Objetos Pontuais - Redução Rápida
Trazendo Dados para o Disco
Os dados das missões são armazenados em fitas Exabyte. Esta parte é toda executada no UNIX, não no IRAF!
Para saber maiores informacoes sobre comandos do UNIX voce pode dar um
$ man <comando> ($ é o prompt do unix)
!! Antes deste procedimento tenha certeza que existe espaço no disco para a operação !!
- para verificar se há espaço em disco, ou qual é o disco que possui mais espaço livre voce deve dar o seguinte comando:
$ bdf
- verifique se a fita Exabyte esta protegida para que não seja apagada por engano!
- introduza a fita Exabyte na unidade;
- Você provavelmente criou um diretório chamado iraf em algum lugar da sua área na argus. É conveniente a essa altura do campeonato, criar nesse diretório um subdiretório chamado, por exemplo, lna. É bom que sejam criados diretórios para as diferentes missões, para que não haja mistura de dados. Quando os dados forem lidos da fita, serão criados automáticamente subdiretórios com o nome das noites de observação.
- mude para o diretório onde serão colocados os dados:
$ cd <nome do diretório>
- posicione a fita no arquivo que você deseja trazer:
$ mt -t /dev/rmt/4mn fsf <número do diretório (posição na fita) >
- para verificar se a fita esta na posição correta:
$ tar tvf /dev/rmt/4mn
Este comando lista o conteudo do próximo diretório da fita. Se os arquivos listados na tela forem referentes a noite que você procura não é necessário esperar que todo o conteudo do diretório seja listado. Você pode dar um Ctrl-C, e então voltar um diretório atrás na fita para trazer os dados.
- para voltar a fita:
$ mt -t /dev/rmt/4mn bsf <número de diretórios que se deseja voltar>
- traga os dados
$ tar xvf /dev/rmt/4mn (se você deseja trazer todo o diretório)
ou
$ tar xvf /dev/rmt/4mn <diretório/subdiretório ou arquivo desejado> (se você deseja trazer parte do diretório)
Por exemplo: Caso você queira trazer apenas os dados armazenados no subdiretório hd12345 da noite de 30 de fevereiro de 1997, a sintaxe provável é 30fev97/hd12345. Isso deve ser verificado nas folhas que registram o armazenamento de dados na fita Exabyte.
Então se você quiser toda a noite de 30fev97:
$ tar xvf /dev/rmt/4mn 30fev97
Se você só estiver interessado nos dados da hd12345:
$ tar xvf /dev/rmt/4mn 30fev97/hd12345
- rebobine e ejecte a fita
$ mt -t /dev/rmt/4mn rew (volta a fita)
$ mt -t /dev/rmt/4mn offline (ejeta a fita)
- Jóia! Você deve estar com os dados no disco, agora é so guardar a fita.
Transformando Imagens Fits em Imh
Agora vamos começar a trabalhar dentro do IRAF. Se você ainda não tem uma certa familiaridade com ele, consulte o manual. Além do manual, todas as tarefas possuem um help que deve ser utilizado para que se possa entender melhor o funcionamento de cada uma. A primeira linha do help de uma tarefa diz dentro de que pacote ela esta.
Para saber mais sobre uma tarefa do IRAF:
> help <tarefa> (> é o prompt do iraf)
ou
> man <tarefa>
- criando um arquivo com o nome dos arquivos a serem reduzidos:
> files hd* > <arquivo>
por exemplo:
> files hd12345cv* > hd12345.files
Os arquivos possuem uma nomeclatura onde o "c" está para a calcita, ou "p" para o polaroid, e "b,v,r,i,..." estão específicando o filtro que foi utilizado. Além disso devemos lembrar que para o cálculo da polarização do objeto em cada filtro normalmente utilizamos conjuntos de 4, 8, 12, ou 16 imagens.
- Transformando as imagens do formato FITS para o formato IRAF. Nesse último formato, cada imagem possue dois arquivos: *.imh (o header) e o *.pix ( com a imagem em si, esse arquivo é armazenado no diretório definido pela variável irafpix dentro do seu login.cl). Ou seja, pix + imh (formato IRAF) = fits. Mais uma vez é necessário ficar atento para o espaço em disco porque ao abrir a imagem vão ser criados os hd*.imh e hd*.pix que vão ocupar um outro tanto de espaço.
Para se editar o header das imagens existem as tarefas ccdhedit e hedit (noao.imred.ccdred). Existe tambem a tarefa ccdlist que lista as informacoes mais importantes acerca das imagens.
* Para trabalhar com imagens do LNA:
Dentro do IRAF, carregue o pacote lna:
> lna
Para abrir as imagens (transformar de imagem.fits em imagem.imh e imagem.pix)
> nfits @hd12345.files @hd12345.new (1)
ou
> nfits hd* hd* (2)
O procedimento (1) utiliza o arquivo que você havia gerado anteriormente, hd12345.files, como entrada para o nfits, e o arquivo hd12345.new como o nome de saida dos .imh e .pix. Para criar o hd12345.new, você pode fazer uma cópia do hd12345.files, e esta cópia pode ser editada de forma a renomear as imagens.
O procedimento (2) irá criar imagens com o mesmo nome das anteriores, porém com a terminação .imh. O chato deste procedimento é que apesar de menos trabalhoso cria nomes enormes (p.ex. hd12345cv01.fits _--> hd12345cv01.fits.imh) ao invés de hd12345cv01.imh simplesmente.
Existe uma tarefa chamada lnahead , que fica dentro do pacote lna que deve ser rodada sobre as imagens abertas (.imh) do LNA. Esta tarefa atualiza o header das imagens, adcionando cálculo de UT, massa de ar, etc. Antes de rodar o lnahead sobre as imagens, você pode dar um epar ou lpar para editar, ou simplesmente verificar algum parâmetro desta tarefa. Através da edição de parâmetro é possível por exemplo, acertar as coordenadas do objeto. Para saber mais sobre estas tarefas experimente dar um help ou man lnahead.
- rode então o lnahead
> lnahead *.imh
* Para trabalhar com imagens de Cerro Tololo (CTIO):
Não carregue o pacote lna. A abertura das imagens deve ser feita de maneira semelhante a anterior mas você deve utilizar a tarefa rfits ao invés de nfits. Não há tarefa análoga ao lnahead para o caso de imagens de CTIO.
Agora as images já devem estar prontas para serem reduzidas.
Caracterização do CCD
É necessário que antes de se começar a redução o IRAF saiba as características do CCD que foi utilizado na missão, estas caracteríticas estão no arquivo CCD*.dat. É necessário também que ele saiba relacionar os códigos que estão no header das imagens com os filtros utilizados, para isso precisamos de um arquivo subsets para cada vez que variamos a posição dos filtros.
Verifique o número do CCD e se o frame foi lido inteiro (estrelas de programa) ou parcialmente (estrelas-padrões). Os CCD's disponíveis até agora no LNA são o CCD009 e o CCD048. No diretório /users/mario/iraf/lna existem arquivos (CCD*.dat) com dados do CCD que serão necessários para a redução. Se, por exemplo, as imagens referirem-se ao CCD009 e forem imagens de uma estrela-padrão, você deve procurar algo com um nome semelhante a 'ccd009_small.dat'. Copie esse arquivo para a sua área ?/iraf/lna.
Se as imagens forem de Cerro Tololo, o arquivo com dados do CCD esta no /users/mario/iraf/ccd.dat. Os arquivos de subsets estao no /users/mario/iraf/ctio**.
Para editar estes parâmetros no IRAF
> imred (carregar esta tarefa do IRAF)
> ccdred (carregar esta tarefa do IRAF)
> epar setinstrument
Na tarefa setinstrument, o CCD utilizado deve ser específicado.
