Bibliografia:
- "A User's Guide to CCD Reductions with IRAF", Massey, 1992.
- "A User's Guide to Stellar CCD Photometry with IRAF", Massey & Davis, 1992.
 

1. Trazendo Dados para o Disco

Os dados das missões são armazenados em fitas DAT. Esta parte é toda executada no UNIX, não no IRAF!
Para saber maiores informações sobre comandos do UNIX você 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 você deve dar o seguinte comando:
        $ bdf

- verifique se a fita DAT esta protegida para que não seja apagada por engano!

- introduza a fita DAT 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 automaticamente 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/1mn fsf <número do diretório (posição na fita)>

- para verificar se a fita está na posição correta:
        $ tar tvf /dev/rmt/1mn

Este comando lista o conteúdo 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 conteúdo 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/1mn bsf <número de diretórios que se deseja voltar>

- traga os dados
        $ tar xvf /dev/rmt/1mn (se você deseja trazer todo o diretório)
        ou
        $ tar xvf /dev/rmt/1mn <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 DAT.

        Então se você quiser toda a noite de 30fev97:
        $ tar xvf /dev/rmt/1mn 30fev97

        Se você só estiver interessado nos dados da hd12345:
        $ tar xvf /dev/rmt/1mn 30fev97/hd12345

- rebobine e ejete a fita
        $ mt -t /dev/rmt/1mn rewind (volta a fita)
        $ mt -t /dev/rmt/1mn offline (ejeta a fita)

- Jóia! Você deve estar com os dados no disco, agora é só guardar a fita.
 

Comandos TAR (alias) na ARGUS:
 

Alias         Comandos         Significado

* O primeiro diretório geralmente é o número 0.
 

2.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 está.

Para saber mais sobre uma tarefa do IRAF:
        > help <tarefa> (> é o prompt do iraf)
ou     > man <tarefa>
 

Se quer salvar o texto do help:
        > help <tarefa> > <arquivo>
- criando um arquivo com o nome dos arquivos a serem reduzidos:
        > files hd* > <arquivo>
por exemplo: > files hd12345cv* > hd12345.files

ou                 > dir *.fits ncol=1 > listaf
 

Os arquivos possuem uma nomenclatura onde o "c" está para a calcita, ou "p" para o polaroid, e "b,v,r,i,..." estão especificando 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 possui 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.
 

* Você pode fazer um display das imagens, ler o header e até examina-las estando em formato fits, mas é melhor converti-las a imh para começar a redução.

• Para trabalhar com imagens de Cerro Tololo (CTIO) e LNA (imagens tomadas depois de 1997):

        > rfits @listaf @listai (1)
 

O procedimento (1) utiliza o arquivo que você havia gerado anteriormente, "listaf", e o arquivo "listai" como o nome de saída dos .imh e .pix. Para criar o "listai", você pode fazer uma cópia do "listaf", e esta cópia pode ser editada mudando os .fits para .imh.

É conveniente dar uma olhada nos headers das imagens para verificar, entre outras coisas, as coordenadas do objeto, o tipo de imagem (IMAGETYP = 'zero', para os bias; 'flat',  para os flats e 'object', para as estrelas padrões e objetos de interesse), os tempos de integração (IT) que foram anotados nas folhas de observações. Também, devem ser verificados os filtros usados (FILTERS) e o número correspondiente do filtro (FILTERNO) tal como aparecem no arquivo subsets (ver seção 3). Caso seja preciso, se deve editar os headers para os valores corretos.

Para se editar o header das imagens existem as tarefas ccdhedit e hedit (noao.imred.ccdred). Existe também a tarefa ccdlist que lista as informações mais importantes acerca das imagens.

Exemplo: Adiciona uma linha no header com o keyword "FILTERS":

cc> hedit *.imh {title, COMMENT (toda a linha)}

* A ordem dos keywords no header não importa (quando adiciona-se uma linha no header, ela vai ao final deste).

Agora as imagens já devem estar prontas para serem reduzidas.
 

• Para trabalhar com imagens do LNA (somente com imagens tomadas até 1997):

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)
 

parâmetro de nfits : swap = yes
 

O procedimento (1) foi descrito acima.

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, adicionando 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

rodar lnahead só para objetos, não para bias e flats. Depois de rodar lnahead mudar o EXPTIME porque quando é menor que 1 o redondeia a zero.
 

