eşel tayfı gözlemlerinin ıraf ile indirgenmesi

T.C.
EGE ÜN VERS TES
FEN FAKÜLTES
ASTRONOM VE UZAY B L MLER BÖLÜMÜ
E EL TAYFI GÖZLEMLER N N
IRAF LE ND RGENMES
(D PLOMA ÇALI MASI)
HAZIRLAYAN
Gamze BÖCEK
DANI MAN
YRD. DOÇ. DR. AHMET DEVLEN
Bornova, ZM R
Mayıs 2005
Ç NDEK LER
1
2
3
4
5
Ç NDEK LER....................................................................................
2
ÖNSÖZ.................................................................................................
G R ....................................................................................................
CCD LE GÖZLEM TEMEL ND RGEME.......................................
2.1 CCD Verileri Neden ve Nasıl Bir leme Tabi Tutulur? .........
2.2 Sıfır Kareleri ............................................................................
2.3 Kara Akım Kareleri ..................................................................
2.4 Düz Alan Kareleri ....................................................................
2.5
ndirgeme Karelerinin Birle tirilmesi ......................................
E EL TAYFI ND RGEME ÖZET ....................................................
E EL TAYFININ ND RGENMES ...................................................
4.1 Ba lıkların ncelenmesi ve Eksik Ba lıkların Girilmesi ..........
4.2 Bias ve Dark Düzeltmesi ..........................................................
4.3 Normalize Düz Alan Görüntüsünün Olu turulması .................
4.4 Yayma Ekseninin Belirlenmesi ................................................
4.5 Düz Alan Görüntüsünün Tayflara Uygulanması .....................
4.6 Açıklık ve Ardalanların Belirlenmesi ......................................
4.7 Açıklıkların Çizdirilmesi ..........................................................
4.8 Tayfların Çıkarılması ...............................................................
4.9 Mukayese Tayflarının Çıkarılması ...........................................
4.10 Dalgaboyu Kalibrasyonunun Tayflara Uygulanması ...............
3
4
6
6
6
6
7
9
10
11
11
16
17
18
19
19
20
20
21
22
4.11
Akı Kalibrasyonu .....................................................................
23
E EL TAYFININ ND RGENMES NE B R ÖRNEK.......................
KAYNAKLAR.....................................................................................
24
54
2
ÖNSÖZ
Hazırlamı oldu um diploma çalı masında örnek olarak kullanılan
tayfları bize temin etti i için Ara . Gör. Faruk SOYDUGAN’a, danı manım
Yrd.Doc.Dr. Ahmet DEVLEN’e ve maddi ve manevi her türlü deste i benden
esirgemeyen aileme çok te ekkür ederim.
Gamze BÖCEK.
3
1. G R
IRAF komut dili CL, IRAF sisteminin kullanıcı arayüzüdür. IRAF’ı
olu turan sistem ve uygulama programlarını belli bir hiyerar i içerisinde düzenler.
Sistem ve uygulama programlarının herbirine i lem paketi (i lem paketi : belirli bir
i i yapan program), benzer i leri yapan programların olu turdu u programlar
grubuna da paket (package) adı verilmi tir. Bir paket, mantıksal i lerle ilgili aynı tür
programların kullanıcı uygulamasına sunulmasıdır. Her bir i lem paketi komut
parametresi ve gizli parametre olmak üzere iki tür parametre türüne sahiptir. Her bir
i lem paketi bir paketin veya bir alt-paketin içinde yer alır. Bundan dolayı
paketlerin mantıksal organizasyonu bir a aç gibidir. Bir i lem paketini çalı tırmak
için bu a aç yapı takip edilmelidir. Örne in; zerocombine i lem paketini
çalı tırmak istiyorsak, once bu i lem paketinin içinde bulundu u altpaketi ve onun
da dahil oldu u paketi yüklememiz gerekli. Bunu için sırasıyla; noao, imred ve
ccdred paketlerini yüklememiz gerekir. Burada noao ana paket, imred ve ccdred
ise alt paketleri temsil etmektedir. E er paket yüklenmi ise i lem paketi kullanıma
hazır demektir.
Noao tayf paketleri iki tipe bölünür, genel ve aletsel. Bu genel paketler genel
tayfsal indirgeme i lem paketlerini kapsar. Tipik olarak bir çok parametre ve
algoritmaya sahiptirler, çok de i ik tiplerdeki verileri i lemeye olanak sa larlar.
A a ıda IRAF “noao” paketlerindeki tayfsal paketler listelenmi tir.
apextract: Açıklık tayfı çıkarma paketi.
longslit: Longslit tayflarının indirgeme paketi.
onespec: Bir boyutlu tayf indirgeme ve analiz paketi.
rv: Dikine hız analiz paketi.
apextract paketi iki-boyutlu tayflardan açıklıklardaki satır veya kolon veri
de erlerini toplayarak bir-boyutlu tayf olu turmak için kullanılır. Uzaysal ve
da ılıma eksenlerin görüntü eksenine yakın oldu u varsayılır, bir tayf kesitinin
uzaysal boyutunun ne kadar yakın olması istendi i kullanıcıya ba lıdır. E er önemli
biçim bozuklukları varsa yada çok geni lemi kesitler varsa longslit paketi ekil
bozuklukları için geometrik düzeltme sa lar, dalgaboyu, iki-boyutta dalgaboyu ve
akı kar ıla tırmaları yapar. onedspec paketi tek-boyutlu tayfları kalibrasyon ve
analizi için gerekli olan bütün i lem paketlerinin içerir. rv tayflardan dikine
hızların ölçülmesi için kullanılar i lem paketidir.
IRAF komut ortamı özel alet ve veri türleri çin bir çok farklı paketlerden
genel i lem paketlerini içeren yeni paketler olu turmaya imkan tanır. Bu yolla elde
edilmi özel tayf indirgeme paketleri ise a a ıda sıralanmı tır:
4
Fiber:
Argus: CT O ARGUS indirgeme paketi.
Foe: KPNO fiberoptik e el indirgeme paketi.
Hydra: KPNO HYDRA (ve NESS E) indirgeme paketi.
Fiber: KPNO Code üçlü fiber inadirgeme paketi.
Msred: GENEL çoklu tayf indirgeme paketi.
Slit:
Echelle: GENEL e el indirgeme paketi.
Goldcam: KPNO GOLDCAM indirgeme paketi.
Slit: KPNO Coude slit indirgeme paketi.
Specred: CT O spekrofotometrik indirgeme paketi.
Scanner:
ids: KPNO IIDS indirgeme paket.
Irs: KPNO IRS indirgeme paketi.
Bu paketler üç kategoride toplanırlar, optik fiber tayf, yıldızlar için slit tayfı
ve tek-boyutlu beam-switched tarayıcı tayfı. ndirgeme i lemleri her kategoride
benzerdir çünkü e el, fiber ve slit tayfları benzer ekilde indirgenir fakat yayılma
fonksiyonunun biçimi fiber yada slit tayfta oldu undan farklıdır. Bunlar yalnızca bir
kaç örnektir farklı alet ve sınıflar için farklı paketler olu trulabilir.
lkgrup, optik fiber kullanan tayfçekerler içindir. Örne in argus i lem paketi
CTIO (Cerre Tololo Interamerican Observatery) gözlemevinde kullanılan ARGUS
multifiber aletiyle yapılan tayfsal gözlemlerin indirgenmesi için kullanılır.
kinci grup slit indirgeme paketleridir. Bu gruptaki tayfların indirgemeleri
birbirine çok benzer. echelle i lem paketi bu kategoride yer alır çünkü indirgeme
adımları temelde tek slit tayfı ile aynıdır, fakat adımlar çoklu sıralar eklindedir
türündedir ve tabiki de e el yayılma fonksiyonu kullanılır.
Tarayıcı kategorisi tayftan direkt olarak tek-boyutlu açıklık kaydeden
aletlerden meydana gelir. Di er kategorilerden farkı beam-switch operasyonlarına
ihtiyaç duyar.
5
2.
CCD LE GÖZLEM, TEMEL ND RGEME
2.1 CCD Verileri Neden ve Nasıl Bir
leme Tabi Tutulur?
Bu bölümde CCD verilerinin neden ve nasıl i lemlere girmesi gerekti i
anlatılacaktır. Bir CCD gözlemini aletsel etkilerden arındırmak için çe itli
kalibrasyon kareleri (Calibration Frames) kullanılır.
Kaç tane ve hangilerinin kullanılaca ı amaca ve kullanılan CCD yongasına
ba lıdır. Önemli olan kalibrasyon verisinin kalitesinin sinyal/gürültü oranını
dü ürmemesidir. Yonganın okuma-gürültüsünün gözlenen cismin okumagürültüsünden baskın oldu u yerde tek bir sıfır karesi kullanarak düzeltme yapmak
gözlemdeki gürültüyü
2 kat arttıracaktır. E er bunun yerine 30 sıfır karesinin
ortalaması kullanılırsa gürültü yalnızca %10 artacaktır. Ancak modern CCD’lerde
okuma-gürültüsü yalnızca birkaç elektrondur. Bu nedenle böylesi bir sorun pek
olmaz (Massey,1997).