> epar setinstrument
Image Reduction and Analysis Facility
PACKAGE = ccdred
TASK = setinstrument
instrume= ccd Instrument ID (type ? for a list)
(site = ctio92) Site ID
(directo= /users/mario/iraf/) Instrument directory
(review = yes) Review instrument parameters?
query = q Instrument ID (type q to quit)
(mode = ql)
> setinstrument (para executar a tarefa)
Quando o setinstrument é executado, automáticamente o IRAF entra na edição dos parâmetros da tarefa ccdred. Nesta tarefa deve ser específicado o arquivo de subsets referente ao posicionamento dos filtros na roda de filtros que foi utilizado naquela noite ou missão.
>epar ccdred
Image Reduction and Analysis Facility
PACKAGE = imred
TASK = ccdred
(pixelty= real) Output and calculation pixel datatypes
(verbose= yes) Print log information to the standard output?
(logfile= logfile) Text log file
(plotfil= ) Log metacode plot file
(backup = ) Backup directory or prefix
(instrum= /users/mario/iraf/ctio92/ccd.dat) CCD instrument file
(ssfile = /users/mario/iraf/ctio92/subsets) Subset translation file
(graphic= stdgraph) Interactive graphics output device
(cursor = ) Graphics cursor input
(version= 2: October 1987)
(mode = ql)
($nargs = 0)
>ccdred (para executar a tarefa)
Novamente, quando o ccdred é executado, automáticamente o IRAF entra na edição dos parâmetros da tarefa ccdproc. Mas, provavelmente não há nada que você deseje ajustar no ccdproc por enquanto, e portanto é melhor deixar os parâmetros da tarefa como estão. Em qualquer momento é possível editar os parâmetros de qualquer tarefa com o uso do comando epar.
Tratamento das Imagens
Antes de calcular a polarização dos objetos é preciso corrigir as imagens pela subtração do bias e pela divisão pelo flatfield. Em algumas imagens há uma região de overscan que também pode ser utilizada na correção, trata-se de uma região em que foi feita a leitura depois do fim do CCD. Pode também ser necessário fazer um trim da imagem, ou seja retirar um pouco das bordas.
Para que você possa entender melhor o que vamos estar fazendo com as imagens é uma boa idéia abrir uma janela SAOIMAGE para poder ver a imagem em cada estágio de seu processamento.
- de uma janela X qualquer
$ saoimage &
- de dentro do IRAF
> display image.imh
A tarefa display também pode ser editada com um epar. É possivél modificar o tamanho da imagem, cores, etc.
1. Criação das Imagens de Bias e Flat
Em todas as missões são tomadas imagens de flat field nos diversos filtros utilizados, e imagens de bias. Se utilizamos dois ou mais formatos de leitura do ccd também tomamos imagens de bias e flat nestes tamanhos.
A combinação das imagens é feita com a tarefa combine, flatcombine, ou zerocombine. O combine permite uma maior flexibilidade nos parâmetros.
> imred
> ccdred (que já devem ter sido carregados anteriormente....)
> epar combine
I R A F
Image Reduction and Analysis Facility
PACKAGE = ccdred
TASK = combine
input = @imh List of images to combine
output = /disc2/vera/ctio92/flat/skyp5037.none List of output images
(plfile = ) List of output pixel list files (optional)
(sigma = ) List of sigma images (optional)
(ccdtype= ) CCD image type to combine (optional)
(subsets= no) Combine images by subset parameter?
(delete = no) Delete input images after combining?
(clobber= no) Clobber existing output image?
(combine= average) Type of combine operation
(reject = avsigclip) Type of rejection
(project= no) Project highest dimension of input images?
