Képfeldolgozás felsõfokon: az IRAF





Elrettentés (Bevezetés)

Nemrégiben az MCSE csillagászati képfeldolgozás és asztrofotózás témájú elektronikus levelezõlistáján, a "Csillagkép"-en ismét az amatõr-profi együttmûködés témája került elõtérbe. A CCD-vel rendelkezõ amatõrök közül többen jelezték, hogy méréseikkel szívesen "besegítenének" a hivatásosak megfigyelési programjaiba. Ilyen területek lehetnek pl. a néhány tized magnitúdónál nagyobb amplitúdójú kisbolygók és változók fotometriája, illetve elõbbiek asztrometriája. Ezen munkához azonban nagyon sok kép kiértékelése szükséges, ami az amatõrök körében hasznlaos szoftverekkel igen nehézkesen és nagyon sok idõ ráfordításával valósítható meg. Az alábbi cikk (amelynek a közeljövõben folytatásai is megjelennek) egy olyan programot szeretne bemutatni és annak használati útmutatóját adni, mely segítségével a CCD képek kiértékelése jelentõsen gyorsítható, automatizálható. Az IRAF használata azonban teljesen más gondolkodásmódot - és más operációs rendszert, Linuxot vagy UNIX-ot - igényel, mint amibe a manapság számítógépet használók jelentõs többsége akarva-akaratlan belekerült, "köszönhetõen" a személyi számítógépeken szinte egyeduralkodó Windows operációs rendszernek. Így az alábbiak - és késõbbiekben hasonló címszó alatt megjelenõ cikkek -elolvasását és az abban leírtak elsajátítását csak az erõsebb idegzetûeknek vagy számítástechnikai, progrmaozói vénával rendelkezõ olvasóknak ajánljuk!
 
 

Az IRAF - I.

A CCD-t használó megfigyelõ csillagászok a felvételeik feldolgozásához és analizálásához leggyakrabban a National Optical Astronomical Observatory IRAF (Image Reduction and Analysis Facility) nevû programcsomagját használják. A programcsomag elõnye, hogy a CCD-felvételek alapvetõ redukcióitól (dark- és flat-korrekció) kezdve az apertúra és PSF fotometrián át a színképfelvételek feldolgozásáig gyakorlatilag mindent ,,tud", ráadásul ingyenesen. Egyetlen szépséghibája, hogy teljesen parancssor-vezérelt, ezért eleinte kissé nehézkes lehet a használata.

Az IRAF UNIX és Linux (RedHat, Slackware és SuSe) operációs rendszerek alatt fut, és a NOAO honlapjáról (http://iraf.noao.edu) tölthetõ le a részletes installálási útmutatóval együtt. A RedHat Linux-os install-anyagot a CCD Szakcsoport honlapján (http://pluto.physx.u-szeged.hu/ccd/iraf/iraf.html) is elhelyeztük. A cikksorozat ezen elsõ részében az alapvetõ képkorrekciós mûveletek és az egyszerû ,,kézi" apertúra fotometria IRAF-os mikéntjét ismertetem.

Az IRAF csomagokból (package) és ezeken belül alkalmazásokból (task) épül fel. Az installálás gyötrelmei után a cl utasítással indított rendszer kiírja a képernyõre a telepített csomagok neveit. Egy csomag betöltése egyszerûen a nevének begépelésével történik. A különféle csomagokról és taskokról a help utasítással kaphatunk részletes leírást. Ha külsõ, UNIX-os programot szeretnénk indítani, akkor az utasítás elé egy felkiáltójelet (!) kell gépelnünk (kivétel ezalól néhány könyvtárkezelõ utasítás, például az ls és a cd). Az egyes IRAF taskoknak rendkívül bõséges és néha majdnem áttekinthetetlen paraméterlistájuk van. Ezen, futtatáshoz szükséges paramétereket megadhatjuk a parancssorban, de eme eljárás egy idõ után õsz hajszálaink megszaporodásához vezet. Sokkal célszerûbb, ha a paraméterek megadásához a bárhonnan elérhetõ, epar nevû paraméter-szerkesztõ taskot alkalmazzuk. Az epar <tasknév> utasítás kiadása után elõbukkanó menüs környezetben már könnyedén beállíthatjuk a szükséges paramétereket. (Ezeket a beállításokat az IRAF meg is jegyzi.) A paraméter-szerkesztõbõl a :q utasítással léphetünk ki, illetve le is futtathatjuk a taskot a :g paranccsal. Ilyenkor a program általában újra rákérdez a fontosabb változókra. Ha ezeket már megadtuk, elegendõ egy <enter>-t ütnünk.

