文件。（吴江华用） j_find20 找出少量的星，（令READNOISE=20） j_find2k 2k CCD j_find j_find4k 4k CCD j_find j_find512 512*512 j_find j_gc1 pip3 j_gc2 pip3 j_gc24k PIP3 4k CCD pip3 j_phot2k 2k CCD j_phot j_phot4k 4k CCD j_phot j_phot512 512*512 j_phot j_psf4k PIP2 4k CCD j_psf j_sky pip2 j_star4k PIP2 4k CCD j_star j_xy512ad 512*512 xy->ad (吴江华用） j_xy6ad pip2 j_xyapad pip2 jz 本人开发的压缩，解压程序， （源不提供） jz.exe WINDOW下的JZ (好处在于，不必担心网上传输泄密） limerr pip3 limfilt pip3 ljl.bad 李久力发布的坏象元表， look.c SMT 068 makecd 刻光盘, 准备文件 069 mean_val (pip) 统计2048*2048图像的平均值. 070 mo1 利用BATC数据库, 即在当前目录存在batc.tmp文件, 输入ALPHA,DELTA 显示99*99pixel 小块图像 071 mo2 同上, 数据文件是当前目录内的2048*2048的fits文件. m342_144 剔除512*512固定点上的坏象元 makemark pip3 md FITS文件数值扩大缩小， （似乎同于divfit, 语言不同） mirror 2KCCD 图象， 镜面反转。 mkabc pip3 mo5 显示当前目录下所有FITS图象中指定坐标的小块图象。 mvcali pip3 mvcat6 pip3 mvcon pip3 mvcon0 pip3 mvcon1 pip3 mvfit pip3 072 ngc_num 显示NGC星表 073 ngsc 同gsc, 增加PHC星系总表, 星系团... 074 no1 从两个(.cat)文件中找出位置相同的天体. 形成一个文件.(包括星等) 075 no3 利用no1结果和对应的两个fits文件, 显示星等差图, 用鼠标点星. 显示小块星像及轮廓曲线 076 no5 同上, 增加<=额外5个fits文件的星像及DSS星图上的图像. net vega流量管理 nj.txt SMT 远程操作README nname vega流量管理 077 overscan (pip) overscan 改正 offset SMT导星OFFSET offset.dat 数据 order pip3 order1 pip3 078 pip pipeline 1, 需要编缉一个task文件, 其中规定任务 079 pip2 pipeline 2, 在整个图像上寻找PSF星 080 pip2.txt pipeline 2 的说明文本 081 pip21 pipeline 2 的更新版本, 将2048*2048图像划分成3*3重叠小块, 分别做pipeline 2, 最后合成整体, 根据重叠部分进行星等统一. 082 print 打印hp格式文件, 例pgplot.hp 083 psp 打印ps格式文件 pc512 吴江华批处理 pcc512 吴江华批处理 pchead 把参考文件的RA，DEC写入一批文件FITS头。 pdc512 吴江华批处理 pg_c.c PGPLOT，本人扩展C源 pgf.f PGPLOT，本人扩展FORTRAN源 pho 2KCCD，给定FITS文件名，RA，DEC；孔径测光 pip214k 4KCCD， 3*3分块 PIP2 pip24k 4KCCD， 整幅PIP2， （用于曝光不足的图象） pip2.par 2KCCD 运行PIP2时参数 pip24k.par 4KCCD 运行PIP2时参数 pip25 4KCCD 5*5分块 PIP2 pip31 PIP3 做各颜色PIP2，得仪器星等星表 pip33 PIP3 得*.mag2 pip34 PIP3 得*.mag3 pip3.step PIP3 操作流程说明，是我的备忘录，读者可略。 pip4k.txt 4KCCD PIP2 说明 pip512 512*512 孔径测光批处理 pip512.txt 512*512 批处理说明 pip6 PIP3 2KCCD 处理子过程 pip64k PIP3 4KCCD 处理子过程 putap PIP3 puteds PIP3 putedsav PIP3 putmag PIP3 putmark PIP3 putmark2 PIP3 put_radec 将一批FITS文件的RA，DEC； 改成输入的 RA，DEC putscsr 512*512 sc,sr修改，见pip512.txt 084 sao 图示SAO星表, 亮于7等星. 