(outtype= real) Output image pixel datatype
(offsets= none) Input image offsets
(masktyp= none) Mask type
(maskval= 0.) Mask value
(blank = 0.) Value if there are no pixels
(scale = none) Image scaling
(zero = none) Image zero point offset
(weight = mode) Image weights
(statsec= ) Image section for computing statistics
(lthresh= INDEF) Lower threshold
(hthresh= INDEF) Upper threshold
(nlow = 1) minmax: Number of low pixels to reject
(nhigh = 1) minmax: Number of high pixels to reject
(nkeep = 1) Minimum to keep (pos) or maximum to reject (neg)
(mclip = yes) Use median in sigma clipping algorithms?
(lsigma = 3.) Lower sigma clipping factor
(hsigma = 3.) Upper sigma clipping factor
(rdnoise= 0.) ccdclip: CCD readout noise (electrons)
(gain = 1.) ccdclip: CCD gain (electrons/DN)
(snoise = 0.) ccdclip: Sensitivity noise (fraction)
(sigscal= 0.1) Tolerance for sigma clipping scaling corrections
(pclip = -0.5) pclip: Percentile clipping parameter
(grow = 0) Radius (pixels) for 1D neighbor rejection
(mode = ql)
> combine (para executar a tarefa)
2. Correção das Imagens
As imagens devem ser corrigidas de flat, bias, e de overscan (se houver tal região na imagem. O Iraf possui uma tarefa chamada chamada CCDPROC que faz isto tudo de uma vez. Tudo o que é necessário fazer é editar os parâmetros desta tarefa de maneira a indicar aonde estão as imagens de bias , de flatfield e as eventuais regiões de overscan e de trim que deverão ser utilizadas.
As imagens de Cerro Tololo já possuem as regiões de overscan e trim definidas nos seus headers. As imagens do LNA precisam ser examinadas para que estas regiões sejam definidas.
> epar ccdproc
I R A F
Image Reduction and Analysis Facility
PACKAGE = ccdred
TASK = ccdproc
images = @smc27.imh List of CCD images to correct
(ccdtype= object) CCD image type to correct
(max_cac= 0) Maximum image caching memory (in Mbytes)
(noproc = no) List processing steps only?
(fixpix = no) Fix bad CCD lines and columns?
(oversca= yes) Apply overscan strip correction?
(trim = yes) Trim the image?
(zerocor= yes) Apply zero level correction?
(darkcor= no) Apply dark count correction?
(flatcor= yes) Apply flat field correction?
(illumco= no) Apply illumination correction?
(fringec= no) Apply fringe correction?
(readcor= no) Convert zero level image to readout correction?
(scancor= no) Convert flat field image to scan correction?
(readaxi= line) Read out axis (column|line)
(fixfile= ) File describing the bad lines and columns
(biassec= image) Overscan strip image section
(trimsec= image) Trim data section
(zero = /disc2/vera/ctio92/bias/biaslg1+4) Zero level calibration image
(dark = ) Dark count calibration image
(flat = /disc2/vera/ctio92/flat/flatcv1+4) Flat field images
(illum = ) Illumination correction images
(fringe = ) Fringe correction images
(minrepl= 1.) Minimum flat field value
(scantyp= shortscan) Scan type (shortscan|longscan)
(nscan = 1) Number of short scan lines
(interac= no) Fit overscan interactively?
(functio= legendre) Fitting function
(order = 1) Number of polynomial terms or spline pieces
(sample = *) Sample points to fit
(naverag= 1) Number of sample points to combine
(niterat= 1) Number of rejection iterations
(low_rej= 3.) Low sigma rejection factor
(high_re= 3.) High sigma rejection factor
(grow = 0.) Rejection growing radius
(mode = ql)
>ccdproc *.imh ( mais uma vez é bom ter cuidado com o espaço em disco pois ao executar esta tarefa o iraf cria temporariamente uma cópia das imagens. Na verdade há a opção de serem mantidas estas cópias, mas não há necessidade porque não deletamos os arquivos originais e portanto caso haja algum problema pode-se abrir as imagens novamente)
Ao invés de utilizar uma lista (@smc27.imh) de imagens você poderia utilizar simplismente (images = *.imh), mas tenha o cuidado de manter a terminação .imh das imagens porque "as vezes..." o IRAF resolve encrencar com isso.
