Reduzindo dados do GMOS

Uma opção é instalar o:

astroconda, do Gemini e STScI, e o pacote do IRAF (iraf27), DS9, com um conjunto de pacotes em Python, e.g. numpy, scipy, e matplotlib. Como o astroconda só funciona na Borne shell (bash), após instalar, use

bash -l
source activate iraf27

Use o espectro observado da estrela padrão Hiltner600, bias, flat e lampada:

N20061129S0118.fits,
N20061129S0213.fits ,
N20061129S0120.fits,
N20061130S0035.fits.

Dentro do IRAF (eu uso ecl, para que as teclas de compleção e histórico funcionem),

set stdimage=imtgmos2 para que o display tenha 3200×2322 píxeis,
compatível com a binagem 2×2 do GMOS (6400×4644 se 1× 1).
Os dados são MEF (multiple extension fits files), com 3 extensões [0]=header, [1],[2],[3]=science.
Para graficar os dados no ds9 ou ximtool, use gdisplay.

A parte vermelha do espectro está em baixos valores de x.

As pontes são necessárias para a estabilidade da fenda, mas causam interrupções na direção espacial.

mscred> ccdlist N2006*
N20061129S0118.fits[1][1056,512][ushort][][][]:Hiltner600
N20061129S0118.fits[2][1056,512][ushort][][][]:Hiltner600
N20061129S0118.fits[3][1056,512][ushort][][][]:Hiltner600
N20061129S0120.fits[1][1056,512][ushort][][][]:GCALflat
N20061129S0120.fits[2][1056,512][ushort][][][]:GCALflat
N20061129S0120.fits[3][1056,512][ushort][][][]:GCALflat
N20061129S0213.fits[1][1056,512][ushort][][][]:Bias
N20061129S0213.fits[2][1056,512][ushort][][][]:Bias
N20061129S0213.fits[3][1056,512][ushort][][][]:Bias

1. Preparando os dados para redução, gprepare, coloca informação nos headers e associa a máscara (MDF-mask definition file), que define a fenda usada.
2. Criando o bias, gbias
3. Preparando o flatfield normalizado, gsflat
4. Reduzindo espectros:

   Parâmetros

   Use implot em uma lâmpada para estimar a resolução, que o Cosmic Ray Rejection precisa.

   gscrrej.datares=5.
   

5. Subtraia o overscan e bias, converta as partes em uma (sem interpolar entre as partes:fl_fixp), divida pelo flat, encontre e corrija raios cósmicos, corte as bordas, e multiplique pelo ganho, tudo com gsreduce

   gsreduce objeto.fits fl_fixp- bias=bias.fits flat=flat.fits fl_gscrrej+ 
   

   O gsreduce ainda calcula uma escala aproximada de comprimentos de onda, usando os parâmetros rede, comprimento de onda central e filtro do header, para servir de entrada para o gswave. Para a lâmpada, não faça correção de raios cósmicos. Apesar do procedimento padrão recomendar a não divisão pelo flat, eu normalmente faço para normalizar a parte azul (fraca) e vermelha (forte).

   gsreduce lampada.fits fl_fixp- fl_flat- fl_dark- bias=bias.fits fl_gscrrej-
   

6. Calibração de comprimento de onda:
   
   
   
   Linhas de Hélio-Neonio-Argônio e tabela Cobre-Argônio, GMOS CuAr.pdf e CuAr gmos (eps). É importante notar que as amplitudes relativas podem mudar pelas diferentes proporções dos elementos nas lâmpadas. Por isto uma boa comparação deve ser feita com a lâmpada do mesmo espectrógrafo.

   gsappwave gslampada

   A tarefa GSAPPWAVE determina uma calibração aproximada dos comprimentos de onda do espectro, baseada na informação no header. da imagem.

   gswavelength gslampada coordlist="linelists$cuar.dat" \
   fwidth=8 cradius=5 minsep=5 aiddebug=s order=4 match=-5 \
   fitcxord=4 fitcyord=2 thresh=1000 nsum=10 step=100 trace=no \
   fl_addfeat-
   Baseado na Identify
   :labels coord             - para mostrar os comprimentos de onda
   w                         - selecionar nova janela para gráfico
   f                         - para fitar o polinômio
   quando mostrar os resíduos, c mostra o comprimento de onda do cursor
   RMS=0.6Å é o melhor que eu consegui para a rede B600.
   Faça primeiro com
   fl_inte=                  no
   para a script identificar as linhas automaticamente, e faça novamente com
   fl_inte=                  yes
   e entre 
   :labels coord
   para ver as linhas identificadas automaticamente.
   

