Tek Saçılmalı Tayfaların IRAF ile Analizinin Sunumu
Tomaz Zwitter
Ljubljana Üniversitesi Fizik Bölümü, Slovenya
Ulisse Munari
Padova ve Asiago Astronomik Gözlemevleri, İtalya
Çeviren: Uzman Astronom Işıl Erdeve
İstanbul Üniversitesi Fen Bilimileri Enstitüsü Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü, Türkiye
1 Giriş
1.1Demo Tayflar
Tayflar kataklismik ve simbiyotik çiftlerin gözlemleri boyunca La Silla (Şili)’daki 1,52 m. ESO teleskopundaki B&C+CCD tayfölçeriyle 1996’da alınmıştır.
2 IRAF’ın Felsefesi ve Uygulaması
IRAF sadece astronomik CCD görüntülerini elde edip ayarlamayı amaçlayan bir yazılım paketinden daha fazlasıdır. Bazı ayrıntıları keşfederek, örneğin mükemmel çizim paketini, genel astronomik hesaplar için birçok aracı vs. bulabilirsiniz. Örneğin noao.astutil paketinin altındaki işler:
airmass: ufkun üstünde verilen bir yükseklik için hava kütlesi hesaplar.
asttimes: UT, Jülyen günü, epok ve yıldız zamanını hesaplar.
ccdtime: CCD’ ler için zaman parlaklık ve sinyal – gürültü oranını hesaplar.
galactic: sağ açıklık ve dik açıklığı galaktik koordinatlara dönüştürür.
pdm: Phase Dispersion Minimization ile ışık eğrisinde devir bulur.
rvcorrect: radyal hızlardaki güneş merkezli düzeltmeyi hesaplar.
2.1Komutlar, paketlet ve işler
IRAF çok fazla komut içerir. Alan ve anlaşılır kullanım sebepleri yüzünden paketler şeklinde gruplanırlar. IRAF başladığında sadece sınırlı sayıda komut etkindir. Diğerlerinin kullanılabilir olması için ait oldukları paketin adının yazılması gerekir. IRAF özel bir işlem çalışırken onun sonuçlarına müdahale etmeye izin veren büyük bir miktar etkileşimli yazılımın içindedir. Bu gibi işlemlere işler veya görevler diyeceğiz. Bir göreve başladığınızda aslında bir alt programa girersiniz. Bir görevi uygularken iki şekilde komut girebilirsiniz:
(i)Tek klavye tuşlarına basarak: örneğin q görevden ayrılır ve ? kullanılabilir komutların bir listesini gösterir.
(ii)İki noktaya : basıp, talimat yazıp ENTER basarak: örneğin eğri geçirme fonksiyonunun derecesini 5 yapmak için; :order 5 yazıp ENTER basmalısınız.
2.2 IRAF’a başlama ve ayrılma
IRAF bir xgterm penceresinde
cl
yazılarak başlatılmalıdır. IRAF’ tan ayrılmak için
logout
yazılır. Özel işlerden q ile ayrılabilirsiniz.
2.3 Yardım alma
IRAF’ ta yardım için
help komut-adı
yazılır. Bir paketteki komutlar hakkında bilgi almak için
help paket-adı
yazılır.
2.4 Komutları hatırlama, bulma ve kullanma
Eğer bir komut adını hatırlayamıyorsanız,
?
o anki paketteki komutların isimlerini gösterir.
??
ise açık bütün paketlerdeki komut isimlerini gösterir. Komut adını hatırlayıp onun hangi pakette çalıştığını unutmuş olabilirsiniz. Eğer o paket açık değilse komut çalışmayacaktır.
help komu- adı
yazılırsa paket adı ekranın üstünde görülebilir.
2.5 Operatör sistemin komutlarını kullanma
Operatör sistemin komutlarını uygulamak için önüne bir ünlem işareti (!) koyun.
2.6 Komutları hazırlama
Son komuta e’ ye basarak ulaşılabilir. Daha önce kullanılan komutlar ise yukarı ok tuşuna basılarak çağırılabilir. Çağırılan komutu uygulamadan önce düzeltebilirsiniz. Linux altında Ctrl + F cursor’ın sağındaki karakteri silerken, Delete solundaki karakteri siler. ENTER tuşu komutu uygular.
hel ile başlayan son komut,
e hel
yazarak çağırılabilir.
