! CCDPROC

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Nos encontramos dentro de la pantalla de IRAF. Para ejecutar ccdproc es necesario, en principio, encontrarse dentro del paquete ccdred. Sin embargo, es preferible entrar en los paquetes noao, imred, ccdred y echelle al entrar en IRAF, para no tener que acordarnos de ejecutar cada uno en su momento. Antes de escribir epar ccdproc es conveniente asegurarse de que nos encontramos en el directorio con las imágenes, escribiendo pwd. Con ello veremos en qué directorio estamos. Si no es el correcto sólo tenemos que cambiarnos. Ahora sí, ya podemos ejecutar epar ccdproc. Cuando lo hacemos aparece en la pantalla:

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Son muchos los comandos que pueden variar en ccdproc, pero aquí vamos a ver los más importantes:



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images: se refiere a la imagen de entrada, es decir, a la imagen inicial de la cámara CCD. Aquí deberemos poner el nombre de nuestro objeto sin tratar.



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output: es el nombre de la imagen de salida, esto es, el nombre con el que queremos llamar a la imagen corregida con ccdproc. En caso de no poner nada, lo que ocurrirá será que la imagen inicial se perderá. Por una parte esto puede no interesarnos, sobre todo si estamos haciendo una primera valoración o estamos con la estrella de referncia con la que queremos hallar las aperturas. Pero las imágenes ocupan mucho espacio, con lo que es preferible poseer una copia de seguridad de las imágenes en otro sitio y aquí ir perdiendo las imágenes iniciales.



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ccdtype: es el tipo de imagen que tenemos. No es necesario especificarlo, pero si lo hacemos, el tipo de imagen debe ser el mismo que el que aparece en la cabecera de ésta (flat, object, etc.).



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fixpix: se activa si tenemos un archivo tipo texto con las posiciones de las columnas de píxeles malos.



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oversca: es preferible tenerlo activado siempre. Sirve para hacer el corte de la imagen.



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trim: también es indispensable para cortar la imágen inicial.



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flatcor: se activa si queremos realizar la corrección de FLAT-FIELD. Para ello debemos tener las imágenes de flat normalizadas, lo que se realiza con apfltten.



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readaxi: es la disposición del eje de dispersión. En nuestro caso habrá que escribir line.



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fixfile: se trata del nombre del fichero de píxeles que hemos creado, si hemos activado fixpix. El fichero debe encontrarse en el mismo directorio en el que estamos trabajando. De no ser así, debemos incluir toda la ruta (por ejemplo: /home/jls/espectros/badpix.tex).



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biassec: es la zona de imagen que se utiliza en el overscan. La especificación es del tipo: [x1:x2,y1:y2]. Es importante no olvidar los corchetes. 
 En caso de que no entienda esta notación, el problema residirá en que la imagen viene especificada desde el inicio. En tal caso hay que ver la cabecera y borrar tal especificación con el comando hedit.



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trimsec: es lo mismo pero para la imagen. Aquí hay que poner los límites de la imagen.



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flat: es la imagen de flat normalizada con apflatten. Si no se ha activado flatcor no es necesario especificarlo. De hecho, si se especifica no la va a utilizar si no está activado.



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interac: si se activa se puede ajustar la zona de overscan según una función, que es la que se especifica en functio. Los parámetros del ajuste también se pueden ajustar ahora, en order, naverag, etc. Pero también se pueden ajustar en la pantalla gráfica XGTERM que aparece al ejecutar ccdproc con interac activado utilizando los mismos comandos que con la pantalla de splot.

Los parámetros a partir de interac corresponden al ajuste del OVERSCAN. Si hemos activado interact, podremos cambiarlos en la pantalla gráfica directamente. En caso contrario, habrá que especificarlos correctamente antes de ejecutar CCDPROC, ya que no veremos el resultado en una pantalla gráfica.

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Las otras opciones que aparecen se utilizan en menos ocasiones. Por ejemplo, si queremos hacer una corrección de DARK deberemos activar darkcor y especificar el nombre de la imagen de DARK en dark. Igualmente ocurre para el resto de correcciones. Para obtener más información sobre los parámetros se puede entrar en la ayuda de ccdproc, tecleando help ccdproc en la pantalla de IRAF.