A CCD felvételek korrekcióit elvégzõ taskok a noao.imred.ccdred csomagban találhatóak. Ezek közül a legfontosabbak a flatcombine, a ccdproc és az imsum. (Az IRAF csak FITS formátumú képeket tud kezelni!) A több képbõl átlagolt dark elõállításához az imsum, míg a megfelelõ flatkép elkészítéséhez a flatcombine task a legalkalmasabb. Elõször is vessünk egy pillantást az imsum paramétereire (epar imsum)! Az elsõ az input képek listája. Itt értelemszerûen a dark-korrekcióhoz készített sötétképek neveit kell megadni. Ez megtehetõ a fájlnevek felsorolásával (az egyes képneveket vesszõvel kell elválasztani, azonban a vesszõ után se üssünk le <space>-t), de megadhatjuk egy listafájl nevét is (ez nagyon jól jön, ha több tucat képet kell feldolgoznunk). Például a sötétképek nevei dark1.fit, dark2.fit, dark3.fit stb., és készítünk egy darklist nevû listafájlt az ls dark*.fit > darklist utasítással. Az így elõállt listafájlra a @darklist szintaxissal hivatkozhatunk az input paraméternél (a @ karakter jelzi, hogy listát adtunk meg). A következõ változó az output - nyilvánvalóan itt kell megadnunk, hogy mi legyen az átlagolt sötétképünk neve (pl. Dark.fit). Ezek után már csak az option paramétert kell beállítani average-re (számtani közép), majd :g-vel lefuttani a taskot. A képnevek megadásakor nem kötelezõ a kiterjesztést is megadni, a FITS képeket felismeri az IRAF (ha .fit, vagy .fits a kiterjesztésük), azonban ha az outputnál nem adjuk meg a kiterjesztést, az eredményül kapott kép az IRAF saját belsõ formátumába konvertálódik (ezek kiterjesztése .imh). Ha egy ilyen képet akarunk törölni, azt ne az rm utasítással tegyük, hanem az IRAF imdel taskjával, ugyanis az imh képeknek csak a fejlécét tárolja a munka-könyvtárunkban az IRAF. A flatcombine task input és output paraméterének az elõzõekben tárgyalt módon történõ beállítása után már csak a combine és scale változóhoz kell a median kulcsszót beírni, a process és a subsets paramétereknek adjunk no értéket. Itt esetleg még a ccdtype paraméterre kell figyelni. Ha a képeink fejlécében nem szerepel a CCDTYPE=FLAT kulcsszó, akkor ennek a paraméternek az értékét mindenképpen törölni kell (<space>, majd <enter>), különben nem fut le rendesen a task. Ezek után a képkorrekciós mûveleteket a ccdproc segítségével tudjuk elvégezni. A darkcor és a flatcor változókat állítsuk yes-re, a listában körülöttük lévõ többi korrekciós paraméter értéke pedig no legyen, valamint adjuk meg az elõbb elõállított sötét- és flatképek neveit a dark és a flat változóknál. Most is figyeljünk a ccdtype kulcsszóra.

A CCD képen lévõ csillagok fényességének meghatározására a legegyszerûbb módszer az apertúra fotometria (l. Amatõrcsillagászok kézikönyve). Ennek megvalósítására az IRAF-en belül többféle task is rendelkezésünkre áll, a következõkben ezek közül a noao.digiphot.apphot csomagban található qphot használatát ismertetem részletesebben.

Az ximtool program kezelõi felülete





Mindenek elõtt indítsuk el a CCD-képek megnézéséhez szükséges ximtool programot (! ximtool &). Az ximtool-ba egy képet a disp paranccsal tudunk betölteni: disp <képnév>. A disp mielõtt megjelenítené a képet, megkérdezi, hogy a négy kép-buffer közül melyiket használja. Ezek után a fotometria során alkalmazott apertúrák méreteit a csillagok radiális profiljának vizsgálatával tudjuk meghatározni. Ehhez nyújt segítséget az imexam task. A kép disp-pel történt megjelenítése után egyszeûen gépeljük be az imexam parancsot. Az egér-kurzor ekkor átugrik az ximtool ablakba. Pozicionáljuk rá egy közepes fényességû csillagra és üssük le az r billentyût, aminek hatására egy grafikus ablakban kirajzolódik a csillagprofil. A diagram vízszintes tengelyén a csillag közepétõl mért távolság van pixelekben feltüntetve, a függõleges tengelyrõl pedig a pixelintenzitást olvashatjuk le. Az s billentyûvel háromdimeziós felszínrajzot, az e-vel kontúrrajzot készíthetünk a kurzor alatti csillagról (vagy képterületrõl). A további lehetõségekrõl a ? karakter leütésével kaphatunk információt, a taskból q-val léphetünk ki.

A qphot paraméterei közül az elsõ természetesen a kép neve. Az annulus paraméterben kell megadni az égi háttér meghatározására szolgáló körgyûrû belsõ sugarát pixelben, a dannulus ennek a gyûrûnek a vastagsága. Ezeket az értékeket a radiális profil alapján akkorának válasszuk, hogy a csillag már ne essen bele ebbe a területbe. Az aprture paraméterben adjuk meg a fotometriai apertúra sugarát, aminek az ideális mérete az a távolság, ahol a csillag belesímul a háttérbe. Ha egyazon éjszaka ugyanarról az objektumról készült képsorozatot mérünk ki, ezt képenként azonos apertúra méretekkel tegyük! A task indítása után ráállítjuk a kurzort a mérendõ csillagra. A háttér meghatározásához nyomjuk meg a t billentyût, majd ezután a csillag fotometriájához a p-t. A terminál ablakban megjelenõ számértékek jelentései: képnév, a csillag koordinátái, a háttér értéke, a csillag instrumentális magnitúdója és az illesztés hibáját jelzõ flag.

Az IRAF-ismertetõ következõ részében az automatikus apertúra fotometriát megvalósító daofind és phot taskok használatát ismertetem.
 
 

CSÁK BALÁZS
csakb@neptun.physx.u-szeged.hu