2.7 Komutların parametreleri
IRAF’ taki her komut, çalışmasını tanımlayan kendi parametre takımına sahiptir. Parametreler, gerekli ve saklı olmak üzere iki tiptir. Gerekli parametrelerin değerleri, komut her kullanıldığında verilmelidir. Eğer bunu yapmayı unutursanız, komut çalışmadan önce değerler sorulacaktır. IRAF saklı parametrelerin değerlerini sormaz, o anki değerlerini kullanır. Komut parametrelerinin değerlerini iki şekilde değiştirebilirsiniz:
(a)Geçici değişiklik: komut adından sonra komut satırına parametrelerin istenen değerlerini örnekteki gibi girebilirsiniz:
display görüntü-adı zrange=no zscale- z1=100 z2=300
Bu görüntünün piksellerini 100 ile 300 arasında renklendirir ve otomatik dereceleme ve ölçme algoritmasını kapar.
(b)Sürekli değişiklikler: parametre dosyasındaki parametre değerlerini değiştirirsiniz. Parametre dosyası
epar komut-adı
yazılarak değiştirilir. Değişiklik yapıldıktan sonra Ctrl + D ile kaydedilip çıkılır.
Parametrelerin değerleri
lpar
komutu ile görülebilir. Eğer istenmeyen bir değişiklik yapıldıysa
unlearn
komutu ile varsayılan ayarlara geri dönülebilir.
2.8 Hesap Makinesi
IRAF’ ın kendi hesap makinesi vardır. Kolayca
=180/3.14159
yazılarak bir radyanın kaç derece olduğu hesaplanabilir. Parantezleri, trigonometrik fonksiyonları kullanabilir ve değişkenlerden söz edebilirsiniz.
= display.z2 – display.z1
işlemini yapabilirsiniz.
3 IRAF Kurma
IRAF, X-pencerelerinde çalışır. Bu yüzden IRAF başlamadan önce pencereleri çalıştırmalısınız. IRAF kullanıcıyla bir terminal penceresi aracılığıyla etkileşir. IRAF’ ı bir xgterm penceresinden çalıştırmak çok önemlidir. Bir xterm’den
xgterm &
yazarak bir xgterm’e başlayabilirsiniz.
mkiraf
yazarak yerel klasörde IRAF’ ın çalışması için gerekli olan, bir login.cl dosyası ve uparm klasörü yaratabilirsiniz.
3.1 Pencereler
İki xgterm penceresi açın ve ikisinde de cl ile IRAF’ ı başlatın. İlk pencere görüntüleme için kullanılacak, ikincisi ise komutları yazmak için kullanılacak.
3.2 Görüntüleme
IRAF iki boyutlu CCD görüntüleri için ximtool programını kullanır (saoimage programını da kullanabilirsiniz). Bir anda sadece bir ximtool’un açılabileceğine dikkat edilmelidir. Dört farklı görüntü ximtool’da görülebilir. ximtool’a başlamak için
!ximtool &
yazın. Bu 512x512 bir pencere açar. Eğer resminiz büyükse tamamını göstermek için iki seçeneğiniz var: ximtool penceresi köşelerinden çekilerek genişletilebilir. Görüntünün boyutları stdimage IRAF değişkeni tarafından kontrol edilir. 976x3040 pikselli uzun dikdörtgen biçiminde görmek için
reset stdimage = imt28
yazın. 1600x1600 piksellik geniş kare bir resim için
reset stdimage = imt4
yazın. Daha fazla seçenek
page iraf$/dev/graphcap
dosyasından bulunabilir.
implot görüntü-adı
görüntünün tesir kesitini çizer.
4 Veriyi okuma, yazma ve yazdırma
IRAF’ ın kendi görüntü biçimi vardır. IRAF’ ta uygun olarak çalışması için her FITS dosyası iki kısma ayrılır: görüntü başlığı ve piksel dosyası.
Başlık CCD görüntüsünün nerede ve ne zaman alındığı gibi bilgiler içerir. IRAF bunu .imh uzantısıyla saklar. Her satırda 80 karakter olan bir ASCII dosyasıdır.
Piksel dosyası, özel bir klasörde saklanan .pix uzantılı bir, çift dosyadır.
4.1 Dosya listelerini kullanma
Birçok IRAF komutu tek bir dosyada çalışabilir veya birbirini izleyen birçok dosyada özel bir iş uygulayabilir. Bu yüzden bir isim listeli bir sütun dosyası üretmek faydalıdır. Bunun için files komutu kullanılır. Örneğin;
files a* >list_a
a ile başlayan dosyaların bir listesini list_a dosyasına yazar.
files cat*.%fts%>log.txt
komutu “cat” ile başlayan ve uzantısı “.fts” olan bütün dosyaları, uzantılarını “.imh" ye çevirerek log.txt dosyasına yazar. files komutu asla varolan bir dosyanın üzerine yazmaz. Önce delete komutu ile o dosyayı silmek gerekir.
Hemen her IRAF komutu 3 çeşit girdiyi kabul eder:
1. tek dosya isimleri, örn: a0001.imh
2. virgülle ayrılmış dosya isimleri, örn: a0001.imh,a0002.imh,a0003.imh
3. listeler, örn: @list_a. burada @ karakteri IRAF’ a list_a dosyasını açmasını ve girdi için birinci, ikinci, üçüncü, satırlarını kullanmasını söyler.
