Riassunto esame Laboratorio di Astronomia

Informazioni sull'header del file esteso

Se guardo l'header (imhead) del file esteso vedo che ha aggiunto i campi relativi all'operazione appenafatta imhead IMA80143p l+ . I campi in piu' sono:

• WCSDIM = 2
• WAT0_001= 'system=physical'
• WAT1_001= 'wtype=linear'
• WAT2_001= 'wtype=linear'
• TRIM = 'Nov 10 18:50 Trim data section is [1:2046,55:512]'
• BI-FLAG = 'Nov 10 18:50 Zero level correction image is bias2.fits'
• FF-FLAG = 'Nov 10 18:50 Flat field image is flatnorm.fits with scale=1.'
• CCDSEC = '[1:2046,55:512]'
• BIASSEC = '[1:2046,1:458]'
• LTV2 = -54
• CCDMEAN = 257.9159
• CCDMEANT= 1289501417
• CCDPROC = 'Nov 10 18:50 CCD processing done'

Ora eliminiamo i raggi cosmici poichè danno fastidio. Per farlo uso il programma lacos_spec.cl che trovo sul moodle. Faccio salva con destinazione poi me lo salverà automaticamente in Scaricati quindi faccio cp lacos_spec.cl ../data/notte3/. . Il cl finale mi indica che è uno script di IRAF, il

Il nome "lacos" indica che usa le trasformate di Laplace.

Il task "lacos_spec" prende il file "lacos_spec.cl" e lo modifica. In "epar lacos_spec" imposto i seguenti parametri: in "gain" metto 0.97, in "readn" metto 2.7 (questi sono parametri che abbiamo trovato precedentemente nella scorsa lezione), in "xorder" e "yorder" metto 0 poiché altrimenti fa cose che non ci interessano.

Devo entrare in "stsdas" (come "noao") quindi scrivo "su IRAF sts". Posso anche farlo se sono ancora su "ccdred" perché me lo cambia in automatico.

Per non eliminare il cielo e l'oggetto, uso i seguenti comandi: "lacos_spec IMA80143p.fits IMA80143pc.fits IMA80143p.pl". Il primo è l'immagine originale, il secondo è l'immagine corretta e il terzo è l'immagine dei difetti (è 0 dove non è stata toccata e 1 dove è stata toccata).

Le voglio vedere (per vedere allineate nel ds9 faccio "frame -> match -> frame -> image" e poi "blink"):

display IMA80143p.fits 1

display IMA80143pc.fits 2

display IMA80143p.pl

3Visto che ha funzionato do il comando * per tutte le immagini rimanenti (da 142 a 148).

Voglio vedere le 3 immagini delle galassie display:

IMA80143pc.fits 1 zs- zr- z1=0 z2=450

IMA80145pc.fits 2 zs- zr- z1=0 z2=450

IMA80147pc.fits 3 zs- zr- z1=0 z2=450

Vediamo che i frame sono spostati leggermente sia in X che in Y. Per quanto riguarda X si corregge con la calibrazione in lunghezza d'onda; per questo è stato preso sempre un'immagine di confronto (arco) prima e dopo la posa. Useremo la somma tra i due:

imarith IMA80142pc.fits + IMA80144pc.fits IMA80142_4.fits

imarith IMA80144pc.fits + IMA80146pc.fits IMA80144_6.fits

imarith IMA80146pc.fits + IMA80148pc.fits IMA80146_8.fits

9Lezione 13/11/2020

Calibrazione in lunghezza d'onda, trasformo i pixel in lunghezza d'onda quindi devo trovarmi i coefficienti che me lo permettono. I tre frame di calibrazione sono:

IMA80142_4.fits

IMA80144_6.fits

IMA80146_8.fits

Innanzitutto mi scarico dal moodle i file di calibrazione

t122_FeAr.dat e fear_plot.pdf (per aprirlo dal terminale linux posso fare evince fear_plot.pdf), l'ultimo contiene un atlante delle righe di emissione di lampade differenti. Vado nel giusto ambiente irafnoaotwod two dimensions spectroscopy long longslit.

Iniziamo con il primo frame, ho bisogno che il programma identifichi l'immagine; con il comando eparidentify modifico alcuni parametri. In images metto l'immagine iniziale IMA80142_4.fits, in coordli metto t122_FeAr.dat. Se poi anziché scrivere :q faccio :go mi dà subito il risultato. (In caso volessi rimuovere il risultato dal database basta che entro nel terminale linux e faccia cd database -> rm * (rimuovi tutto)).

CAMBIARE LE DIMENSIONI DEL PLOT SOLO QUANDO NON LO SI STA USANDO.

