%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%% % % % Piccolo HELP di IRAF % % % %%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%% la prima volta... ----------------- la prima volta che si usa IRAF in una certa directory si deve far girare mkiraf: esso crea il file login.cl, che poi va modificato opportunamente per le proprie esigenze ambienti IRAF ------------- IRAF ha 2 ambienti: saoimage (indipendente, visualizza immagini FITS e formato IRAF) cl (ambiente di lavoro IRAF, supporta finestra grafica) vita in SAOIMAGE ---------------- saoimage viene avviato da Unix o da ambiente IRAF (linea di comando: !saoimage) per leggere un file FITS (estensione .mt), cliccare su etc, new e poi aggiungere nella finestra -fits *.mt vita in CL ---------- Per entrare nell'ambiente cl, fare semplicemente: 3.boschin@suw005:spettri > cl Appaiono le seguenti righe NOAO Sun/IRAF Revision 2.11 Tue Dec 23 23:22:19 MST 1997 This is the EXPORT version of Sun/IRAF V2.11 for SunOS 4 and Solaris 2.6 Welcome to IRAF. To list the available commands, type ? or ??. To get detailed information about a command, type `help command'. To run a command or load a package, type its name. Type `bye' to exit a package, or `logout' to get out of the CL. Type `news' to find out what is new in the version of the system you are using. The following commands or packages are currently defined: +-------------------------------------------------------------+ | RVSAO Radial Velocity Analysis Package | | Smithsonian Astrophysical Observatory | | Telescope Data Center | | Version 2.0 beta 17 June 12, 1998 | +-------------------------------------------------------------+ apropos images. local. plot. softools. tables. dataio. language. noao. proto. stsdas. utilities. dbms. lists. obsolete. r2rvsao. system. cl> <--- prompt di ambiente il prompt di IRAF e' cl>, da>, r2>, ecc. a seconda del package che si sta utilizzando un file FITS non e' utilizzabile da IRAF cosi' com'e': con il task rfits del package dataio esso viene trasformato in due file, uno con estensione .imh (header file) ed uno con estensione .pix (binario). Es.: cl>dataio da> rfits FITS data source (mta): bias54.mt File/extensions list: IRAF filename: bias54 NOVITA'!!! Nell'ultima versione di IRAF si puo' lavorare direttamente sui file FITS. Warning!!! 1) non necessariamente i file *.imh e *.pix stanno nella stessa directory 2) Per copiare i file IRAF da una directory ad un'altra si deve usare il task imcopy (evitare di usare cp da Unix!). Invece, per cancellarli usare il task imdel. Per rinominarli usare il task imren. per copiare invece dei file FITS si puo fare tranquillamente un cp normale Viceversa, immagini IRAF possono essere scritte in FITS usando il task wfits nel package dataio. e' spesso utile crearsi delle liste di nomi di file IRAF, tipo imh.lis o imhout.lis. Nei parametri dei vari task ci si riferisce a queste liste anteponendo il simbolo @ (es.: @imh.lis) IRAF supporta un help on-line: con apropo image si hanno informazioni su cio' che riguarda la stringa image con help nome_task si hanno informazioni sui task, tra cui il package di appartenenza piu' utile phelp nome_task, il quale permette di andare avanti e indietro tra le pagine del manuale. In particolare: j -> avanti di 1 riga k -> indietro di 1 riga d -> avanti di 32 righe u -> indietro di 32 righe e' possibile richiamare i comandi precedenti con e e poi usando le freccette $$$$ comandi e task di uso generale $$$$ -- epar -- serve per cambiare i parametri di un task. Es.: cl> epar imcombine per vedere i parametri senza modificarli si usa invece lpar per avere l'help su un parametro si usa ? per uscire da epar salvando le modifiche si fa :quit, per non salvare Ctrl-c (che abortisce il task; e' utile poi digitare flprcache se ci sono problemi) per far girare il task direttamente da epar si fa :go per ritornare ai parametri di default di un task fare unlearn -- imheader -- package images.imut permette di leggere i file header .imh. Es.: cl> imheader bias54.imh (versione corta dell'image header) oppure cl> imheader bias54.imh l+ | page (versione lunga dell'image header) -- implot -- attiva la finestra grafica di IRAF e visualizza un file .pix. Es.: cl> implot bias54 per avere l'help della finestra grafica per il task in uso si usa ? per vedere l'elenco dei comandi grafici di uso generale (global) usa :.help per zoommare sull'asse x si usa Shift x per isolare una zona della finestra si usa :y 200 600 per sommare sulle colonne si usa :c 400 600 per ridisegnare il plot originale si digita r per fare hardcopy si usa :.snap epsfl (crea un encapsulated postscript) (questo comando funziona con tutti i task di grafica!) -- imcopy -- gia' visto in precedenza, permette pure di eseguire delle copie trimmate di file IRAF. Es.: ap> imcopy bias54[*,30:2000] Output images or directory (lamp): bias54t bias54[*,30:2000] -> bias54t -- imshift -- permette di shiftare un'immagine in x, in y o in entrambi gli assi input = Spectrum.fits Input images to be fit output = Specshift.fits