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Text File  |  1998-04-20  |  21.0 KB  |  454 lines
  1.          ╔═══════════════════════════════════╗
  2.          ║ BUIL-THOUVENOT DEEP-SKY CCD ATLAS ║
  3.          ║            Version 3.0            ║
  4.          ╚═══════════════════════════════════╝
  5.  
  6. Welcome to the Buil-Thouvenot CCD Atlas of Deep-Sky Objects!
  7.  
  8. The BT-ATLAS version 3 is a unique collection of pictures representing
  9. some 6,600 deep-sky objects. These pictures were taken exclusively with
  10. CCD cameras.
  11.  
  12.  
  13. 1. INTRODUCTION -- THE CCD REVOLUTION
  14.    ----------------------------------
  15.  
  16. Charge-coupled devices, or CCDs, have been used in most professional
  17. observatories for about 15 years. But today, CCD fever is sweeping the
  18. amateur astronomy world. More and more CCD cameras are becoming
  19. commercially available, and their prices are continuing to decrease.
  20. Nowadays it is as easy to use a CCD camera as to take a picture with a
  21. traditional camera and film. Moreover, computers are powerful enough
  22. to give digital images the same appearance as photographs. The
  23. BT-ATLAS is the modern analog of the classical photographic atlas and,
  24. we think, will soon be the mandatory companion of any CCD camera user.
  25.  
  26. CCDs are truly exceptional electronic detectors that outclass traditional
  27. photographic film in many ways. The three main advantages of CCDs are
  28. (1) they have very high sensitivity, typically 10 times higher than
  29. hypersensitized film; (2) they have no reciprocity failure, i.e., their
  30. sensitivity is independent of exposure time; and (3) they produce a digital
  31. image directly (each picture element is represented by a number),
  32. which allows quick digital processing to improve the results considerably.
  33.  
  34.  
  35. 2. THE BT-ATLAS
  36.    ------------
  37.  
  38. The BT-ATLAS is unique in being available in a fully digital form. Thus,
  39. images can be displayed by a computer (PC compatible in the present version
  40. of the Atlas). The BTShow, BTNovae, WinMiPS and QuickBT software packages
  41. allow easy and flexible exploration of the images included in the data-base.
  42.  
  43. This version of the BT-ATLAS (V3.0) represents 4,649 images that include
  44. 6,600 identified objects (1.3 GB of uncompressed data)
  45.  
  46. The BT-ATLAS is a very large data base, covering most types of deep-sky
  47. objects. Each type is represented by numerous examples. There are 5,002
  48. individual galaxies, 284 galaxy clusters, 654 open clusters, 136 globular
  49. clusters, 155 planetary nebulae, 279 bright diffuse nebulae, and 90 dark
  50. nebulae. Many of these objects have never been seen by amateur astronomers
  51. (or even by most professionals). With the BT-ATLAS, we move far beyond the
  52. classical Messier catalogue. The BT-ATLAS will open to many sky lovers a
  53. fantastically large and absolutely new field of observation.
  54.  
  55. The images in the BT-ATLAS showcase the deep sky (i.e., nonstellar objects).
  56. The magnitude limit is between 18 and 21, depending on the object. Thus, what
  57. is seen as a pale nebulosity in the largest amateur telescope will show its
  58. actual form. The diversity of shapes in the universe is clearly shown here.
  59. Perusing the BT-ATLAS is like getting a ticket for a long and fascinating
  60. trip through the cosmos!
  61.  
  62. For instance, the images may be used as a reference for morphological
  63. studies of the objects (spatial distribution of stars in globular clusters,
  64. faint extensions of galaxies, etc.) or to help to select objects prior to
  65. observing.
  66.  
  67. An important aspect of the BT-ATLAS is the great number of galaxies and the
  68. faing limiting magnitude. The BT-ATLAS is a handy reference data-base for
  69. supernova research, up to magnitude 19. For example, we found SN1990n in NGC
  70. 4639, SN1992i in NGC 2565, and SN1996ak in NGC 5021 while we were working on
  71. the Atlas. We also observed SN1990h a fortnight before the official
  72. announcement by the California Automatic Research observers. In fact, we
  73. did not discover SN1990h because we had no other image to compare it with
  74. but ours! All the galaxy images have not yet been carefully checked, so you
  75. might find yourself a supernova in the present data-base.