E er yüksek sinyal/gürültü veya yüksek gökyüzü de erine sahipseniz
okuma-gürültüsü önemsiz olacak ve bu yüzden sinyal/gürültü oranı, birkaç sıfır
karesi kullanılıp kullanılmamasından dolayı çok fazla etkilenmeyecektir.
2.2 Sıfır Kareleri
Bunlar sıfır saniye poz süresi vererek alınan indirgeme kareleridir. Her gece
25-30 tane almak gerekir. Yeni CCD’lerde okuma-gürültüsü birkaç elektron
düzeyindedir. Bu nedenle e er kullanılan CCD yeni bir CCD ise sıcaklık çok
de i medi i müddetçe bir gece alınan sıfır kareleri, bir sonraki gece de
kullanılabilir. Ama en do rusu her gece tekrar almaktır. Filtrelerden ba ımsızdır.
Örnek bir sıfır karesi ekil.1’de verilmi tir.
2.3 Kara Akım Kareleri
Bu kareler CCD yüzeyine ı ık dü ürmeden, çe itli poz süresi vererek ve en
azından 3-4 tane de gözlem karelerinin poz süresinde alınan indirgeme kareleridir.
Birkaç dakikalık poz süreleri için kara akım düzeltmesi yapmaya gerek yoktur. Kara
akım, tayf ve yüzey parlaklık çalı malarında önem kazanır. I ıkölçüm
gözlemlerinde 15 dakikanın altındaki poz süreleri için kullanmaya gerek yoktur.
Kara akım kareleri, uzun poz süresi verildi i zaman CCD’de olu an ısısal
elektronların olu turdu u gürültüyü çıkarmak için yani sıfır düzey ayarı yapmak
için kullanılır. Filtrelerden ba ımsızdır. E er kara akım düzeltmesi uygulanacaksa
toplam 10 tane kara akım karesi yeterlidir.
6
ekil.1- SAOimage görüntü sunucuda bir ortalama Sıfır karesi
2.4 Düz Alan Kareleri
CCD yongasındaki gözeden gözeye de i imleri ortadan kaldırmak için düz
alan kareleri kullanılır. Di er bir deyi le gözlem karelerini normalize etmek için
kullanılır. Genellikle kubbe içinde beyaz bir perdeye, e da ılımlı ı ık vererek veya
ak am ya da sabah tanında gökyüzünden alınır. Düz alan düzeltmesi gözlem
karelerinin sinyal/gürültü oranını arttırmak için kullanılır. E er göze ba ına %1
duyarlılıkla ı ıkölçüm yapmak isteniliyorsa, düz alan karelerinde göze ba ına
~10000 elektron toplanacak ekilde poz süresi vermek gereklidir. Genellikle 5-10
tane düz alan karesi yeterlidir. Bu indirgeme karelerinden her gözlem gecesinde ve
her filtrede almak gereklidir. Düz alan karesi için B süzgecinde bir örnek ekil.2’de
verilmi tir.
7
ekil.2- SAOimage görüntü sunucuda bir ortalama Düz Alan karesi
8
2.5 ndirgeme Karelerinin Birle tirilmesi
Görüntüleri birle tirmek için IRAF’ta de i ik algoritmalar vardır. Temelde
kullanılan i lem paketi combine i lem paketidir. Bunun parametreleri ekil.3’te
görülmektedir.
ekil.3 Combine parametreleri.
ndirgeme karelerini birle tirmek için farklı yöntemler kullanılabilir.
Bunların en basiti imarith i lem paketidir. Ayrıca ccdred paketi içinde herbir
indirgeme karesi için ayrı i lem paketi de mevcuttur. Bunlar zerocombine,
darkcombine, flatcombine i lem paketleridir(Massey,1992).
9
3. E EL TAYFI ND RGEME ÖZET
E el tayfı, yüksek açılı (tipik olarak 63º) ve dü ük da ılımlı bir veya bir kaç
prizmadan olu an, genelde çapraz da ılımla bölünmü gridlerden üretilir. Sonuçlar
yüskek çözünürlüklüdür ve geni bir tayf aralı ına ardı ık order dizileriyle tamamen
kaplar. Belirgin olarak görülen orderlara ek olarak bir çok kozmik ı ın pikleri de
görülmektedir. Bunlar a a ıda anlatılan yöntemlerle tayf indirgendikten sonra
arındırlmı olmalıdır. Aslında CCD lerde oldu u gibi iki boyutlu diziler için e eller
en iyi formattır. Verilerin miktarı ve yapısı indirgeme ve analiz konusunda karma ık
gözükmesine ra men IRAF’da yazılan bazı paketler bu i lemleri kolayca yapar.
E el tayfını indirgemek için ba lıca gerekli olan dökümanlar a a ına verilmektedir;
• A User’s Guide to CCD reductions with IRAF by Philip Massey,1992,1997
(UGCRI)
• A User’s Guide to Reducing slit spectra with IRAF by Massey et al. (UGRSSI)
• “doecslit”; ana tayf çıkarma paketi.Bu paket oldukça uzun parametre grubuna
sahiptir ve “Guide to Slit Spectra Reduction Task DOECSLIT by Francisco
Valdes”,1992
• “A Beginner’s guide to using IRAF”, Barnes, J.,1993
• “A Users Guide to Reduction Echelle Spectra with IRAF” Willmart, D. 1994.
• “The IRAF Spectroscopy Reduction Package and Tasks, Valdes,F.
• “A Users Guide to
Multislit Spectroscopic Reduction with IRAF”
Ellingson,E.1989.
Ön indirgemeler noao.imred.ccdred paketi içinde yapılır, Temel indirgeme
bölümünde anlatıldı ı gibi. E el tayfı indirgemeleri ise noao.imred.echelle
paketindeki i lem paketleriyle yapılır burada bold olarak yazılan kelimeler paketleri
italik ve bold olarak yazılanlar ise i lem paketlerini temsil eder.
1- UGCRI’da anlatılan 6 adımı izleyerek sıfır saniye pozlarını ve düz alan pozlarını
birle tirilir, kullanı lı veriyi kesilir ve sıfır düzeltmesini yapılır.
2- appflatten ile ortalama düz alan pozunuzdan normalize edilmi düz alan pozunu
olu turulur.
3- ccdproc programını tekrar çalı tırarak yıldız ve mukayese lambası tayflarına
düz alan düzeltmesini uygulanır.
4- apall ile (dalgaboyu kalibrasyonu yapmadan) veya doecslit ile (dalgaboyu
kalibrasyonu yaparak) tayfları çıkartılır. lk durumda dalgaboyu kalibrasyonu
sonradan ecidentify, ecreidentity, refspec, setairmass ve dispcor programları ile
yapılabilir. kinci durumda ise çıkarılan orderlar bir çok çizgi içeren iki boyutlu
görüntüler olacaktır.
10
4. E EL TAYFININ ND RGENMES
4.1 Ba lıkların ncelenmesi ve Eksik Ba lıkların Girilmesi
ndirgeme i lemlerine ba larken ilk önce ba lıklar incelenir. CCD
görüntülerinde indirgeme i lemleri için olması gereken ba lıklar;
Date-obs : Gözlem tarihi (yıl-ay-gün)
Ut
: Gözlem zamanı, GMT,UT
Ccdtype : Görüntü dosyasının türü (bias, dark, flat,object)
Epoch
: Gözlem saati dahil gözlem anı (yıl)
Ra
: Gözlem anındaki sa açıklık
Dec
: Gözlem anındaki dik açıklık.
St
: Yıldız zamanı
HJD
: Gün merkezli Julien tarihi
Airmass : Gözlem anındaki hava kütlesi
Midut
: Poz süresinin orta zamanı
Gain
: Ccd alıcısının kazancı
Rdnoise : CCD alıcısının okuma gürültüsü.
