Sken でもやっちまえる !! IRAF( 仮 ) ver.1.2

Skenでもやっちまえる!!IRAF(仮)ver.1.2 2010.6.8 skenta

本スライドについて • 本資料は、IRAFを使ったことのない人向けに画像を入れまくって、てきとーに作ったものです • skentaのきまぐれで作り出したものなので、変な口調になっていたりしますが、ご容赦を • 作業を色分けしました • 青字：普通の端末での作業 • 赤字：IRAFでの作業

IRAFって？ • 画像解析ソフトのこと • 無料な上、画像の差し引きや重ね合わせ、測光解析(星の明るさ測定)、分光解析(星の光を波長ごとに分けての解析)ができる！！ • http://iraf.noao.edu/ • 詳しくは、色々調べてみてください • 2010年6月現在、研究室でIRAFを使えるマシン • lilac、marimo、karin、aoi、momiji

IRAFを起動しよう！！ • まずは端末を開く • 「mkiraf」と打つ • 「Enter terminal type:」と聞かれるので、「xgterm」と入力 • 下図のような表示になったらOK • 注意点 • 「mkiraf」は、次回以降は打つ必要はない

ds9も起動しよう！！ • 端末にて • 「ds9 &」と打つ • →のようなソフトが立ち上がる • ds9とは • 画像を表示するソフト • IRAFと連動する • 日本語表示じゃない方へ • Edit→Preferences　→View→Languageを「日本語」にして、一度終了すると…

圧縮されたファイルを解凍しよう!! • …の前に、ファイルをダウンロードしてこよう • http:www-kn.sp.u-tokai.ac.jp/~skenta/IRAF/081016.tar.gz • 一緒にアップロードしているものと同じ • ダウンロードが終わったら、端末上でそのファイルのあるディレクトリまで移動 • 移動できて、ファイルがあることを確認したら、解凍する • 「tarzxvf　○○○○.tar.gz」 • ○○○○には、ファイルの名前(今回は081016.tar.gz)

ファイルの説明 • 解凍すると、ディレクトリができてるはず • その中身がdark、flat、objというディレクトリになっているはず • dark:darkフレームが入っている • flat:flatフレームが入っている • obj:天体が写った画像が入っている • これらが何かについては、各作業で説明します

ダーク処理

ダーク処理 • CCDカメラでシャッターを開かずに撮像する(真っ暗な画像を撮る)と、暗い画像のはずが少しだけ明るく写る ⇒「暗電流」 • これが解析する際にノイズになるので、取り除く • この作業がダーク処理上の図を見ると、明るいところと暗いところがあるのがわかります？この辺りがなんだか明るい

ダーク処理(2) • 実際にはどうやるか？ • 複数枚撮って、pixel(画素)毎に足し合わせて、“中央値(median)”をとった1枚の画像にする • なぜ中央値なのかは、おまけスライドで • 天体の写っている画像から上で作った画像を引いてやる ⇒天体の画像からダークノイズを差し引いた画像の完成！！ • 初めての人は、こんな説明をされても「なんのこっちゃ？？」でしょうから、とりあえず作業をしてみましょう！！

実際の作業～ダーク画像作り～ • darkのディレに移動 • IRAF上で「eparimcombine」　と打つ • 黒いカーソルを(combine = average)となっているところまで移動させる • 「median」に変更 • 表示が　　　　(combine = median)になったらOK

実際の作業～ダーク画像作り2～ • 変更したら、「:q」と打てば、変更を保存して終了ができる • 足し合わせて、中央値をとる • 今回使うのは、d6_000～009.fitsというデータ • d6の6とは、6秒露光のこと • 「imcombined6_00?.fitsd6.fits」と打つ • →のようになればOK • d6.fitsというファイルが　　　出来上がっているはず

ダーク処理前の画像 ダーク処理後の画像実際の作業～画像の差し引き～ • できたd6.fitsを天体の画像のあるところにコピーする • 今回なら「cp d6.fits ../obj/i/6s/」と打つ • IRAFの端末でも天体の画像のあるところまで移動する • 「imarith 2033i.fits - d6.fits d2033i.fits」と打つ • 例として、2033i.fitsでダーク処理した →d2033i.fitsというファイルが出来上がる

実際の作業～リストを作って～ • さて、画像の差し引き作業ですが、1枚1枚をいちいちimarithするのは非常にだるい！！ • だって、画像が多いんだもんっ!! • そこで、時間を使わない方法があるので、伝授します • 作業内容は • 材料リスト、結果リストを作る • 材料リスト – d6.fits = 結果リスト • まあ、説明を読んでもわかんないだろうから、やってみよう！！