3. 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 características 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 os valores de trimsec e biassec fazendo implot dos flats (seções 3.1 e 3.2  de Massey 1992).
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 CCD101, CCD106, CCD301 e os mais antigos CCD009 e CCD048. No diretório, na POLAR, \survey\lna\ existem arquivos (CCD*.dat) com dados do CCD que serão necessários para a redução. Se, por exemplo, as imagens referirem-se ao CCD101, você deve procurar algo com um nome semelhante a 'ccd101.dat'. Copie esse arquivo para a sua área ?/iraf/lna.Os arquivos de subsets estão na POLAR, \survey\lna\.

Se as imagens forem de Cerro Tololo, o arquivo com dados do CCD está no /users/mario/iraf/ccd.dat, na ARGUS. Os arquivos de subsets estão 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 especificado.

> epar setinstrument

instrume=               ccd101  Instrument ID (type ? for a list)         ccd106 | ccd048 | ccd009
(site   =                  lna) Site ID                                                            ctio
(directo=     /home/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, automaticamente o IRAF entra na edição dos parâmetros da tarefa ccdred. Nesta tarefa deve ser especificado 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 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= /home/rocio/iraf/lna/ccd101.dat) CCD instrument file        (*)
(ssfile = /home/rocio/iraf/lna/subsets) Subset translation file
(graphic=             stdgraph) Interactive graphics output device
(cursor =                     ) Graphics cursor input
(version=      2: October 1987)
(mode   =                   ql)
($nargs =                    0)

Sair com CTRL-D (válido para todas as tarefas)

>ccdred (para executar a tarefa)

Novamente, quando o ccdred é executado, automaticamente 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.

Exemplo, arquivo ccd101.dat:

exptime itime
darktime itime
imagetyp data-typ
imagetyp imagetyp
subset filters
biassec biassec [21:1040,1026:1049]
datasec datasec
trimsec trimsec [21:1040,2:1021]
fixfile fixfile home$badpix
exptime exptime
itime itime

fixpix  bp-flag 0
overscan  bt-flag 0
zerocor  bi-flag 0
darkcor  dk-flag 0
flatcor  ff-flag 0
fringcor fr-flag 0

OBJECT   object
DARK   dark
BIAS   zero
COMPARISON  other
"PROJECTOR FLAT"  flat
"SKY FLAT"  other
"DOME FLAT"  flat
MASK   other
'bias'    zero
'flat'   flat
'object'   object
"TIME-END"  timeend
"TIME-BEG"  timebeg
'FLAT'   flat
bias   zero
flat   flat
object   object
flatcupula  flat
 

Exemplo do arquivo subsets:

'1' B
'2' V
'3' R
'4' I
'5' Clear
'6' Dark
'2 2' 2
'=' =
'c' c
'0' 0
'4' 4
'2 1' 21
'2 7' 22
'V' V1
'B' B1
'R' R1
'DARK' DARK
 

4. 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 &

ou $ ximtool &
 

- de dentro do IRAF
    > display image.imh (> disp image.imh fill+)
 

A tarefa display também pode ser editada com um epar. É possível modificar o tamanho da imagem, cores, etc.

4.1. Resumo da redução

• Primeiro, combinar os bias com zerocombine .
• Depois corrigir tudo por overscan, trimming e o bias combinado usando ccdproc.
• Depois combinar os flats com flatcombine.
• Por último, corrigir os dados pelo flat combinado usando ccdproc.

4.2 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 zerocombine, flatcombine ou combine . O combine permite uma maior flexibilidade nos parâmetros.

> imred
> ccdred (que já devem ter sido carregados anteriormente....)
> epar zerocombine   (para os bias)

input   =                *.imh  List of zero level images to combine
(output =            biasc.imh) Output zero level name
(combine=              average) Type of combine operation
(reject =               minmax) Type of rejection
(ccdtype=                 zero) CCD image type to combine
(process=                   no) Process images before combining?
(delete =                   no) Delete input images after combining?
(clobber=                   no) Clobber existing output image?
(scale  =                 none) Image scaling
(statsec=                     ) Image section for computing statistics
(nlow   =                    0) 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)
(pclip  =                 -0.5) pclip: Percentile clipping parameter
(blank  =                   0.) Value if there are no pixels
(mode   =                   ql)

        > zerocombine (para executar a tarefa)

Para combinar os flats:

        > epar flatcombine   (para os flats)