FLATCOMBINE

Si tenemos varias imágenes de Flat-Field y todas ellas tienen el mismo tiempo de exposición, podemos

combinarlas para hallar una media. También se puede hacer con imágenes con tiempos distintos, pero debe hacerse calculando pesos estadísticos. Cuando escribimos epar flatcombine aparece:

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input: es el nombre de las imágenes a introducir. Si no son demasiadas se pueden colocar todas separadas por comas, pero si no caben tendremos que realizar un fichero tipo "tex" en el que hay que escribir únicamente el nombre de cada imagen (con su extensión y toda la ruta de acceso si fuese necesario) en filas distintas. Para escribirlo en este campo hay que poner "@nombre_del_fichero.tex", como se aprecia en la imagen.



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output: es el nombre con el que queremos llamar a la imagen combinada.





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combine: si tenemos las imágenes con igual tiempo de exposición tenemos que escoger "average". También podemos escribir "median".



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reject: existen muchas posibilidades, pero podemos escoger "none", o bien crreject, opción óptima para la eliminación de malas respuestas en las exposiciones de flat. Igualmente, aunque menos efectivo, se puede escoger avsigclip.



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ccdtype: es el tipo de imágenes a combinar. Ponemos "flat", y debemos asegurarnos de que en la cabecera de la imagen el tipo de objeto es FLAT. Recordad que esto se puede cambiar con el comando ccdhedit.



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scale: es el tipo de escala que se utilizará para procesar la combinación, es decir, si se utilizará una media, una mediana, o si se tiene que pesar, etc. En caso de no tener tiempos de exposición iguales debe elegirse exposure.



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rdnoise: viene especificado en la cabecera de la imagen. Podemos escribir el número o el nombre con el que aparece en la cabecera.



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gain: ocurre lo mismo que con rdnoise.



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snoise: viene especificado, por lo general, en la cabecera de la imagen.

Los demás parámetros podemos dejarlos igual que aparecen en la imagen. En especial, lsigma y hsigma, ya que el valor 3 es bastante acertado. 
 APFLATTEN

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Al escribir epar apflatten tendremos una pantalla como la siguiente:

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Como vemos, este comando tiene muchas posibilidades. Nosotros vamos a ver las más importantes según lo que ya hemos hecho en otros apartados.

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input: imagen de entrada (la imagen combinada de Flat-Field).



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output: imagen de salida (la imagen de Flat-Field normalizada).



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referen: es la imagen de referencia de la que va a extraer las aperturas.



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interac: se refiere a la posibilidad de que el programa pregunte interactivamente. Es conveniente dejarlo siempre activado.



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find: si lo activamos buscará las aperturas. También es conveniente tenerlo activado excepto en casos muy especiales (búsqueda de rayos cósmicos, por ejemplo).



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recenter: el programa recentra las aperturas él mismo si lo activamos. Este movimiento siempre se hace hacia el centro de la línea, o al máximo.



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resize: también podemos decirle que busque el tamaño de las aperturas.



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edit: siempre se activará (excepto quizás en el arco) para poder ver las aperturas escogidas por el programa y poder cambiarlas si es necesario.



•

trace: sirve para trazar la forma de las aperturas (se refiere a la curvatura en la imagen). Podemos desactivarlo si vamos a repetir el proceso con la misma estrella.



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fittrac: para fijar las trazas. Lo activaremos si está activado el anterior.



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flatten: para normalizar el espectro. Siempre activado.



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fitspec: para fijar interactivamente las funciones en cada apertura. También debe estar siempre activado.



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line: es la línea que escoge para buscar las aperturas. INDEF es la línea central. Conviene poner una línea con buenas cuentas.



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nsum: es el número de líneas que suma, alrededor de line, para que sea más sencillo buscar las aperturas, al tener un mayor número de cuentas.



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weights: tiene en cuenta que la iluminación en el centro de la apertura es mayor que en los bordes. Es imprescindible activarlo (con variance) si en clean también lo hacemos, aunque siempre es preferible tenerlo activado.



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clean: activar para corregir de rayos cósmicos y píxeles con malas respuestas.



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saturat: es la línea de saturación. Si se marca debemos asegurarnos, con implot, de que no cortamos las aperturas.



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readnoi: es el ruido de lectura. Viene indicado en la cabecera.



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gain: es la ganancia, y también viene indicada en la cabecera.