4.2 FITS dosyalarını IRAF biçiminde okutma
Komut rfits’ dir. Tek bir dosyada şöyle kullanılır:
rfits orijinal-isim * yeni-isim
Bir dosya listesinde çeşitli yollarla kullanılabilir:
rfits @input_list * @output_list
rfits @input-list * c
4.3 IRAF dosyalarını FITS biçiminde okutma
wfits komutunu kullanın. IRAF dosyalarını diske FITS dosyaları olarak yazmak için
wfits dosya-ismi yeni-isim
veya
wfits @list1 @list2
yazın.
4.4 Bir dosya listesi için dosya isimlerini değiştirme
Sadece FITS dosyaları için değil her tip doya için çalışır. Önce dosyalarınızın bir listesini yaratın.
ls a* >log.list
Listeden değiştirmek istemediklerinizi silin. log.list dosyasının ilk satırlarının
a0001
a0006
…
olduğunu varsayalım. log.list ASCII dosyasını bir editörle hazırlayın ve her satırı örnekteki gibi değiştirin.
mv a0001 ESO-28may96-0001.original-2D.fts
mv a0006 ESO-28may96-0006.original-2D.fts
…
Şimdi log.list dosyasının simgesini değiştirin
chmod +x log.list
ve
log.list
yazın. Ya da chmod adımını atlamak için
cl< log.list
yazın.
4.5 Dosyaları ve görüntüleri silme
Normal dosyalar delete komutuyla silinir, örn:
delete log*.lst
Fakat bu, IRAF görüntüleri için çalışmaz. IRAF görüntülerini silmek için imdelete’ i kullanın. Bu .imh ve .pix dosyalarını silecektir. Örneğin;
imdelete a*.imh
a ile başlayan bütün görüntüleri siler.
4.6 Bits’ leri uygun olarak ayarlama
Örneğin demo görüntülerinde sayım aralığı -32768’den +32768’e dir. Orijinal 0 – 65536 ölçeğine ayarlamak için, görüntüdeki tüm piksellere 32768 sayı ekleyin.
imarith @list_a + 32768 @list_b calctype=real pixtype=real
bit düzeltmeli görüntüler list_b dosyasında yer alacaktır.
4.7 Yazı grafik veya görüntüyü yazdırma
Yazılar
lprint dosya-ismi
ile yazdırılabilir.
Çizgi grafikleri = tuşuna basılarak yazıcıya kopyalanabilir. Bu ekranlar bir Postscript dosyasına
:.snap epsfl
yazılarak da kaydedilebilir.
Yarı renkli grafikler ximtool’da yazılabilir.
5 Düz, Bias ve Karanlık Görüntüler
Bir CCD’ nin düz alan görüntüsü kolaydır. Çünkü bütün pikseller ışığın aynı dalga boyu aralığıyla aydınlatılmıştır. Tayf ölçümde durum biraz daha karışıktır. Örneğin; Boller & Chives tayfının her sırası, ışığın farklı dalga boyuyla aydınlatılmıştır ve düşük çözünürlüklü tayfın başından sonuna dalga boyu 6000 A kadar değişir.
Düz alan, tüm görüntüye karşı hem piksel piksel yüksek uzaysal frekans değişimlerinin hem de düşük uzaysal frekansın tepkisini düzeltmek için doğrudan görüntülemede kullanılır.
Tayf ölçümde, düz alan sadece saçılmaya dik yöndeki piksel piksel yüksek uzaysal frekans değişimleri düzeltmek için kullanılır. Standart yıldızlar farklı dalga boylarındaki genel tepki fonksiyonu düzeltmek için ve akı ölçeğinin sıfırını ayarlamak için kullanılır.
Böylece tayf ölçümde düz alanın hedefi, tüm görüntüye karşılık 1.000 ortalama değeriyle bir düz alan elde etmektir. Her bir pikselin yoğunluğu, bitişik piksellere göre duyarlılığı verir. Böylece düz alan için düzeltme, bitişik piksellerin değişen duyarlılık etkisini kaldırmak yerine bilimsel görüntünün bu masterflat ile bölünmesi olacaktır.
5.1 Bias çıkartması
Öncelikle tüm görüntülerden bias çıkarılmalıdır. Eğer list_b girdi dosyalarının isim listesini ve list_c çıktı dosyalarının isim listesini içeriyorsa,
imarith @list_b – 176.3 @list_c calctype=real pixtype=real
Son iki parametre iç hesabın ve çıktının gerçek sayılarla yapılmasını sağlar. bias’ın 176.3 değerine sahip olduğunu varsaydık.
