IRAF/DAOPHOT を用いた PSF 測光 簡易マニュアル ver 0.3 1
山中

雅之 2

広島大学 宇宙科学センター 日本学術振興会特別研究員 (PD)2011 年 10 月 2 日

1
2

URL:http:home.hiroshima-u.ac.jp/myamanaka/data/daophot manual.pdf
e-mail:myamanaka”at-mark”hiroshima-u.ac.jp

目次
第 1 章 はじめに

1.1
1.2

2

本マニュアルについて . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

PSF 測光とは . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

22

第 2 章 PSF 測光の全体のフローチャート

4

第 3 章 PSF 測光解析

53.1 DAOPHOT の立ち上げ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.2 アパーチャー測光 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

5
6

3.2.1 imexamine による星の重心位置の決定 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.2.2 phot コマンドによるアパーチャー測光 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
PSF モデルの作成とチェック方法 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

6
8
12

PSF コマンドによる星の選定とモデル作成 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
作成した PSF モデルのチェック . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

12
17

PSF フィッティング測光 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.4.1 allstar コマンド . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.4.2 group コマンド . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

18
18
20

nstar コマンド . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
substar コマンド . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

21
22

3.4.5 PSF モデルで差し引いた後の画像をチェックする . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
測光結果の出力 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.5.1 pdump コマンドによる情報の出力 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

23
24
24

時刻情報などのヘッダ情報の出力 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

24
25

3.3

3.3.1
3.3.2
3.4

3.4.3
3.4.4
3.5

3.5.2
3.5.3

awk コマンド などを用いた測光結果の整形 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

第 4 章 参照すべきリファレンス

26

第 5 章 Appendix

27

5.1

PSF 星の自動選出 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
5.1.1 pstselect コマンド . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

27
27

5.2

IRAF コマンド のシェルスクリプトへの組み込み . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

311

第 1 章 はじめに

1.1

本マニュアルについて

本マニュアルでは IRAF に付録されているパッケージソフト DAOPHOT を用いた PSF 測光について私自身の経験を基にその必要最低限の手順を日本語で紹介しております。英語で記述されているマニュアルはいくつかあるのですが、日本語で記述されている文書というのはあまりありません 1 。M1 として大学院に入学する院生にとって、英語で記述されたテキストや paper の読解は避けては通れないものですが 、英語の読解ばかりに時間を費やしても研究全体として非効率になり兼ねないケースも多々あります2 また、解析など 技術的な事柄については、細かなニュアンスを国語で理解したいケースが多いでしょう。それらが 、僅少ではありますが PSF 測光の経験を持つ私が 、DAOPHOT の日本語マニュア
ルの作成に至った理由です。
本マニュアルの読者対象レベルは「一度でも IRAF を用いて何らかの仕事をした経験がある方、すなわち一次処理、アパーチャー測光、あるいはスペクトル解析のいずれかの解析の経験がある方」とさせていただいております。したがいまして、IRAF を初歩から勉強したい、あるいは測光とは何ぞや、PSF とは何ぞや、といった基本的な事項を知りたい方については他のリファレンスを参照していただけましたらと思います。また反対に、より高度な解析手法についての記述もありません。それらにつきましては、参照すべきリファレンスとして末尾に列挙しておりますのでそちらをご覧下さい。
また、本マニュアルは私が独自の視点に基づき記述したテキストであり、その内容の妥当性については読者ご自身で確認していただくよう、お願いします。大いに誤りのある可能性がございます。もし 、本マニュアルにおいて、明らかな誤り、改良すべき点などを見出された方は遠慮なく山中までメールをいただけましたら、幸いです。私自身は毎晩観測と解析に従事させていただいている身ではありますが、決して測光解析のプロフェッショナルではありませんので、その道の方にご指導いただけますと幸いです。また、DAOPHOT の使用法の一部を紹介しているに過ぎませんので、さらなる勉強をご希望される方は Lindsey E. Davis 著の”A Reference Guide to the IRAF/DAOPHOT Package” 、その他リファ
レンスを挙げておりますのでこれらを参照してください。
このマニュアルにおいては予め測光したいターゲットが一つあるいは少数に絞られている場合の手法を紹介しております。したがいまして、daofind などを用いて多くの天体を測光を考えていらっしゃる方は、本マニュアルで imexamine
で重心位置を求めるところで、daofind を実行していただきしたら、と思います。daofind の使い方については他のマニュアルなどを参照してください。