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lsigma: número mínimo de pasadas del programa por cada pixel para asegurar que es un rayo cósmico. Es conveniente el valor 4.



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usigma: número máximo de pasadas por cada pixel. También es conveniente poner 4.

Los siguientes parámetros pueden cambiarse en la ventana grágica XGTERM, y sirven para cambiar la función con la que ajustar, el orden, etc. Para consultar la ayuda: help apflatten. Además de las pantallas gráficas que aparecen igual que en apall, hay una pantalla más, que nos permite ajustar la función de normalización:



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En la primera imagen podemos ver la apertura 1 de nuestra imagen de Flat-Field combinada en la que ajustamos con una función Spline3 de orden 4. 
 En la imagen inferior hemos representado los residuos del ajuste de la imagen superior. 
 


Vamos a ver qué posibilidades posee esta pantalla grágica.

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Cambiar el tipo de función: existen al menos cuatro tipos de funciones para realizar los ajustes (legendre, spline1, spline3, chebyshev). Para cambiar de una a otra debemos escribir dentro de la pantalla gráfica :f "nombre_de_la_función". En este apartado suele ser mejor elegir spline3. Después hay que pulsar el ENTER y f para que lo ajuste.



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Cambio de orden: sólo hay que escribir :o "número". Debemos tener mucho cuidado con esto, ya que existen órdenes en los que no



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debemos ajustar perfectamente la función a la apertura. Esto se debe a que existe un efecto de "reflejo" provocado por el sistema que debemos suprimir. Por tanto, no conviene escoger órdenes muy grandes. Por ejemplo, al no existir este efecto en la primera apertura, hemos escogido :o 4, e incluso podemos elegir :o 5; pero para las últimas aperturas, donde el efecto es muy llamativo, es mejor poner :order 2 (ó 3). Igualmente hay que pulsar el ENTER y f para que lo ajuste.

Cambio de Low rejection: afecta al ajuste de la curva. Si tenemos un número bajo (hasta incluso 0.01) la curva quedará ajustada por encima. Para valores mayores quedará más centrada. Lo que nos conviene es lo primero, es decir, que el ajuste sea por encima, para evitar el problema de la relación señal-ruido. Por tanto cogemos números menores a 1. Para cambiarlo tenemos que escribir :l 0.1 por ejemplo. Pulsando ENTER y f para que lo ajuste.

Número de iteraciones: podemos elegir 3, que es un valor razonable. Para cambiar el valor debemos escribir :ni 3. Pulsando ENTER y f para que lo ajuste.

Suprimir marcas: en algunas ocasiones aparecen marcas que indican malos valores. Si no queremos que aparezcan podemos escribir :mark none. Después pulsamos ENTER y f.

Cambio de tipo de gráfico: Además de esta gráfica podemos pintar los residuos del ajuste, pulsando j (h para volver a la pantalla anterior). Con k pintamos la razón normalizada.

Por ejemplo, la función se puede poner como :f spline3 , el número de iteraciones se puede cambiar como :o 3, (para polinomio de orden tres), y el " low rejection ", como :l 1 (para dar un valor uno), que indica el límite inferior de la integración; y por último, después de ajustar esto con f (de " fit ") se borran los puntos marcados en este proceso, con :mark none, se ajusta, y a partir de aquí, se van cambiando estos parametros según se ajuste cada traza. Si llegamos a una zona en la que tengamos mucho " fringing ", hay que procurar ajustar por encima, rodeando las deformaciones producidas por el mismo.

Para pasar a la siguiente apertura pulsaremos q.

APSCATTER

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Las imágenes que precisan ser corregidas con apscatter, cuando realizamos un implot "nombreimagen" de ellas se ven como:

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Como vemos, las aperturas se ven levantadas por la luz difusa. La corrección hará que la luz difusa desaparezca.

APALL

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Para extraer el espectro de una imagen es necesario hacer uso del comando apall.

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! Como vemos, este comando tiene muchas posibilidades. Nosotros vamos a ver las más importantes según lo que ya hemos hecho en otros apartados.

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input: imagen de entrada (ya ha pasado por ccdproc).



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output: imagen de salida. Esta va a ser nuestro espectro, con lo que va a ocupar menos espacio que la imagen de entrada.