   Corrija os comprimentos de onda no objeto:

   gstransform gsobjeto wavtran=gslampada
   

7. Subtraia o fundo com gsskysub
8. Extraia o espectro 1D com gsextract

   ...
   (apwidth=                   1.5) Extraction aperture in arcsec (diameter)
   (fl_inte=                  yes) Run interactively?
   (find   =                  yes) Define apertures automatically?
   (recente=                  yes) Recenter apertures?
   (trace  =                  yes) Trace apertures?
   (tfuncti=            chebyshev) Trace fitting function
   (torder =                    2) Trace fitting function order
   (tnsum  =                  100) Number of dispersion lines to sum for trace
   
   (backgro=                  none) Background subtraction method
   
   (fl_vard=                   no) Propagate VAR/DQ planes? (if yes, must use varia
   (key_ron=              RDNOISE) Keyword for readout noise in e-
   (key_gai=                 GAIN) Keyword for gain in electrons/ADU
   (ron    =                  3.5) Default readout noise rms in electrons
   (gain   =                  2.2) Default gain in e-/ADU
   ...
   Cuide para não extrapolar na parte azul mais do que 2 píxeis.
   Use polinômio de mais baixa ordem se extrapolar demais.
   

9. A observação da estrela padrão Hiltner 600 foi obtida no chamado central stamp, lendo somente a parte central do CCD:

   N20061129S0118.fits[1][1056,512][ushort][none][]:Hiltner600
   N20061129S0120.fits[1][1056,512][ushort][none][]:GCALflat
   N20061130S0035.fits[1][1056,512][ushort][none][]:CuAr
   

   Compare o espectro observado da estrela padrão Hilter600 com o padrão:

   $onedstds/spec50cal/hilt600.dat
   
   

   para obter a curva de calibração de fluxo com gsstandard

   input   = calibracao            Input image(s)
   sfile   =                  std  Output flux file (used by SENSFUNC)
   sfunctio=                 sens  Output root sensitivity function image name
   (sci_ext=                  SCI) Name or number of science extension
   (fl_inte=                  yes) Run the task interactively
   (starnam=            hilt600) Standard star name(s) in calibration list
   (caldir = onedstds$spec50cal) Directory containing calibration data
   (observa=         Gemini-North) Observatory
   (extinct= gmos$calib/mkoextinct.dat) Extinction file
   (out_ext=          extinct.dat) Output revised extinction file
   (functio=              spline3) Fitting function
   (order  =                    3) Order of fit
   

   Atenção: confira o nome da estrela padrão no diretório onedstds$spec50cal. Existem outros diretórios no onedstds$.

   As conversões usadas para transformar entre fluxo e magnitude (no hilt600.dat) são:

   ABMAG = -2,5 log₁₀[F_ν(ergs/cm²/s/Hz)] - 48,60 (Oke, J.B. 1964, ApJ, 140, 689)
   STMAG = -2,5 log₁₀[F_λ(ergs/cm²/s/Å)] - 21,10 (Koorneef, J. et. al. 1986, in Highlights of Astronomy-IAU, Vol.7, ed. J.-P. Swings, 833)
10. Aplique a calibração de fluxo e extinção com gscalibrate
11. Use o splot para olhar o espectro e o comando x ("Etch-a-sketch") para traçar uma linha na região dos gaps do CCD. Coloque o cursor sobre o pixel mais bom mais próximo, entre x, desloque o cursor para o próximo ponto bom e entre x novamente. Use r para replotar o espectro e i para escrever o espectro corrigido com um novo nome.
12. Corrija a calibração de fluxo com uma padrão de melhor resolução espectral, como a G 191B2B, com 1Å

Espectro padrão da estrela anã branca G191-B2B, a principal padrão espectrofotométrica primária.

Espectro observado com a rede B600 do GMOS.