Bu ba lıkların indirgemeye ba lamadan önce görüntülerde yer alması
gerekmektedir. E er eksik ba lık varsa tamamlanmalıdır. Bu ba lık parametrelerini
girmek için a a ıdaki paketler sırasıyla çalı tırılır.
cl> noao
no> imred
im> ccdred
Burada ccdhedit paketini kullanaca ız. Önce ba lıklarına ilave yapaca ımız
dosyaların bir listesi olu turulur;
cl> ls *.fits > liste1
Daha sonra tayf görüntülerinden birine bakıp tayfların hangi do rultuda
oldu una yayıldı ı belirlenir. ekil 2’den de görüldü ü gibi tayflarımızın yayma
ekseni y-ekseni boyuncadır. Bu nedenle dispax=2 alınır. X-ekseni boyunca olsaydı
dispax parametresinin 1 olarak ayarlanması gererir. Bir sonraki adım ;
cl>epar ccdhedit
komutu ile ccdhedit i lem paketinin parametrelerini ekrana getirerek gerekli
düzeltmeleri yapmaktır. disptype için anahtar kelime ctype2, dispunit için cunit2
11
anahtar kelimesini kullanırız Di er parametreler ccdhedit veya hedit i lem
paketiyle girilebilir. Bundan sonraki aımda gözlemtarihi, gözlem zamanı (ut),
ccdtype ve gözlemevi bilgileri girilir. Örnek olarak gözlem tarihinin girilmesi ekil
4’te gösterilmektedir, komutu yazıp enter tu una basıldı ında yapılan de i iklik bir
alt satırda ekrana gelir. ekil 5’te görüldü ü gibi her bir gözlem dosyasının türü
girilir. Ba lıklara hedit komutuyla observat kelimesi girilerek gözlemevinin adı
yazdırılır. observat i lem paketi çalı tırılır, tüm gözlemevlerinin listesini
görüntülemek için “l” tu u kullanılır, tayfların alındı ı gözlemevi listeden bulunur
ve kodu yazılır. Bu çalı mada kullanılan tayflar Catania Astrophysical
Gözlemevinde alınmı tır ve kodu “sln”dir, kısaltma yazıldı ında ekil 6’da görülen
bilgiler ekrana gelir. Biz de i tirene kadar IRAF tüm gözlemlerin bu gözlemevinde
yapıldı ını kabul eder.
ekil.4 ccdhedit i lem paketinin çalı tırılmasına bir örnek.
ekil.5 Dosya türlerinin ba lıklara girilmesi.
ekil.6 Gözlemevi bilgilerinin girilmesi.
12
Bir sonraki adımda tayfların türünü IRAF’a tanıtmak için setinstrument
paketi çalı tırılır. Bunun için a a ıdaki komut yazılır;
cl> setinstrument
nstrument ID soruldu u zaman echelle yazılır, sonra program instrument
dosyasının nerede oldu u sorar, dosyanın adı adresiyle birlikte yazılır ve :q komutu
ile paketten çıkılır, ccdred paketine geçilmi olunur oradan da :q ile çıkılır. Geri
kalan anahtar kelimeleri astutil paketindeki asthedit i lem paketi ile bir seferde
girece iz. Önce ekil 7’de görüldü ü gibi astutil’de kullanaca ımız komut dosyası
olu turulur. ekil 8’de oldu u gibi de asthedit parametreleri düzeltilip çalı tırılır ve
her bir yıldız tayfına ekil 7’de görülen anahtar kelimeler eklenmi olur.
ekil.7 asthedit i lem paketi için komut dosyasına bir örnek.
ekil.8 asthedit i lem paketinin parametreleri.
13
Julien Tarihi parametresini girmek için astutil paketindeki setjd paketini
kullanırız ekil 9’da görüldü ü gibi parametreler düzeltilip çalı tırılır. lem paketi
JD ve HJD de erlerini hesaplayıp görüntü ba lıklarına yazar. Bütün zaman
hesaplamalarında poz süresinin orta zamanı kullanılır, ekil 9’da görüldü ü gibi
time parametresinin kar ılı ı midut anahtar kelimesidir. Sonuç olarak ekil 10’da
görüldü ü gibi ba lık parametreleri tamamlanmı olur.
ekil.9 setjd i lem paketinin parametreleri.
14
ekil.10 Bir gözlem dosyasının ba lık bilgileri.
15
4.2 Bias ve Dark Düzeltmesi
Herhangi bir CCD verisinin indirgenmesindeki ilk adım sıfır karesinin
çıkartılmasıdır.Sıfır karesi bir kaç yüz ADU düzeyinde olan temel gürültü
düzeyidir, buna ccd’nin okuma sinyal gürültüsü de eklenir. Sıfır kareleri teleskobun
pozisyonuna, ccd yongasının sıcaklı ına vs. ba lıdır, bu nedenle her gözlem karesi
için sıfır düzeyleri hesaplanmalı ve çıkartılmalıdır. Bu i lem her bir gözlem
karesinde bulunan overscan bölgesinin (CCD yongasında üzerine ı ık dü ürülmeyen
ilave gözelerdir) belirlenmesiyle yapılır. Overscan düzeyi her bir gözlem karesinin
ortalama sıfır düzeyinin hesaplanması için kullanılır ve her kareden çıkarılır.
Overscan aynı zamanda sıfır karelerinden de çıkartılır ve pixelden pixele sıfır düzey
de i imi elde edilir, elde edilen bu sıfır karesi de gözlem karelerinden çıkartılır.
Sıfır karesini multi-slit datalardan çıkartmak herhangi bir CCD gözleminden
çıkartmakla aynı i lemdir, bu yüzden standart iraf paketleri kullanılır
(noao.imred.ccdred paketi). ndirgemeye ba lamadan önce IRAF’ta gözlem yeri
ve alet bilgilerinin tanıtılması gereklidir bunun için sırasıysa observat ve
setinstrument paketlerinin çalı tırılması gereklidir.
lk önce zerocombine paketi kullanılarak sıfır kareleri birle tirilir ve tek bir
sıfır karesi elde edilir. Birle tirilmi bias karelerini olu tururken her gece için ayrı
ayrı olu turmak gereklidir.
Daha sonra bir quartz lambası veya düz alan karesi kullanılaarak implot
paketi yardımıyla overscan bölgesi belirlenir. Genllikle gözlem karesinin son 32
kolonu overscan bölgesi için ayrılır. CCD yongasında doymu luk veya saçaklanma
varsa bunların düzeyinin nerede oldu u belirlenmelidir. ““implot penceresinde “c”
tu u overscan bölgesinin nerede oldu unu belirlemek için kullanılabilir. Ba langıç
ve biti kolon numaraları belirlenip not edilir. Overscan bölgesini belirlerken dikkat
edilmesi gereken nokta bu bölgenin e imli kısımlarından kaçınmaktır. Bundan
ba ka CCD yongasının ilk 1-2 satır-kolon ve son 1-2 satır-kolonları genellikle
elveri li veri içermez bu nedenle CCD görüntülerinden kullanı lı verinin olmadı ı
alanlar atılır. Açıklık sistemlerinin her birinin de i ik slit görünümlerine sahip
oldu u dolayısıyla farklı boyutlarda oldu u unutulmamalı, quartz karelerine bakıp
hepsinin aynı oranda kesilip kesilmeyece ine karar verilir yada her açıklık sistemi
için kesme i lemi ayrı ayrı yapılır. Slitler arasındaki alan farkına varılacak biçimde
düz de ilse açıklıkların dı ındaki saçılma ı ı ı ile ilgili bir problem var demektir.
Saçılmı ı ık i lemden daha sonra çıkartılabilir. Gözlem karelerinin ba lıklarında
overscan bölgesinin sınırları yer alabilir, bizim belirledi imiz ile uyu up uy madı ı
kontrol edilir.
Sıfır kareleri çıkartılırdıktan sonra “implot” ile kontrol edilir. Açıklıkların
arasındaki alanın düz olmasına dikkat edilir, düz de ilse saçaklanma var demektir
normalizasyona geçmeden düzeltilir.
16
4.3 Normalize Düz Alan Görüntüsünün Olu turulması
Düz alan düzeltmesi ba lıca her pixelin duyarlık de i imlerini ortadan
kaldırmaktır. Düz alan düzeltme i lemleri pixellerin ye inliklerini veya da ılma
do rultusuna dik yöndeki göreli de erlerini çok büyük miktarda de i tirmemelidir.
Di er yandan uzaysal kesit de i ebilir ve tayfların çıkarılması, kozmik ı ınların
ayıklaması etkin olmayabilir. Bu nedenle ortalama düz alanı da ılma
do rultusundaki iddetine göre 1. yada daha yüksek dereceden bir fit yaparak
normalize etmemiz gerekiyor, bunu yaparken her bir order da açıklıklar dı ındaki
bölgeler 1’e e itlenir.. Bu i lem için apflatten i lem paketi kullanılabilir.
Parametreler kullanılacak özel düz alanı hesapladıktan sonra ayarlanır. apflatten
paketi parametrelerini apdefault, apfind, aprecenter, apresize, apedit ve aptrace
i lem paketlerinden kullanır, bunlar da kontrol edilmelidir. Buradaki her i lem
paketi apflatten için gerekenden fazla parametrelere sahiptir sadece gerekli
olanların ayarlanması yeterlidir. Bir di er önemli parametre grubu ise echelle paketi
parametreleridir. “epar echelle” yazılarak dispaxis parametresi kontrol edilir.