  76.  
  77. A recent example of a late discovery is in the galaxy NEW1. By carefully
  78. looking at two images of this galaxy taken in 1991 and in 1996 (respectively
  79. NEW1_1.PIC & NEW1_2.PIC), one may spot a previously overlooked supernova in
  80. the 1991 image!
  81.  
  82. Many objects have been selected because of their astrophysical peculiarities
  83. (active galaxies, galaxies from the Arp catalogue, galaxy groups from the
  84. Hickson catalogue) and because of the potential discoveries it is possible to
  85. make by observing them. The most typical example is certainly the selection of
  86. the Herbig-Haro objects. In July 1990 we found a huge outburst of the
  87. protostar SVS 13 in the NGC 1333 complex.
  88.  
  89. Finally, the BT-ATLAS is an overview of what is possible to observe with
  90. middle-size telescopes (from 50 mm up to 1000 mm) thanks to the CCD.
  91. Astrophotographers will find numerous examples for comparison. We hope that
  92. the BT-ATLAS leads many observers to use this wonderful detector.
  93.  
  94.  
  95. 3. BACKGROUND OF THE ATLAS
  96.    -----------------------
  97.  
  98. We discovered the power of CCDs in the early 1980s. At that time there
  99. were very few CCD cameras in the professional observatories and none in
  100. amateur hands. Information about CCD technology was hard to come by. Being
  101. amateurs, we had to find out everything for ourselves, from the hardware to
  102. the observation technique, including image-processing techniques. We started
  103. with a good old Apple II, programmed in assembly language, to drive the
  104. camera and process the images. Our early equipment and methods were
  105. described in SKY & TELESCOPE for January 1985, page 71. What a heroic
  106. epoch it was!
  107.  
  108. Since then, good-quality CCDs have become available at a reasonable price
  109. ($300). At the same time, the appearance of the IBM Personal Computer and
  110. compatibles marked the beginning of a new era. For the first time we were
  111. able to capture digital images of a reasonable size (150 x 200 pixels) and
  112. to display them in a realistic way thanks to EGA (and later VGA) monitors.
  113.  
  114. The results obtained at that time with our CCD camera were comparable to
  115. photography in sensitivity. There was, however, a major difference: to see
  116. the same object, we needed an exposure time only a tenth as long with a CCD
  117. as with traditional film! Then, objects considered difficult became easy to
  118. observe with just a few minutes of exposure time. Thus, we gradually formed
  119. the idea of surveying the sky. Moreover, we were eager to see everything, to
  120. explore with amazing ease a universe that no other amateur had seen before.
  121. It was possible to capture all the anonymous objects identified by a mere
  122. symbol in the charts of the Tirion SKY ATLAS 2000.0 -- an old dream of ours!
  123.  
  124. In addition, CCD observing is exciting. Just imagine yourself sitting in
  125. front of a computer located a short distance from your telescope. You have
  126. just started a 5-minute exposure on a galaxy of 13th magnitude. On the
  127. computer screen the seconds marking the integration time pass one by one,
  128. while at the focus of your telescope each pixel of the CCD patiently catches
  129. the few photons coming from the faraway object. Suddenly, 5 minutes later,
  130. the computer screen lights up and the image of the galaxy appears distinctly.
  131. It is always an instant of intense emotion. We hope you feel precisely this
  132. emotion while you browse through the BT-ATLAS!
  133.  
  134. After more time to tune our technique (larger CCDs, the design of powerful
  135. image-processing software) and to build an observatory dedicated to CCD
  136. observation, we began in early 1988 to collect the data that was to become
  137. the BT-ATLAS. For about five years we spent every clear night on this project.
  138.  
  139.  
  140. 4. THE OBSERVATIONS
  141.    ----------------
  142.  
  143. Christian Buil, Eric Thouvenot, and Alain Klotz have been the main observers,
  144. but many others brought decisive help, namely Guylaine Prat, Richard
  145. Szczepaniak, Patrick Roth, Olivier Zuntini, Alain Maury, Daniel Zambenedeti
  146. Yves Guimezanes, Jean Marie Llapasset, Didier & Stephane Morata, Bernard
  147. Marliere, Olivier Gadal, Thierry Legault, and Jean Montane.
  148.  
  149. Approximately 75% of the Atlas images were made at the Alcyone Society
  150. observatory close to Toulouse (a large city in the south of France).
  151. The sky was bright at the site, but careful processing of the images has
  152. allowed us to suppress the major part of the light pollution.
  153.  
  154. The main instrument is a Celestron 11 with a focal reducer that yields a
  155. focal ratio of 6.1 and a T500. We also used 103-mm and 128-mm Takahashi
  156. fluorite refractors, Epsilon 160 and CN-212 Takahashi Newtonian telescopes,
  157. and a Lichtenknecker flat-field camera with a 190-mm f/4 lens.
  158.  
  159. Another 25% of the pictures were made at the Pic du Midi Observatory, in
  160. the French Pyrenees, at an altitude of 2877 meters. Here amateurs have the
  161. opportunity to use a 60-cm (24-inch) reflector at this wonderful observatory
  162. (Association T60). The instrument is a fast Newtonian reflector with an
  163. f/number of 3.5. The exceptional transparency of the sky at the Pic du Midi
  164. allowed us to observe very southerly objects, down to a declination of -42.5
  165. degrees (the latitude of the observatory is 43.5 degrees).
  166.  
  167. A few very high-resolution images (less than 1%) were obtained with the
  168. 1-meter telescope of the Pic du Midi Observatory, either directly at the
  169. Cassegrain focus (17 meters effective focal length) or with a focal reducer
  170. (9 meters).
  171.  
  172. Images from Southern Hemisphere were obtained from Observatoire des Maques
  173. on La Reunion island. Thanks to Andre Peyrot and all astronomers from the
  174. island who helped us to access the observatory's facilities.
  175.  
  176. We added some wide-angle fields of the Milky Way, taken with an 80-mm f/2.5
  177. lens and a 300-mm f/4 lens.
  178.  
  179. We also included in the BT-ATLAS several images taken by Thierry Legault
  180. (Celestron 11 + Hi-SIS22), Stephane and Didier Morata (T300, f/5.8 +
  181. Hi-SIS22), and Marc Rieugne (T400, f/6.5 + Hi-SIS22).
  182.  
  183. We built the CCD cameras that we used. A few dozen images were secured with
  184. a Thomson TH7852 CCD, 145 x 218 pixels, each pixel being a 28 x 30 micron
  185. rectangle. But the major part of the work was done with a Thomson TH7863 CCD
  186. with 384 x 288 pixels, each 23 microns square.
  187.  
  188. In mid-1991 we completed a new camera equipped with a professional-class CCD
  189. with 512 x 512 pixels, each 19 microns square. It is a Thomson TH7895M, which
  190. uses the MPP technique to considerably reduce dark current, one of the major
  191. problems faced by CCD users.
  192.  
  193. In early 1994, we designed and built a prototype camera based upon a very
  194. attractive model: the KODAK KAF-0400 (768 x 512 pixels, each 9 microns
  195. square). This camera eventually became a commercial device: the Hi-SIS22.
  196.  
  197. From 1995 we also used a Hi-SIS44 camera equipped with a KODAK KAF-1600
  198. (1,536 x 1,024 pixels) CCD.
  199.  
  200. Technical details of the cameras and of the observation methods are
  201. thoroughly described in C. Buil's CCD ASTRONOMY (Willmann- Bell, 1991).
  202.  
  203. Exposure times depended on the objects and the observational conditions. For
  204. instance, in Toulouse we typically needed two or three 300-second exposures
  205. to catch a galaxy. During the processing, these exposures were combined to
  206. give an image equivalent to a 10- or 15-minute exposure. For star clusters,
  207. 1 to 5 minutes was usually sufficient. At the Pic du Midi Observatory the
  208. exposure times were reduced by roughly half due to the quality of the site
  209. and the size of the instruments. Nevertheless, in particular cases, exposure
  210. times of several tens of minutes were made (galactic clusters, faint diffuse
  211. nebulae).
  212.  
  213. The upper magnitude of the galaxy images ranges from 19 to 20 in most of
  214. the images (some reach magnitude 22). For the star clusters the magnitude
  215. limit ranges from 17 to 19.
  216.  
  217. Some pictures, mainly those of diffuse nebulae, were taken using a binning
  218. factor of 2. This means pairing consecutive pixels along the two axes of the
  219. image on the chip, resulting in "super-pixels" equivalent to 2 x 2 physical
  220. pixels. The spatial resolution is therefore reduced by half along each axis,
  221. but the sensitivity is increased by a factor of 4.
  222.  
  223. Almost all the images were all shot without a filter. Thus, the recorded
  224. spectral domain is the silicon one, ranging from 400 to 1000 nm, with a
  225. maximum sensitivity around 700 nm (7000 angstroms). Consequently, the real
  226. color of the images is deep red. This could explain some discrepancies seen
  227. when comparing the BT-ATLAS with photographic images, which are often more
  228. blue-sensitive. The main consequence of using this spectral domain is the
  229. relatively weak contrast within spiral arms of the galaxies (this contrast is
  230. more visible in blue light because the arms are traced out by hot stars).
  231.  
  232. Some diffuse-nebula and planetary-nebula images were recorded through an
  233. R filter, in order to isolate roughly the hydrogen-alpha line and to reduce
  234. the stellar background.
  235.  
  236. This Atlas represents a LOT of bytes of data. Taking into account the image
  237. exposures and the calibration images (flat field, dark frame, offset frame),
  238. we made about 70,000 CCD exposures to contruct the BT-ATLAS. This represents
  239. about 40 gigabytes of raw data!
  240.  
  241.  
  242. 5. THE SELECTION OF OBJECTS
  243.    ------------------------
  244.  
  245. Before starting the observations we spent a few months selecting the
  246. objects. Our main tools were SKY CATALOGUE 2000.0, Vol. 2. and the
  247. Palomar Observatory Sky Survey (POSS), which we had the opportunity to
  248. consult at the Toulouse Observatory. We also used some special catalogues
  249. such as Arp's PECULIAR GALAXY CATALOGUE and Abell's CATALOGUE OF GALAXY
  250. CLUSTERS.
  251.  
  252. The selection criteria were initially simple: (1) all star clusters must
  253. have a real existence (some are not worth a detour since they are very
  254. dilute); (2) diffuse nebulae must be dense enough on the red plate of the
  255. POSS, but not too large because of the small field of view of CCDs (about
  256. 15 arc-minutes); (3) planetary nebulae must be larger than 20 arcseconds
  257. and actually visible on the POSS; (4) dark nebulae must be dense; and
  258. (5) galaxies must have at least one axis greater than 2.5 arcminutes.
  259. In addition, we included the 200 most beautiful galaxy clusters in the sky
  260. (for which the magnitude of the 10th-brightest galaxy is greater than 16)
  261. and some very distant but rich clusters (with more than 150 galaxies).
  262.  
  263. At the beginning, we had selected nearly 2,500 objects. In the meantime,
  264. careful scans through the POSS to find some particular objects and the
  265. analysis of the abundant documentation to isolate objects with interesting
  266. astrophysical characteristics brought the list up to more than 5,000 objects.
  267. In the last year we also added some galaxies that were not very remarkable
  268. with respect to their size. We thought that by making some small groups
  269. visible within one single image, it might be possible to discover a supernova.
  270.  
  271. The BT-ATLAS does not claim to be exhaustive and in any case cannot be. The
  272. number of galaxies is essentially infinite anyway. Our goal was to be as
  273. complete as possible, as far as amateur instruments are concerned. Our
  274. pleasure was to find objects of interest seldom observed rather than wasting
  275. time on standard objects such as the Great Nebula in Orion.
  276.  
  277.  