                    Image Reduction and Analysis Facility
PACKAGE = ccdred
   TASK = flatcombine

input   =                *.imh  List of flat field images to combine
(output =            flatc.imh) Output flat field root name
(combine=              average) Type of combine operation
(reject =              crreject) Type of rejection
(ccdtype=                 flat) CCD image type to combine
(process=                  yes) Process images before combining?
(subsets=                  yes) Combine images by subset parameter?
(delete =                   no) Delete input images after combining?
(clobber=                   no) Clobber existing output image?
(scale  =                 mode) Image scaling
(statsec=                     ) Image section for computing statistics
(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)
(pclip  =                 -0.5) pclip: Percentile clipping parameter
(blank  =                   1.) Value if there are no pixels
(mode   =                   ql)

        > flatcombine (para executar a tarefa)

4.3 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 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

* Depois de ter o bias combinado, corrigir todos os flats de bias, overscan, trim e só logo disso combiná-los num só.
 

                   Image Reduction and Analysis Facility
PACKAGE = ccdred
   TASK = ccdproc

images  =            *.imh     List of CCD images to correct                    bias*.imh | flat*.imh
(output =                     ) List of output CCD images
(ccdtype=               object) CCD image type to correct                        zero | flat
(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=               column) Read out axis (column|line)                    (CTIO ->  line | LNA -> column)        (*)
(fixfile=                     ) File describing the bad lines and columns
(biassec=                image) Overscan strip image section
(trimsec=                image) Trim data section
(zero   = /home/rocio/lna/00abr01/bias/biasc.imh) Zero level calibration image
(dark   =                     ) Dark count calibration image
(flat   = /home/rocio/lna/00abr01/flat/flatc.imh) 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=                   yes) Fit overscan interactively?
(functio=         chebyshev) 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)

(*) Usar column para imagens do LNA e line para imagens de CTIO.

>ccdproc *.imh

Ao invés de utilizar uma lista (@imagens.imh) de imagens você poderia utilizar simplesmente (imagens = *.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.

flatcv0001.imh ........ [OTZ] .....
bias0001.imh ??... [OT] ?....

As imagens de flat devem ser combinadas (usando o combine por exemplo) por 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).
 

5. Obtenção de arquivos de coordenadas (ver descrição detalhada do Antonio)

Para corrigir os deslocamentos entre as imagens de cada posicao da lâmina retardadora, usaremos a tarefa imalign, a qual cria uma saída na tela com a informação dos deslocamentos calculados e deve ser direcionada a um arquivo de texto (p. ex., imal.out). Um passo prévio é criar um arquivo de coordenadas com 4 ou 5 estrelas mais brilhantes para que serva de referencia para o imalign.

       >epar imalign

                    Image Reduction and Analysis Facility
PACKAGE = immatch
   TASK = imalign

input   =              *.imh  Input images
referenc=     hd1551970001.imh  Reference image
coords  =        tes.ord  Reference coordinates file            (arquivo com 4 ou 5 estrelas mais brilhantes)
output  =                       Output images
(shifts =                     ) Initial shifts file
(boxsize=                    7) Size of the small centering box
(bigbox =                   11) Size of the big centering box
(negativ=                   no) Are the features negative ?
(backgro=                INDEF) Reference background level
(lower  =                INDEF) Lower threshold for data
(upper  =                INDEF) Upper threshold for data
(niterat=                    3) Maximum number of iterations
(toleran=                    0) Tolerance for convergence
(shiftim=                   no) Shift the images ?
(interp_=              spline3) Interpolant
(boundar=             constant) Boundary type
(constan=                   0.) Constant for constant boundary extension
(trimima=                   no) Trim the shifted images ?
(verbose=                  yes) Print the centers, shifts, and trim section ?
(list   =                     )
(mode   =                   ql)
 

            > imalign > imal.out

O arquivo gerado pelo imalign será utilizado pela rotina coorshift do pccdpack para criar os novos arquivos de coordenadas para cada uma das imagens já corrigidos. O arquivo de coordenadas a deslocar, de preferencia deve ser aquele que contenha todos nossos objetos de interesse do campo utilizado (.ord). Esse arquivo pode ser gerado com a tarefa ordem do pccdpack (ver seçao 6). O coorshift gerará tantos arquivos de coordenadas como imagens usadas (coorde*.ord) e serao direcionados a uma lista (@inord) que sera usada pelo phot.

            >pccdpack
            >epar coorshift

                    Image Reduction and Analysis Facility
PACKAGE = pccdpack
   TASK = coorshift

(infile =             imal.out) file de saida do imalign
(coorfil=         hd155197.ord) file de coordenadas a shiftear (.ord)
(cria   =                  yes) cria arquivos de coordenadas?
(corrige=                  yes) elimina estrelas das bordas?
(xside  =                1020.) tamanho do CCD en X (pixels)?
(yside  =                1020.) tamanho do CCD en Y (pixels)?
(deltax =                   2.) distancia minima a borda X (em pixels)?
(deltay =                   2.) distancia minima a borda Y (em pixels)?
(flist  =                     )
(mode   =                   ql)

            >coorshift
 

6. 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.