1.2

PSF 測光とはPoint Spread Function(PSF) 測光とは、視野内のいくつかの任意の星のプロファイルから PSF モデルを作成し 、測光
したい天体のピークフラックスにスケーリングして測光する方法です。PSF 測光は、星団や星雲、銀河など 込み入った領域に分布する星の測光に有効な手法です。この時、測光したいターゲット天体は星の aperture 領域もしくは sky 領域に他の星などのフラックスによるコンタミネーションが認められます (図 1.1 参照)。このような条件において、いわゆる開口測光 (aperture photometry) を実行すると、ターゲットとなる星のアパーチャー領域のフラックスを過大評価してしまい、結果的に測定される星のフラックスは星本来のそれより明るくなってしまいます (図 1.2 参照)。一方で、PSF 測
光では、Gaussian などのモデルを仮定してフィッティングしますので、星本来のプロファイルのフラックスを見積もってくれます。結果として、sky 領域のコンタミネーションを受けにくい測光をすることができます。

1 本マニュアルを作成中に、田中幹人氏が記述された DAOPHOT のマニュアル (ネットで公開) や高田唯史氏が記述された「 DAOPHOT 簡易マニュアル」の存在を知りました。これらのような良書は参照すべきでしょう。本マニュアルはそれらとまったく独立に作成されたものですので、これらを全て参照されるとより良い”DAOPHOT マイスター”への道が切り開かれることになると信じております。
2 私自身はネット上に転がっている英語で書かれた tips やメモなどをいくつか参照して、コマンド を組み合わせて試行錯誤し 、結果的に当時は 1
年くらいかかり、このマニュアルで紹介させていただいている手法を見出しました。

2

図 1.1: 1.5m かなた望遠鏡および一露出型偏光撮像装置 HOWPol で 2011 年 8 月 4 日 (極大光度の 87 日後) に得られたIa 型超新星 SN 2011by の視野。超新星は減光しており、母銀河の背景光成分による測光への悪影響が懸念される。

10

PSF
Aperture

11
12

Vega magnitude

13
14

Ic-2
15

Rc-1
16

V
17

B+1

18
19
-20

0

20

40

60

80

100

120

Days since B-band maximum

図 1.2: 観測で得られた Ia 型超新星 SN 2011by の B, V , RC , IC バンド 光度曲線。減光とともに PSF 測光に対してア
パーチャー測光の精度が悪化していることが見てとれる。さらに、アパーチャー測光では、明るさを過剰に見積もっており、これは銀河成分によるコンタミネーションのためであると考えられる。B バンドでその差が顕著なのは、CCD では感度が悪く S/N が悪いためと考えられる。低 S/N においては、アパーチャー内部にバックグランド のバラツキが大きく影響することが考えられ 、アパーチャー測光では分が悪い。