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format: es el formato de la imagen. Puesto que nosotro tenemos una imagen echelle hay que especificarlo. Podría ser, por ejemplo, multiespectro (multiespec).



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referen: es la imagen de referencia de la que va a extraer las aperturas. Si se ejecuta por primera vez para hallar las aperturas de la estrella de referencia podemos poner ella misma, y luego arreglar las aperturas en la pantalla grágica. Para otras estrellas se seguirá dejando la de referencia en este apartado.



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interac: se refiere a la posibilidad de que el programa pregunte interactivamente. Es conveniente dejarlo siempre activado.



•

find: si lo activamos buscará las aperturas. También es conveniente tenerlo activado excepto en casos muy especiales (búsqueda de rayos cósmicos, por ejemplo).



•

recenter: el programa recentra las aperturas él mismo si lo activamos. Este movimiento siempre se hace hacia el centro de la línea, o al máximo.



•

resize: también podemos decirle que busque el tamaño de las aperturas.



•

edit: siempre se activará (excepto quizás en el arco) para poder ver las aperturas escogidas por el programa y poder cambiarlas si es necesario.



•

trace: sirve para trazar la forma de las aperturas (se refiere a la curvatura en la imagen). Podemos desactivarlo si vamos a repetir el proceso con la misma estrella.



•

fittrac: para fijar las trazas. Lo activaremos si está activado el anterior.



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extract: para extraer el espectro. Si no está activado no se extrae el espectro, pero las aperturas y las trazas ya se han hecho.



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line: es la línea que escoge para buscar las aperturas. INDEF es la línea central. Conviene poner una línea con buenas cuentas.



•

nsum: es el número de líneas que suma, alrededor de line, para que sea más sencillo buscar las aperturas, al tener un mayor número de cuentas.



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background: se debe activar (fit) en caso de que se quiera corregir de cielo. Para ello también debe activarse extras.



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weights: tiene en cuenta el hecho de que en una apertura, los bordes se encuentran menos iluminados que el centro. Es indispensable activarlo (con variance) si en clean también lo hacemos, y es recomendable tenerlo siempre activado.



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clean: activar para corregir de rayos cósmicos y píxeles con malas respuestas.



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saturat: es el nivel de saturación del CCD. Si se marca debemos asegurarnos, con implot, de que no cortamos las aperturas.



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readnoi: es el ruido de lectura. Viene indicado en la cabecera.



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gain: es la ganancia, y también viene indicada en la cabecera.



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lsigma: es el umbral mínimo a tener en cuenta para declarar que un punto está realmente desviado. No siempre es conveniente el valor 4.



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usigma: umbral máximo.

Los demás se refieren a los parámetros que se utilizarán en los ajustes (trazas, aperturas u órdenes, "background" o fondo, etc. Todos ellos pueden cambiarse en la pantalla gráfica. Para consultar la ayuda: help apall.

4.Extracción del espectro del arco de calibración.

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Una vez extraidos los espectros de las imágenes, las aperturas se miden aún en píxeles de la cámara CCD. Para obtener un espectro calibrado en longitud de onda debemos poseer una imagen de un arco de calibración. Esta imagen se utiliza junto con varios instrumentos de IRAF para que el programa sustituya píxeles en el eje de abcisas por longitud de onda. Lo que realmente hace el programa es que, para cada apertura, ajusta una función de calibración. Los pasos a seguir son los siguientes:

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Corte de las imágenes con CCDPROC.

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Como todas las imágenes, el arco posee las columnas malas provocadas por la CCD. Las líneas del arco son de emisión, y suelen ser bastante estrechas. Esto conduce a que las columnas malas de la CCD que se vean como una emisión pueden confundirse con líneas del arco. Por ello, también aquí debemos corregir de malos píxeles. Dicha corrección se realiza como siempre con CCDPROC. En CCDPROC debemos activar pues, otra vez, fixpix, overscan, trim y flatcor, y tenemos que rellenar fixfile, biassec, trimsec y flat, para especificar respectivamente el fichero con las columnas malas, la zona de la imagen que se utilizará como BIAS, la que nos quedamos, y el fichero donde tenemos el Flat normalizado. Activado CCDPROC se obtiene la imagen cortada, con las columnas malas restituidas y corregida de Flat.

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Extracción del espectro con APALL.