5.2 Karanlık çıkartması
Bir CCD okuması sırasında sayılan bütün elektronlar gelen ışıktan kaynaklanmaz. Silikon kafesindeki atomların atomik ısısal hareketleri, ilave serbest elektron üretimine sebep olur. Bilimsel görüntülerden bu kara akımları çıkartmak zorundayız.
Karanlık sayımlar zamanla doğrusal bir şekilde sürekli olarak artar. Bir gecede bütün bilimsel gözlemlerin poz süresi 20 dakikadan kısa olacağı için 20 dakikalık ~ 5 karanlık görüntü almak yeterlidir. Taranan bölgeden hesaplanan bias miktarı her birinden çıkarılır. Son olarak 20 dakikada serbest kalan piksel piksel kara akımı temsil eden ortalama bir görüntüde birleştirilir. masterdark dediğimiz bu ortalama görüntü kara akımı düzeltmek için 20 dakika poz süreli bilimsel görüntülerden çıkarılacaktır. 5 dakikalık bilimsel bir görüntüyü düzeltmek için 20 dakikalık masterdark çıkarılmadan önce 4’e bölünür.
5.3 Görüntüleri düzenleme
Bias çıkartıldıktan sonra taranan bölge şimdi 0.0000 değerinde bir ortalamaya sahiptir ve artık gerekli değildir. Örneğe eklenen tayflarda, bias taranan bölge 2049 ile 2060 sırası arsındadır. İlk birkaç sıranın bazı problemlere sahip olduğu görülmektedir ve onları silerek çok az bir bilgi kaybı olur. Bu görüntülerin ilk ve son birkaç sırasını
imcopy @list_d @list_e
komutuyla keseriz. Bütün görüntülerin, yani bilimsel pozların, ölçümleme lambalarının, düz alan pozlarında olduğu gibi aynı yolla kesilmesi gerektiğine dikkat edilmelidir. İlk ve son sütunlarında kesilmesi genellikle iyidir.
5.4 Master flat’i hazırlama
Şimdi bütün düz görüntüleri alıyoruz ve
imcombine e0001,e0002,…,e0006 medflat combine=median
ile medflat ortalama görüntüsünü oluşturuyoruz. Sonra sadece pikseller arasındaki yerel duyarlılığı gösteren master flat’i yapıyoruz. Şimdi 317x2031 piksele kesilmiş 317x2060 piksel görüntüleri için
blkavg medflat[20:310,*] avcol_in 291 1
kullanın. 20 ile 310 sütunları üzerinden (yani 291 sütun) ortalama aldık ve 1x2031 piksel boyutlu tek çizgi tayfı avcol_in’ i yarattık. Şimdi
blkrep avcol_in avcol_out 317 1
yazarak avcol_in tek sütununu 317 avcol_in görüntüsünü yan yana koyarak 317x2031 piksel görüntüsüne genişlettik ve avcol_out olarak kaydettik. Son olarak medflat’ı bu avcol_out ile bölerek masterflat’i elde ederiz.
imarith medflat / avcol_out masterflat calctype=real pixtype=real
masterflat’in her sırası duyarlılıktaki pikselden piksele farklılıklardan kaynaklanan sapmalarla 1.000 ortalama değerine sahiptir.
5.5 Bilimsel görüntülerin düz alan düzeltmesi
Bütün bias ve karanlık düzeltmeleri yapılmış ve kesilmiş bilimsel görüntülerin bir list_e listesini yaratın ve
imarith @list_e / masterflat @list_g calctype=real pixtype=real
ile düz alan düzeltmesini yapın.
5.6 Kozmik ışınları kaldırma
Tayftan uzak bölgelerdeki kozmik ışınları kaldırmak için imedit veya apall işini kullanabilirsiniz.
imedit dosya_ismi radius=2
Görüntü cursor’ ını kozmik ışının üzerine yerleştirin ve 2 piksellik yarıçapa karşılık gelen yeri uygun ortalama arka planla yenileyen b’ye basın.
6 Aperture çıkarma
Gerçekte birçok işlerin bir toplamı olan apall’ı kullanın. Aparture ve arka planı tanımladıktan sonra tayfı bulur ve onu tek boyutlu bir çizgide toplar.
6.1 apall işi
İş, dosyaların isimlerini ve her görüntüden kaç tane yıldız kopyası elde etmek istediğinizi sorarak başlar. Bütün sorulara evet deyin. İlk etkileşmeli adım: yıldızın konumuna karar verme. Eğer yıldızın konumu yanlışsa d’ ye basarak bilgisayarın seçimini silebilirsiniz. Cursor’un konumundaki yeni aperture (yani yıldız) n’ ye basarak eklenebilir veya m ile yakındaki bir tepenin kesin konumu seçilebilir. Eğer yıldız kopyasının sağ ve sol sınırları iyi değilse l ve u’ ya basarak onları değiştirin.