  278. 6. THE BT-ATLAS ORGANIZATION
  279.    -------------------------
  280.  
  281. The images are in a proprietary format: the PIC format. This format
  282. can incorporate either compressed or uncompressed data. For this CD-ROM
  283. edition of the BT-ATLAS, we used the compressed format, since the
  284. uncompressed format would not allow us to save all the images on one disc.
  285.  
  286. You will find in the QBT directory of the CD-ROM conversion tools that
  287. allow you to convert the images from one format to another, especially to
  288. the FITS format which is widely used in astronomy:
  289.  
  290. PIC2CPS.EXE  : conversion from uncompressed PIC format to compressed PIC
  291.            format
  292. CPS2PIC.EXE  : conversion from compressed PIC format to uncompressed PIC
  293.            format
  294. PIC2FITS.EXE : conversion from  uncompressed PIC format to FITS format
  295. FITS2PIC.EXE : conversion from FITS format to uncompressed PIC format
  296. SBIG2PIC.EXE : conversion from images SBIG (ST4, STX, ST5, ST6, ST8)
  297.            to uncompressed PIC format
  298.  
  299. Pixels are coded with signed 16-bit integers (i.e. levels between -32768 and
  300. 32767).
  301.  
  302. The only processing on the images is the classical preprocessing of any CCD
  303. image: substracting the offset and the dark signal, and dividing by the
  304. flat-field. When several images from the same object were made, they were
  305. carefully registered and then added. That's it.
  306.  
  307. No image from the BT-ATLAS was processed with filters like low-pass filters
  308. (to reduce noise) or unsharp masks (to enhance contrast) or deconvolution
  309. (to increase resolution). This point is very important since it means that
  310. images may be used for some astrometric or photometric work.
  311.  
  312. Of course, you may process these images as you like!
  313.  
  314. Images are listed according to right ascension. Sometimes, several images
  315. of the same object exist. In that case, images are named with an underscore
  316. convention (e.g. N7331_1.PIC & N7731_2.PIC).
  317.  
  318. An information text file is associated with each image (with a .INF
  319. extension). It contains information about the objects and the telescope used
  320. to obtain the image. The instruments are described according to the
  321. following list:
  322.  
  323. T1000: 100-cm telescope of Pid du Midi + Thomson TH7852 CCD camera
  324.  
  325. T600 : 60-cm telescope of Pic du Midi - f/3.5 (Association T60)
  326.        + Thomson TH7863 CCD camera (2.2"/pixel) or Kodak KAF-0400
  327.        CCD camera (1.8"/pixel)
  328.  
  329. T500 : 50-cm telescope of Association Alcyone - f/3.5
  330.        + Thomson TH7883 CCD camera (2.2"/pixel)
  331.  
  332. T280 : Celestron 11 + Thomson TH7863 CCD camera (2.8"/pixel)
  333.  
  334. T200 : Celestron 8 + Thomson TH7852 CCD camera (4.7"/pixel)
  335.  
  336. T210 : Takahashi Mewlon 210 telescope - f/12 + Kodak KAF-0400 CCD camera
  337.  
  338. T190 : Flat-field-camera Lichtenknecker F=760 mm - f/4.0
  339.        + Kodak KAF-1600 CCD camera (2.4"/pixel for 1x1 binning)
  340.  
  341. T160 : Takahashi Epsilon 160 (f/3.3) telescope + Kodak KAF-0400 CCD camera
  342.        (3.5"/pixel for 1x1 binning)
  343.  
  344. T212 : Takahashi CN-212 (f/3.9) telescope + Kodak KAF-0400 CCD camera
  345.        (2.3"/pixel for binning 1x1 and 4.5"/pixel for 2x2 binning)
  346.  
  347. 5-inch refractor : 128-mm fluorite Takahashi refractor + focal reductor
  348.            + Kodak KAF-1600 CCD camera (2.5"/pixel for 1x1 binning)
  349.  
  350. 4-inch refractor : 102-mm fluorite Takahashi refractor + focal reductor
  351.            + Kodak KAF-0400 CCD camera (3.1"/pixel for 1x1 binning)
  352.  