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Dado este paso debemos extaer el espectro del arco. Utilizamos, entonces, APA LL. Pero el arco no tiene un

continuo definido, por lo que es difícil encontrar las aperturas y trazarlas. Por ello, utilizamos la estrella de referencia. Activamos pues: input, output, referen, interac y find, únicamente. Es importante no activar clean para eliminar rayos cósmicos, ya que tardará más y podríamos eliminar el espectro. 


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Identificación de líneas en el espectro del arco con ECIDENTIFY.

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Ya hemos extraido el espectro del arco. Ahora debemos identificar las líneas del arco en cada apertura, una por una. En realidad podemos escoger un número de las que se encuentren repartidas por el espectro, por ejemplo por el principio, el medio y el final, y dejar que IRAF encuentre más. Todo esto se realiza con la orden ECIDENTIFY. Se activa el nombre de la imagen, image, y las demás líneas según la figura. Los parámetros de las últimas líneas, es decir, la función, el número de iteraciones, etc., se pueden ajustar una vez activado ECIDENTIFY. La línea de órdenes maxfeat es la que podemos variar para que el programa identifique cuantas

líneas queramos por sí mismo. Por otro lado, coordli es la lista donde IRAF posee los datos del arco. IRAF tiene datos de varios tipos de arcos: Th-Ar, Cr-Ar, etc, que son propios del programa. Para poder identificar líneas debemos poseer una tabla externa de líneas o librería externa.



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-coordli: librería de IRAF donde se encuentran datos del arco que utilizamos. En caso de no encontrarse en ninguna lista no podremos mandar identificar líneas al programa. -maxfeat: número de líneas que queremos que identifique el programa por sí mismo. Debemos haber

introducido ya previamente líneas en algunos órdenes para que IRAF pueda identificar otras. Cuando lo ejecutamos aparece una pantalla gráfica como la de SPLOT, que nos permite cambiar de apertura para poder identificar líneas en todas las aperturas. Supongamos que hemos entrado en la pantalla gráfica corriendo ECIDENTIFY. Lo primero que debemos hacer es cambiar low_rej, high_rej, niterat, order, function, xorder y order, etc, a nuestro gusto. 
 


NOTA: Lo mejor es mantener lo elegido para todas las noches de observación de una misma campaña, ya que si no podríamos tener muchos problemas. En caso de elegir un orden muy alto en el ajuste, pueden ocurrir dos cosas: que no ajuste bien todos los órdenes, y que comprima el espectro en una zona de las aperturas dejando la otra vacía. Estos dos efectos no son buenos, por lo que recomendamos utilizar órdenes bajos (3 ó 4). 
 


Una vez elegido esto, podemos empezar por identificar líneas en la primera apertura. Para marcar una línea se utiliza la letra m cuando nos colocamos sobre ella. Una vez marcada esta letra podremos introducir el valor de la longitud de onda, y pulsar ENTER. En caso de que nos equivoquemos o de que la asignación no sea la correcta, podemos borrar una línea con la letra d. Recuerde que para facilitar las cosas podemos hacer un "zoom" de la imagen con we al principio de la zona y e al final. Cuando hallamos identificado varias líneas podemos cambiar de apertura con la letra k (pulsando j volvemos a la apertura anterior). Volvemos a hacer lo mismo, y así

hasta que terminemos con las aperturas. 
 


NOTA: No es necesario hacerlo con todas la aperturas, pero es aconsejable hacerlo con tres apertura seguidas cada vez, es decir, si tenemos 40 aperturas podemos escoger las aperturas (1,2 y 3), (10,11 y 12), (20,21 y 22), y (30,31 y 32), además de (39 y 40). Con esto deberíamos asegurarnos el buen funcionamiento del programa. 
 