连同星表, 才300K字节. 085 sel 图示2048*2048的CCD任意XY坐标为中心的12角分的图像 086 sht 以一个BATC框架为参考系, 平移旋转另一个BATC框架, 使星像XY对正. 例: 在合并相隔很长时间的BATC图像, 如果在此期间, 重新安装了CCD 那么需要运行sht, 解决旋转问题. 合并后, 需要目视一下图像, 并用edfit编缉一下fits文件第五,六行, 共同部分的ROW,COLUMN, 最后运行pip2. 087 st_b1 batc数据库程序调用程序, 根据batc.tmp统计各颜色的曝光时间. 088 star SAO,HD,BD 星表交叉证认. 089 statsky (pip) 统计BATC图像天光, 写入fits头 090 superbias (pip) 统计多幅bias图像, 成一幅bias图像. 091 superdark (pip) 统计多幅dark图像, 成一幅dark图像. 092 superflat (pip) 统计多幅flat图像, 成一幅flat图像. selfcheck PIP3 shrink62 6k*6K --> 2k*2k sht4k 4kCCD sht (见086） slope 校正SLOPE状的天光背景 smooth 早期CCD图象合并，坏象元改正后，仍有明显坏道，因此合并前，先将各个 FITS文件用本程序处理一下。 smtall2 SMT观测程序 smtall3 SMT smtbat SMT smtobs SMT sortmag2 星表*.mag2, 按赤经小到大SORT ssmooth 批处理SMOOTH （见smooth) statfilt 统计某天区拍摄标准星次数 statsky1 4KCCD 在统计天光前先做了BALANCE st_phot 300*300 标准星孔径测光 sub4k PIP3 从星表中减去一个颜色的数据列 sub4k1 PIP3 subfit 两幅2K FITS图象直接相减 sub_gscno 2K CCD 图象中减去GSCNO星 substract 从一幅大的FITS图象中，裁出一幅小图象 sun2lun 公历转阴历，（ 源不提供） super.par 做SUPER。。参数: 增益，读出噪声，N_sigma 093 tv_co0428 512*512的BATC 4*4 binning图像, 做位置定标. 094 tv_coord 若coord失败, 用本程序, 手点星, 做BATC图像位置定标 tv_512 512*512 tv_coord takead PIP3 takead1 PIP3 thb2s 在*.html 文件中，取出 jpg,gif 文件 tocon PIP3 tr_code 转某种EMAIL成ASCII码 turn180 图象旋转180度 turnnew 合并2K“薄片”CCD图象，图象转一角度 turnold 合并2K CCD其它图象，转一角度 tv_coord0 基本同于tv_coord, 选星后，不做自动匹配，用于曝光不足图象 tv_coord4 4K CCD 的 tv_coord tv_look 观看当前目录下的所有FITS图象 tv_world 任意大小CCD图象的 tv_coord (可能不工作) twocheck PIP3 095 undct16 和dct16(028)成对, 解jpg文件成fits文件 updown 2K图象上下反转， （薄片CCD 与普通CCD 上下颠倒） unix_n3.c SMT 后台主要程序 096 xy2ad BATC图像, XY-->alpha,delta 097 xy2az BATC图像, XY-->地平坐标. 098 xy42ad 512*512的BATC 4*4 binning图像, XY--->alpha,delta yabx.c SMT 导星镜十字丝位置转换 yabx.dat SMT 导星系统参数 zjzx.bad 早期朱进周旭做的坏象元表 zmo4 利用星表，合并图象，逐一查看各图上的同一个星象。 ------------- 81105 s4kto2k take a 2k*2k file from 4k_CCD, scale as 2k's sht update 81203 s4kto2k update mo6 display 16 frame's same object, format in *.mag2