IRAF bu yıldız için kullanılan arka planın konumunu bilmelidir. Bu arka plan yıldıza ait olan piksellerden çıkarılacak olan gökyüzü emisyonunun şiddetinin tanımlanmasında kullanılacaktır. Bu çok önemli olduğu için seçtiğiniz her yıldız için arka planı daima kontrol edin.
b ile arka planı girin. Genellikle grafik tayfın sağındaki ve solundaki pikselleri yeterince karşılamaz. Bu yüzden w ve m ile genişletin. Arka plandaki tepeler arka plan seviyesini bozabilen sönük yıldızlardır. İlk olarak arka plan mesafelerini z’ ye iki kere basarak silin. Sonra cursor’ın sağ ve sol kenarıyla s’ ye basarak yeni arka plan aralığını tanımlayın. İstediğiniz kadar arka plan aralığı tanımlayabilirsiniz. Son olarak yeni arka planı f ile uygulayın ve arka plan alt işinden q ile çıkın.
Aperture kopyasının doğruluğunu ve kalitesini kontrol etmek çok önemlidir. Bu yüzden bunu her tayf için yapın. Burada d, cursor’a en yakın noktayı siler, u, geri getiri ve a, cursor’da yeni nokta ekler. f, yeniden uygular, r, grafiği yeniden çizer ve :order 3 uygulamayı 3. derecede değiştirir. Kopyalamadan q ile çıkın. Eğer iyi bir kopyalama elde edemediyseniz:
(i) saçılmanın yönünü kontrol edin.
(ii) tayfın FWHM’ unu kapaması gereken genişlik parametresini kontrol edin.
(iii) başlangıç aperture’un konumunu kontrol edin.
(iv) sırasıyla t_nsum (ve t_step) ayarlayarak her kopya noktayı elde etmek için toplanan IRAF çizgilerinin sayını artırın.
(v) kopya başarısız olmadan önce kayıpların sayısını arttırın. (?)
(vi) bir bardak çay alın ve ne yaptığınıza yoğunlaşın: dosya ismi doğru mu? tam olarak nerede çöktü? vs.
(vii) eğer gerçekten çaresizseniz kılavuzu okuyun, yani Massey ve diğ. sayfa 20 açın.
apall’ ın sonucu e0001.0001 veya e0001.ms isimli bir boyutlu bir dosyadır.
7 Dalga boyu ölçümü
Şimdi tayflarımızın piksel ölçeğini dalga boyu ölçeğine çevirme zamanı. Sonuçlar IRAF tarafından tayfın başlığına polinomial bir fonksiyon olarak yazılacak. Böyle bir polonomial fonksiyon, bir IRAF komutuyla dalga boyu ölçeği istendiği zaman okunacak ve uygulanacak.
7.1 İlk ölçülen tayfın dalga boyu çözümünü bulma
Önce bilimsel görüntüye karşılaştırma tayfı görüntüsünün sütunlarını ekleyin. Eğer bilimsel görüntü g0020 ise, buna karşılık gelen karşılaştırma tayfı g0021’ dir ve yıldız tayfı 128 – 132 sütunlarındadır. Toplam
blkavg g0021 [128:132,*] g0021_1D
olacaktır. Daha iyi ve kolay bir seçenek bilimsel görüntünün aparture kopyasını kullanmak ve apall’ ı kullanarak ölçüm tayfına uygulamaktır. references ve profiles parametreleri için bilimsel görüntünün adını yazın, parametreleri interactive ‘den review’ a çevirin. Son olarak arka plan çıkarmasını, background=no ile kapayın. apall’ ı bu parametrelerle kullanmak bilimsel görüntü için yapılanla tamamen aynı pikselleri toplayarak, bir boyutlu bir karşılaştırma tayfı üretecektir.
Şimdi tayfta elle birkaç çizgi tanımlamalıyız. Bu IRAF’ a ölçüm fonksiyonu için bir ilk fikir verir. Sonra IRAF’ a karşılaştırma tayfını ne çeşit bir lambanın ürettiğini söyleyeceksiniz ve bütün diğer çizgileri otomatik olarak tanımlamaya devam etmesini isteyeceksiniz. Bu ilave tanımları kontrol edip belki değiştireceksiniz ve son olarak IRAF’ a bütün onaylanmış karşılaştırma çizgilerini kullanarak dalga boyu çözümlerini fit etmeye devam etmesini söyleyeceksiniz. Tanımlamayla başlayalım.
identify g0021_1D
Üç parametre uygun olarak ayarlanmalıdır (epar identfy’ ı kullanın):
ftype (emisyon/ soğurma) standart bir karşılaştırma tayfı için çizgiler emisyondadır, fakat soğurma çizgili bir diğer tayfı kullanmaya zorlanabileceğiniz durumlarda vardır.
fwidth çizgilerin yaklaşık olarak genişliği (genellikle 2 – 5 piksel). Bu, özellikle karışık tayflarda IRAF’ ın istenen çizgileri uygun olarak fit etmesine yardım eder.
coordli IRAF’ ın karşılaştırma lambasının tipi için bütün çizgi listesini aramak zorunda olduğu dosya.