Para verificar se as imagens foram corrigidas você pode dar um display na nova imagem e verificar as contagens e o aspecto da imagem. Além disso você pode tentar um imhead ou ccdlist. A resposta do ccdlist será algo como:
smc2701.imh[1020,1018][real][object][Calcita_V][OTZF]:SMC-27 HW5500 V Calcita 15-16/11/92
onde O aparecerá se a imagem estiver corrigida de overscan;
T aparecerá se a imagem estiver corrigida de trim;
Z aparecerá se a imagem estiver corrigida de bias; e
F aparecerá se a imagem estiver corrigida de flatfield.
As imagens de flatfield devem ser corrigidas de bias, de overscan e trimadas. Teremos então alguma coisa da seguinte forma:
flatcv01.imh ........ [OTZ] .....
As imagens de flat devem ser combinadas (usando o combine por exemplo) for filtro e tomando cuidado para não misturar as imagens feitas com o Polaroid com aquelas tomadas com a Calcita.
Uma vez obtidas uma imagem combinada de bias e outra de flat para a noite ou missão, todas as imagens devem ser corrigidas (com o uso do ccdproc).
Cálculo da Fotometria
-A fotometria das imagens é feita com a tarefa phot do IRAF. Para chegar até o phot é preciso carregar mais duas tarefas do IRAF.
>digiphotx
>apphotx
É necessário editar os parametros do phot e de outras tarefas do IRAF antes de poder roda-lo. A fotometria pode ser feita de maneira interativa ou não, e este parâmetro também deve ser editado com um epar phot.
-Para editar as tarefas relacionadas com o cálculo da fotometria
>epar phot (determinação das aberturas utilizadas na fotometria)
>epar fitskypars (determinação do "anel" ao redor das estrelas que será utilizado na determinação do céu)
>epar datapars (determinação do fwhm e do sigma das imagens)
Para que possamos determinar qual anel deve ser utilizado para a correção do céu, quais aberturas de fotometria, qual a fwhm e qual é o sigma podemos utilizar a tarefa imexamine para analisar a imagem. Para isso devemos ter a imagem a ser estudada numa janela saoimage.
> imex image (que deve estar na saoimage)
Ao executar o imexamine, o cursor irá para a imagem. O imexamine pode ser utilizado para muitas coisas. Vale a pena dar um help imex. Para o que precisamos fazer agora utilizaremos o himexam (para vermos um histograma de contagens) e o rimexam (para obtermos um perfil radial das imagens das estrelas). Para executarmos o himexam ou o rimexam basta que o cursor seja posto na posição desejada na imagem e que se digite h ou r respectivamente. Os parâmetros do himexam ou do rimexam também podem ser editados com um epar himexam (ou rimexam).
Do histograma podemos determinar o céu, e dos perfis radiais obtemos a fwhm, as aberturas a serem utilizadas para a fotometria e para o céu. O cálculo do sigma é feito do seguinte modo:
s = [ganho (é/adu).céu(adu) + (readout noise(é))2]1/2
ganho (é/adu)
O ganho e o readout noise para alguns dos CCDs utilizados são:
LNA:
CCD048 - readout noise: 1.542 adu = 6.87 é
- ganho: 4.456 é/adu
CCD009 - readout noise: 1 adu
- ganho: 10 é/adu
CTIO91 - readout noise: 9.86 é
- ganho: 10.11 é/adu
CTIO92 - readout noise: 0.889adu
- ganho: 9.005 é/adu
Antes do cálculo efetivo da fotometria muitas coisas devem ser feitas. Se a fotometria for feita de modo não interativo é necessária a criação de um arquivo de coordenadas que mostre a posição no frame das estrelas que estamos interessados. Este arquivo pode ser feito por exemplo com a tarefa center do IRAF. Deve-se tomar o cuidado de no caso das imagens tomadas com a calcita, marcar as duas imagens da mesma estrela sempre na mesma ordem. Ou seja, Imagem ordinária da estrela 1 > Imagem extraordinária da estrela 1 > Imagem ordinária da estrela 2 > ....