3

第 2 章 PSF 測光の全体のフローチャート

図 2.1: PSF 測光において打たなければならないコマンド の順番。phot 、psf コマンド では観測装置やその夜の観測条件に合わせて、aperture や sky 領域に関するパラメータを適切な値に編集する。なお、phot コマンド の実行は天体の ﬁts
ファイルを引数としてエンターキーを押しつづければ良い (3.2 参照)。psf コマンド では ”a”で任意の星を PSF モデルに加え、”w”で psf.1.ﬁts ファイルを保存する (3.3 参照)。allstar コマンドはエンターキーを押しつづければ良い (3.4 参照)。

seepsf コマンド や allstar コマンド では実際に PSF フィッティングが上手くいっているかチェックする。

4

第 3 章 PSF 測光解析

3.1

DAOPHOT の立ち上げ

まず IRAF を立ち上げましょう。login.cl をカレントディレクトリに cp してください。作業用ディレクトリに cd で移動した後に例えば 、$ cp ~/login.cl .
とします。これでカレントディレクトリに login.cl がコピーされます。次に xgterm を立ち上げ、ds9 を立ち上げます。
$ xgterm -sb &$ ds9 &さらに、xgterm 上で cl(あるいは ecl) と打ち、IRAF を立ち上げます。

図 3.1: xgterm 上で IRAF 、DAOPHOT を起動させたの画面の一例。もちろん IRAF や DAOPHOT のバージョンにより表示される文字列は異なる。

これで IRAF が立ち上がりました。続いて、digiphot と daophot とコマンド を打って、DAOPHOT を立ち上げてください。単に ”digi” 、”dao”と打つだけでもそれぞれ立ち上げることが可能です。

5




NOAO PC-IRAF Revision 2.12.2-EXPORT Sun Jan 25 16:09:03 MST 2004
This is the EXPORT version of PC-IRAF V2.12 supporting most PC systems.
Welcome to IRAF. To list the available commands, type ? or ??.
detailed information about a command, type ‘help command’.
To

To getrun acommand or load a package, type its name.
Type ‘bye’ to exit a
package, or ‘logout’ to get out of the CL.
Type ‘news’ to find out
what is new in the version of the system you are using.
commands or packages are currently defined:
apropos
color.

dbms.
images.

lists.
noao.

plot.
proto.

stsdas.
system.

dataio.

language.

obsolete.

softools.

tables.

The following

utilities.

ecl> digi
apphot.

daophot.

digiphot> dao
addstarallstarphotcal.

ptools.

daotestdatapars@

nstar
pcalc

pexamine
pfmergepsf
psort

centerpars@daoedit

findpars@fitskypars@pconcatpconvert

phot
photpars@

pstselect
seepsfdaofind
daopars@

group
grpselect

pdump
peak

prenumberpselect

setimpars
substardaophot>

これで DAOPHOT で PSF 測光する準備が整いました。なお、ここで扱うデータはすでにバイアス (ダーク) 引き、フラット割りなどのいわゆる一次処理は済ませてあるものとします。これらについては、他の初学者向けのマニュアルを参照してください。

3.2

アパーチャー測光

DAOPHOT での PSF 測光には .mag ファイルが必要であるため、予備的にアパーチャ測光 (phot) をしておく必要があります。本マニュアルにおいては、PSF モデルを作成するために使う星 (以下、PSF 星と呼ぶことといたします。) は、
比較星の中から選ぶことといたします (これは測光作業を単純化させるためのことです。)。今のところ、これで極端に精度が悪化するということは確認されておりませんので、本マニュアルでもそのようにさせていただきます。

3.2.1

imexamine による星の重心位置の決定

アパーチャー測光と PSF 測光に共通することですが 、測光する位置はその星のフラックス分布の重心位置であるほうが良い測光精度が得られます。最初に、ds9 に display で測光したいフレーム (例えば PTF11kly R 36195 1.ﬂb3.ﬁts というファイル ) を表示させます。その後、imexamine で測光する対象の星と比較星の重心位置を求めていきます。ピコ
ピコと光るカーソルが出現しますので、目標の星まで持っていき、”a”を押します。この時に測光する順番は、すべての測光作業を終えた後に生成される mag.1 および nst.1 のファイルの中の star ID に反映されますので注意が必要です1 。
ここでは、例として、object 、比較星 1 、比較星 2 、比較星 3 の順番で imexamine していきます。
1 daofind で自動的に星像検出を行うと、測光で得られる ID はランダムな順番となります。ここでは予め測光したいターゲットは決まって折りますので、imexamine を用いた重心位置検出を紹介しております。