Şimdi m’ ye basarak bazı çizgileri işaretleyin ve dalga boylarını yazın. Aralığı dalga boyu aralığıyla uyumlu olan birkaç çizgi girmelisiniz, örn: 10. eper gerekiyorsa çizgileri işaretlemeden önce tayfın bir kısmına w e e ile yaklaşın (geri dönmek için w m w n’ yi kullanın).
Bir başlangıç çözümünü fit etmek için f’ yi kullanın. Eğer gerekiyorsa fit fonksiyonunun derecesini :order 4 yazarak değiştirin. Herhangi bir noktayı d ile silin. İşaretlemeye q ile dönün ve m ile daha fazla çizgi tanımı ekleyin. z ile büyültebilir, p ile küçültebilir ve r ile grafiği yeniden çizdirebilirsiniz. ac ile tanımlanmış bitin çizgileri yeniden merkezleyebilirsiniz.
İlk çözümlerden memnun olduğunuz zaman veri tabanından bütün diğer çizgileri katmak için karar verebilirsiniz. Bunu l’ ye basarak yapın ve f ile bütün tanımlanmış özellikleri kullanarak yeniden fit edin.
Memnun olduğunuzda q ile çıkın. Otomatik olarak çözümü veri tabanına yazar.
7.2 Diğer ölçüm pozlarının tanımlanması
İlk ölçülen görüntünün dalga boyu çözümünü tanımlamayla epey zaman geçirdikten sonra, ikinciyi
reidentfy g0036_1D referenc=g0021_1D
yazarak tanımlayabilirsiniz. Bu iş sizin çözümünüzü kullanır fakat farklı yönlerde gözlem yaparken tayf ölçerin diferansiyel flexures’ dan kaynaklanan veya çevredeki sıcaklıktaki değişimlerin neden olduğu odak düzleminin geometrisindeki küçük değişimlerden kaynaklanan tayftaki basit değişimlere izin verir.
g0036_1D için dalga boyu çözümünün doğruluğu bu görüntü için identfy işine girerek ve iş sonuçları veri tabanına yazmadan ayrılarak kontrol edilebilir.
7.3 Dalga boyu ölçümünü bilimsel veriye uygulama
Son olarak dalga boyu çözümü özel bir bilimsel tayfa uygulanmalıdır. IRAF’ a hangi dalga boyu çözümünün kullanılacağını söylemek için, görüntü başlığını hazırlamalı ve uygun talimatları girmelisiniz. Yukarıdaki g0020 ve g0021 bilimsel ve ölçüm tayfları için
hedit g0020.0001 refspecl g0021_1D add+ ver–
g0020.0001 görüntüsünün başlığına dalga boyu ölçümü için referans tayfının g0021_1D olduğunu yazar. Şimdi bilimsel tayfın dalga boyunu ölçelim:
dispcor g0020.0001 w0020 linearize=no
Burada w0020 dalga boyu ölçülen bilimsel tayftır. linearize=no yapmanın anlamı her pikselin doğru dalga boyuyla birleşmesini istediğimizdir. Diğer seçenek linearize=yes dalga boyuyla piksellerin eşit yer aldığı bir tayf üretir.
8 Akı ölçümü
Tayfların doğru bir akı ölçümü, ince bulutların bile sonuçları bozacağı için zor bir iştir. Bu yüzden her zaman farklı zenit uzaklıklarındaki standart yıldızların tayflarını sağlama almayı ve yarığı ufka dik döndürmeyi hatırlayın.
Gözlemevi parametrelerini tanımlamak için observatory işini, her standart yıldızın akı ölçümü için standard işini ve son olarak dalga boyu tepkisini tanımlamak için sensfunc işini kullanacağız.
Akı ölçümünü yapmak için IRAF her çeşit koordinat ve zamanı bilmek zorundadır ve bunları anlayabileceği bir biçimde ister.
Önce bütün dalga boyu ölçülen dosyaların bir listesini oluşturun ve onu a.lst isimli bir dosyaya yazdırın.
files w*.imh > a.lst
Görüntü başlığında uygun olarak ayarlanmış prosedür,
cl < eso.set
ile çalıştırılır.