Uma outra maneira de se criar o arquivo de coordenadas é com a tarefa daofind. O daofind acha as estrelas do campo com uma intensidade maior que um determinado limite e com uma PSF. O daofind cria um arquivo de coordenadas com a terminação .coo.1.
>epar daofind
I R A F
Image Reduction and Analysis Facility
PACKAGE = apphotx
TASK = daofind
image = smc2702 Input image
(output = default) Results file
(starmap= ) Output density enhancement image
(skymap = ) Output sky image
(datapar= ) Data dependent parameters
(findpar= ) Object detection parameters
(boundar= nearest) Boundary extension (constant, nearest, reflect,
(constan= 0.) Constant for boundary extension
(interac= no) Interactive mode
(verify = yes) Verify critical parameters in non-interactive mo
(update = no) Update critical parameters in non-interactive mo
(verbose= no) Print messages in non-interactive mode
(graphic= stdgraph) Graphics device
(display= stdimage) Display device
(icomman= ) Image cursor: [x y wcs] key [cmd]
(gcomman= ) Graphics cursor: [x y wcs] key [cmd]
(mode = ql)
>daofind (para executar a tarefa)
No caso de imagens com a calcita, as imagens ordinária e extraordinária de cada estrela devem ser postas em pares. A tarefa ordem deve ser utilizada para a formação destes pares.
> pccdpack (para carregar este pacote)
> epar ordem
I R A F
Image Reduction and Analysis Facility
PACKAGE = pccdpack
TASK = ordem
file_in = smc2702.coo.1 Archivo de coordenadas do DAOFIND
file_out= smc2702.ord Nome archivo de saida
(shiftx = 33.) Distancia em pixels no eixo x do par de estrela
(shifty = 33.) Distancia em pixels no eixo y do par de estrela
(deltax = 2.) Erro no shiftx permitido
(deltay = 2.) Erro no shifty permitido
(deltama= 2.) Erro em magnitude permitido
(side = left) Posicao par superior
(flist1 = smc2702.coo.1)
(flist2 = smc2702.coo.1)
(mode = ql)
> ordem
Será criado então um arquivo .ord que pode ser utilizado como arquivo de coordenadas para o cálculo da fotometria com o phot.
> epar phot
I R A F
Image Reduction and Analysis Facility
PACKAGE = apphotx
TASK = phot
image = @smc27 Input image
skyfile = Sky file
(coords = smc2702.ord) Coordinate list
(output = default) Results file
(plotfil= ) File of plot metacode
(datapar= ) Data dependent parameters
(centerp= ) Centering parameters
(fitskyp= ) Sky fitting parameters
(photpar= ) Photometry parameters
(interac= no) Mode of use
(radplot= no) Plot the radial profiles in interactive mode
(verify = yes) Verify critical parameters in non-interactive m
(update = no) Update critical parameters in non-interactive m
(verbose= yes) Print messages in non-interactive mode
(graphic= stdgraph) Graphics device
(display= stdimage) Display device
(icomman= ) Image cursor: [x y wcs] key [cmd]
(gcomman= ) Graphics cursor: [x y wcs] key [cmd]
(mode = ql)
> phot
-No modo interativo, você deve rodar o phot, fazendo
(interac= yes) Mode of use
Então o cursor vai ser posicionado na janela saoimage onde esta sua imagem, e você deve marcar as estrelas desejadas (mantendo a ordem: imag. ordinária1, imag. extraordinária1,imag. ordinária2,...).