Cuando hemos acabado con las aperturas, debemos pulsar l para que el programa coja las líneas e identifique las demás que hayamos advertido en maxfeat . Hecho esto podemos repasar las líneas introducidas por el programa, acordándonos de que d sirve para borrar líneas y m para marcar más. Por otro lado, podemos fiarnos y pasar directamente al siguiente paso. A continuación debemos pulsar la letra f. Esto nos introducirá en una imagen del ajuste que realiza el programa con los datos y los parámetros introducidos. Nuestro consejo es que dibujemos residuos frente a aperturas, para ver si, a la hora de destruir e identificar líneas puede haber aperturas que queden vacías o casi. Para volver a la pantalla de identificación podemos pulsar q. Pero podemos trabajar en esta pantalla si hemos introducido en maxfeat un número alto de identificaciones (1000 ó 2000). En ese caso, debemos conseguir que el orden de los residuos sea menor a la resolución de nuestro espectro; por ejemplo, si la resolución es 0.1 Amstrongs podemos bajar los residuos a 0.05. Esto lo realizamos eliminando los puntos que no se ajusten a lo dicho. Después de las eliminaciones pertinentes podemos volver a pulsar f para ajustar otra

vez, y así podemos realizar tantas operaciones como queramos, fijándonos en que exista un número considerable de puntos en cada apertura. Para salir de ECIDENTIFY deberemos pulsar q dos veces, una para volver a la pantalla de identificación y otra para salir de esa pantalla a IRAF. 
 


NOTA: Si seguimos estas instrucciones al pie de la letra habremos identificado líneas de todas la aperturas primero, y luego habremos examinado los residuos. Existe una forma de ver los residuos de cada apertura uno por uno. Lo que debemos hacer es ajustar con f en cada apertura, con lo que veremos residuos frente a longitud de onda en cada apertura. Nosotros, sin embargo, consideramos que es más instructivo ver el resultado final, volviendo a la pantalla de identificación con q cuando sea necesario en caso de no obtener un buen ajuste.

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Comprobación de la calibración.

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Realizado esto tendremos el arco calibrado. Pero si aún no estamos seguros podemos realizar una última comprobación. Se trata de dar de referencia la imagen del arco al propio arco, como se haría a una imagen estelar. Con ello veremos si las longitudes de onda están en su sitio, es decir, si las líneas del arco poseen la longitud de onda que les corresponde. 
 


CUIDADO: aún si todo ha salido bien existirá un

pequeño error debido a los residuos, pero este error deberá ser menor a la resolución. Debemos ver que ECIDENTIFY no haya alargado o comprimido los espectros. 
 


Para dar de referencia un arco a una imagen se utiliza REFSPECTRA. Cuando utilizamos REFSPECTRA el arco queda asignado como espectro de referencia al espectro que queramos, en su cabecera. Como imagen de referencia en esta com probación utilizamos el arco y como imagen a referenciar, también el arco. Sólo queda una cosa que hacer para ver el arco calibrado en longitud de onda, y es aplicar DISPCOR. Esta orden permite reemplazar los píxeles por longitud de onda en cada apertura, ayudado por el espectro de referencia, que en este caso es él mismo. Como input colocamos el espectro del arco, y como output tendremos un nombre que nosotros queramos dar al arco calibrado. Ya aplicado DISPCOR tendremos el espectro del arco dispuesto en Amstrongs. Podemos, con un SPLOT, comprobar si la calibración ha sido buena. En caso contrario deberemos volver a calibrar el arco. Si no, hemos tenido éxito, y podemos hacer lo mismo con los espectros de todas las estrellas: REFSPECTRA y DISPCOR para cada una de ellas. 


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Calibración de arcos para otras noches: ECREIDENTIFY.

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Si bien en las demás noches de observación hemos tenido que realizar otras imágenes de arcos, a la hora de identificar líneas podemos aprovechar los datos obtenidos de la primera noche. Para ello utilizamos el comando ECREIDENTIFY. Con él, lo que hacemos es dar como referencia en referenc la imagen del arco de la primera noche al arco de la segunda noche, que se coloca en images.

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FXCOR

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Este comando nos es útil para obtener las velocidades radiales con el espectro de la estrella , tomando como referencia otra de velocidad conocida. 
 Para utilizarlo, en primer lugar, debemos adecuar la cabecera de la imagen (con el comando hedit de IRAF), de tal forma que la ascensión recta (RA), la declinación (DEC) y el tiempo universal (UT-STAR) se encuentren en horas-minutos-segundos, y poner el equinocio (EQUINOX) adecuado. 
 Como este método calcula las velocidades por comparación con una estrella de referencia, es necesario además de lo anterior, poner en la cabecera de la estrella de referencia, su velocidad heliocentrica (VHEL). 
 Al hacer esta comparación se pueden tomar varias aperturas y correlaccionar sus resultados, pasando a la siguiente con n y a la anterior con p. 