Output images xshift = 0.3 Fractional pixel shift in x yshift = 0. Fractional pixel shift in y (shifts_= ) Text file containing shifts for each image (interp_= linear) Interpolant (nearest,linear,poly3,poly5,spline3) (boundar= nearest) Boundary (constant,nearest,reflect,wrap) (const 0.) Constant for boundary extension (mode ql) ### RIDUZIONE FRAME SPETTROSCOPICI ### ------------------------------ 1) Sottrazione del BIAS frame il bias e' un'immagine ad esposizione zero che va sottratta dal frame originale il task che esegue la sottrazione (e altre operazioni) e' imarith. Es: ap> imarith Operand image or numerical constant (obj1): obj1 Operator (+|-|*|/|min|max) (-): Operand image or numerical constant (bias54): bias54t Resultant image (na360038b): obj1b 1a) Divisione del FLAT FIELD frame I flat field presi al telescopio non possono essere usati cosi' come sono ma vanno normalizzati. L'operazione si esegue con il task response del package noao.twodspec.longslit: lo> epar response calibrat= Flat.sl13.fits Longslit calibration images normaliz= Flat.sl13.fits Normalization spectrum images response= Flat.sl13n.fits Response function images (interac= yes) Fit normalization spectrum interactively? Essendo un task di longslit esso puo' essere applicato solo sulla singola apertura estratta dall'immagine multislit. Una volta normalizzato il flat la divisione dello spettro per il flat si esegue tramite il task imarith 2) Ricerca delle aperture nella spettroscopia multi-slit e' necessario individuare e centrare le diverse aperture. L'operazione si fa sul frame dell'oggetto. La prima cosa da fare e' contare il numero di aperture nel frame dell'oggetto si utilizza il task implot e si fa la somma sulle colonne. Es.:c 400 600 successivamente, il task da utilizzare e' apall, nel package noao.twodspec.apextract. Warning: prima di usare apall bisogna dire ad IRAF se l'asse di dispersione e' quello orizzontale (1) o quello verticale (2). Si scrive in noao.twodspec.apextract: ap> apextract.dispaxis=1 (o 2) Poi si puo' lanciare apall: ap> apall apall (mode='h') Find apertures for obj1b? (yes): Number of apertures to be found automatically (23): Edit apertures for obj1b? (yes): una volta eseguita la ricerca automatica bisognera' distruggere quelle sbagliate (d sulla finestra grafica) e risistemare quelle decenti (. per individuarle, l ed u per i limiti) per rinumerarle andare sulla prima, fare .o e mettere 1 q per salvare le aperture m per ricentrare una apertura b per andare ad agire sul fit del background t per fare il clean dell'attuale regione di campionamento s per selezionare le aree di background (estrazione del cielo) f per rifare il fit : line l1 l2 per sommare tra le righe l1 ed l2 N.B.: se si era salvato il lavoro e si vuole cambiare le aperture distruggere il file apobj1b nella subdir database 3) Trace delle aperture Si lavora sempre con il task apall: (find = no) Find apertures? (recente= no) Recenter apertures? (resize = no) Resize apertures? (edit = yes) Edit apertures? (trace = yes) Trace apertures? (fittrac= yes) Fit the traced points interactively? (extract= no) Extract spectra? (t_funct= spline3) Trace fitting function ... sulla finestra grafica togliere i punti sballati con d e rifare il fit con f con u rimettere i punti cancellati con r ridisegnare la finestra grafica :funct cambia funzione da fittare :order cambia l'ordine della funzione da fittare N.B.: un RMS buono e' inferiore a 0.1 4) Estrazione dello spettro (oggetto e lampada) Ancora con il task apall, cambiare (extract= yes) Extract spectra? ricordarsi di cambiare i parametri di estrazione (variance, readnoise, ecc.) Si ottiene un file del tipo obj1b.000x Si deve poi estrarre anche la lampada (file lamp). L'operazione si esegue sempre con il task apall. Es.: input = lamp List of input images (output = ) List of output spectra (apertur= ) Apertures (format = onedspec) Extracted spectra format (referen= obj1b) List of aperture reference images <----------| (profile= ) List of aperture profile images | | (interac= yes) Run task interactively? | (find = no) Find apertures? | (recente= no) Recenter apertures? | (resize = no) Resize apertures? | (edit = yes) Edit apertures? | (trace = no) Trace apertures? | (fittrac= no) Fit the traced points interactively? | (extract= yes) Extract spectra? | (extras = no) Extract sky, sigma, etc.? | (review = yes) Review extractions? | ..... | | Per essa si puo' usare il trace dell'oggetto servendosi anche delle aperture | trovate per esso (inserendole nel parametro reference apertures) ------------| N.B.: non usare variance nei parametri di estrazione (detto da Sandro) !!! # EXTRACTION PARAMETERS (backgro= none) Background to subtract (skybox = 1) Box car smoothing length for sky (weights= none) Extraction weights (none|variance) <----- N.B.:in precedenza andrebbe tolto il bias pure dalla lampada Alla fine si ottiene un file del tipo lamp.000x 5) Identificazione delle righe Si lavora con il frame della lampada estratta il task da utilizzare e' identify nel package noao.onedspec Esempio: no> identify lamp.000x Attenzione! Usare .... (functio= spline3) Coordinate function (order = 3) Order of coordinate function .... nella finestra grafica: m identificano le righe della lampada sfruttando la tabella di l.d'o. Shift z opera uno zoom f opera il fit con le righe identificate l da' i residui non lineari (RMS buono 0.01) d ed u tolgono e rimettono i punti del fit e dopo il fit preliminare, usa il file di lunghezze d'onda per centrare le altre righe q chiede se puo' scrivertelo nella subdir database (da solo si scrive in idlamp.000x) ATT.: esiste un file di lunghezze d'onda delle righe di lampada HE-NE-AR che si puo' utilizzare. Si trova in /iraf/iraf/noao/lib/linelists/idhenear.dat (linelists$idhenear.dat). 