6





daophot> display PTF11kly_R_36195_1.flb3.fits
daophot> imexamine > list
(測光したい順番に、星の近くで "a"を押して重心位置を求める。)


図 3.2: ds9 に測光したい ﬁts ファイルを表示させた時の一例。

imexamine をした結果、list ファイルの中身は例えば以下のように書かれています。

#
#

COL
R

LINE
MAG

COORDINATES
FLUX
SKY

183.206.37

716.47 183.20 716.47
14.40 17457.
554.4

66.46
6.24
263.59721.17 66.46 721.17
14.71 13061.
552.7
667.96 263.59 667.96

PEAK

E

PA BETA ENCLOSEDMOFFAT DIRECT

2815. 0.08

8 2.55

2.13

2.01

2.12

2311. 0.07

-12 1.23

2.10

1.75

2.08

6.35 14.37 17906.
554.8
2796. 0.04
0 1.70
2.13
1.99
2.12
353.06 659.52 353.06 659.52
6.73 15.06
9442.
553.9
1289. 0.12 -13 10.1
2.18
2.33
2.25


ここには重心位置とは異なる情報も書き込まれていますので、vi や emacs などで不要な文字列の記述されているラインを削除して保存してください。上記の list ファイルの場合、1,2,4,6,8,10 行目が不要です。なお、vi においては、不要
な行に矢印キーでカーソルを持っていき、”d”を二回押すとその行の文字列が削除されます。保存するときは ”:wq”です。

4,6,8,10 行目でかかれている、ECLOSED 、MOFFAT 、DIRECT などの値 (例えば 4 行目でいうと、2.13 、2.01 、2.12) は、それぞれの手法で求められた星の重心位置からの半径方向へのフラックス分布の半値幅 (Full Width of Harf Maximum)です。この情報は後ほど phot コマンド で測光する際に必要な値ですので、どこかにメモっておいてください。

7





daophot> vi list
(不要な行にカーソルを持っていき、"d"を二回押して削除する。最終的に ":wq"で保存する。)

これで list ファイルの中には、以下のような測光したい星の重心位置の XY 座標のみが残っているはずです。


183.20716.47 183.20 716.47

66.46
263.59721.17 66.46 721.17
667.96 263.59 667.96

353.06


659.52 353.06 659.52

3.2.2





phot コマンド によるアパーチャー測光

DAOPHOT の phot コマンド を実行すると、ある座標が書かれているリストファイルを基に自動測光が実行されます。ここで編集する必要のあるパラメータは、coords 、centerp 、fitskyp 、photpar です。これらのパラメータは星のアパーチャーサイズやスカイの幅に関するものであり、PSF 測光にとって重要な役割を持っております。coords は先ほ2

ど 重心位置のみの情報を残したファイル ”list”としておきます。


daophot> epar phot

2 これは、デフォルトでは phot のパラメータ interative が ”no”になっているためです。これを ”yes”にすると、app タスクにおける phot コ
マンド と同じようにピコピコ点滅するカーソルが出現し 、スペースキーを押すと測光ができます。radplot も”yes”にすると、半径方向のプロファイ
ルとアパーチャーサイズやスカイの幅も表示されます。しかしながら、スペースキーを押す測光では、本来の重心位置とは異なる位置が中心となります (ds9 のピクセルスケールで動かせるカーソルの位置に依存します。)。単純なアパーチャー測光においても、imexamine などで重心位置を求めてそれを coords として測光したほうが精度が向上するでしょう。ここでは interative と radplot は ”no”のまま phot タスクを扱います。

8





PACKAGE = daophot
TASK = phot
image
coordsoutput===Input image(s)Input coordinate list(s) (default: image.coo.?)
Output photometry file(s) (default: image.mag.?)

list
default

skyfile =(plotfil=Input sky value file(s)) Output plot metacode file(datapar=(centerp=(fitskyp=) Data dependent parameters) Centering parameters) Sky fitting parameters(photpar=(interac=) Photometry parametersno) Interactive mode ?