Para ejecutarlo se escribe en Iraf: noao/rv/epar fxcor 




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Se añaden los datos necesarios y se ejecuta como todos los comandos de IRAF, ":go" 
 


Cuando se ejecuta fxcor, aparece en primer lugar una

pantalla con el ajuste, de la cual pasamos a la siguiente pantalla con la letra s, donde aparecen uno encima de otro los espectros de la estrella de referencia y la estrella problema, donde podemos selecionar los tramos de espectro usando las letras "s-s" en uno de ellos o "b-b" en ambos a la vez. 
 Una vez seleccionado, salimos con "q" y pasamos a la primera pantalla donde ahora tenemos el nuevo ajuste, y así pasamos por las distintas aperturas y al finalizar . "x" nos da la correlación final guardando los datos en un fichero log y otro txt (siendo txt la version reducida de log, donde se detalla todos los pasos realizados. 
 


fichero.txt 
 fichero.log 
 


Para agrandar la imagen se teclea "we-e", para recuperar el tamaño original, tecleamos "i" o "r", y con "wa" podemos poner la medida en los ejes a la escala en que nos encontremos.

GAUSS

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En ocasiones es útil degradar una imagen realizando una convolución de ella con una gaussiana. Utilizando el comando gauss podemos convolucionar la imagen (de una y de dos dimensiones) con una gaussiana elíptica. Cuando tecleemos epar gauss obtendremos por pantalla:

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Además de los parámetro de entrada y salida habituales (input y output) que se utilizan para especificar la imágen que vamos a convolucionar y el nombre de salida de la operación, existen algunos parámetros fundamentales:

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sigma: es la "sigma" de la función gausiana en píxeles a lo largo de la dirección theta del eje mayor de la función gaussiana. 


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ratio: es la relación entre la "sigma" entre la dirección del eje menor y la del eje mayor de la función gausiana. Si se escoje el valor 1 la función será circular. Esta será la opción a elegir si queremos degradar un espectro, al ser una imagen de una dimensión. 


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theta: es la posición del eje mayor de la función elíptica. 


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nsigma: es la distancia a lo largo del eje mayor de la función gausiana al cual el núcleo de la función es truncado en sigma píxeles. 


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bilinear: separa la función gausiana en el eje x y en el eje y. 


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boundary: es el algoritmo usado para calcular los valores de los bordes de la imagen. La opción nearest utiliza los píxeles más cercanos. 


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constant: es el valor constante que se utiliza cuando elegimos la opción constant en boundary.

FSTARMOD

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Este comando nos permite crear un espectro sintético, formado por una estrella o dos, en distintas contribuciones o pesos, de forma que una vez creado, lo sustrae del original creando así también el espectro sustraído. 
 El comando se ejecuta de la siguienter forma:

! fstarmod -file=nombre del fichero.sm

El fichero debe llevar extensión *.sm , y como puede verse, al editarlo o ejecutarlo, se añaden los datos de las estrellas : número de iteraciones, rango de píxeles que deseamos tomar y si deseamos excluir algún intervalo de los mismos tal como se pone en el ejemplo, los nombres de salida para los espectros sintético y sustraído y los datos de las estrellas, primaria y secundaria por separado, donde se introduce la estrella de referencia ( del mismo tipo espectral si es posible), la velocidad radial, Vseni y el peso que tendrá en el espectro, añadiendo tras los datos fix o var en caso de que queramos que permanezcan fijos o variables en la iteración. Al final se añade el numero de la apertura. 
 Al ejecutar el comando, aparece en el fichero, un menú. Cuando todos los datos esten puestos, se ejecuta

tecleando ^x , creándose los espectros y apareciendo por pantalla los resultados de las iteraciones y el ajuste final de ambas componentes.

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Esta imagen muestra un ejemplo de los espectros sintético y sustraído de una imágen original para una estrella binaria activa, XX Tri, en el intervalo de longitud de onda donde se puede ver la emisión en Ha para una

de las componentes; el sistético muestra la absorción esperada para una estrella de su tipo espectral, y el sustraído es la resta de ambos.

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Esta imagen es otro ejemplo de espectros sintético y sustraído , pero esta vez, se pueden observar perfectamente las dos componentes del sistema, BK Psc, señaladas con las etiquetas de secundaria y primaria.