Order’lar sataırlara paralel ise, bu durumda dispaxis=1 ayarlanır e er order’lar
kolonlara paralel ise dispaxis=2 ayarlanır. verbose parametresini “yes” olarak
ayarlayarak çıkarma hakkındaki bütün bilgileri ekranda görmek yerine logfile’a
(yapılan i lemlerin yazıldı ı metin dosyası) gönderilir.
Dikkat edilmesi gereken oranda bir saçılmı ı ık varsa, e er düz alan
orderların gerçek düzeylerinden çok onların de i imleri ile ilgileniyorsak
“backround=none” olarak ayarlanmalı. Ayrıca kullandı ınız IRAF V2.10.2’den
daha eskiyse “gain=1” olarak ayarlanmalıdır.
apflatten çalı tırarak açıklık düzeltici pakete girilir, burada istenilen
açıklıklar i aretlenebilir ve e er açıklık geni likleri i aretlenmediyse o da
i aretlenir. apedit i lem paketini kullanırken açıklık geni liklerini “y” tu unu
kullanarak de i tirebilirsiniz, daha tutarlı açıklık boyutu de i ken bir ardalanın
olmadı ı durumda otomatik yeniden- ekillendirme ile verilir. Açıklık seçimleri
uygun ise, “q” yazarak aptrace i lem paketine girebilirsiniz, burada seçilmi tüm
açıklıklar interaktif olarak grafik ekranda gösterilir veya UGRSSI’da anlatıldı ı gibi
daha sonra tek tek incelenebilir.
icfit i lem paketi yayılma ekseni boyunca açıklık konumunu göstermek için
kullanılabilir. E er her fit noktaları takip etmiyor yada istenilen yakınlıkta de ilse
a a ıdaki parametreler ayarlanmalı;
* Fitin derecesi büyütülür. (:o n, n=yapılacak olan fitin derecesi.)
* Sapan noktalar silinir. (kursör silinecek noktanın üzerine getirilir ve d tu una
basılır.)
* terasyonun sayısı arttırılır. (:nitarate n, n= iterasyon sayısı)
* Alt (low) ve üst (high) ayıklama parametreleri (rejections sigmas). (:hi n, :lo n, n=
ayıklama sınırı)
17
Çizme i lemi bittikten sonra, “q” tu una basılırsa bir boyutlu açıklık
toplama i lemi ba lar. Bu fit yayılma do rultusu boyuncadır ve düz alan
görüntüsünün genel tayf ekline göre fit edilir. Fit parametreleri aptrace i lem
paketinde oldu u gibi ayarlanır. Uzak kırmızıya yakın dalgaboylarıda saçaklanma
önemlidir ve sadece tayfın zarfı fit edilebilir. Alternatif olarak düz alanın ekli
korunduysa 1. dereceden legendre yada chebyshev polinomları kullanılabilinir.
apflatten çalı tırıldıktan sonra artıkları görmek için çıktı görüntülerini
i aretleyebilirsiniz. E er tayfı yayılma do rultusuna dik do rultuda çizdirirseniz
düzle tirilmi ve gürültülü bölgeleri görebilirsiniz. Bütün de erler 1 etrafında
olmalıdır. Order’ların arasındaki bölgeler 1 olarak ayarlanmalı ve yüksek
derecelerdeki de i imler çıkarılarak açıklı ın içindeki data 1’e normalize
edilmelidir. E er ı ık da ılımına 1. dereceden bir fonksiyon fit edildiyse düz alan
oratalama de er ekliyle aynı olmalıdır.
Düz alanı hazırlamaktaki en son adım ba lıklardaki ccdmean parametresinin
de erini 1 yapmaktır. Bu parametre ccdproc ta bulunan flatcombine ile ba lıklara
eklenebilir. E er ccdmean parametresinin de eri de i mediyse yıldız tayfı bazı
büyük katsayılarla çarpılır ve sonra orjinal de erinden çok daha büyük de erlere
sahip olan bir düz alan ile bölünür bu ise istenmeyen bir durumdur. Bu nedenle
ba lıklarda yer alan ccdmean papametresi mutlaka 1’e ayarlanmalıdır.
4.4 Yayma Ekseninin Belirlenmesi
E er tayf çıkartma i leminde yayılma do rultusunun düzeltilmesi
dispcor=no seçildiyse tayflar basitçe çıkarılacaktır, yayılma do rultusu düzeltmelri
bu çıkarılmı tayflara uygulanır. Burada 3 temel adım vardır; Yayılma
fonksiyonunun piksel konumu – dalga boyu ba ıntısını veren yayılma
fonksiyonunun belirlenmesi, uygun yayılma fonksiyonu uygulanması ve do rusal
olmayan yayılma fonksiyonu gerekliyse uygulanması.
Lamba tayfı listesindeki ilk lamba tayfı referans olarak kullanılır. Bu tayf
ba langıçta belirlenen açıklık tanımlarından kullanılarak çıkarılır, bu i lem
yapılırken ardalan veya saçılmı ı ık düzeltmeleri yapılmaz. Bunun için ecidentify
i lem paketi kullanılır. Kullanılan yöntem dalgaboyları bilinen çizgilerin orderlarda
i aretlenmesi ve dalgaboyunu piksel konumu ve açıklık konumu veren bir
fonksiyon olu turması. Referans yayılma fonksiyonu bir kez olu turulduktan sonra
di er lamba tayfları ve gözlem tayfları bunu kullanarak belirlenir.
Bundan sonra setjd ve setairmass i lem paketleri tüm tayflar için otomatik
olarak çalı tırılır. Böylece Julien Tarihi, Gün merkezli Julien Tarihi, poz süresinin
orta zamanı ve o anki hava kütlesi parametreleri görüntü ba lıklarına eklenir.
Yayılma do rultusunun düzeltilmesindeki son adım lamba görüntülerinden
gözlem görüntülerinin yayılma do rultusunun ayarlanmasıdır. Burada 2 seçenek
vardır; E er lineerize=yes olarak ayarlanırsa tayflar dalgaboyu yada dalgaboyunun
logaritmasını veren lineer yayılma ba ıntısının tekrar belirlenmesi gereklidir.
Echelle tayfı için her bir order ba ımsız olarak do rusalla tırılmalıdır. 2. seçenek
18
e er görüntü ba lıklarında do rusal olmayan yayılma fonksiyonu yer alıyorsa
lineerize=no olarak ayarlamaktır.
4.5 Düz Alan Görüntüsünün Tayflara Uygulanması
Normalize düz alanı elde etmi olduk ve ccdproc ile düz alan düzeltmesini
tayfa uygulayabiliriz. Kesme, overscan çıkarması ve sıfır karesi çıkarması daha
önce yapılmadıysa imdi yapılabilir. ccdproc i lem paketini daha önce
ayarladı ımız parametrelerle a a ıdaki gibi çalı tırabiliriz;
cc>ccdproc objects flatcor+flat=Nflat
Yada “epar ccdproc” komutu ile parametreler ayarlanabilir. Bu i lem verilere düz
alan düzeltmesini uygular. Aynı i lem mukayese tayfları için de yapılır.
4.6 Açıklık Ardalanların Belirlenmesi
deocslit i lem paketinin parametreleri ayarlandıktan ve i leme sokulacak
olan tayflar bir listeye alındıktan sonra a a ıdaki komutla doecslit çalı tırılabilir.
doecslit ©imagelist
Açıklıkları tekrar görüntülemek referans görüntüsünü ve sonraki görüntüleri
bulmak için iyi bir alı tırmadır. Açıklı ın geni li i bazen profilin asimetrisine yada
yerel pike göre yeterince geni olmayabilir. Bu durumda, ‘y’, ’1’ ve‘u’ tu ları ile
açıklık tekrar ölçeklenebilir. Açıklıkların uygun sayıları hangilerinin monoton bir
ekilde dü mesi yada artması gerekti ine göre kontrol edilir. Sayılar atlanmı
order’lara göre tutarlı olmalıdır; istenilen order’lar nerede olduklarına göre
numaralandırılır. Kullanı lı bir seçenek order belirleme ve boyutlandırmayı bütün
orderlara uygulamaktır e er doecslit paketinde all parametresi yes olarak
ayarlandıysa bütün i lemler tüm ordarlara uygulanacaktır. Örne in kursörün
bulundu u açıklı ın boyutunu y tu u ile de i tirirsek tüm açıklıklar aynı boyuta
sahip olacaktır.