IRAF V2.11 yukarıdakinden daha şık hesaplar yapabilen işler içerir. astutil noao.astutil paketinden yüklenebilir. Eğer dalga boyu ölçülen dosyalar a.lst dosyasında listelenmişse, hava kütlesini poz süresini vs. hesaplamak için komut
asthedit @a.lst eso.dat
8.1 standard işi
Tayfın akı ölçümünü yapmak istiyoruz. Aynı gece boyunca gözlenen bazı standart yıldızların tayfları referans olacaktır. Hedef tayf ölçer + teleskop aracılığıyla atmosferik sönümlemeye izin vererek CCD yongasının tepkisini ölçmektir. Sonuç, ideal bir biçim duyarlı detektör + teleskop + tayf ölçerle atmosferin dışından gözlenen bir tayftır. Kısaca;
(a) gözlediğiniz standart yıldızın enerji dağılımının çizelge biçiminde bir derlemesini alın,
(b) bu enerji dağılımını dalga boyuna bağlı atmosferik sönümleme için düzeltin,
(c) bunu gözlenen tayfın enerji dağılımıyla karşılaştırın,
(d) böyle bir karşılaştırmadan her dalga boyu için sisteminizin tepkisini veren bir fonksiyon türetin.
standard işi ölçümün geçiş bantlarını tanımlar ve std isimli bir dosyaya yazar. Bir standart yıldızın her pozu için standard’ ı bir kere çalıştıracaksınız. Sönümleme girdisinin ve akı ölçüm dosyalarının nerede olduğunu bilmelisiniz. Bulmak için önce
cd onestds$
yazarak klasörünüzü değiştirin ve dir ile sönümleme dosyasını arayın. Dosya isimlerini ve yolları not alıp cd home$ yazarak klasörünüze geri dönün ve çalıştığınız alt klasöre gidin. standard komutunu çalıştırmadan önce epar standard’ ı kullanarak parametreleri değiştirin ve sönümleme ve akı dosyalarının yollarını ve isimlerini yazın.
standard w0037
çalıştırın. Her zaman geçiş bantlarını gözden geçirin. Cursor’ ın altındaki bir geçiş bandını silmek için d’ yi, yeni bir geçiş bandının köşelerini işaretlemek için aa’ yı grafiği yeniden çizmek için r’ yi kullanın. wee verilen köşeler arasında grafiği genişletir ve wm wn komutları geri döndürür.
8.2 sensfunc işi
Standard işi her standart yıldızın tepkisini kaydetti. Şimdi bütün sonuçları birleştirip atmosferik geçirgenliğe ve aletsel duyarlılığa bağlı uygun bir dalga boyu bulma zamanıdır. Bu secfunc işiyle yapılır. Varsayılan adı sens.0001 olan bir görüntü yaratır. Tek bir standart yıldız kullanıp bir sönümleme fonksiyonu edinebilirsiniz veya duyarlılık fonksiyonunu ve atmosferik sönümlemeyi aynı anda çözmek için farklı hava kütlelerinde gözlenmiş birkaç standart yıldız gözlemlerini birleştirebilirsiniz.
IRAF başlamadan önce atmosferik sönümlemeye dair genel bir fikri olmalıdır. Bu yüzden örneğin, extinct= onedstds$/ctioextinct.dat kullanın.
İşi her zaman etkileşimli kullanın; grafikler için srei dizisini kullanın. Bu 4 grafik çizer: duyarlılık fonksiyonu, fitin artıkları, sönümleme fonksiyonu ve akı ölçülen tayfı. Dikey eksen parlaklıktır.
Grafiğe nokta ekleme, yeniden çizdirme vs. öncekilerle aynı olmakla birlikte silme biraz karışıktır: d’ ye bastıktan sonra, cursor’ a en yakın noktayı mı, en yakın dalga boyundaki bütün noktaları mı veya en yakın noktadaki yıldızın bütün verisini mi silmek istediğinizi sorar. i, cursor’ a en yakın nokta hakkında bilgi verir.
s, en yüksek duyarlılık eğrisindeki yıldızla aynı ortalama duyarlılığa sahip olsun diye bütün yıldızları kaydırır. c, aynı dalga boylu bütün geçiş bantlarını birleştirir ve onları ortalama duyarlıklı tek bir noktayla yeniler.
o, orijinal durumu geri getirir.
Sönümleme fonksiyonunun yeterli olmadığını hissediyorsanız, e’ ye basarak sönümleme eğrisi yapım işine girebilirsiniz. Sönümlemenin daima dalga boyunun azalan bir fonksiyonu olması gerektiğini, yani kırmızı fotonların atmosferi mavilerden daha kolay geçtiğini unutmayın.
Aletsel tepkiyi fit etmede kullanılan fonksiyonun genellikle çok yüksek derecede olduğuna dikkat edilmelidir. Spline3 (:function spline3) fitini kullanmak iyi bir fikirdir.