6) associazione lunghezza d'onda - pixel utilizza il task refspec del package noao.onedspec: on> epar refspec input = obj1b.0001 List of input spectra (referen= lamp.0001) List of reference spectra refspec scrive nell'header dell'oggetto la soluzione del fit della lampada 7) ricampionamento spettro in lunghezza d'onda Si utilizza il task dispcor di noao.onedspec on> dispcor List of input spectra (obj1b.000x): List of output spectra (obj1bl.000x): obj1b.000x: Resampling using current coordinate system .... E' importante poi eliminare le spikes dovute ai raggi cosmici. Lo si puo' fare con il task splot di noao.onedspec: on> splot obj1bl.000x sulla finestra grafica fare: i per salvare il file modificato x per tagliare i cosmici altre opzioni: s per fare uno smoothing r pulisce lo schermo c pulisce lo schermo cancellando qualsiasi windowing $ permette di passare da coordinate in pixel a wavelength (e viceversa) k permette di fittare il profilo di una riga :overplot yes permette la sovrapposizione di due immagini g carica e disegna una nuova immagine volendo, si puo' eseguire questa operazione prima di ridurre lo spettro mediando due frame dello stesso oggetto. Cio si fa con il task imcombine utilizzando il parametro crreject (attenzione pero' a distorsioni degli spettri!) un altro modo e' quello di utilizzare il task cosmicrays nel package noao.imred.ccdred. Es.: input = "obj1b23" List of images in which to detect cosmic rays output = "obj1b23c" List of cosmic ray replaced output images (opti answer = "yes" Review parameters for a particular image? (badpix = "") List of bad pixel files (optional) (ccdtype = "") CCD image type to select (optional) (threshold = 5.) Detection threshold above mean (fluxratio = 10.) Flux ratio threshold (in percent) (npasses = 10) Number of detection passes (window = "7") Size of detection window ..... prima di rimuovere i raggi cosmici e' pero' meglio eliminare i bad pixel. Cio' si fa costruendo una bad pixel mask usando il task ccdmask nel package noao.imred.ccdred. Poi si utilizza la maschera con il task fixpix nel package proto. Questa procedura serve anche per rimuovere intere bad columns. Per discriminare tra righe di emissione e raggi cosmici e' utile usare SAOIMAGE insieme ai task display e imexamine, contenuti nel package images.tv 8) cross correlation E' l'operazione che ci permette di determinare il redshift della galassia. Richiede il possesso di un template spectrum. In IRAF essa viene implementata dal task xcsao nel package r2rvsao: r2> xcsao spectra = obj1bl.000x List of input spectra (specnum= 0) Spectrum aperture range if multispec or 2-D file (specban= 0) Spectrum band if multispec file (specdir= ) Directory for input spectra (correla= yes) Cross-correlate spectrum (yes or no) (templat= M31) List of template spectra ... Attenzione!!! In presenza di righe di emissione settare (s_emcho= yes) Remove emission or absorption lines Attenzione al parametro nzpass: va settato >0 per avere una buona cross- correlation Attenzione anche al parametro zeropad: va settato yes! Sulla finestra grafica: f rerun cross-correlation m change display mode to -1, 0, 1, or 2 q exit from this spectrum r replot summary l per confrontare la posizione delle righe trovate con righe note t per cambiare il template di riferimento per la cross correlation Warning: se la galassia ha forti righe in emissione e' forse piu' conveniente stimare il redshift usando il task emsao nel package r2rvsao: r2> emsao spectra = sum20lc.0001 List of input spectra (specnum= 0) Spectrum aperture range if multispec or 2-D file (specban= 0) Spectrum band if multispec (skynum = 0) Sky aperture range if multispec or 2-D file (skyband= 0) Sky band if multispec file (specdir= ) Directory for input spectra (linefit= yes) Find and fit emission lines (yes or no) (fixbad = no) Eliminate portions of spectrum with bad lines (y (badline= badlines.dat) Lines to eliminate from spectrum ... Sulla finestra grafica: d delete data between 1st and 2nd positions e set redshift guess from emission line f refit redshift q leave plot z zoom between 1st and 2nd positions + add emission line to fit - subtract emission line from fit %%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%% END %%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%