O phot vai criar um arquivo *.mag.1 para cada imagem. Estes arquivos devem se juntar para formar um arquivo de dados de entrada para o cálculo da polarização. A tarefa que faz isto é o txdump.
-Para editar o txdump
> epar txdump (os campos a serem extraidos dos *.mag.1 são: "image, msky, nsky, rapert[1-?], sum[1-?], area[1-?]", onde ? é o número de aberturas que foram utilizadas para a fotometria)
-Para rodar o txdump
> txdump "*.mag.1" > image.dat
O arquivo image.dat é a entrada para o programa de cálculo de polarização.
Cálculo da Polarização
O Cálculo da polarização é feito com a tarefa pccd dentro do pccdpack.
> epar pccd
IRAF
Image Reduction and Analysis Facility
PACKAGE = pccdpack
TASK = pccd
filename= smc27.dat Archivo de entrada (.dat)
(nstars = 234) Numero de estrelas
(nhw = 4) Numero de posicoes lamina
(nap = 12) Numero de aperturas
(calc = c) Calcita (c) / Polaroid (p)
(readnoi= 8.005) Readnoise (adu)
(ganho = 9.005) Ganho (e/adu)
(deltath= 0.) Delta do angulo
(fileout= smc27.log) Archivo de saida (.log)
(fileexe= /users/vera/iraf/pccd/pccd300.exe) Archivo pccd (.exe)
(mode = ql)
> pccd
Como normalmente calculamos a fotometria para diversas aberturas, também obtemos vários valores de polarização com seus erros. Para selecionarmos a abertura que forneceu menor erro utilizamos a tarefa macrol do pacote pccd.
> epar macrol
Image Reduction and Analysis Facility
PACKAGE = pccdpack
TASK = macrol
file_in = smc27.log Archivo de saida do PCCD
(file_ou= smc27) Archivo de saida MACROL
(flist = smc27.log)
(mode = q)
> macrol
O arquivo de saída do macrol terá a terminação .out. Finalmente temos calculada a polarização do(s) objeto(s) !!!!
No caso de campos com muitas estrelas podemos rodar o select. Esta tarefa também faz parte do pccdpack e ajuda a visualizar a estatistica de direções e de porcentagens de polarização. A saida do select é um arquivo metacode com histogramas de intensidade e de ângulo de polarização, com um gráfico de Q versus U, e com um gráfico de direções de polarização (ignorando as diferentes intensidades) sobre o campo do CCD.
> epar select
Image Reduction and Analysis Facility
PACKAGE = pccdpack
TASK = select
file_out= smc27.out Archivo de entrada do MACROL (.out)
(file_or= smc2702.ord) Archivo de entrada de ORDEM (.ord)
(file_se= p0.13s10.sel) Archivo de saida para FIELDPLOT (.sel)
(polmin = 10.) Sinal-ruido minima
(polinf = 0.) Polarizacao minima entre 0 e 1
(polmax = 0.13) Polarizacao maxima entre 0 e 1
(deltath= -89.7) Delta Theta
(coorq = 0.) Correcao para Q
(cooru = 0.) Correcao para U
(xpixmax= 1020.) pixel-x maior
(ypixmax= 1017.) pixel-y maior
(outgrap= yes) Cria metacode da saida grafica?
(veccons= yes) Plotar vectores constantes?
(norte = right) Posicao do norte no campo?
(leste = top) Posicao do leste no campo?
(binpol = 0.005) Binwidth para pol-histograma
(flist = numero)
(flist1 = smc27.out)
(flist2 = smc2702.ord)
(mode = ql)
> select (para executar a tarefa)
A saída do select pode ser utilizada para que vejamos os vetores de polarização sobre a imagem. Para isso utilizamos o fieldplot (stsdas.graphics.stplot). Porém, cada vez que rodamos o select, os parâmetros do fieldplot são modificados e precisamos edita-los novamente.