>digiphot     Em Linux                                           >digiphotx        Na argus
>apphot                                                                >dapphotx

É necessário editar os parâmetros 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 photpars (determinação das aberturas utilizadas na fotometria)

abertura >= 1 FWHM  (por ex. 3px, geralmente usamos aberturas de 3-12px)

> epar centerpars (determinação do centering box, i.e., caixinha onde ubicar-se-a o centro do objeto)

cbox » 2 FWHM (por ex. 5px)          maxshift = 3 , para phot interactivo

> epar fitskypars (determinação do "anel" ao redor das estrelas que será utilizado na determinação do céu)

annulus (an) » 4 FWHM                                    salgori = mode

2.5 FWHM < dannulus (da) < 4 FWHM

> epar datapars (especificação do fwhm e do sigma das imagens)

datamin = sky - 6s

readnoise =  4.9 (p.ex.)
epadu  =  5  (p.ex.)
exposure =  exptime
airmass =  airmass
filter =  filters
obstime =   ut

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.

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:
 
 

O ganho e o readout noise para alguns dos CCDs utilizados são:
 

LNA:

CCD048 - readout noise: 1.542 adu = 6.87 e^-

CCD009 - readout noise: 0.9 adu = 9 e^-

CCD101 - readout noise: 0.98 adu = 4.9 e^-

CCD106 - readout noise: 0.82 adu = 4.1 e^-

CTIO:

CTIO91 - readout noise: 9.86 e^- = 0.98 adu

    - ganho: 10.11 e^-/adu

    - ganho: 9.005 e^-/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

                    Image Reduction and Analysis Facility
PACKAGE = apphot
   TASK = daofind

image   =     hd1551970001.imh   Input image            (ou sem a extensão .imh para que os nomes das saidas subsequentes não sejam muito longos)
(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 =                   yes) Update critical parameters in non-interactive mo
(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)
 
 

>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

file_in = hd1551970001.coo.1  Archivo de coordenadas do DAOFIND
file_out=             hd155197  Nome archivo de saida                                     (sem extensão)
(shiftx =                  4.2) Distancia em pixels no eixo x do par de estrelas        (depende do CCD)
(shifty =                 37.1) Distancia em pixels no eixo y do par de estrelas      (")
(deltax =                   2.) Erro no shiftx permitido
(deltay =                   2.) Erro no shifty permitido
(deltama=                   2.) Erro em magnitude permitido
(side   =                right) Posicao par superior                        (depende da orientação do CCD)
(flist1 =                     )
(mode   =                   ql)
 

Será criado então um arquivo .ord que pode ser utilizado como arquivo de coordenadas para o cálculo da fotometria com o phot.
No caso de utilizar as tarefas imalign e coorshift, usaremos como arquivo de coordenadas os coorde*.ord que estão listados no arquivo @inord

> epar phot

image   =                *.imh  Input image
skyfile =                       Sky file
(coords =            @inord) 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 mo
(update =                   yes) Update critical parameters in non-interactive mo
(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.* para cada imagem. Desses arquivos devem ser extraidos os 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 extraídos dos *.mag.* 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.*" > image.dat

O arquivo image.dat é a entrada para o programa de cálculo de polarização.
 
 

7. Cálculo da Polarização
 

O Cálculo da polarização é feito com a tarefa pccd dentro do pccdpack.

> epar pccd

filename=         hd155197.dat  Archivo de entrada (.dat)
(nstars =                    1) Numero de estrelas
(nhw    =                    8) Numero de posicoes lamina
(nap    =                   10) Numero de aperturas
(calc   =                    c) Calcita (c) / Polaroid (p)
(readnoi=                 0.98) Readnoise (adu)
(ganho  =                   5.) Ganho (e/adu)
(deltath=                   0.) Delta do angulo
(fileout=         hd155197.log) Archivo de saida (.log)
(fileexe= /home/rocio/iraf/pccd/pccd2000.exe) Archivo pccd (.exe)
(mode   =                   ql)
 
 

> pccd

> epar macrol

Image Reduction and Analysis Facility
PACKAGE = pccdpack
   TASK = macrol

file_in =         hd155197.log  Archivo de saida do PCCD
(file_ou=             hd155197) Archivo de saida MACROL
(flist  =                     )
(mode   =                   ql)
 
 

> macrol

O arquivo de saída do macrol terá a terminação .out. Finalmente temos calculada a polarização do(s) objeto(s) !!!!
 