Ardalan çıkarması için çe i ti seçenekler mümkündür ve bunlardan birisi de
kozmik ı ınlardan arındırmadır ve ardalan gürültüsünü de hesaba katar. Global
da ılmı ı ık fiti (“apscatter”) kozmik ı ınları temizler fakat ardalan gürültüsünü
hesaba katmaz. Bir ba ka yöntem açıklıklarının her iki tarafında da ardalan
bölgelerinin belirlenmesidir. Ardalan bölgeleri program tarafından otomatik olarak
ayarlanır fakat ardalan tekrar görüntülemesi sırasında daha önce yapıldı ı gibi
interaktif olarak de i tirilebilir. Ardalanın opsiyonu olarak “fit” veya “median”
kullanılabilir, kozmik ı ınlar elimine edilebilir ve ardalan gürültü de erleri hesaba
katılır. Gökyüzü ardalanı faktör de ilse sadece da ılmı ı ık varsa belirlenen
ardalan bölgelerini kullanmak oldukça yararlıdır. Ardalan bölgesinin mevcut de eri
apedit modundayken :skybox ile kontrol edilir vaya istenilen de ere örne in
:skybox=50 ayarlanır. Ardalan çıkarması açıldıysa her order için kursör order’ın
merkezine getirilerek ‘b’ tu una basılır ve bölgeler kontrol edilir. Gerçek sinyallerin
19
alt düzeyini görmek için ‘w’ ve ‘e’ ile dü ey yada yatay yönde grafik geni ölçekli
çizdirilebilir. En büyük ayrıklı a sabip order’lar ile ba lamak (genelde kırmızı
sonlu) daha kolaydır. Seçilen gökyüzü bölgesi order içinde olmamalıdır ve bu bölge
bo lanmamalıdır. Mevcut olan örnek bölge gerekliyse ‘z’ ile silinebilir, yenisi ‘s’
ile tanımlanabilir. E er allkey parametresi yes olarak ayarlandıysa di er tüm
ordarlar da aynı örnek bölgeye sahip olacaklardır. ‘f’ ile ardalan fit edilir ve kabul
edilmeyen noktalar görülür.
4.7 Açıklıkların Çizdirilmesi
Açıklık ve ardalan bölgeleri uygun biçimde tanımlandıktan sonra ‘q’ tu una
basarak açıklık çizdirme evresine geçilir. n-sum ve t-step parametreleriyle noktaları
belirlenen her bir order’ın merkezinden geçen bir fit yapılır. lk açıklık kesimi
ekrana gelir, sonra hangi order’ın fiti de i tirilecekse (:o n) yada noktalar silinirse
(d) e ri ‘f’ ile tekrar fit edilir. Fonksiyonun tipide de i ebilir (:func chebyshev,
legendre, spline1, spline3) ve e ri tekrar fit edilir. Spline3 fonksiyonu de i ik
sayıdaki order varyasyonları için iyi çalı an açıklık e rileri üretir. ‘q’ ile bir sonraki
order fit edilmek için görüntülenir.
4.8 Tayfların Çıkarılması
Aletsel efektler datalardan çıkarıldı, imdi kullanı lı bilgiler elde edilebilir.
Hemen hemen bütün multislit uygulamalarında her slitten tek-boyutlu tayf
çıkarılmak istenir, bir çok durumda yerel ardalan çıkarılır. Bunlar msred paketinde
ap* i lem paketleri kullanılarak yapılır. Temel prosödür;
* Açıklıkların merkezleri, geni likleri ve e rilikleri tanımlanır
* Ardalan bölgesi ayarlanır
* Açıklıkların içindeki datalar toplanır.
* Ardalan çıkartması gerekliyse yapılır.
Bu i lem paketlerini kullanmak için bir çok farklı yol vardır. Burada apextract
i lem paketleri ile apedit i tercih edilmi tir, di er i lem paketleri de bunun
içindedir. lk önce i lem paketlerinin parametrelerine bakalım.
apedit parametreleri açıklı ı do ru bir ekilde bulur ve merkezler. width
parametresi bütün slitin geni li inden ziyade slitin içindeki gök cisminin geni li ini
(FWHM) yansıtır. Bu parametreler i lem paketi çalı ırken de de i tirilebilir.
apdefault parametresi ardalan çıkartmasının ba langıç parametreleriyle ilgilenir.
Ba langıç ardalan limitlerinin makul de ere ayarlanması iyi fikirdir, örne in 21
piksel geni likteki bir slitin merkezinde 7 piksellik bir gök cismi varsa ardalan
sınırları [-10:-4,4:10] olaraka ayarlanmalıdır. apnorm paketinde verileride
saçaklanma varsa yada ardalan bölgesi slit kenarlarına çok yakın seçildiyse
“rejection” parametreleri daha dü ük de erlere ayarlanmalı (1,5-2) ve nit=1 olmalı.
E er ardalan bölgesi açıklı ın kenarına kayarsa, yıldızın üstünde saçaklanmalar
olu ursa, daha küçük “rejection” de erleri ardalan hesaplamasında kolaylık sa lar.
20
Ardalananı fit etmek için çok fazla pixel gerekmedikçe order=1 ve nov=1 olması
uygundur. apsum parametresi i lem paketinin dataya sonuçta ne yapaca ını
gösterir. Bunlar daha sonra interaktif olarak ayarlanabilir.
4.9 Mukayese Taylarının Çıkarılması
Referans tayfının son açıklı ı kesildikten sonra sadece referans görüntüsü
için tanımlanan açıklıklara dayanarak kar ıla tırma tayfı çıkarılır. lk nokta
kar ıla tırma tayfındaki ilk açıklıktan olmalıdır. coordlist parametresinde verilen
dosyanın bu mukayese tayfına uygun oldu u kabul edilir. Sıradaki i lem her bir
order da ba ilk orta veya sondaki açıklıklarda bir kaç çizginin belirlenmesidir yani
bütün açıklıklardaki bütün çizgilerin yada ilk açıklıktaki tüm çizgileri belirlemek
gerekmemektedir fakat en az üç açıklık için çizgi belirlemesi yapılmalıdır. Bazen
ba langıçtaki çizgi belirlemeleri zor olmakla beraber çizgileri bilinen tayflarla
ba lamak daha uygun olmaktadır. Bir mukayese lambası atlası kullanarak kursörü
bilinen bir çizgi üzerine getirip “m” tu una basılıp o çizginin dalgaboyu yazılır.
Genellikle 0,1 Angstrom kadar yakın de er yazmak o çizginin listedeki çizgiyle
e le tirilmesi için yeterlidir. Order boyunca bir kaç çizgiyi i aretledikten sonra ‘j’,
‘k’ veya ‘o’ ile bir ba ka açıklı a geçilir. Bir order’ın dalgaboyunu bilmek di er
order’ların dalgaboylarının tahmin edilmesini mümkün kılar. Üç yada daha fazla
açıklıkta çizgiler belirlemeden “f” tu una basılmamalıdır aksi taktirde yapılacak
olan fit duyarlı olmayacaktır ve listede olmayan çizgiler ortaya çıkacaktır.
Genellikle bir yada bir kaç tane güçlü çizgi vardır daha dü ük de erli çizgileri
görmek için ‘w’ ve ‘e’ grafik geni ölçekli olarak çizdirilebilir.
Yeterli sayıda çizgiler tanımlandı ında ‘f’ tu una basarak ayarlanmı olan
foksiyon fit edilir. Fitten sapan noktaların pixel numaraları görüntülenir ve
interaktif fit yapılır. Yeteri kadar düz bir fit elde edildikten sonra “q” tu una
basılarak çizgi belirleme moduna geri dönülür. Artık di er order’larda da daha fazla
çizgi belirlenerek fit test edilir yada ‘l’ tu una basılarak olası bütün çizgiler
i aretlenir. E er temel çizgiler i aretlenmediyse onlar ya peçelenmi tir yada
maxfeatures parametresi yeteri kadar büyük bir de ere ayarlanmamı tır. ‘f’ tu una
basarak iki boyutlu fit profgramına dönülür ve ‘d’ ile sapan noktalar silinir bu i lem
uygun fir elde edilene kadar devam eder. yi çizgiler genellikle dar ve ardı ıktır ve
küçük artıklara sapiptir. Order’ın offset de eri grafi in üzerinde gözükür , e er
de er açıklı ın do ru order’ını yansıtmıyorsa ‘o’ ile ayarlanabilir. Fittten memnun
olundu unda ‘q’ yazılır ve bütün mukayese tanımlamalarından ve fit i lemlerinden
memnunsanız tekrar ‘q’ ile çıkılır.
Akı kar ıla tırılması yapılmadıkça geri kalan çıkarma etkile imsiz olarak
yapılır. Final tayfını çizdirilip çizdirilmeyece i soruulur splot=yes ayarlandı ında
grafik olafak olarak çizdirilir. En azından ilk görüntüye bakarak sonuçları kontrol
etmek isteyebilirsiniz. Satır/açıklık numaraları ve band numarası sorulur. extras
parametresi “yes” olarak ayarlandıysa çıktı görüntüsü üç boyutlu olur, band
numarası açıklıkları a a ıdaki gibi numaralandırılmı tır;
21
Band görüntü tipi
1. temizlendi, a ırlıklandırıldı, çıkarılmı tayf
2. temizlenmedi, a ırlıklandırılmamı tayf
3. ardalan tayfı
4. standart sapma tayfı
Band 1 kullanaca ımız tayfı içerir di erleri ise yaptı ımız i lemlerin düzgün olup
olmayaca ını kontrol etmek için kullanılır. ‘)’ ve ‘#’ tu ları order’lar arasında
dola maya yarar, farklı band’ lar arasında gezmek için ‘%’ tu u kullanılabilir.
ndirgenmi tayfları “splot” ile görebiliriz.