実際の作業～リスト作り～ • 「files ????i.fits > obj.list」 • obj.listというファイルができていたらOK • 「files ????i%%-d%.fits > obj-d.list」 • obj-d.listというファイルができていればOK • この2つのリストをlessでみてみると・・・ • obj.listには、上から順に2033i.fits、2038i.fits、…とリストになっている • obj-d.listには、2033i-d.fits、2038i-d.fits、… • 上のスライドで書いた材料リストと結果リスト • IRAFでは、このリストに書いてあるものをまとめて処理できる

実際の作業～リストで処理～ • あとは、imarithするだけ • 「imarith @obj.list - d6.fits @obj-d.list」 • @忘れには注意！！ • 少し時間がかかる • 2033i-d.fits、2038i-d.fits、…のファイルが出来上がっていればOK • これでダーク処理は終わり

フラット処理

No.1 No.2 No.3 No.4 フラット処理 100個の光 • CCDのpixelごとに感度が違う • 例えば、→のように4つのpixelに均一に100個の光が当たったときを考える • No.1の感度：1.0 • No.2の感度：1.1 • No.3の感度：0.9 • No.4の感度：0.8 ⇒各pixelでは、→のように光の量が読み出される 100 110 90 80 各pixelのカウント

フラット処理(2) • どういう処理をする? • 各カウントを感度で割る • 例なら、100÷1.0、110÷1.1、90÷0.9、80÷0.8と計算する • 感度ってどうやって知る? • 光が一様に入った画像(フラットフレーム)を撮る 100 110 90 80 各pixelのカウント

実際の作業～フラット画像作り～ • フラットフレームの入っているディレクトリに移動 • i000～i009.fitsがフラットフレーム • 「imcombine i00?.fits flat.fits」 • また、フラットフレームにも暗電流があるから、フラット用のダーク処理が必要 • d000～d009.fitsがフラット用ダークフレーム • 「imcombine d00?.fits dark.fits」 • 「imarith flat.fits - dark.fits flat-d.fits」

実際の作業～フラット画像作り2～ • 画像全体のカウントの平均で割る(規格化) • 「imstat flat-d.fits」 • ↑のような表示が返ってくる • MEANの値(今回なら、25108)をメモる • 「imarith flat-d.fits / 25108 norm-flat.fits」 • もう一度 imstat で確認すると • MEANの値が1になっていればOK • 感度の画像「フラットフレーム」の出来上がり！！

実際の作業～フラットで割る～ • できたnorm-flat.fitsを天体の画像のあるところにコピーする • 今回なら「cp norm-flat.fits ../obj/i/6s/」と打つ • IRAFの端末でも天体の画像のあるところまで移動する • 「imarith 2033i-d.fits / norm-flat.fits 2033i-df.fits」 • 画像の何が変わったかは、後のスライドで書いてます

実際の作業～リストで処理 in flat～ • またまた枚数が多くてだるいので、リストを作って、作業しちゃいます • コマンドだけ書いときますね • 「files ????i-d%%f%.fits > obj-df.list」 • obj-df.listができていて、中に2033i-df.fits、2033i-df.fits、…と書いてあればOK • 「imarith @obj-d.list / norm-flat.fits @obj-df.list」 • 少し時間がかかる

比較してみよう • フラット処理で何が変わったか見てみよう！！ • 2038i-d.fitsと2038i-df.fitsの違いを見てみます • ・・・・・・何が変わったのかわからない… フラット処理前フラット処理後

比較してみよう(2) • では、ds9上で、2つの画像の同じ座標の値を見てみましょう • ここでは、例として、ピクセル座標X=1530.000、Y=711.000　という座標を見てみます • すると、値のところには • フラット処理前：62.9849 • フラット処理後：60.9888 • つまり、今回の例では、少し感度が悪かったようですね… • これが確認できたら、フラット処理は完了です

混乱しないために • フラットだとか、ダークだとかごちゃごちゃ出てきて、ようわからん！！という方のために… • 下のような式で考えるとわかるかも? 観測した天体の写っている画像天体を撮ったときの露光時間のダークフレーム測光する画像観測時のフラットフレームフラットフレーム用のダークフレーム

ここまでが… • ここまでの作業が「一次処理」 • これは、分光観測だろうが測光観測だろうが必要な作業なので、写真を扱う人は覚えておいたほうがいいでしょう！！

測光

測光～準備～ • 測光する画像の範囲を決定してやる必要がある • 決める値は“aperture”、“annulus”、“dannulus” • aperture • annulus • dannulus • 「apertureはともかく、annulus、danulusってなんだよ」って思いませんか？ • 次で簡単に説明します

aperture?annulus?dannulus? annulus dannulus • 写っている画像には、バックグラウンドとなる“宇宙の明るさ”も含まれている • 観測で知りたいのは星本来の明るさ • 右図参照 ⇒観測される明るさからバックグラウンドの分を引けばいい aperture 星本来の明るさ観測される明るさ明るさ：0

測光～準備2～ • 測光には、特別なタスク(コマンド)を使う • この特別なタスクが入っているパッケージを呼び出す • タスク・パッケージについてはおまけスライドへ • 「noao」→「digiphot」→「apphot」 • ↓のようになればOK

測光～準備3-1～ • 「epar phot」 • (radplot= )をyesに変更 • (photpar= )で「:e」 • (aperture=3)の部分で15と入力→「:q」

測光～準備3-2～ • 次に、(fitskypars= )で「:e」 • (annulus= )を20に、(dannulus= )を10にする→「:q」変更する値 • radplot :図を表示するか否か • aperture • annulus • dannulus

測光～準備3-3～ • 少し詳細な設定をする • 「epar datapar」 • 変える値は1つだけ • (itime= )を撮像したときの露光時間にする • 今回なら、6secなので6 • これで準備完了!!