(radplot=(icomman=(gcomman=no) Plot the radial profiles?
) Image cursor: [x y wcs] key [cmd]) Graphics cursor: [x y wcs] key [cmd](wcsin =(wcsout =)_.wcsin) The input coordinate system (logical,tv,physical,world))_.wcsout) The output coordinate system (logical,tv,physical)(cache =(verify =(update =)_.cache) Cache the input image pixels in memory ?
)_.verify) Verify critical phot parameters ?
)_.update) Update critical phot parameters ?

(verbose=(graphic=(display=
(mode


=

)_.verbose) Print phot messages ?
)_.graphics) Graphics device)_.display) Display deviceql)

次に、centerp の中身を編集します。centerp までカーソルを運び 、”:e”を打ちます3 。すると以下のようなパラメータが出現します。ここで cbox の値を、おおよそ星像の半値幅の値とします。これが半値幅の値と大きく異なっている場
合、phot に失敗することがあります。ここでは、先ほどの imexamine で得られたおおよその半値幅である 2.0 としておきます。centerp の編集を終えて、保存して終了する場合は、”:wq”と打って保存して出てください。

3 ちなみに、epar centerp と打つと centerp のパラメータの編集ができます。

9





PACKAGE = daophot
TASK = centerpars(calgori=(cbox=(cthresh=none) Centering algorithm
2.) Centering box width in scale units0.) Centering threshold in sigma above background(minsnra=(cmaxite=1.) Minimum signal-to-noise ratio for centering algorithim10) Maximum iterations for centering algorithm(maxshif=(clean =(rclean =1.) Maximum center shift in scale unitsno) Symmetry clean before centering
1.) Cleaning radius in scale units(rclip =(kclean =2.) Clipping radius in scale units3.) K-sigma rejection criterion in skysigma(mkcente=(mode=no) Mark the computed center
ql)





次に、fitskyp を編集します。ここでは annulus と dannulus を編集します。星の像が重心位置からどこまで延びているか (annulus) と、そこからの sky の領域の幅 (dannulus) を決めます。sky の領域は星のアパーチャの外側でなければなりません。一般に、星のアパーチャサイズは半値幅の 2 から 3 倍が最も精度が良いと言われています。最適な値は、観測装置や観測条件、星の S/N 比に依って変動しますがここでは間を取って 2.5 倍とします。明るい星では S/N 比が良いので星像の裾のより外側においても背景光のノイズによる影響が少なく、より大きなアパーチャを取るのが良いでしょう。また反対に暗い星では背景光のバラツキが大きくなり、より内側でも寄与が大きくなりますのでアパーチャは小さく取ったほうが精度が上がるようです。sky の幅 (dannulus) は、2 としておきます。この編集作業の終わりにも”:wq”
で出てください。
PACKAGE = daophot
TASK = fitskypars(salgori=(annulus=(dannulu=mode) Sky fitting algorithm5.) Inner radius of sky annulus in scale units
2.) Width of sky annulus in scale units(skyvalu=(smaxite=2.) User sky value10) Maximum number of sky fitting iterations(sloclip=(shiclip=(snrejec=0.) Lower clipping factor in percent0.) Upper clipping factor in percent50) Maximum number of sky fitting rejection iterations(sloreje=(shireje=3.) Lower K-sigma rejection limit in sky sigma
3.) Upper K-sigma rejection limit in sky sigma(khist =(binsize=(smooth =3.) Half width of histogram in sky sigma
0.1) Binsize of histogram in sky sigmano) Boxcar smooth the histogram(rgrow(mksky==0.) Region growing radius in scale unitsno) Mark sky annuli on the display

(mode

=

ql)