4.10 Dalgaboyu Kalibrasyonunun Tayflara Uygulanması
Dalgaboyu çözümlemelerini dataya uygulamadan önce hangi mukayese
tayflarını kullanaca ımız belirlenmelidir. refspectra komplike bir i lem paketidir,
yıldız görüntülerinin ba lıklarına bu bilgileri yazar ve iki yeni ba lık parametresi
olu turulur, REFSPEC1 ve REFSPEC2. Bu parametreler kullanılmak istenen
mukayese tayflarının isimlerini ve onların göreli a rlıklarını içerir. E er bir tane
mukayese tayfı varsa sadece REFSPEC1 olu turulur.
Göreli a ırlıkları seçmek komplike bir i lemdir. En çok tercih edilen iki
mukayese tayfının ortalamasını almak ya da belli bir parametreye göre örne in
“UT” do rusal interpolasyon yapmaktır. Bu örnernekte mukayeseler pozlardan önce
ve sonra alınmakta ve poz süreleri yıldız tayfının poz süresine göre çok kısadır bu
nedenle mukayese tayflarının ortalamasını alarak kullanabiliriz. E er interpolasyon
seçene i kullanılırsa UT anahtar kelimesinin görüntü ba lıklarında oldu undan ve
poz süresinin orta zamanını gösterdi inden emin olunmalıdır.
En sonunda gözlem verilierinin dalgaboyu kalibrasyonunu yapmaya hazırız.
Multisilit datalar için burada kullanılan i lem paketi “epar msdispcor” kullanılarak
i lem paketinin parametrelerine bakılabilir. Genellikle tüm açıklıkların aynı piksel
ba ına angstrom ölçe inde fakat farklı ba langıç dalgaboylarında olması istenir.
Belki belirli açıklıklar için daha kolay birle tirmek için tüm farklı pozların aynı
dalgaboylarında ba laması istenebilir. Daha sonra datanın “cross-correlate” olması
planlanıyorsa data logaritmik olarak “bin” yapılmalı. Ayrıca burada açıklıkların
toplamını almak, onlar üzerinden ortalama almak ya da hepsine aynı yayılma
düzeltmesini uygulamak gibi ba ka özellikler de vardır. Yayma düzeltmesi gökyüzü
salmadüzltmesinin yapıldı ı i lem boyunca da yapılabilir.
Buradaki örnekte, bütün tayfların aynı pixel ba ına angstrom de erinde
olması fakat her açıklı ın kendi ba langıç dalgaboyunda olması ayrıca açıklıkların
iki poz için aynı dalgaboyunda ba laması isteniyor. Bunların yapılması için önce
dw parametresi istenilen dalgaboyu/pixel de erine ayarlanır. E er emin de ilseniz
msdispcor çalı tırılır listonly=yes olarak ayarlanır ve di er parametreler de uygun
olarak ayarlandıktan sonra dalgaboyu da ılımı özgürce seçlir.
22
cl> msdispcor neta.ms test dw=INDEF same-glob-list+
Bu her bir açıklık için seçilmi dalgaboyu çözümlerinin ilk de erini gösterir.
Bu örnek için 3.2A/pixel, dw bu de ere ayarlanırsa bütün tayf bu de eri alır. Her
açıklı a aynı kalibrasyonu uygulamak için msdispscur çalı tırılır ve her bir poz için
global=yes olarak ayarlanır. E er gerçekten her açıklı ın aynı dalgaboyu
düzeltmesine sahip olması isteniyorsa samedisp=yes yapılır. Sonra;
cl>msdispcor neta.ms,netb.ms fina.ms, finb.ms
komutuyla datanın yayılma düzeltmesi yapılmı olur.
4.11 Akı Kalibrasyonu
E el tayfının akı kalibrasyonları küçük parçaları olmasından ve standart
yıldız verilerininin band geçirgenliklerinin geni olmasından dolayı bir çok güçlük
içerir. Order’da Hidrojen çizgilerine yakın çizgiler yada Hidrojen çizgileri varsa
erken tip yıldızlarda bunları belirlemek zordur. Yıldız ve standart yıldız arasınadki
hız farkları band geçirgenliklerini de i tirebilir bu ise çizgi gradyentinde önemli
miktarda hatalara sebep olabilir. Standart yıldız ve yıldızın gözlemleri slit tayfçekeri
ile yapılmazsa kenarlardaki orderlarda önemli miktarda farklar ortaya çıkacaktır
buna kar ın tayfın H çizgileri içermeyen bölgelerinde akı kalibrasyonu tayfı
normalize etmek için oldukça kullanı lı bir yoldur bu amaçla continuum i lem
paketi kullanılabilir.
doecslit ile akı düzeltmelerinde standart, sensfunc ve calibrate i lem
paketleri kullanılabilir. Sönükle tirme düzeltmesi calibrate i lem paketinin ba lık
parametrelerine dayanarak da uygulanabilir. standard i lem paketi ba langıçtaki
duyarlılık kalibrasyon parametrelerini kullanarak band geçirgenliklerinin
tanımlamasını interaktif olarak yapar. bandwith ve bandsep parametreleri 5-10
angstrom olarak ayarlanabilir, e er tanımlanmadıysa yakla ık 100 angstrom
aralı ında kabul eder. Standart kalibrasyon dosyalarında tanımlanan en küçük band
geni li i 16 angstromdur daha küçük band geni likleri order boyunca daha çok
nokta elde edilmesini sa lar. Her bir açıklık için band geçirgenlikleri
tanımlandıktan sonra sensfunc i lem paketiyle bir e ri fit edilir. Burada noktalar
silinebilir veya fonksiyonun fiti ve derecesi de i tirilebilir.
Son olarak calibrate i lem paketi hem sönükle tirme düzeltmesi ve hem de
kalibrasyon e risini tüm açıklıklara fit ederek akı kalibrasyonu yapılmı tayfı elde
etmemizi sa lar.
23
5. E EL TAYFININ ND RGENMES NE B R ÖRNEK
I.
II.
III.
IV.
V.
VI.
VII.
VIII.
Ba lıkların girilmesi
Bias, dark ve flat field görüntülerinin hazırlanması.
Bias ve dark görüntülerinin tayflardan çıkarılması.
Flat field’ı normalize edilmesi.
Verilerin normalize edilmesi.
Tayfların çıkarılması
Dalgaboyu kalibrasyonu
Akı kalibrasyonu.
I. Ba lıkların girilmesi
Önce eksik ba lıklar girilir. (Bölüm 4.1)
II. Bias, dark ve flat field görüntülerinin hazırlanması
Kalibrasyon karelerinin ortalamaları elde edilir. lk olarak bias, dark ve flatfield görüntülerinin ortalamaları olu turulur. Overscan bölgesinin belirlenmesi için
implot i lem paketi kullanılır. E er birden fazla gözlem gecesi varsa kalibrasyon
karelerinin ortalamaları her gece için ayrı ayrı yapılmaldır. Bunun için her gözlem
gecesine ili kin kalibrasyon karelerinin listeleri ayrı ayrı dosyalara yazdırılır.
Örne in 1. gece için bias, dark ve flat dosyalarının listesi a a ıdaki gibi olu turulur:
cc> ls *_B_*.fits > Bgece1
cc> ls *_D_*.fits > Dgece1
cc> ls *_F_*.fits > Fgece1
* Bias ortalamasını olu turmak;
Bu i lem için ccdproc paketindeki zerocombine i lem paketi kullanılır. Bu i lem
paketinin parametreleri ekil 11’te görüldü ü gibi ayarlanır.
* Bizim gözlemlerimizde Dark görüntüleri olmadı ından kara akım düzeltmesi
yapılmayacak. Örnek parametre grubu ekil 12’te görülmektedir.
24
ekil.11 Bias ortalaması için zerocombine i lem paketinin parametreleri.
ekil.12 Kara akım düzeltmesi için darkcombine i lem paketinin parametreleri.
25
* Düz alan ortalamasını olu turmak;
Bu i lem için yine ccdred paketindeki flatcombine paketi kullanılır.
flatcombine i lem paketinin ekil 13’te oldu u gibi ayarlanır :go komutu ile
çalı tırılır.
ekil.13 Düz alan ortalaması için flatcombine i lem paketinin parametreleri.