A questo punto nel plot usiamo il comando M per segnare alcune righe delle quali dobbiamo scrivere a mano la lunghezza d'onda, premo M e scrivo la lunghezza d'onda relativa. Bisogna dare 3-4 righe iniziali in modo che riesca a

riconoscere tutte le altre.7067 = riga intense dopo la 6965 verso destra6677 = riga molto intensa al centro dello spettro6965 = riga piu' intensa di tutte nella metà di destra dello spettro6032 = ultima riga più esterna a sinistra.Con il comando shift-Y si può zoommare in Y lo spettro fino a riconoscere la riga. R per tornare indietro.Premo I per riiniziare da capo (in caso se ho sbagliato), premo L e ricompare lo spettro con tante altrerighe identificate. Premo F e mi esegue un fit della funzione. Voglio cambiare la funzione quindi10sull’immagine faccio :func cheb e poi ripremo F; se poi faccio :ord 2 (poi ripremo sempre F) mi cambial’ordine della funzione. Premendo H mi mostra una linea diagonale dove ci sono segnati i fit che hatrovato precedentemente (premo J per tornare alla visualizzazione di partenza). Devo visualizzare unresiduo non organizzato quindi cambio l’ordine :ord 4 -> F. Premendo D sopra dei fit che si scartanomolto

(quelli che sono molto fuori) li elimino -> F.e troviamo uno scarto di RMS=0.04338 Ang dopo aver scartato alcune righe. Premendo Q ritornoall’inizio. Faccio Q per uscire definitivamente.
<longslit> Write feature data to the database (yes)? Yes
In questo modo mi crea un direttorio database dove mi salva tutto.
epar reidentify
Modifico alcuni prametri: in interac metto yes, in coordli metto t122_FeAr.dat, in nlostmetto 20.
reidentify IMA80142_4 IMA80142_4
gli dico di riidentificare l’immagine con l’immagine stessa.
A questo punto mi chiede di riidentificare delle linee.
fitcoord IMA80142_4. RMS = 0.05243
<longslit> Write feature data to the database (yes)? Yes
Per calibrare uso il comando transform . epar transfor
In input metto IMA80143pc, in output mettoIMA80143pcw, in fitnames metto IMA80142_4transf IMA80142_4 IMA80142_4w IMA80142_4
Il nuovo file avrà la w
<longslit> Dispersion axis …: 1
display IMA80142_4w 1
display IMA80142_4 2
Noto che in una immagine

ho delle righe con dei pixel sbagliati (si vedono delle righe non omogenee), questo perché sceglie lui da dove partire * e che passi dare *.

CRVAL1 = 6009.06982421875

CDELT1 = 0.604477643966675

transf IMA80143pc IMA80143pcw1 IMA80142_4 x1=6009.069 dx=0.604477 interptype = linear

transf IMA80143pc IMA80143pcw IMA80142_4 x1=6009.069 dx=0.604477 interptype = spline3

Sto dando io i parametri. Ora lo faccio per le altre immagini, basta fare reident IMA80142_4 IMA80144_611 reident IMA80142_4 IMA80146_8 fitcoord IMA80144_6 inter=no fitcoord IMA80146_8 inter=no

Con inter=no non mi fa vedere il plot.

transf IMA80145pc IMA80145pcw IMA80144_6 x1=6009.069 dx=0.604477 interptype = spline3

transf IMA80147pc IMA80147pcw IMA80146_8 x1=6009.069 dx=0.604477 interptype = spline3

display IMA80143pcw 1

display IMA80145pcw 2

display IMA80147pcw 3

Vediamo che ora gli spettri sono ben allineati in lunghezza d'onda. Controlliamo l'allineamento lungo Y (cioè lungo la fenditura) con il comando imexam

> K sull'immagine e poi :naver 150 in modo che d'orain poi mi fa la media di 150 lunghezze d'onda.

Sulla galassia

spettro range X Ycen sigma peak

IMA80143pcw 600-749 206.948 3.949 76.8368

IMA80145pcw 600-749 207.388 3.979 75.3931

IMA80147pcw 600-749 207.446 4.194 63.3029

Sulla stella

spettro range X Ycen sigma peak

IMA80143pcw 600-749 79.4346 2.813 30.4275

IMA80145pcw 600-749 80.1789 3.238 27.3448

IMA80147pcw 600-749 80.3218 3.611 20.3218

I risultati sono consistenti non vale la pena allineare gli spettri, è troppo poco per operare uno shift.

imcombine IMA80143pcw,IMA80145pcw,IMA80147pcw ngc1_90mjjj comb=sum rejec=none

hedit ngc1_90m EXPTIME 5400

hedit ngc1_90m OBJECT ngc1_90m

display IMA80143pcw 1 zs- zr- z1=186.8045 z2=414.1019

display IMA80145pcw 2 zs- zr- z1=186.8045 z2=414.1019

display IMA80147pcw 3 zs- zr- z1=186.8045 z2=414.1019

display ngc1_90m 4 zs- zr- z1=558 z2=1212.

