IRAF
Image Reduction and Analysis Facilities 15 marzo 2016
E' un pacchetto software per la riduzione e l'analisi di immagini e spettri redatto dal NOAO (National Optical Astronomy Observatory) un consorzio nato nel 1982 per coordinare osservatori astronomici ottici. Fanno parte di NOAO il KPNO (Kitt Peak National Obsrevatory) Il CTIO (Cerro Tololo International Observatory) e il Gemini Science Center.
In IRAF si accede col comando cl (command language).
Prima di dare cl è opportuno verificare la struttura del file login.cl e aprire un terminale grafico col comando xgterm & (la & consente di continuare ad utilizzare la console). Altra cosa da fare e' dare il comando ds9 & (che apre la finestra pittorica ds9 che puo' essere pilotata da IRAF o usata in modo indipendente).
Dal terminale grafico daremo cl .
Prima di usare IRAF abbiamo visto come funziona ds9, in particolare come si possono modificare i “tagli” dell'immagine (zscale parameters) in modo da
“vedere” l'immagine al meglio.
Abbiamo osservato come l'istogramma della distribuzione dei pixel presenti un massimo (la moda della distribuzione) in corrispondenza del valore del fondo cielo o background. Abbiamo osservato come per vedere l'immagine al meglio convenga dare il valore minimo di taglio appena inferiore al valore del fondo e il massimo un po' superiore ad esso. A seconda dei valori che diamo possiamo visualizzare le regioni centrali delle galassie o le braccia.
Poi abbiamo usato il comando display che sta in tv. Abbiamo visto come questo comando (e tutti i comandi di IRAF) si possa eseguire dando le istruzioni “in linea” o usando epar (che sta per edit parameters). Abbiamo visto come per mandare in esecuzione il comando da epar si debba dare :go e come per uscire da epar senza eseguire il comando si debba dare :q (che sta per quit). Se vogliamo ripristinare i parametri di default dobbiamo dare unlearn (per esempio unlearn disp).
Abbiamo usato imexa, che sta per imexamine (tutti i comandi Iraf si possono eseguire utilizzando solo le prime 4 lettere di ciascun comando) per produrre il grafico superficiale (surface plot) di stelle e galassie (posizionandoci vicino al centro dell'oggetto di interesse sull'immagine e pigiando s). Abbiamo usato j e k per produrre i plottati (di stelle e galassie) lungo la direzione x (delle righe) e y (delle colonne). Abbiamo osservato come per le stelle il valore della FWHM fosse circa costante e corrispondente al seeing della notte (con un effetto del secondo ordine derivante dalla sfocatura- profili j e k con diversa FWHM- e dall'effetto di bordo- ai bordi del CCD aumenta il valore di FWHM).
Le galassie invece mostrano un valore piu' grande di FWHM (sono oggetti
risolti).
Abbiamo visto come appare il surface plot di una stella satura (e analogamente come appaiono i profili radiali j e k).
Abbiamo calcolato il seeing medio della notte misurando il profilo j o k
di 4-5 scelte (abbiamo sceltoil profilo che dava la FWHM piu' piccola assumendo che nell'altra direzione fosse ingrandita dall'effetto di sfocatura) e poi abbiamo convertito la FWHM dai pixel ai secondi d'arco utilizzando la scala dello strumento (0.58”/pixel).
Abbiamo usato imstat per calcolare il valore medio dell'intensita' dei pixel delle immagini.
