基于VC的密集星场测光软件设计

摘  要： 介绍了密集星场测光软件的研究背景和设计目标，描述了基于VC密集星场测光软件的实现，以及使用自己设计的程序对山东威海天文台1 m望远镜观测的M39星团进行实际测量的实验结果。结果表明对于比较稀疏区域的亮星(约14 mag)内部精度达到0.003 mag，而对于较密集区域的暗星(约17 mag)内部精度达到0.128 mag。
关键词： 密集星场；自动寻星；点扩散函数测光
   　密集星场的测光研究及其进展在恒星物理星系动力学、星系形成和演化及宇宙学等众多天文学领域具有重要意义。随着天文研究的进步和发展，对密集星场测光软件的要求越来越高。密集场测光软件作为天文研究的重要组成部分，不仅要实现自动寻星、孔径测光、建立点扩散函数(PSF)模型、星象分组、光度拟合等功能还要能方便广大天文研究者使用。而国际现有的密集场测光软件都是基于Linux的，对于非计算机专业的研究者来说安装和使用十分不便。
　设计和实现基于VC的密集星场测光软件是解决上述问题的有效途径。本系统采用MFC架构结合STL库，在Windows平台上开发，提高了代码的运行效率，为二次开发提供了极大的扩展性和灵活性。
1 需求分析
　为了在密集场中测量出星像的亮度，通常的点扩散函数测光方法是在实际拍摄的CCD图像上拟合一个二维的光度分布函数模型(点扩散函数)并在这个模型上加一个天空背景[2]。因此要实现密集星场测光，计算机软件必须完成如下任务：
　(1)自动寻星。自动寻星是指能自动在CCD图像上搜寻并初步定位一些亮度比较强的物体，并且这些物体代表了实际的星象。
　(2)孔径测光。在稀疏场，孔径测光[5]是一种可靠的测光方法，在密集场孔径测光，为最后的光度拟合提供了合适的初值。
　(3)建立点扩散函数(PSF)模型。一个准确的点扩散模型必须被建立用来在密集星场测光。
　(4)光度拟合。一旦PSF模型被建立，就可以把它放在不同的星像上来拟合它们的光度。
2 程序流程
　系统采用VC6.0和WindowsXP开发环境，系统的程序流程图如图1所示。
   
   3 主要模块软件实现
3.1 动态链接库模块
　动态链接库模块主要调用了CFISIO库实现对FIT文件的读取，使用了如下函数：
　打开fit文件：
　fits_open_image(&fptr， FilePath， READONLY， &status)；
　读取图像数据类型：
　fits_get_img_type(fptr，&BITPIX，&status)；
　读取图像维数：
　fits_get_img_dim(fptr，&NAXIS，&status)；
　读取图像各维的长度：
　fits_get_img_size(fptr，NAXIS，NAXES，&status)；
　读取曝光时间：  
　fits_read_keyword( fptr，keyname，m_exposure，NULL ，&status )；
　关闭文件：
　fits_close_file(fptr，&status)；
　其中fptr为fits文件句柄，status为状态指针，NAXIS只能为2，表示二维图像。NAEXS[0]存储横向像素数，NAEXS[1]存储纵向像素数。
3.2 自动寻星模块
　首先，选择一颗中等亮度的处在比较稀疏区域的星象，用二维高斯拟合法[4]来测得这颗星的半高全宽(full width half maximum)；然后选择一个形如图2所示的高斯模板来与原始图像做卷积。在卷积后的图像上识别星象。这个卷积核(nbox)一般取3倍的高斯函数标准差(即1.274倍的FWHM)大小。