盾牌座脉动变星YZ_Boo的孔径测光笔记

新疆天文台杨涛只

yangtaozhi@xao.ac.cn

2014.08.31

更新于2017.08.24

 本笔记的测光数据是由新疆天文台南山1米大视场光学望远镜获得，拍摄的目标源为盾牌座脉动变星YZ_Boo。由于观测时的天气原因而无法获得晨昏平场，因此我们采用了星图合成的超级天光平场。

 几点说明: 1.该测光笔记利用的软件是IRAF。IRAF是Image Reduction and Analysis Facility的简称，作为NOAO（National Optical Astronomy Observatory 美国国家光学天文台）开发的天文照片的处理和分析软件，广泛用于测光，光谱分析等领域。它运行在linux平台上，以C语言编译开发，详细信息可参见官方网站：iraf.noao.edu。

   2，该目标源的观测主要在5月和6月份进行，由于天气原因，没有拍摄到较好的晨昏平场，所以我们利用南山1米望远镜的消旋的特点，采用了消旋前后若干张星图进行叠加从而获得超级天光平场的办法。

   3，对于较理想望远镜，其bias和overscan的值在观测过程中一般起伏很小，可认为不变。而南山1米望远镜由于自身的特点，在整个观测夜里，其overscan的值会随着时间有一个递增的变化，为消除该变化对bias水平的影响，我们采用了首先对所有观测得到的图像进行扣除overscan的改正，之后再按照通常的处理CCD图像的标准步骤进行各种改正。

    4，通常来说，图像的改正还会涉及到Dark的改正，由于南山1米望远镜是利用液氮制冷，CCD 的工作温度能够低至-200摄氏度左右，该温度下CCD的热电子噪声已经低至可以忽略的程度，因此该测光笔记没有涉及到Dark改正(若是其他望远镜CCD温度不是足够低，则应视情况考虑是否进行Dark改正)。

   5，该测光笔记简略的测光步骤如下：

   (a)预处理：(1) 所有图像减overscan；(2)合并bias；(3)flat图像和星图减bias；(4)合并flat；(5)星图除以flat。预处理完成。

   (b)测光：(1)计算星图半高全宽和天光背景；(2)分别设置datapars，centerpars，fitskypars，photpars的参数；(3)测光。

   (c)：提取星等，完成测光。

    6，准备好数据，该笔记是在test1目录下建了3个目录，分别为 Bias，Flat和YZ，各目录下有相应的图像。预备工作：分别在相应目录下做列表：ls Bias*> allbias；ls YZ* > allflat；ls YZ* > yz。准备工作完成。

以下是详细的测光步骤：

打开一个终端，进入到test1目录下：

输入cl打开iraf，

依次载入noao/imred/ccdred，效果图如下：

下面开始预处理：

所有图像减overscan；

bias减overscan：查看当前目录(ls),进入Bias目录(cd Bias),查看目录下文件(ls),如下图：

bias减overscan，输入命令epa ccdproc，如下图所示：

其中：images=@allbias；输入数据的名称：@后为列表，表示读取列表中文件

output= ；output要选空，表示输出文件为输入时文件名(选空的方法：空格回车即可)

ccdtype= ；ccdtype要选空！

oversca=yes；表示进行overscan改正；

biassec=[1001:1032]; 表示overscan区域为第1001列至1032列，该值因望远镜CCD的不同而有所差异，南山1米望远镜的右上门读出为[1001:1032]！注，截图中有误，以下的biassec这个参数都要以此数据为准。

其他参数保持不变即可(以下未提到参数均是如此)，详细信息可以help ccdproc获得。

设置好参数后，输入：g运行；bias减overscan完成。

下面，平场减overscan

切换到Flat目录下(cd ../Flat),查看目录下文件(ls),如下图：

flat减overscan，输入命令epa ccdproc，效果图如下：

只需设置 images=@allflat即可，其他参数不变；

设置好参数后(注意overscan的区域要和上面标红的一致)，输入：g运行；Flat减overscan完成。

下面，目标星图减overscan

切换到YZ目录下(cd ../YZ),查看目录下文件(ls),如下图：

目标星图减overscan，输入命令 epa ccdproc，效果图如下：

只需设置 images=@yz即可，其他参数不变；

设置好参数后，输入：g运行；目标星图减overscan完成。

合并本底

切换到Bias目录下，输入命令cd ../Bias,并查看目录下文件，如下图：

合并本底,输入epa zerocombine,如下图所示：

主要修改以下参数：

input=@allbias；输入数据的名称，@后为列表，表示读取列表中文件

output=Zero-bias ；处理后生成数据的名称，本底的合并图像名称一般都写为Zero-bias(注意大小写！)

combine=median；本底合并的方式为中值合并；

ccdtype= ；ccdtype要选空！(选空的方法：空格回车即可)

rdnoise=3.25；读出噪声根据CCD的不同而不同(南山1米为3.25)

gain=1.85；增益值亦和CCD有关(南山1米的0档为1.85)

其他参数保持不变即可，详细信息可以help zerocombine获得。

设置好参数后，输入：g运行；生成合并后的文件Zero-bias.fits;

Flat减bias：

将zero-bias.fits分别复制到Flat和YZ目录下，输入命令：

cp Zero-bias.fits ../Flat

cp Zero-bias.fits ../YZ

切换到Flat目录下，输入命令cd ../Flat，并查看目录下文件(ls)