8.3 calibrate işi
Akı ölçümüyle ilgili tüm hesaplar bu noktada yapıldı. Sonucu her yıldıza uygulamak kaldı. Uygun sönümleme tablosunu ayarlamak için epar calibrate’ i kullanın: extinct= onestds$/ctioextinct.dat veya extinct= myextinct.dat.
Eğer list_w, hava kütlesi ve diğer parametreleri eso.set prosedürüyle uygun olarak hazırlanmış, dalga boyu ölçülen tayfların bir listesiyse ve list_f akı ölçülen çıkış dosyalarının ismiyse, sadece
calibrate @list_w @list_f
yazın.
8.4 Standart yıldız tayfları olmadan akı ölçme
Birçok standart yıldızın gözlemleri olsa bile, iyi bir akı ölçümünün elde edilmesi güç olduğu için bundan kaçınılmalıdır. Fakat sadece taysal tipini bildiğiniz bir yıldızın gözlemleriyle bitirdiğinizde olabilir.
Hızlı fakat kaba bir olasılık, V kadir çizelgesini kullanmak ve verilen bir etkin sıcaklığın kara cismi olduğunu farz etmektir. İlk adım noao.artdata.mk1dspec komutuyla bir kara cismin yapay bir tayfını yaratmaktır:
imarith w-star * 0.0 bbody
mk1dspec bbody continu=1.0 tempera=10000. lines=0
Burada, w-star, 10.000 K bir yıldızın dalga boyu ölçülen tayfıdır. w-star’ın bbody ile bölünmesiyle yukarıda bahsedilen duyarlılık fonksiyonuna bir yaklaşıklık verir. Sonuç tayfı, renk ölçülmüş fakat gerçek akı ölçülmemiş olacaktır. Son adım, tablolanmış veri ile sonuç tayfı arasındaki V kadirindeki farkı hesaplamaktır. Böylece gerçek tayf ölçülür. Burada, gerçek yıldız enerji dağılımının kara cisimden ayrılığını veya atmosferik sönümleme etkisini ihmal ettiğimize dikkat edilmelidir.
Bir diğer seçenek akı ölçümü için standart prosedürü kullanmaktır. Sizin cisminizle aynı tayfsal tipteki bir standart yıldız kullanarak, standard işini kandırabilirsiniz.
9 Ek düzeltmeler
Genellikle akı ölçülen tayf ölçülmesi istenen ve yayınlanan son sonuçtur. Fakat bazen, Dünya’nın Güneş etrafındaki hareketinin, yıldızlararası kırmızıya kaymanın veya gökyüzü soğurmalarının etkisini çıkartmak isteyebilirsiniz. Bu amaç için onedspec paketinde faydalı üç iş vardır.
9.1 Güneş merkezli düzeltme
Akı ölçülen tayf f0020’ den Dünya’nın hareketinden kaynaklanan Doppler kaymasını çıkartmak için,
rvcorrect ima=f0020 imupdate+ observa=eso
dopcor f0020 h0020 –vhelio isvel+
yazın ve Güneş sisteminin merkezinden gözlenen h0020 tayfını elde edin.
9.2 Kırmızıya kaymayı yok etme
Eğer h0020, E(B – V)= 0.5 olan yıldızlar arası bir buluttan geçerek gözlenen bir tayf ise onun gerçek tayfı i0020’ yi,
deredden h0020 i0020 0.5 type= “E(B-V)”
ile elde ederiz.
9.3 Gökyüzü çizgilerini çıkartma
Tayflar, Dünya’nın atmosferinden kaynaklanan geniş süreklilik soğurmalarını kaldırmak için akı ölçülmüştü. Bununla birlikte, 7600 – 7750 A gibi atmosferik soğurma bantları kalır. Bunu yapmak için onedspec paketindeki telluric işi kullanılır. Bu hiç de kolay bir iş değildir.
10 İndirgenmiş tayfları çizme, ölçme ve exporting
İndirgenmiş tayflardaki çeşitli çizgi özelliklerinin parametrelerini ölçmek ve çizmek için splot işini kullanın.
splot i0020
Eşdeğer genişliği, genişliği akıyı ve çizgiye uygulanan Gauss fitinin konumunu elde etmek için bir çizginin her iki tarafında sürekliliğin üstünde k’ ye basın. Dalga boyu aralığının her iki kenarında m’ ye basmak bir ortalama, sigma ve S/N oranını verir.
Parlaklıklar ve renkler, akı ölçülen tayflardan sbands komutuyla türetilebilir ve süreklilik, continuum işiyle normalize edilir.
Bir ASCII tablosunda yoğunluk ve dalga boyu piksellerinin çizmek için listpix kullanın. wcs=world seçimi piksel koordinatları yerine dalga boylarını yazdırır.