Ortalama Bias ekil 1’da, ortalama Flat ise ekil 2’de gösterilmi tir.
* Ortalaması elde edilen kalibrasyon görüntülerinin overscan ve triming
i lemlerinden geçirilmesi; Bu i lem için bir düz alan görüntüsü implot ile çizdirilir,
overscan bölesi ve elveri li verinin hangi bölgede oldu u belirlenir.
cc> implot flat1
Komutundan sonra grafik kursörde :l 1 1200 yazarsak ( ekil 14’de görüldü ü gibi)
bir grafik elde ederiz. Burada “e” tu u ile 1000’den sonraki kolonlara zoom
yaparsak ekil 15 elde edlir. Burada “space” tu una basılırsa overscan bölgesinin
sınırları elde edilir. Bizim görüntülerimizde [1045:1084,2:1020] olarak
belirlenmi tir. Yine aynı ekilde kolon ve satırlarda zoom yapılarak elveri li bölge
seçilir. [2:1040,2:1020] olarak belirledik. CCD görüntülerinde genellikle ilk 1-2
satır ve kolon verilerden çıkarılır, çünkü buralarda bulunan veriler çok düzgün
de ildir.
26
ekil.14 implot ile bir düz alan görüntüsünün incelenmesi.
ekil.15 Overscan bölgesinin belirlenmesi.
27
III. Bias ve dark görüntülerinin tayflardan çıkarılması
Daha sonra ccdproc paketinin parametreleri ekil 16 ’daki gibi düzeltilip önce
zero1, dark1 ve sonra flat1 için çalı tırılır. Bizim örne imizde dark olmadı ı için
yalnızca zaro1 ve flat1 için çalı tıraca ız. Overscan için tavsiye edilen spline3 ve
order3 fitinin uygulanmasıdır.
ekil.16 Bias ortalaması için ccdproc i lem paketinin parametreleri.
E er ccdproc i lem paketinde interactive=yes seçildiyse :go komutundan sonra
ekil 17 de oldu u gibi bir grafik ekrana gelir. Buradaki fiti be enmezsek “:func”
28
komutu ile fonksiyonu :o komutu ile de fonksiyonun derecesi de i tirebiliriz ve “f”
tu u ile yeni fit çizdirilir. E er yeni fit iyi bir uyum sa lamı sa “q” tu u ie grafik
pencereden çıkılır. ekil 18’de dark1 ve ekil 19’te flat1 için ccdproc parametreleri
gösterilmi tir. Zero1’de oldu u gibi dark1 ve flat1 için de ccdproc paketi
çalı tırılır, overscan i lemleri interaktif olarak yapılır. Overscan ve triming i lemleri
yapılmı zero1 ve flat1 görüntüleri ekil 1 ve ekil 2’de gösterilmektedir.
ekil.17 Overscan bölgesinin etkile imli olarak çıkarılması.
29
ekil.18 Kara akım ortalaması için ccdproc i lem paketinin parametreleri.
30
ekil.19 Düz alan ortalaması için ccdproc i lem paketinin parametreleri.
*Verilerin i lemden geçirilmesi;
Önce bütün verilere (tayflara) overscan, triming, bias ve dark
düzeltmelerinin yapılması gerekir. Tayfların flat field’e bölünmesi flat field
normalizasyonu yapıldıktan sonra yapılır. lk olarak tayfların bir listesini
olu tururuz:
cc> ls *_O_*.fits > Ogece1
31
komutu ile. Ve ccdproc parametrelerini ekil 20’de oldu u gibi düzeltip :go komu
ile çalı tırılır. Overscan i lemleri etkile imli veya etkile imsiz olarak yapılabilir.
ekil.20 Gözlem verileri için ccdproc i lem paketinin parametreleri.
IV. Flat Field’in normalizasyonu;
Bu i lem için görüntülerdeki orderların konumları belirlenmelidir.
Genellikle CCD’nin kolonları do rultusunda fakat e imlidir. Flat field bir yarık
32
boyunca e da ılımlı olarak aydınlatılamadı ından farklı orderların merkezleri
çizdirilemez. Bu i lem için parlak bir yıldız kullanılarak echelle paketindeki apall
i lem paketini kullanaca ız. Önce apall paketinin bulundu u yere gidece iz:
cl> noao
no> imred
im> echelle
ec> epar apall
ve apall i lem paketinin parametreleri ekil 21 ve ekil 22’de oldu u gibi
düzeltilir, apall i lem paketini parlak bir yıldız için çalı tırılır.
Bizim örne imizde Vega yıldızının tayfı kullanılmaktadır.
ec> apall vega.fits
komutundan sonra program bize üç soru soracaktır, a a ıdaki gibi yanıtlayalım;
Find apertures for vega? (yes):
Number at apertures to be found automatically (yes):
Edit apertures for vega? (yes):
Sonuç olarak ekil 23’da görülen bir grafik ekrana gelmektedir. E er
profiller yeterince güzel de ilse :nsum # komutu ile toplanacak kolon sayısını
arttırabiliriz. “a” tu una basarsak bütün apertureler için i lemleri bir seferde
yapabiliriz. “+” ve “-“ tu larıyla apertureleri de i tirebiliriz. Graffi in ortalarındaki
bir aperture seçerek profil geni li ini :width komutuyla görebilir veya
de i tirilebilir. Yarık sınırları “l” ve “u” tu larıyla de i tirilebilir. Her ey düzgün
görününce “q” tu u ile buradan çıkarız.
Sırada bütün orderların çizilmesi vardır. Her bir profilin merkezine fit
yapılacaktır, sorolan bütün sorulara “yes” cevabını veririz ve sonuçta ekil 24’te
oldu u gibi bir grafik ekrana gelir. Sırayla bütün apertureler çizdirilip fit yapılır.
Legendre fonksiyonu ve 3. dereceden bir fit genellikle iyi sonuç vermektedir.
Burada “d” tu u ile sapan noktaları silebiliriz. “shift+x” x-ekseninde, “shift+y” yekseninde, “shift+z” ise xy-ekseninde zoom yapmak için kullanılabilinir.
Yanlı lıkla silinen noktalar ise “u” tu u ile geri alınır. Bu i lem sırasında istenilen
rms< 0,2 olamsıdır. Uygun de erlere ula ıldı ında “q” ile bir sonraki apertureye
geçilir. Hepsi bitince a a daki soruya da “yes” cevabıverilir;
Write apertures for vega to database (yes):
Bu cisimler flat görüntüsünü normalize ederken program tarafından referans olarak
kullanılacaktır.
33
ekil.21 apall i lem paketinin parametreleri.
34
ekil.22 apall i lem paketinin parametreleri (devam).
35
ekil.23 apall i lem paketiyle orderların belirlenmesi.
ekil.24 apall i lem paketiyle orderların çizdirilmesi.
36
Artık düz alanı normalize edebiliriz. Bunun için apnormalize i lem paketini
kullanıca ız. lem paketinin parametreleri ekil 25’de oldu u gibi ayarlanır, :go
komutu yazılıp i leme devam edildi inde, Edit apertures for flat1? (yes): sorusuna
“yes” cevabı verilir.
ekil.25 apnormalize i lem paketinin parametreleri.
37
Bu i lem paketinin iki safhası vardır:
1) Aperture boyutlarını ayarlamak: apall i lem paketinde oldu u gibi bir grafik
ekrana gelir. Buradaki apertureler database’den okunur. Aynı komutları kullanarak
apertureler ayarlanır, “q” ile çıkılır ve sorulara “yes” cevabı verilir.
2) Normalizasyon fonksiyonunun fiti: Ekrana ekil 26’da görülen 1. aperturenin
çıkarılmı tayfı gelir. Burada dikkat edilmesi gereken flat görüntüsündeki büyük
yapıları fit etmektir, pikselden piksele olan de i imleri de il. Burada 4. dereceden
bir spline3 fonksiyonunu kullanmak oldukça kullanı lıdır. Bütün orderlara fit
yapıldıktan sonra i lem paketi görevini bitirmi olacaktır. Bu i lem paketinin çıktısı
f1.fits adlı dosyadadır. Burada, flat1.fits görüntüsünün herbir order’ı fit etti imiz
fonksiyona bölünerek normalize edilir.
ekil.26 Düz alanın normalizasyonu.
Sonuç görüntüntüsünü
ec> display f1 1 Zr- Zs- Z1=0,9 Z2=1,1
komutu ile görüntü penceresine getirebiliriz. Orderların arası 1’e fit edilmi tir.
38
V. Tayfların düz alana bölünmesi:
Tayflarımızı normalize edilmi flat field’e bölece iz. Önce normalize
edilmi flat field görüntüsünde ccdmean anahtar kelimesinin olup olmadı ı kontrol
edilir. Bu parametrenin de eri “1” olmalıdır. E er yoksa veya de eri “1” de il ise
girilmelidir. Bu i lem için “ccdproc” parametrelerini ekil 27 de oldu u gibi yazılır
ve i lem paketi çalı tırılır.
ekil.27 Verilerin düz alan düzeltmesi için ccdproc i lem paketinin parametreleri.
