波長感度較正用A0Vモデルスペクトル
とうこく
2005年7月7日
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目的
分光標準星のスペクトルとモデルスペクトルを比べて装置の波長感度を求める。
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恒星大気モデル
Kuruczの恒星大気モデル（http://kurucz.harvard.edu/grids.html）から
太陽と同じ金属量のモデルの計算結果を持ってくる。
P00 Solar abundances no overshoot
GRIDP00NOVER
http://kurucz.harvard.edu/grids/gridP00NOVER/ap00k2nover.dat
から
Teff=9500K
log(g)=4.0
[M/H]=0
depth=64
のデータを抜き出す。
/scr20/local/o03020/tokoku/SPECTRUM/A0V.dat
GrayのSPECTRUMコード
http://www1.appstate.edu/dept/physics/spectrum/spectrum.html
で吸収量を計算する。
%ls A0V.rsp
A0V.dat
luke.ir
A0V.spc
microturbulence=2.0[km/s]
8500A-25000A
wavelengthstep=0.02
% spectrum fr < A0V.rsp
分解能に合わせてなまらす。
% smooth2
Enter name of input file > A0V_zJ.spc
Enter name of output file > A0V_zJ_conv.spc
Enter spacing in Angstroms of the input spectrum >0.02
Enter output resolution in Angstroms > 20
Enter spacing in Angstroms of spectrum in output file > 20
※出力ファイルのステップが入力ファイルのステップの整数倍になってないと計算が走らない。
※波長帯が長すぎると計算が走らない。最大200000ステップまで（実際には25000ステップまで
できるが35000ステップだとこける）。
縦軸のスケールが不明なので、フィルタ＋検出器の効率をかけて、
バンドにわたってフラックスを積分し、ABmagでの等級を求める。
マウナケアフィルタとA0V換算 http://irtfweb.ifa.hawaii.edu/IRrefdata/iwafdv.html
WFCAMのフィルタ http://irtfweb.ifa.hawaii.edu/Facility/nsfcam/filters.html
NIRIのフィルタ http://www.gemini.edu/sciops/instruments/niri/NIRIFilterList.html
WFCAMフィルタ（=Mauna Kea IR filters）
spec2mag用フィルタデータ
/scr20/local/o03020/tokoku/SPECTRUM/
IRCS_H.txt
IRCS_J.txt
IRCS_Kp.txt
NIRI_J.txt
NIRI_H.txt
NIRI_K.txt
WFCAM_J.txt
WFCAM_H.txt
WFCAM_K.txt
WFCAM_Kp.txt
WFCAM_Ks.txt
それを分光した標準星のフラックスに合わせる。
%spec2mag ../A0V_J_conv.spc NIRI_J.txt Hawaii_det.txt 0 1 0 0
../A0V_J_conv.spc 0.00 -38.138 ← ABmag
(-38.138-0.941)/(-2.5)=15.6316
ABmag spec2mag ratio
J 0.941 -38.138 15.6316
H 1.38 -37.891 15.7084
K 1.90 -37.371 15.7084
Ks 1.86 -37.354 15.6856
awk '{print $1, $2/(10**15.6316)}' A0V_zJ_conv.spc > A0V_J0.spc
awk '{print $1, $2/(10**15.7084)}' A0V_H_conv.spc > A0V_H0.spc
awk '{print $1, $2/(10**15.6856)}' A0V_Ks_conv.spc > A0V_Ks0.spc
awk '{print $1, $2/(10**15.7084)}' A0V_K.spc > A0V_K0.spc
Jバンドの上はAB=0.941、下はAB=1.385でやったとき。HKバンドと
連続的にならないのはなぞ。
点線は、mk1dspecで作った吸収なし・ノイズなしのスペクトル
（上のスペクトルに合わせて適当に底上げ）
Teff=9500K
8500-25000A
slope=0
そのほか
・分光標準星のスペクトルをhttp://www.eso.org/instruments/isaac/tools/lib/index.htmlで
fits形式でとってこられる。
分解能に合わせてなまらす。
% smooth2
Enter name of input file > A0V_zJ.spc
Enter name of output file > A0V_zJ_conv.spc
Enter spacing in Angstroms of the input spectrum >0.02
Enter output resolution in Angstroms > 20
Enter spacing in Angstroms of spectrum in output file > 20
※出力ファイルのステップが入力ファイルのステップの整数倍になってないと計算が走らない。
※波長帯が長すぎると計算が走らない。最大200000ステップまで（実際には25000ステップまで
できるが35000ステップだとこける）。
縦軸のスケールが不明なので、フィルタ＋検出器の効率をかけて、
バンドにわたってフラックスを積分し、ABmagでの等級を求める。
マウナケアフィルタとA0V換算 http://irtfweb.ifa.hawaii.edu/IRrefdata/iwafdv.html
WFCAMのフィルタ http://irtfweb.ifa.hawaii.edu/Facility/nsfcam/filters.html
NIRIのフィルタ http://www.gemini.edu/sciops/instruments/niri/NIRIFilterList.html
WFCAMフィルタ（=Mauna Kea IR filters）
spec2mag用フィルタデータ
/scr20/local/o03020/tokoku/SPECTRUM/
IRCS_H.txt
IRCS_J.txt
IRCS_Kp.txt
NIRI_J.txt
NIRI_H.txt
NIRI_K.txt
WFCAM_J.txt
WFCAM_H.txt
WFCAM_K.txt
WFCAM_Kp.txt
WFCAM_Ks.txt
それを分光した標準星のフラックスに合わせる。
%spec2mag ../A0V_J_conv.spc NIRI_J.txt Hawaii_det.txt 0 1 0 0
../A0V_J_conv.spc 0.00 -38.138 ← ABmag
(-38.138-0.941)/(-2.5)=15.6316
ABmag spec2mag ratio
J 0.941 -38.138 15.6316
H 1.38 -37.891 15.7084
K 1.90 -37.371 15.7084
Ks 1.86 -37.354 15.6856
awk '{print $1, $2/(10**15.6316)}' A0V_zJ_conv.spc > A0V_J0.spc
awk '{print $1, $2/(10**15.7084)}' A0V_H_conv.spc > A0V_H0.spc
awk '{print $1, $2/(10**15.6856)}' A0V_Ks_conv.spc > A0V_Ks0.spc
awk '{print $1, $2/(10**15.7084)}' A0V_K.spc > A0V_K0.spc
Jバンドの上はAB=0.941、下はAB=1.385でやったとき。HKバンドと
連続的にならないのはなぞ。
点線は、mk1dspecで作った吸収なし・ノイズなしのスペクトル
（上のスペクトルに合わせて適当に底上げ）
Teff=9500K
8500-25000A
slope=0
そのほか
・分光標準星のスペクトルをhttp://www.eso.org/instruments/isaac/tools/lib/index.htmlで
fits形式でとってこられる。