  353. INF files sometimes contain pixel coordinates of objects contained in the
  354. image. This allows activation of "hot-spots" that allow you to identify
  355. objects.
  356.  
  357. The CATALOG directory contains the data-base BT.CAT and index files (.IND
  358. extension) that allow you to quickly access any object in the Atlas.
  359.  
  360.  
  361. 7. ADD YOUR OWN IMAGES TO THE ATLAS
  362.    --------------------------------
  363.  
  364. It is easy to add lines to the file BT.CAT that describe your own images.
  365. Once you have done so, yo have to run the MAKECAT.EXE program (in the
  366. CATALOG directory), which will re-create all the IND files.
  367.  
  368. The file BT.CAT contains the following data:
  369.  
  370. Column 1 : catalog #1
  371. Column 2 : catalog #2
  372. Column 3 : catalog #3
  373. Column 4 : Messier number
  374. Column 5 : Right ascension (2000.0)
  375. Column 6 : Declination (2000.0)
  376. Column 7 : Object type
  377.  
  378.           OC :    Open Cluster
  379.           GC :    Globular Cluster
  380.           PN :    Planetary Nebula
  381.           N  :    Bright Nebula
  382.           DN :    Dark Nebula
  383.           G  :    Galaxy
  384.           CG :    Cluster of galaxies
  385.  
  386. Column 8 : Chart number in Sky 2000.0 containing the object
  387. Column 9 : Chart number in Uranometria containing the object
  388. Column 10: Image filename
  389.  
  390. Online manuals for QBT and WinMiPS contain information about how to
  391. organize your images in order to be included in the Atlas.
  392.  
  393.  
  394. 8. ABBREVIATIONS OF CATALOGUES USED IN THE BT-ATLAS
  395.    ------------------------------------------------
  396.  
  397. ABE        : Abell
  398. ABES       : South Abell
  399. AM         : Arp-Madore
  400. ARP        : Arp
  401. BAR        : Barnard
  402. BAS        : Basel
  403. BE         : Berkeley
  404. BIU        : Biurakan
  405. CED        : Cederblad
  406. CL         : Clusters of galaxies
  407. COHEN      : Cohen
  408. CR         : Collinder
  409. CZ         : Czernik
  410. DDO        : David Dunlap Observatory
  411. DG         : Dorschner-Gurtler
  412. DO         : Dolidze
  413. DOD        : Dolidze-Dzimselejsvili
  414. DWB        : Dickel-Wendker-Bieritz
  415. GUM        : Gum
  416. HARO       : Haro
  417. HH         : Herbig-Haro
  418. HICKSON    : Hickson
  419. HP         : Haute-Provence
  420. I (or IC)  : Index Catalogue
  421. K          : King
  422. LBN        : Lynds Catalogue of Bright Nebulae
  423. LDN        : Lynds Catalogue of Dark Nebulae
  424. LHA        : Lick H-alpha
  425. M (MESSIER): Messier
  426. MAFFEI     : Maffei
  427. MCG        : Morphological Catalogue of Galaxies
  428. MEL        : Melotte
  429. MRK        : Markarian
  430. MRSL       : Marsalkova
  431. NEW        : New
  432. N (NGC)    : New General Catalogue
  433. OCL        : Open Cluster
  434. PAL        : Palomar
  435. PK         : Perek & Kohoutek
  436. RU         : Ruprecht
  437. SH2        : Sharpless
  438. SL         : Sandqvist and Lindroos
  439. ST         : Stock
  440. TER        : Terzan
  441. TOM        : Tombaugh
  442. TR         : Trumpler
  443. UA         : Catalogue of selected non-UGC Galaxies
  444. U (UGC)    : Uppsala General Catalogue
  445. VDB        : van den Bergh
  446. VV         : Vorontsov-Velyaminov
  447. ZWG        : Zwicky Galaxy
  448.  
  449. We wish you a lot of pleasure in exploring the deep sky with the BT-ATLAS!
  450.  
  451. Christian BUIL & Eric THOUVENOT
  452. Toulouse, November 1997
  453.  
  454.