- Para limpar os parametros:
> unlearn fieldplot
> unlearn dvpar
- Para editar os parâmetros:
> epar fieldplot
Image Reduction and Analysis Facility
PACKAGE = stplot
TASK = fieldplot
input = image.sel Data source
(rtheta = yes) Data: magnitude and direction?
(degrees= yes) Direction data in degrees?
(magscal= 1000.) Size of arrows w.r.t. WC
(crdpsn = tail) Position of arrow at coord
(head = no) Draw arrow head?
(headsiz= 0.0075) Size of arrow head in NDC
(psnmark= INDEF) Code for symbol plotted at coordinate
(marksiz= 0.0075) Size of marker in NDC
(zeroplo= yes) Plot zero size markers?
(axes = no) Draw plot axes?
(margin = no) Rescale plot with margin?
(title = ) Plot title
(dvpar = ) Device parameters pset
(version= 20Jul93) Date of installation
(mode = ql)
> epar dvpar
Image Reduction and Analysis Facility
PACKAGE = stplot
TASK = dvpar
(device = imdr) Graphics device
(append = no) Append to existing plot
Viewport on device
(left = 0.) Left edge of viewport [NDC]
(right = 1.) Right edge of viewport [NDC]
(bottom = 0.) Bottom edge of viewport [NDC]
(top = 1.) Top edge of viewport [NDC]
(fill = yes) fill viewport vs enforce unity aspect ratio?
(coords = ) Graphics cursor input
(image_c= ) Image graphics cursor input
(version= 20Jul93) Date of installation
(mode = al)
O device imdr indica que o plot será feito em vermelho (r de red). Com um help no fieldplot ou no dvpar pode-se ter maiores detalhes.
Para que os vetores de polarização das estrelas próximas a borda possam ser visualisados devemos editar um pouco o arquivo de saída do select (.sel) e alguns parâmetros do display.
- nos parâmetros do display:
......
(xcenter= 0.5) display window horizontal center
(ycenter= 0.5) display window vertical center
(xsize = 0.83) display window horizontal size
(ysize = 0.83) display window vertical size
(xmag = 0.4) display window horizontal magnification
(ymag = 0.4) display window vertical magnification
.....
- as seguintes linhas devem ser acrescidas no .sel
.......
980.0 980.0 .01000 180.0 # escala do plot
#0 0 0 0 0 0 0
#1020. 1017. 0 0 0 0 0
-100. -100. 0 0 0 0 0
1120. 1117. 0 0 0 0 0
A linha "980.0 980.0 .01000 180.0 # escala do plot" inclui um vetor de 1% de polarização no canto superior das imagens tomadas em Cerro Tololo em 1992. Uma linha análoga pode ser feita para outros CCDs. Para que este vetor de escala seja identificado podemos usar o tvmark da seguinte forma:
> epar tvmark
Image Reduction and Analysis Facility
PACKAGE = tv
TASK = tvmark
frame = 1 Default frame number for display
coords = escala Input coordinate list
(logfile= ) Output log file
(autolog= no) Automatically log each marking command
(outimag= ) Output snapped image
(deletio= ) Output coordinate deletions list
(command= ) Image cursor: [x y wcs] key [cmd]
(mark = none) The mark type
(radii = 0) Radii in image pixels of concentric circles
(lengths= 0) Lengths and width in image pixels of concent
(font = 0) Default font
(color = 206) Gray level of marks to be drawn
(label = yes) Label the marked coordinates
(number = no) Number the marked coordinates
(nxoffse= -17) X offset in display pixels of number
(nyoffse= 6) Y offset in display pixels of number
(pointsi= 2) Size of mark type point in display pixels
(txsize = 1) Size of text and numbers in font units
(toleran= 1.5) Tolerance for deleting coordinates in image (interac= no) Mode of use
(mode = ql)
O arquivo escala é simplismente algo do tipo:
" XCENTER YCENTER P THETA Q U SIGMA ID
980.0 980.0 1% # escala do plot "