39
* Kötü piksellerin ayıklanması: Tayflar çıkarılmadan önce CCD yüzeyinde kötü
pikseller varsa bunların koordinatları belirlenir. Bu i lem için;
cl> display vega 1
cl> implot vega
Komutları verilir. Display penceresinde bozuk pikseller varsa F6 ile o piksellerin
koordinatları okunur ve bir text dosyasına yazılır:
57
57 1
300
290 298 115 115
gibi. Buradaki her satır bir dikdörtgen bölge belirler. Daha sonra ekil 28’de oldu u
gibi ccdproc parametrelerini düzeltir ve i lem paketini çalı tırırız.
ekil.28 Kötü pixellerin ayıklanması için ccdproc i lem paketinin parametreleri.
40
* Saçılmı ı ık düzeltmesi:
Tayfları çıkartmadan önce saçılmı ı ık olup olmadı ını belirlemek önemli
ise öncelikle belirlenir. Bunun için tayfı çıkarılacak görüntü implot ile çizdirilir ve
ekil 29’da oldu u gibi orderların alt kısımları incelenir.
ec> implot yvega
: -100 300
ekil.29 Saçılmı ı ık olup olmadı ının belirlenmesi.
Bu implot penceresinde orderlar arasına zoom yapılır. Aradaki sayım
de erleri çok fazla de i miyorsa saçılmı ı ık yok demektir. Bizim örne imizde
orderlar arasındaki sayımların 6-40 arasında oldu u görülmektedir. Burada saçılmı
ı ık düzeltmesi yapılmak istenirse i lem apscatter i lem paketi ile yapılır. lem
paketinin parametreleri ekil 30’daki gibi düzeltilir.
41
ekil.30 apscatter i lem paketinin parametreleri.
Bu i lem paketinde iki takım gizli parametre grubu vardır. Bunları görmek
için apscat1 ve apscat2, örne in apscat1’in üzerine gelinir ve “:e” komutu yazılır.
Bu iki parametre grubu ekil 31 ve ekil 32’de gösterilmi tir. lem paketi son
olarak ekil 33’te görülen orderlar arasında yaptı ı fiti gösterir. Burada fonksiyon
türünü veya derecesini istedi imiz gibi de i tiririz. Saçılmı ı ık düzeltmesi
yapılmı olan tayf ekil 34’te gösterilmektedir. Görüldü ü gibi orderlar arasındaki
bölgeler rasındaki fark ortadan kalkmı tır.
42
ekil.31 apscatter i lem paketinde, apscat1’in parametreleri.
ekil.32 apscatter i lem paketinde, apscat2’nin parametreleri.
43
ekil.33 Saçılmı ı ık düzeltmesi için yapılan fit.
ekil.34 Saçılmı ı ık düzeltmesi yapılmı bir gözlem dosyası.
44
VI. Tayfların çıkarılması
Tayflarımızı görüntülerden çıkarmak için apall
i lem paketinin
parametrelerini düzeltiriz ( ekil 35 ve ekil 36 ). lem paketini çalı tırdıktan
sonra*.ec.fits eklinde çıkarılmı tayflar verir. ekil 37’de çıkarılmı bir tayf için
bir örnek splot ile gösterilmi tir.
* Mukayese tayfının Çıkarılması
Arc lambası tayflarının çıkarılmasında yine apall veya apsum i lem paketleri
kullanılabilir. apsum parametreleri ekil 38’de oldu u gibi ayarlanarak mukayese
tayfları çıkarılır. lem paketini çalı tırdı ımızda çıktı dosyası zcal.ec.fits olur.
VII. Dalgaboyu kalibrasyonu
Dalgaboyu kalibrasyonu üç adımdan olu maktadır. 1. adım ecidentify i lem
paketini kullanarak lamba tayfında dalgaboyu kalibrasyonunu etkile imli olarak
yapmak. 2. adım lamba tayflarını yıldız tayflarına uygulamak ve 3. adım ise yayma
fonksiyonunu çıkarılmı tayflara uygulamak.
1. Adım: Lamba tayfındaki salma çizgilerinin dalgaboyları belirlenerek i leme
ba lanır. Bunun için ecidentify i lem paketinin parametreleri ekil 39’de oldu u
gibi ayarlanır ve çalı tırılır. Gelen grafik penceresindeki çizgilerin dalgaboylarını
elimizdeki atlastan belirleriz. ekil 40’da oldu u gibi dalgaboyları bilinen çizgiler
“m” tu u ile eçilir ve dalgaboyu girilir. lk iki order’da dalgaboyları belirlendikten
sonra “f” tu u ile fit yapılır, grafik pencereye geri dönüldükten sonra çizgilerin
sırası atlas sırası ile aynı olmu ve x-ekseni angstrom de erlerine dönmü olur.
Bundan sonra tüm orderlarda mümkün oldu u kadar çok çizgi belirlemeye devam
edilir.
2. Adım: Bu adımda refspectra i lem paketinin parametreleri ekil 41’daki gibi
ayalanır ve çalı tırılır.
3. Adım: Bu adımda dispcor i lem paketi çalı tırılır, parametre grubu ekil 42’de
görüldü ü gibi ayarlanır. Tayfların yayma düzeltmesi yapılır ve dalgaboyu
kalibrasyonunu tayflara uygularız.
45
ekil.35 Tayfların çıkarılması için apall i lem paketinin parametreleri.
46
ekil.36 Tayfların çıkarılması için apall i lem paketinin parametreleri (devam).
47
ekil.37 Çıkarılan tayfa örnek olarak Hidrojenin Hβ çizgisinin splot ile çizdirilmesi.
ekil.38 Mukayese tayfının çıkarılması için apsum i lem paketinin parametreleri.
48
ekil.39 ecidentify i lem paketinin parametreleri.
ekil.40 Lamba tayfında çizgilerin dalgaboylarının girilmesi.
49
ekil.41 refspectra i lem paketinin parametreleri.
ekil.42 dispcor i lem paketinin parametreleri.
50
VIII. Akı Kalibrasyonu
Bu i lem için önce continium i lem paketinin parametreleri ekil 43’teki
gibi hazırlanır. Sonra paket çalı tırılır ve sonra süreklilik fitinin yapıldı ı grafik
ekrana gelir (Örnek olarak Hβ (λ4861) ve Mg I (λ4571) çizgilerinin oldu u orderlar
ekil 44 ve ekil 45’te gösterilmi tir). Fite dahil edilmeyen noktalar gösterilir.
Süreklili in fit fonksiyonunu bulurken çizgilerin nerede bitip nerede ba ladı ına
dikkat etmek gerekir. Fit yapılacak bölgelerin i aretlenmesi “s” tu una basılarak
belirlenir. E er bölgeyi silmek istersek “t” tu u ile yapılmı olan seçimleri iptal
ederiz ve yeniden seçebiliriz.
Fit fonksiyonunu olu turduktan sonra tayfları sarith i lem paketni
kullanarak akı normalizasyonunu yapmı olduk. ekil 46’da akı kalibrasyonu
yapılmı H çizgisi ve ekil 47’de MgII çizgisi görülmektedir.
ekil.43 continium i lem paketinin parametreleri.
51
ekil.44 Süreklilik fitinin yapılması, Hβ çizgisinin bulundu u order.
ekil.45 Süreklilik fitinin yapılması, Mg I çizgisinin bulundu u order.
52
ekil.46 Hβ çizgisinin bulundu u bölgenin tayfı.
ekil.47 Mg II çizgisinin bulundu u bölgenin tayfı.
53
KAYNAKLAR
Barnes, J.; 1993, A Beginner’s Guide to Using IRAF
Ellingson, E.; 1989, A User’s Guide To Multislit Spectroscopic Reductions With
IRAF
Massey, P.; 1992, A User’s Guide to CCD Reductions with IRAF
Massey, P.; 1997, A User’s Guide to CCD Reductions with IRAF
Valdes, F.; The IRAF Spectroscopy Reduction Packages And Tasks
Valdes, F.; 1992, Guide to Slit Spectra Reduction Task DOECSLIT
Willmarth, D.; 1994, A User’s Guide To Reduction Echelle Spectra With IRAF
IRAF internet bilgi servisleri
Network Archive (anonymous ftp): ftp://iraf.noao.edu
WWW URL: http://iraf.noao.edu/
IRAFINFO Facility: http://iraf.noao.edu/iraf-info.html
ADASS Newsgroups: http://iraf.noao.edu/adass_news.html
Archive Listserver: http://iraf.noao.edu/iraf-list.html
IRAF FAQ: http://iraf.noao.edu/faq/
54