最後に、photpar を編集します。ここで最も重要な aperture の値を設定します。先ほど 述べました通り、半値幅の10

2.5 倍の 5 としておきます。


PACKAGE = daophot
TASK = photpars(weighti=(apertur=(zmag=

constant) Photometric weighting scheme5) List of aperture radii in scale units
17.89) Zero point of magnitude scale(mkapert=(mode=no) Draw apertures on the displayql)
これで、すべてのパラメータの編集が終わりました。”:wq”で編集したパラメータを保存してください。そして phot
コマンド を実行します。phot を実行すると、様々な質問が出てきますが必要なパラメータはすべて上記の作業で編集済
みですので、すべて無視してエンターキーを押しつづけてください。測光が上手くいくと ”ok”という文字が一番右側に出ます。ここでの ID は imexamine で ”a”を押した順番が反映されています。もし 、上手くいっていないと ”err”が表示されます。たとえ ”ok”でも等級が記述されるべきところに ”INDEF”という文字が表示されることがあります。もし 、”err”
や”INDEF”が表示された場合は、何らかの原因で測光が上手くいっておりませんので、imexamine からやり直してく
ださい。




daophot> phot PTF11kly_R_36195_1.flb3.fits
Input coordinate list(s) (default: image.coo.?) (list):
Output photometry file(s) (default: image.mag.?) (default):
Centering algorithm (none) (CR or value):
New centering algorithm: none
Sky fitting algorithm (mode) (CR or value):
Sky fitting algorithm: mode
Inner radius of sky annulus in scale units (5.) (CR or value):
New inner radius of sky annulus: 5. scale units 5. pixels
Width of the sky annulus in scale units (2.) (CR or value):
New width of the sky annulus: 2. scale units 2. pixels
File/list of aperture radii in scale units (5) (CR or value):
Aperture radius 1: 5. scale units 5. pixels
Standard deviation of background in counts (0.) (CR or value):
New standard deviation of background: 0. counts
Minimum good data value (INDEF) (CR or value):
New minimum good data value: INDEF counts
Maximum good data value (INDEF) (CR or value):
New maximum good data value: INDEF counts
PTF11kly_R_36195_1.flb3.fits
PTF11kly_R_36195_1.flb3.fits

183.2066.46

716.47721.17561.8608
556.1678

12.04612.344okok

PTF11kly_R_36195_1.flb3.fits
PTF11kly_R_36195_1.flb3.fits

263.59353.06667.96659.52562.659555.1814

12.01712.683

ok
ok





11

3.3

PSF モデルの作成とチェック方法

理想的な PSF モデルの作成のためには、周辺環境によるコンタミネーションの無い星を選ばなければなりません。また、暗い星ではバックグランド のバラツキが効いてきますので、これも適しません。程よく明るく4 銀河や星雲、星から離れている星を選びましょう。ここでは、IRAF の長所の一つである、インタラクティブモード (星のプロファイルをirafterm に表示させ、その場でパラメータを編集して自分の目で確かめることができるモードです。日本語に訳すと ”直観的モード ”でしょうか。) を紹介しますが 、インタラクティブにせずに imexamine で選んだ星をそのまま自動的に PSF
星として選ぶ方法もあります。そちらについては、Appendix にてオプションとして紹介させていただきます。

図 3.3: Kanata/HOWPol によって取得された M101 に出現した超新星 PTF11kly(=SN 2011fe) のイメージ。このイメー
ジにおいては、PTF11kly および比較星には明瞭なコンタミネーションが確認されていない。

3.3.1

PSF コマンド による星の選定とモデル作成

psf コマンドのパラメータを編集します。ここでは、PSF 測光において最も肝要なパラメータ matchrad 、psfrad そして fitrad を編集します。また、PSF モデルの関数 function も IRAF で用意されているモデルから選ぶことができます。
daophot> epar psf