Uma tarefa que mostra as modulações para cada posição da lâmina e o ajuste respectivo é o graf. Analisa a estrela para uma abertura dada (a que da o macrol).

> graf

A tarefa graf pode criar um arquivo metacode (*.mc). Este arquivo pode ser visto usando a tarefa stdgraph (plot) ou impresso com a tarefa stdplot (plot).

Para capturar a janela Tektronix em um arquivo metacode:
 

> imexam *.imh >G *.mc (em lugar de imexam pode ser qualquer tarefa que gere um metacode).

Para criar um arquivo .eps a partir de um metacode, se usa a tarefa psikern (stsdas.graphics):
 

> epar psikern

????
(device = psi_port) Output device
psi_def)
????

No caso de campos com muitas estrelas podemos rodar o select. Esta tarefa também faz parte do pccdpack e ajuda a visualizar a estatística de direções e de porcentagens de polarização. A saída 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

file_out=         hd155197.out  Archivo de entrada do MACROL (.out)
(file_or=         hd155197.ord) Archivo de entrada de ORDEM (.ord)
(file_se=         hd155197.sel) Archivo de saida para FIELDPLOT (.sel)
(polmin =                   3.) Sinal-ruido minima
(polinf =                   0.) Polarizacao minima entre 0 e 1
(polmax =                 0.05) Polarizacao maxima entre 0 e 1
(maiors =                   no) elegir maior / sigma e stheo?
(stheoma=                0.005) erro teorica maximo?                (valor variável)
(thetain=                   0.) Theta minimo entre 0 e 180
(thetasu=                 180.) Theta maximo entre 0 e 180
(deltath=                   0.) Delta Theta                                  (obtido a partir da estrela padrão)
(coorq  =                   0.) Correcao para Q                          (se está muito próxima ao plano galáctico corrigir pela abs. IS)
(cooru  =                   0.) Correcao para U
(xpixmax=                1020.) pixel-x maior                              (ver no header)
(ypixmax=                1020.) pixel-y maior                              (")
(outgrap=                  yes) Cria eps da saida grafica?
(veccons=                 8000) Escala para fieldplot                (1 ? 10000)
(norte  =                 left) Posicao do norte no campo?        (depende da orientacão do CCD)
(leste  =                  top) Posicao do leste no campo?        (")
(binpol =                0.001) Binwidth para pol-histograma
(thetafi=                   no) Deseja ajustar theta-histograma
(gausspa=            gausspars) Parametros de ajuste theta-histograma
(binthet=                   5.) Binwidth para theta-histograma
(thetami=                   0.) theta-minimo no theta-histograma
(thetama=                 180.) theta-maximo no theta-histograma
(stareli=                     ) Archivo com estrelas a eliminar
(meanval=                  yes) Imprime valores medios?
(flist  =                     )
(flist1 =                     )
(flist2 =                     )
(flist3 =                     )
(line   =                     )
(line1  =                     )
(line3  =                     )
(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 parâmetros:

> unlearn fieldplot

> unlearn dvpar

- Para editar os parâmetros:

> epar fieldplot

Image Reduction and Analysis Facility
PACKAGE = stplot
   TASK = fieldplot

input   =         hd155197.sel  Data source
(rtheta =                  yes) Data:  magnitude and direction?
(degrees=                  yes) Direction data in degrees?
(magscal=                8000.) 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   =                  yes) 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  (r: red, g: green, b: blue)
(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 visualizados 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 (esta linha vai desenhar 1 vector de 1%, as 2 1ras linhas indicam a posição da linha)
#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 (vai escrever 1% acima do vector ¾¾ ):

> epar 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     (voltar a raster para os outros casos)
(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)
 
 

cores:
202 = preto, 203 = branco, 204 = vermelho, 205 = verde, 206 = azul, 207 = amarelo,
208 = cyan (preto), 209 = magenta (branco), 210 = coral (amarelo), 211 = marrom (vermelho),
212 = laranja (amarelo), 214 = orquídea (vermelho), 215 = turquesa (verde), 216 = violeta (azul).
 

O arquivo escala é simplesmente algo do tipo:

" XCENTER YCENTER P THETA Q U SIGMA ID

980.0 980.0 1% # escala do plot "