1 Начало работы

Создание краткой сводки по всем файлам

makelog

Создадим папку с названием нашей звезды стандарта и скопируем туда спектры данной звезды и файлы ламп neon и flat

mkdir BD+25d4655
cp `cat .log | grep 20200721 | grep '1024 200' | grep BD+25d4655 | awk '{print$3}'` BD+25d4655/

Создадим списки:

* спектров звезды list.sp 
* спектров лампы **FeAr** list.neon
* спектров лампы **Halogen** list.flat

cat .log | grep 100.0 | awk '{print$3}' > list.sp
cat .log | grep Fe-Ar | awk '{print$3}' > list.neon
cat .log | grep Halogen | awk '{print$3}' > list.flat

2 Первичная редукция файлов

2.1 Усреднение bias

Создадим папку со спектральными bias и скопируем их туда

mkdir biassp
cp `cat .log | grep '1024 200' | grep bias | grep 0.0000 | grep -v flat | awk '{print$3}'` biassp/

Проверим bias перед усреднением.

cd biassp/
ls *.fit > list.biassp
gedit list.biassp & # для удаления "плохих" bias из списка
ds9 &
xs `cat list.biassp`

Перед тем как делать усреднение нужно исправить ключи в FITS Header к bias, так как у нас не записан правильный GAIN. Для этого выполним команду

../bin/repair_tfosc_andor_keys *.fit

Усредним файлы bias по медиане. Для этого небходимо в IRAF открыть noao.imred.ccdred

epar zerocombine
input=@list.biassp
output=Biassp2.fits
combine=median

Ввести команду:go

Скопируем Biassp2.fits в папку ../Caldata

cp Biassp2.fits ../Caldata/

Перейдем в папку BD+25d4655 и исправвим ключи

../bin/repair_tfosc_andor_keys *.fit

2.2 Вычитание усредненного bias

Вычтем из всех спектров усредненный bias

../bin/process *.fit | si

2.3 Усреднение кадров плоского поля

В IRAF открываем noao.imred.ccdred

epar combine
input=@list.flat
output=flat
combine=average

Запускаем :go

2.4 Усреднение кадров FeAr спектров

В IRAF открываем noao.imred.ccdred

epar combine
input=@list.neon
output=neon
combine=average

2.5 Создание функции отклика

В IRAF twodspec.longslit

epar response
calibrat=flat
normaliz=flat
response=nflat

Запускаем :go

2.6 Деление спектра звезд на плоское поле

В IRAF imred.ccdred

epar ccdproc
images=@list.sp
flatcor=yes
flat=nflat.fits

Запускаем :go

2.7 Построение дисперсионной кривой

IRAF twodspec.longslit

epar identify
images=neon.fits
section=middle line
coordli=linelists$idhenear.dat
cradius=8

epar reidentify
cradius=8
coordli=linelists$idhenear.dat
referenc=neon
images=neon

epar fitcoords
images=neon

Удаляем плохие точки клавишами d p

y y r

y``r``r

Всё замечательно вписалось

2.8 Привязка спектра звезды по длинам волн

Трансформируем спектры по найденному в fitcoords решении

epar transform
input=@list.sp
output=tr//@list.sp
fitnames=neon

Запускаем :go

В папке database два файла fcfear, idfear, хотя fitnames=fear

2.9 Очистка от космиков

 ~uskov/runTmp/do_cleancrspec trfosc025*.fit

2.10 Совмещение спектров звезды для дальнейшего суммирования

IRAF в пакете iki команда alignspectra

epar alignspec
images=tr//@list.sp
refimage=trfosc0254.fit
prefix=rg
imreg=[160:670,85:145] # указываем бокс, по которому он будет совмещать спектры для дальнейшего складывания

Для БТА лучше использовать [500:3000,300:700]

2.11 Комбинирование совмещенных спектров

В IRAF пакет imred.ccdred команда combine

combine input=rgtr//@list.sp output=sp.fits

3 Экстракция спектра звезды

В IRAF пакет twodspec.apextract команда apall

apall input=sp.fits output=sp.ms.fits

Клавиши управления

m создать новую апертуру и центрировать
d удалить апертуру
l установить левую границу апертуры
u установить правую границу апертуры
b перейти в режим выбора фона.
- z удаляет область фона
- s установить левую границу области, а потом правую
- q выйти из режима фона
:o 3 изменить порядок аппроксимации фона
f аппроксимировать фон заново

В итоге получим изображение спектра звезды

4 Калибровка спектра по потоку

После этого нужно создать файл стандарта звезды std.fits в пакете noao.onedspec

epar standard
input=sp.ms.fits 
output=std.fits 
star=mbd25d4655
caldir=./

Учет DQE и поглощения:

epar sensfunc 
standard=std.fits  
sensitiv=sens

Теперь переведем стандартный спектр в абсолютные потоки:

epar calibrate 
input=sp.ms.fits 
output=sp.ms.c.fits
sensiti=sens.0001.fits

5 Обозначение

flat – кадр плоского поля
nflat – нормированный кадр плоского поля
neon - линии
sp - двумерный итоговый спектр, поправленный за оптические искажения и космики.
sp.ms.fits – извлеченный одномерный спектр
sp.ms.c.fits — калиброванный по потоку одномерный спектр
@list.sp — список спектров
@list.neon — список кадров линейчатых ламп
@list.flat — список кадров плоских ламп