效果图如下：flat减bias，输入命令epa ccdproc，效果图如下：

其中：

images=@allflat，

zerocor=yes；要采用本底改正

zero=Zero-bias;指定要减去的图像

其他参数不变即可，设置好参数后，输入：g运行；平场减bias完成

合并平场，输入命令epa flatcombine,效果图如下：

其中：

input=@allflat; 输入的图像列表

output=Flat；表示合并后生成的图像名为Flat.fits

combine=median；合并方式为中值合并，中值合并方式可以去掉最大值和最小值，从而获得比较平的平场。

增益值和读出噪声见前面所述。设置好参数后，输入：g完成合并，生成Flat.fits文件(ls可查看)。

至此合并平场完成。

目标星图减bias和除flat

将Flat.fits复制到YZ目录下，输入命令cp Flat.fits ../YZ,并查看该目录(ls),如下：

减bias和除平场，输入命令epa ccdproc,如下：

images=@yz；表示要处理的图像列表

zerocor=yes；要进行本底改正

flatcor=yes；要进行平场改正

zero=Zero-bias；指定本底图像为Zero-bias

flat=Flat；指定平场图像

其它参数不用改变，设置好参数后，输入：g；目标星图的改正完成

至此，预处理完成。

测光：

测光前参数设置：

打开另一终端(快捷键Shift+Ctrl+N或者文件/打开终端)(注意，此处打开一个新的终端的快捷方式可能会因为不同的linux系统而不同)，输入ds9&，打开软件ds9。如图：

在ccdred终端下输入imexa YZ_Boo_R_20140528212235_3s_354.fits，回车，光标跑到ds9打开的星图上。(注意：imexa命令是用来计算星象的半高全宽和天光背景的标准偏差；若打开的图像不能完全显示出星图，则利用命令set stdimage =imt1024设置显示图像的大小)。如下：

将鼠标移到待测星上，然后单击a；将鼠标移到天光背景上，然后单击m。注意：当鼠标移到图像上时会变成圆圈形状。一般分别选3-4颗星可天光背景，注意，选的地方最好全屏分布，同时不要选到边缘上，选天光背景是注意旁边不要有星。

我选的待测星和天光背景如图：

选完后单击q退出。

得到的数据，如下图：

说明：MOFFAT 一栏对应的是星象的半高全宽，STDDEV对应的是天光背景的标准偏差；

理论上，一幅图片中星象的半高全宽和背景天光的值应该是相同的，所以我们手动将这两组数值分别进行平均，得到星象的半高全宽和天光背景的平均值。

   下面利用星象的半高全宽值和天光背景值来进行测量圆的修正：

输入 epa datapars,如下：

修改数据中的半高全宽和天光背景，得到：fwhmpsf=2.28 为半高全宽，2.28是上述半高全宽的平均值；sigma=14.04 为天光背景的标准偏差，也是上述值的平均值；

修改完后输入：wq 保存退出；

然后输入epa centerpars,如下：

修改读取星象中心时的测量圆半径参数：修改cbox=4.56即2倍的半高全宽，输入：wq保存退出。

输入epa fitskypars,修改读取天光背景时的测量圆半径，如下：

设置annulus=11.4(即5倍的半高全宽)；dannulu=4.56(即2倍的半高全宽)；

我们认为当测量圆半径大于5倍的半高全宽时，里面没有星光；修改好后输入：wq保存退出；

输入epa photpars.修改测光时的测量圆半径，如下图：

修改apertur=4.56(即2倍的半高全宽)；

我们认为2倍的半高全宽可以将星光全部包住。修改好后输入:wq 保存退出。

至此，测光前的参数设置完毕。

测光：输入epa phot,如下图所示：

其中，image=YZ_Boo_R_20140528212235_3s_354.fits；表示测光的图像，若批量测光，此处为星图列表文件；

interac=yes；表示用交互模式；

radplot=no；表示在交互模式的测光下不显示半径轮廓；

修改好后，输入:g,光标跑到ds9打开的星图上，将鼠标依次移至目标星和比较星上，然后分别单击空格。

注意：当鼠标移到星图上时会变成圆圈形状，请记住目标星和比较星的测量顺序。

完成后在点开ds9的状态下单击q退出，然后再在操作窗口下单击q退出。

得到的测光数据如图显示：

倒数第二列即为测到的目标星和比较星的星等值。

同时还会生成相应的一个测光文件：YZ_Boo_R_20140528212235_3s_354.fits.mag.1

至此，一张图像测光完成，若要测多幅图像，则从imexa****.fits开始，重新对下一张图像进行测光。

提取星等

输入epa pdump,如下图所示：

infiles=*mag.1;表示输入的文件为测光结果的文件；

fields=MAG,MERR,IMAGE;表示要提取的数据为星等，星等误差和图像名称(另外还有其他很多选项可以提取，具体可看帮助文档help pdump)

expr= ID=1；表示提取第一颗星的信息；

修改好后输入:g，可在屏幕上显示提取结果。

  另外也可将提取的信息写入文件：pdump *.mag.1 >obj.dat

如下图所示：

提取目标星和比较星的区别在于ID的值，ID=1表示提取第一颗星的信息，即目标星；ID=2表示提取第二颗星的信息，即比较星1；ID=3表示提取第三颗星的信息，即比较星2，这点可从pdump*.mag.1 > 文件名.dat上看的出来。 注意：输入命令pdump *.mag.1 >obj.dat 按回车后出现的Fieldsto be extracted (MAG,MERR,IMAGE):和Boolean expression (ID=1):时，再按回车即是默认括号里的输入，若不用括号里的输入，则可以按照括号内的格式输入指定的命令，如ID=1或2或3时。

至此，测光过程全部结束！若有任何问题，随时欢迎邮件交流！