2010/4/15 VPHK

赤外分光標準星をスリットレス分光。
フラットは使わない。

ディザのA-Bしてからスペクトルだけ切りだす。
CAL画像からも同じ場所を切りだす。
imarith MCSA00161290.fits - MCSA00161292.fits 1290_all.fits
imcopy 1290_all.fits[*,1024:1164] 1290.fits
imcopy MCSA00162000.fits[*,1024:1164] 2000.fits

CAL画像で波長較正（波長方向）。
Th-Ar輝線はISSACのCALデータを使う。短い側で夜光も使えるならISSACの夜光データを使う。
identify 2000.fits section="middle line" coordli="Ar-Xe.dat" nsum=3
function="cheby"
reidentify 2000.fits 2000.fits section="middle line" step=10 nsum=5
overrid+ interac+ nlost=3
fitcoord 2000 function="cheby" xorder=1 yorder=1 interac+

波長較正（空間方向）。
identify 1290.fits section="middle col" nsum=30 function="cheby"
reidentify 1290.fits 1290.fits section="middle col" step=60 nsum=30
fitcoord 1290 function="cheby" xorder=1 yorder=1 interac+

波長較正データを使ってスペクトルをまっすぐにする。
transform 1290.fits 1290_tr.fits 2000,1290 interpt="linear"
imcopy 1290_tr.fits[*,60:110] 1290_tr1.fits

スペクトルを1次元にする。
apall.nsum=40
apall.t_nsum=40
apall.lower=-10
apall.upper=10
apall.b_sample="-20:-12,12:25"
apall.readnoi=50
apall.gain=3.24

apall 1290_tr1.fits

Brγを手動で取り去る。
cp 1290_tr1.ms.fits 1290_tr1.ms1.fits  >>>> 2.15um absorption cut

単位を変換する。ピクセル当りの波長は波長較正した後の画像のヘッダを見て計算。
もしくは変換したときのログファイルを見て計算。最後にfitsをdatに変換。
[ADU/pix] * gain[photon/ADU] / dispersion[A/pix] / exposure[s] = [photon/s/A]
3.24/1.955/21=0.0789185
sarith 1290_tr1.ms1.fits * 0.0789185 1290_tr1.ms1_unit.fits [photon/s/A]
wspectext 1290_tr1.ms1_unit.fits 1290_tr1.ms1_unit.dat

これで観測データはおわり。


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波長感度較正

モデル星を作る。
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。

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]
19000A-24000A
wavelengthstep=0.02

分解能に合わせてなまらす。
% smooth2 
Enter name of input file > A0V_HK.dat
Enter name of output file > A0V_HK_smooth.dat
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

フィルタ波長域にわたってフラックスを積分し、ABmagでの等級を求めて
上記で作ったスペクトルの縦軸を、観測した標準星のフラックスに合わせる。

今回は以前に作ったA0Vの0等級のデータを使って、K=8.326に変換する。
それをfitsに変換。19000A~24000Aだけ切りだす。
awk '{print $1,$2*(5.95E+17)*(4.673E-4)}' A0V_HK_smooth_0mag.dat > A0V_HK_8.326mag.dat
rspectext A0V_HK_8.326mag.dat A0V_HK_8.326mag.fits dtype="linear" crval=19000 cdelt=5

Gemini/IR Transmission Spectra(http://www.gemini.edu/?q=node/10789)から
モデル計算された大気吸収データを持ってくる。19000A~24000Aだけ切りだす。
観測データに近くなるように、吸収の幅を見ながら適当なガウシアンでなまらせる。
それをfitsに変換。
awk '{if($1>=1.900 && $1<=2.40) print $1*10000,$2}' gemini_10_10.dat > gemini_10_10_K.dat
rspectext gemini_10_10_K.dat gemini_10_10_K.fits dtype="linear" crval=19000 cdelt=0.2
gauss gemini_10_10_K.fits gemini_10_10_Kg.fits 20
wspectext gemini_10_10_Kg.fits gemini_10_10_Kg.dat header-

星モデルに大気モデルをかける。
sarith A0V_HK_8.326mag.fits * gemini_10_10_Kg.fits A0V_HK_8.326mag_am.fits

大きな吸収を手動で取り除く。fitsに変換。
A0V_HK_8.326mag_amab.fits  >>>  2.15um absorption cut
wspectext A0V_HK_8.326mag_amab.fits A0V_HK_8.326mag_amab.dat header-

観測データとモデルデータから効率を求めてdatファイルにする。
sarith 1290_tr1.ms1_unit.fits / A0V_HK_8.326mag_amab.fits VPHK_eff.fits
wspectext VPHK_eff.fits VPHK_eff.dat header-