4 筆者の経験においては、サチらない程度の明るい星を PSF モデルの参照星とすると、やや暗い星のみを選んだ時とモデルの形状が異なることを確認しています。筆者はど ちらかというと暗い星の測光経験が多いために、暗い星を PSF モデルに使うことが多く、この時は測光精度が良いのですが明るい星をモデルとすると精度が悪くなる印象を持っております。このようなケースでは、アパーチャー測光を導入したほうが良いでしょう。

12





PACKAGE = daophot
TASK = psf

image= PTF11kly_R_36195_1.flb3.fits

Input image(s) for which to build PSF

photfile=
pstfile =default

Input photometry file(s) (default: image.mag.?)
Input psf star list(s) (default: image.pst?)

psfimage=
opstfile=groupfil=default
default
default

Output PSF image(s) (default: image.psf.?)
Output PSF star list(s) (default:image.pst.?)
Output PSF star group file(s) (default: image.psg.?)(plotfil=(datapar=) Output plot metacode file
) Data dependent parameters(daopars=(matchby=(interac=) Psf fitting parametersyes) Match psf star list to photometry file(s) by id number ?
yes) Compute the psf interactively ?

(mkstars=(showplo=no) Mark deleted and accepted psf stars ?
yes) Show plots of PSF stars ?

(plottyp=(icomman=(gcomman=mesh) Default plot type (mesh|contour|radial)) Image cursor: [x y wcs] key [cmd]) Graphics cursor: [x y wcs] key [cmd](wcsin =(wcsout =)_.wcsin) The input coordinate system (logical,tv,physical,world))_.wcsout) The output coordinate system (logical,tv,physical)(cache =(verify =(update =)_.cache) Cache the input image pixels in memory ?
)_.verify) Verify critical psf parameters ?
)_.update) Update critical psf parameters ?

(verbose=(graphic=)_.verbose) Print psf messages ?
)_.graphics) Graphics device(display=(mode=)_.display) Display device
ql)



5
daopars で ”:e”と打ってください 。以下のようにパラメータが表示されます。ここで 、matchra 、psfrad そして
fitrad を編集してください。一般には 、matchrad は半値幅と同程度、fitrad は半値幅の 2-3 倍、psfrad は半値幅の4-6 倍程度が良いと言われています。特に、matchrad と fitrad は測光精度に影響を及ぼし うる重要なパラメータです。
観測装置ごとに最適なパラメータは異なることが予期されますし 、色々と試行錯誤6 をするようにしてください。フィッティングする関数ですが 、Gaussian の他に IRAF 独自のものも用意されております。ここでは 、function=auto として、最も分散の少ないモデルを自動的に選ばせるようにします。

5 ここでも、epar daopars でも直接 daopars のパラメータを編集することができます。
6 私個人の経験ではピクセルスケールが小さくオーバーサンプリングである場合より広い fitrad を取り、ピクセルスケールが粗くアンダーサンプリ
ング気味になっている場合 fitrad を小さくしたほうが精度が良くなる感触を得ております。何か情報があればご教授いただけますと幸いです。

13





PACKAGE = daophot
TASK = daopars(functio=(varorde=auto) Form of analytic component of psf model0) Order of empirical component of psf model(nclean =(saturat=0) Number of cleaning iterations for computing psf modelno) Use wings of saturated stars in psf model computation ?

(matchra=(psfrad =(fitrad =2.) Object matching radius in scale units8.) Radius of psf model in scale units
6.) Fitting radius in scale units(recente=(fitsky =yes) Recenter stars during fit ?
no) Recompute group sky value during fit ?