Confrontando i 4 spettri si vede anche a occhio come il rapporto s/n sia migliorato

imstat

IMA8014?pcw.fits[592:615,206:207]imstat ngc1_90m[592:615,206:207]12es.
# IMAGE NPIX MEAN STDDEV MIN MAX
IMA80143pcw.fits[592:615,206:207] 48 389.3 18.61 354.4 444.4
IMA80145pcw.fits[592:615,206:207] 48 389.2 19.09 347.8 436.2
IMA80147pcw.fits[592:615,206:207] 48 396.4 17.93 352.9 434.5
ngc1_90m[592:615,206:207] 48 1175. 31.99 1069. 1239.13

Lezione 20/11/2020

Il segnale (MEAN) è aumentato di un fattore 3 (abbiamo sommato le 3 immagini)= 389.3+389.2+396.4 --> 1175
Il rumore (STDDEV) è anche aumentata di circa un fattore circa 1.78 cioè SQRT(3) =sqrt(18.61**2+19.09**2+17.93**2) --> 32.128

Ecco una stima grezza del rapporto S/N per i 3 spettri e della loro somma:
IMA74193pcw = 389.3/18.61 = 20.92
IMA74195pcw = 389.2/19.09 = 20.39
IMA74197pcw = 396.4/17.93 = 22.11
ngc1_90m = 1175./31.99 = 36.73

In realtà, anche se siamo sulla galassia, i conteggi dovuti al cielo non sono trascurabili quindi andiamo a stimare il valore del cielo ai 2 lati della galassia.
imstat

<table>
  <tr>
    <th>File</th>
    <th>Range</th>
    <th>Mean</th>
    <th>Stddev</th>
    <th>Min</th>
    <th>Max</th>
  </tr>
  <tr>
    <td>IMA80143pcw.fits[592:615,270:280]</td>
    <td>264</td>
    <td>282.9</td>
    <td>17.25</td>
    <td>233.</td>
    <td>338.3</td>
  </tr>
  <tr>
    <td>IMA80145pcw.fits[592:615,270:280]</td>
    <td>264</td>
    <td>287.1</td>
    <td>17.11</td>
    <td>237.8</td>
    <td>335.</td>
  </tr>
  <tr>
    <td>IMA80147pcw.fits[592:615,270:280]</td>
    <td>264</td>
    <td>299.4</td>
    <td>18.78</td>
    <td>249.1</td>
    <td>354.6</td>
  </tr>
  <tr>
    <td>ngc1_90m[592:615,270:280]</td>
    <td>264</td>
    <td>869.4</td>
    <td>31.8</td>
    <td>793.8</td>
    <td>977.6</td>
  </tr>
  <tr>
    <td>IMA80143pcw.fits[592:615,134:144]</td>
    <td>264</td>
    <td>315.1</td>
    <td>17.31</td>
    <td>263.5</td>
    <td>366.3</td>
  </tr>
  <tr>
    <td>IMA80145pcw.fits[592:615,134:144]</td>
    <td>264</td>
    <td>318.9</td>
    <td>16.93</td>
    <td>276.</td>
    <td>366.4</td>
  </tr>
  <tr>
    <td>IMA80147pcw.fits[592:615,134:144]</td>
    <td>264</td>
    <td>331.3</td>
    <td>17.73</td>
    <td>263.</td>
    <td>378.8</td>
  </tr>
  <tr>
    <td>ngc1_90m[592:615,134:144]</td>
    <td>264</td>
    <td>965.3</td>
    <td>31.01</td>
    <td>868.3</td>
    <td>1063.</td>
  </tr>
</table>

<p>IMA80143pcw.fits = (282.9+315.1)/2 --> 299.</p>
<p>IMA80145pcw.fits = (287.1+318.9)/2 --> 303.</p>
<p>IMA80147pcw.fits = (299.4+331.3)/2 --> 315.35</p>
<p>ngc1_90m = (869.4+965.3)/2 --> 917.3514</p>

<p>Riscriviamo la tabella di prima sottraendo però il valore del cielo</p>

<p>IMA74193pcw = (389.3-299. )/18.61 = 4.8</p>
<p>IMA74195pcw = (389.2-303. )/19.09 = 4.5</p>
<p>IMA74197pcw = (396.4-315.35)/17.93 = 4.5</p>
<p>ngc1_90m = ...</p>

(1175.-917.35)/31.99 = 8.05di nuovo viene 4.6*sqrt(3)=8Il rapporto S/N è aumentato come la radice del tempo di posa, oppure la radice del numero delle pose.Calibrazione in flusso.Questa notte non ha una calibrazione in flusso. Usiamo la stella presa il 17 novembre 2020, stiamo facendo qualcosa di molto approssimato ma ci serve per imparare la procedura.Innanzitutto mi scarico la tabella dal moodle mhr7950.dat *IMA89549.fits Prendo questa immagine e me la sposto nel terminale che sto usando (notte3)ccdproc IMA89549.fits out=IMA89549p.fitstransf IMA89549p IMA89549pw IMA80146_8 x1=6009.069 dx=0.604477 interptype = spline3Per vederla posso fare anche splot IMA89549pw e inserisco 100Tre passi:1) estrazione dello spettro del