Uma opção é instalar o:
astroconda, do Gemini e STScI, e o pacote do IRAF (iraf27), DS9, com um conjunto de pacotes em Python, e.g. numpy, scipy, e matplotlib. Como o astroconda só funciona na Borne shell (bash), após instalar, use
bash -l source activate iraf27Na primeira vez que usar o iraf, de o mkiraf para inicializar os parâmetros do iraf e cl para inicializar o IRAF.
Use o espectro observado da estrela padrão Hiltner600, bias, flat e lampada:
N20061129S0118.fits, N20061129S0213.fits , N20061129S0120.fits, N20061130S0035.fits.
Dentro do IRAF (eu uso ecl, para que as teclas de compleção e histórico funcionem),
set stdimage=imtgmos2 para que o display tenha 3200×2322 píxeis, compatível com a binagem 2×2 do GMOS (6400×4644 se 1× 1). Os dados são MEF (multiple extension fits files), com 3 extensões [0]=header, [1],[2],[3]=science. Para graficar os dados no ds9 ou ximtool, use gdisplay.
mscred> ccdlist N2006* N20061129S0118.fits[1][1056,512][ushort][][][]:Hiltner600 N20061129S0118.fits[2][1056,512][ushort][][][]:Hiltner600 N20061129S0118.fits[3][1056,512][ushort][][][]:Hiltner600 N20061129S0120.fits[1][1056,512][ushort][][][]:GCALflat N20061129S0120.fits[2][1056,512][ushort][][][]:GCALflat N20061129S0120.fits[3][1056,512][ushort][][][]:GCALflat N20061129S0213.fits[1][1056,512][ushort][][][]:Bias N20061129S0213.fits[2][1056,512][ushort][][][]:Bias N20061129S0213.fits[3][1056,512][ushort][][][]:Bias
gscrrej.datares=5.
gsreduce objeto.fits fl_fixp- bias=bias.fits flat=flat.fits fl_gscrrej+O gsreduce ainda calcula uma escala aproximada de comprimentos de onda, usando os parâmetros rede, comprimento de onda central e filtro do header, para servir de entrada para o gswave. Para a lâmpada, não faça correção de raios cósmicos. Apesar do procedimento padrão recomendar a não divisão pelo flat, eu normalmente faço para normalizar a parte azul (fraca) e vermelha (forte).
gsreduce lampada.fits fl_fixp- fl_flat- fl_dark- bias=bias.fits fl_gscrrej-
gsappwave gslampadaA tarefa GSAPPWAVE determina uma calibração aproximada dos comprimentos de onda do espectro, baseada na informação no header. da imagem.
gswavelength gslampada coordlist="linelists$cuar.dat" \ fwidth=8 cradius=5 minsep=5 aiddebug=s order=4 match=-5 \ fitcxord=4 fitcyord=2 thresh=1000 nsum=10 step=100 trace=no \ fl_addfeat- Baseado na Identify :labels coord - para mostrar os comprimentos de onda w - selecionar nova janela para gráfico f - para fitar o polinômio quando mostrar os resíduos, c mostra o comprimento de onda do cursor RMS=0.6Å é o melhor que eu consegui para a rede B600. Faça primeiro com fl_inte= no para a script identificar as linhas automaticamente, e faça novamente com fl_inte= yes e entre :labels coord para ver as linhas identificadas automaticamente.Corrija os comprimentos de onda no objeto:
gstransform gsobjeto wavtran=gslampada
... (apwidth= 1.5) Extraction aperture in arcsec (diameter) (fl_inte= yes) Run interactively? (find = yes) Define apertures automatically? (recente= yes) Recenter apertures? (trace = yes) Trace apertures? (tfuncti= chebyshev) Trace fitting function (torder = 2) Trace fitting function order (tnsum = 100) Number of dispersion lines to sum for trace (backgro= none) Background subtraction method (fl_vard= no) Propagate VAR/DQ planes? (if yes, must use varia (key_ron= RDNOISE) Keyword for readout noise in e- (key_gai= GAIN) Keyword for gain in electrons/ADU (ron = 3.5) Default readout noise rms in electrons (gain = 2.2) Default gain in e-/ADU ... Cuide para não extrapolar na parte azul mais do que 2 píxeis. Use polinômio de mais baixa ordem se extrapolar demais.
N20061129S0118.fits[1][1056,512][ushort][none][]:Hiltner600 N20061129S0120.fits[1][1056,512][ushort][none][]:GCALflat N20061130S0035.fits[1][1056,512][ushort][none][]:CuArCompare o espectro observado da estrela padrão Hilter600 com o padrão:
$onedstds/spec50cal/hilt600.datpara obter a curva de calibração de fluxo com gsstandard
input = calibracao Input image(s) sfile = std Output flux file (used by SENSFUNC) sfunctio= sens Output root sensitivity function image name (sci_ext= SCI) Name or number of science extension (fl_inte= yes) Run the task interactively (starnam= hilt600) Standard star name(s) in calibration list (caldir = onedstds$spec50cal) Directory containing calibration data (observa= Gemini-North) Observatory (extinct= gmos$calib/mkoextinct.dat) Extinction file (out_ext= extinct.dat) Output revised extinction file (functio= spline3) Fitting function (order = 3) Order of fitAtenção: confira o nome da estrela padrão no diretório onedstds$spec50cal. Existem outros diretórios no onedstds$.
As conversões usadas para transformar entre fluxo e magnitude (no hilt600.dat) são: