L'estrazione degli spettri.
Il comando apall che si trova in apextract che si trova in twodspec, è capace di estrarre lo spettro seguendone il possibile non allineamento.
Con epar apall inseriamo il nome dell'immagine di input (cominciamo con ngc4014 che è più facile), mettiamo 1 in aperture e onedspec in format.
Lanciato apall rispondiamo yes a find apertures, 1 a number of apertures, yes a resize e yes a edit e otteniamo questo plot:
Fig. 1
che rappresenta la somma di tutte le righe fra la 625 e la 674 ed in cui è ben visibile lo spettro. La posizione del centro dello spettro e' al valore di x= 773.22 e per apall lo spettro si estende a sinistra (low) e a destra (upper) per 18 e 20 pixel. Sotto il picco ci sono anche 2 strani puntini: per capire cosa rapppresentano digitare b (che sta per background), cio' che si ottiene è mostrato in Fig. 2. Il background (ossia il fondo, ossia il cielo) che deve essere sottratto allo spettro viene determinato attraverso un fit (polinomio di Chebyshev di 2ndo grado, linea tratteggiata in Fig. 2) utilizzando dei punti che si trovano ancora dentro lo spettro (le due barrette orizzontali in basso in Fig.2). E' chiaro che non va bene per cui sul grafico di Fig.2 dobbiamo prima pigiare t (con cui “cancelliamo” i punti sbagliati per il fit del cielo) e poi s e s (a sinistra) e s e s a destra dello spettro. Digitando q (quit) riotteniamo (Fig.3) la Fig.1 con le 2 barrette che indicano la nuova posizione dei punti che abbiamo preso per determinare il cielo e ridigitando b otteniamo (Fig.4) il fit del cielo
Fig. 2
Fig. 3
Fig. 4 che ora risulta ben determinato.
Ripremendo q si torna alla Fig 3 ed è possibile cambiare i valori dell'estensione dell'apertura ossia i valori entro cui tutti i pixel verranno considerati essere parte dello spettro. Digitando per esempio (sulla finestra grafica) :low -10 e poi :up 10 si restringe l'intervallo evitando così di sommare parti troppo deboli che abbasserebbero il S/N.
Cambiati valori low ed up, digitando q (quit) compare la richesta di tracing dello spettro a cui bisogna rispondere yes. E yes anche alle 2 domande successive. Ecco allora che compare quanto mostrato in Fig. 5 ossia la posizione del centro dello spettro (le crocette) in funzione della riga in altre parole di quanto si piega lo spettro al variare della y (quello che avete fatto con implot). La curva tratteggiata che rappresenta il best fit sarà utilizzata per estrarre lo spettro (lo spettro sarà estratto lungo la curva). Potete variarne l'ordine (:order 3) e anche il tipo :funct cheby ma il risultato non cambierà di molto (una volta cambiati dovete digitare f che sta per fit). Potete eliminare dei punti “cattivi” andandoci sopra e pigiando d (delete) e poi ridare f (fit).
Quando siete soddifatti date q (quit) e rispondete yes a tutte le domande che seguono fino ad ottenere lo spettro monodimensionale estratto (Fig. 6).
Ora occorre estrarre lo spettro di paragone hearngc4014 (quello che contiene righe di emissione di lunghezza d'onda) esattamente nella stessa posizione dello spettro della galassia.
Per fare questo occorre mettere (con epar apall) hearngc4014 come input , ngc4014 come reference image e none nel background to subtract.
Fig. 5
Fig. 6
Rispondere no a tutte le domande a parte volendo quella sull' editing dell'apertura per vedere dove e' collocata e quanto è diverso uno spettro a righe rispetto ad uno spettro scientifico. Rispondere yes allo extract, al review e dare invio per ottenere un output image (Fig. 7) .
Fig. 7
E ora iniziano le dolenti note.... bisogna calibrare in lunghezza d'onda il nostro spettro estratto (Fig. 6) identificando alcune righe in Fig. 7.
Notate qualcosa di strano nello spettro di Fig. 7 ??
In oned si trova il comando ident . Digitare ident hearngc4014.0001. Digitare y (i picchi verranno identificati). Utilizzare il grafico di Fig. 7 per identificare almeno 3 righe (notate qualcosa di strano??). Posizionatevi sulla prima riga che volete identificare (con z ottenete uno zoom della regione con p ritornate alla dimensione standard) , pigiate m e inserite i primi 4 numeri (es 5875 al posto di 5875.6180) poi return. Dopo che avete inserito almeno 3 righe pigiate l (che serve per associare a ciascuna riga trovata con y la corrispondente riga dell elio o dell'argon, poi f che sta per fit.
Il risultato dovrebbe essere qualcosa di simile alla Fig. 8 (che per la verità fa un po' schifo) sono 50 righe identificate ma con un RMS dei residui (lunghezza d'onda fittata – lunghezza d'onda vera) pari a 6 Angstrom (che e' tantissimo!).
Si cominciano a cancellare tutti i punti piu' coi residui piu' alti , posizionandosi su ciascuna crocetta e pigiando d (delete) poi f (fit) possiamo anche dare q
Fig. 7
Fig. 8
dopo ciascun delete e poi di nuovo f (fit) fino a che non abbiamo un RMS che sia minore di 1 (ideale sarebbe se fosse 0.4 , 0.5). Una volta soddisfatti diamo q e salviamo la soluzione nel database.
Per calibrare lo spettro “scientifico” dovemo aggiungere nel suo header la keyword REFSPEC1 cui associeremo il nome dello spettro di paragone e poi semplicemente lanciare il comando dispcor mettendo come input il nome dello spettro scientifico e come output il nome che vogliamo dare allo spettro calibrato.
Gran galà finale:
-prendere i file che si chiamano ser* e che si trovano in
http://gbm.bo.astro.it/paola/didattica/AA2012-2013/tada/spectra/
capire cosa sono. Provare ad effettuare la divisione dello spettro (2D) per il FF medio. Come ovviare il problema ?