実際の作業～測光～ • まず、ds9に画像を表示させる • 「disp 2033i-df.fits」 • 「phot 2033i-df.fits」 →カーソルが黒い●になる • その●を右図、星の中心あたりに持っていく • キーボードの十字でも動かせる • スペースキーを押すズーム

実際の作業～測光2～ • iraftermが出てきて、→のような表示になる • このような形にならなければ、測光が間違ってる • qを押すと、xgtermに↓のような表示が帰ってくる • もう一度qを押せば測光終了 →2033i-df.fits.mag.1というファイルが出来上がっている

mag? • 出来上がったmag.1というファイルをlessで見てみよう • 測光した情報が入っている • 重要なのは、「FLUX」 • FLUXの値は • このファイルでは、「311922.1」

FLUX？ • “星の明るさ”は、FLUXという値で出てくる • FLUX：単位面積を単位時間に通過するエネルギー　[erg/sec/cm2] • 星から離れるに従って、明るさが減る • L：星の光度(全放出エネルギー)[erg/sec] • 「流束」のことですね

絶対等級 • FLUXの式からわかるように、星の明るさは距離によって変わる • そこで、星までの距離を10pcにしたときの明るさを考える • 「絶対等級」 • 1pc=3.26光年

FLUX→絶対等級 • FLUX(明るさ)と等級の関係 • 1等星と6等星は明るさが100倍違う • fluxA:求めたい星のフラックス • fluxB:観測されるフラックス • A:本来の等級(絶対等級) • B:実視等級 fluxA、fluxB、Bがわかっていれば、絶対等級Aが求まる

比較星を使う • 今回の星は明るさの変化する“変光星” ⇒単純に計算できない!! →変光星じゃない星“比較星”を使って計算 • fluxA:求めたい星のフラックス • fluxB:比較星のフラックス • A:求めたい星の等級 • B:比較星の等級

比較星 変光星RZ Cas ※ 比較星も測光する .fits.mag.2というファイルもできあがる比較星 i等級：10.84

全ファイルを測光 • 全部のファイルで測光しましょう!! • 画像を表示「disp」 ↓ 測光「phot」の流れを忘れずに!!! • RZ Casのための.mag.1、比較星のための.mag.2ができればOK!!!!

Excelとかで計算！！ • こんな面倒くさい計算、いちいちやってられるかっ!!!ってことで、Excelとかの表計算ソフトで計算しちゃいましょ • いや、待てよ・・・FLUXの値、メモるのも大変じゃん!!何かいい方法はない?ドラ○も～ん!! • もう、仕方ないなぁ、の○太君。「pdump」を使うのさ • 「pdump *.fits.mag.1 “IMAGE,FLUX” yes > mag1.txt」 • 全ての.fits.mag.1とつくファイルのFLUXの値と名前をmag1.txtに入れる →txtファイルなら、windowsでも開ける • *.fits.mag.2も同様にやろう!!

計算結果を図にしよう～ライトカーブ～ • 横軸：時間、縦軸等級にしたグラフ(ライトカーブ) • こんな図ができればOK • このライトカーブから、さまざまな物理量が求まる!! • 詳しくは調べてください

おしまい

おまけスライド

なんで中央値？？ • “宇宙線イベント”というものがある • 宇宙線とは、「高エネルギー・高速(ほぼ光速)の粒子」 • 1次宇宙線と2次宇宙線 • 2次宇宙線のμ粒子がCCDのピクセルに当たると、電荷の影響で光が検出されたように見える

なんで中央値？？　2 • 宇宙線イベントは他のイベントより高い値になる →全体の平均が高くなる ⇒本来とりたい平均値にならない • そこで、中央値をとることで、本来の平均に近い値にする高宇宙線イベントカウント数全体の平均中央値低

タスク・パッケージ • IRAFには、仕事(コマンド)である“タスク”がたくさんある • imarith やimcombine、disp • そのたくさんあるタスクを集めたものが“パッケージ” • ある場面でよく使われるタスクを集めたもの • 測光観測なら、測光で使うタスクを集めたパッケージ • 分光観測なら、分光で使うタスクを集めたパッケージ • noaoやdigiphot、apphot

Sken でもやっちまえる !! IRAF( 仮 ) ver.1.2