Ανάλυση οπτικών φασματοσκοπικών δεδομένων Χρήση του αστρονομικού πακέτου IRAF

Αρχεία βαθμονόμησης 1. Η περιοχή overscan (για την ακριβή αφαίρεση του bias): Είναι μια λωρίδα (λίγες δεκαδες στήλες) Bias frames: επιτρέπουν την αφαίρεση δομής λόγω bias. Οι περισσότερες μοντέρνες CCD δεν παρουσιάζουν τέτοιες δομές. Συνήθως αρκεί να αφαιρέσουμε από τις εικόνες μας ένα μέσο όρο 9-10 bias frames, αν ο θόρυβος ανάγνωσης είναι κυρίαρχος στο τελικό μας φάσμα (π.χ. για πολυ μικρές εκθέσεις). Bad pixel mask data: επιτρέπουν την χρήση παρεμβολής (interpolation) για να «επιδιορθώσουμε» «bad columns», και άλλα μη γραμμικά pixels. Aυτά μπορούμε να τα βρούμε συγκρίνοντας τις μέσες εικόνες από δυο σειρές μετρήσεων, μίας με υψηλές τιμές καταμέτρησης (counts) και μίας με χαμηλές. Dark frames είναι εκθέσεις παρόμοιας διάρκειας με τις εκθέσεις των αντικειμένων μας αλλά με κλειστό το κλείστρο της κάμερας. Σκοπός η διόρθωση για το ρεύμα «σκοτεινού θορύβου» που ήταν ιδιαίτερα έντονο στις παλιότερες κάμερες. As a CCD is read out, a “bias” is added to the data to assure that no values go below zero. Typically this bias is several hundred or even several thousand electrons (e−)13. The exact value is likely to change slightly from exposure to exposure, due to slight temperature variations of the CCD

Αρχεία βαθμονόμησης 2. dome flats: επιτρέπουν την διόρθωση των διαφορετικών αποκρίσεων των pixel (pixel-to-pixel variations) . Πρέπει να έχουν υψηλούς ρυθμούς καταμέτρησης, ώστε να μην μειώνεται σημαντικά το S/N του τελικού φάσματος. Twilight flats: είναι χρήσιμα για να αφαιρούν τυχόν κατάλοιπα χωρικής εξάρτησης λόγω ασυμφωνίας φωτισμού της κάμερας απο τον ουρανό και απο την λάμπα θόλου. Αrc-lamp exposures: απαραίτητα για την εφαρμογή της κλίμακας των μηκών κύματος στο φάσμα μας. Συνήθως είναι σύντομες εκθέσεις από ένα συνδυασμό από λάμπες εκκένωσης που περίεχουν Ne, Ar, He (HeNeAr), ή Τh και Ar (ThAr). Spectrophotometer standard stars : είναι άστρα με σχετικά ομαλά φάσματα με βαθμονομημένες ροές, που μπορούν να χρησιμοποιηθούν για την εύρεση της απόκρισης του οργάνου. Οι εκθέσεις πρέπει να είναι αρκετά μακρές ώστε να επιτυγχάνεται αρκετά ψηλό S/N As a CCD is read out, a “bias” is added to the data to assure that no values go below zero. Typically this bias is several hundred or even several thousand electrons (e−)13. The exact value is likely to change slightly from exposure to exposure, due to slight temperature variations of the CCD

Trimming Τα περισσότερα φασματοσκοπικά δεδομένα δεν καλύπτουν όλο το τσιπ, οπότε είναι χρήσιμο να «κόψουμε» τις κενές περιοχές Συχνά οι πρώτες 1-3 γραμμές και στήλες δεν έχουν καλή συμπεριφορά Αφαιρούμε και την περιοχή overscan ( task is performed in the same step as the overscan subtraction by ccdproc.)

Διόρθωση οverscan Typically the overscan occupies 20-40 columns on the right side (high column numbers) of the chip. The simplest thing one can do is to average the results of these columns on a row-by-row basis, and then fit these with a low-order function, possibly a constant. An example of such a nicely behaved overscan in shown in the left panel of Figure 11. In other cases, there is a clear gradient in the bias section that should be removed by a higher-order fit In IRAF, overscan subtraction is a task performed in the first pass through ccdproc.

Dome flats Construct and apply a master normalized featureless flat. All of the dome flat exposures are combined using a bad pixel rejection algorithm. The IRAF task for this combination is flatcombine. Physically the question comes down to whether or not the shape of the featureless flat in the wavelength direction is dominated by the same effects as the astronomical object one is trying to reduce, or if instead it is dominated by the calibration process. Are the bumps and wiggles due to the grating? If so, one is better off fitting the flat with a constant value (or a low order function) and using that as the flat’s normalization. If instead some of the bumps and wiggles are due to filters in front of the flatfield lamp, or the extreme difference in color temperature between the lamps and the object of interest, or due to wavelength-dependent variations in the reflectivity of the paint used for the flat-field screen, then one is better off fitting the bumps and wiggles by using a very high order function, and using the flat only to remove pixel-to-pixel variations

Twilight flats The non-uniformity in the spatial direction is referred to as the “slit illumination function” It is a combination of any unevenness in the slit jaws, the vignetting within the focal plane or within the spectrograph, etc. Most of these issues should have been removed by dividing by the flat field If the remaining non-uniformity (relative to the night sky) is just a few percent, and has a linear gradient, this is probably fine for sky subtraction from a point source as one can linearly interpolate from the sky values on either side of the object. However, if the remaining non-uniformity is peaked or more complex, or if the goal is to measure the surface brightness of an extended source, then getting the sky really and truly flat is crucial, and worth some effort. The cheapest solution (in terms of telescope time) is to use exposures of the bright twilight sky. With the telescope tracking, one obtains 3-5 unsaturated exposures, moving the telescope slightly (perpendicular to the slit) between exposures

one can combine the exposures (scaling each by the average counts), averaging the spatial profile over all wavelengths, and then fitting a smooth function to the spatial profile. The result is an image that is uniform along each row of the dispersion axis, and hopefully matches the night sky perfectly in the spatial direction. Sadly this is usually not the case, as during bright twilight there is light bouncing off of all sorts of surfaces in the dome. Thus one might need to make a further correction using exposures of the dark night sky itself. The relevant IRAF tasks involved are imcombine, illumination, and ccdproc

Identification of Object and Sky Find the location of the stellar spectrum on the detector, decide how wide an extraction window to use, and to select where the sky regions should be relative to the stellar spectrum. The location of the star on the detector will doubtless be a mild function of wavelength, due either to slight non-parallelism in how the grating is mounted or simply atmospheric differential refraction. This map of the location of the stellar spectrum with wavelength is often referred to as the “trace”. In IRAF this is done either as part of apall or via doslit.

Wavelength calibration. Having established the aperture and trace of the stellar spectrum, one extracts the comparison spectrum in exactly the same manner (i.e., using the same trace) identify the various lines and perform a smooth fit to the wavelength as a function of pixel number along the trace In IRAF this is done either by identify or as part of doslit.