(groupsk=(sannulu=(wsannul=yes) Use group rather than individual sky values ?
0.) Inner radius of sky fitting annulus in scale units
11.) Width of sky fitting annulus in scale units(flaterr=(proferr=0.75) Flat field error in percent
5.) Profile error in percent(maxiter=(clipexp=(clipran=50) Maximum number of fitting iterations
6) Bad data clipping exponent
2.5) Bad data clipping range in sigma(mergera=(critsnr=

INDEF) Critical object merging radius in scale units1.) Critical S/N ratio for group membership(maxnsta=(maxgrou=(mode=

10000) Maximum number of stars to fit60) Maximum number of stars to fit per groupql)
続いて psf コマンド を実行して、PSF 星を選びましょう。まずは psf と打ってエンターキーを押しつづけてください。
必要なパラメータはやはり全て編集済みとなっているはずです。引数には測光したい ﬁts ファイル名を与えてください。

imeximine の時と同じようにピコピコするカーソルが出現します。
daophot> psf PTF11kly_R_36195_1.flb3.fits




14





Input photometry file(s) (default: image.mag.?) (default):
Input psf star list(s) (default: image.pst?):
Output PSF image(s) (default: image.psf.?) (default):
Output PSF star list(s) (default:image.pst.?) (default):
Output PSF star group file(s) (default: image.psg.?) (default):
Analytic psf function(s) (auto):
Analytic psf function(s): auto
Order of variable psf (0):Order of variable psf: 0
Psf radius in scale units (8.):
New psf radius: 8. scale units 8. pixels
Fitting radius in scale units (6.):
New fitting radius: 6. scale units 6. pixels
Minimum good data value (INDEF) (CR or value):
New minimum good data value: INDEF counts
Maximum good data value (INDEF) (CR or value):
New maximum good data value: INDEF counts
Warning: Graphics overlay not available for display device.
Computing PSF for image: PTF11kly_R_36195_1.flb3.fits
4 stars read from PTF11kly_R_36195_1.flb3.fits.mag.2

ピコピコ点滅しているカーソルを先ほどアパーチャー測光した星に持っていき”a”と打つと、irafterm のグラフに星のプロファイルが表示されます。このグラフでは 、XY 軸方向が CCD 上の XY 軸方向に相当し 、Z 軸方向に星のカウン
トが相当しています。この時、”e”や”w”と打つと、視点が横方向に回転していき、”n”や”s”と打つと縦方向に回転します。”r”と打つと半径方向のプロットを表示します。これを見て裾と見なせる位置が ”ﬁtting radius”より外側にあると判断されました場合、つまり適切でない ﬁtting radius だと思われましたら、”d”でこの画面を抜けてください。epar psf でパラメータを編集してください。
納得いく”ﬁtting radius”と ”harf-width of harf-maximum”が得られましたらば 、もう一度”a”と押してください。そうするとこの星は PSF モデルを作成するための参照星として加えられます。このような作業をあといくつかの、スカイ領
域にコンタミネーションの見られない星について実行してください。
続いて、”w”(あるいは、”f”を打った後に ”w”) を押して保存ください。保存すると以下のような] メッセージが出力されます。ここで出力されている各関数の分散から、最も良い ﬁtting 結果が採用されるようになっております。これは psf
コマンドにおけるサブタスク daopars のパラメータ function を ”auto”としているためです。function を ”auto”以外の何か具体的な関数 (例えば ”gauss”) にしているとこのような最適なモデルの探索は行われません。最後の 3 行 (”wrintingから始まる文章”) で 3 つのファイルを保存しております。こうして保存された psf.1.ﬁts ファイルが PSF フィッティングに用いられます。

15

図 3.4: psf コマンドにおいて星の近くで ”a”と打ったときに表示される星像の鳥瞰図。

図 3.5: psf コマンドで ”a”と打った後に ”r”と打ったときに表示される半径方向のカウント分布。Half-width harf-maximum
は matchrad の半分の値、”ﬁtting radius”は fitrad の値がそれぞれ反映されている。

16





Star 4 has been added to the PSF star list
X: 353.06 Y: 659.52 Mag: 12.683

Dmin: 539.7638

Dmax: 1724.03

Star 3 has been added to the PSF star list
X: 263.59 Y: 667.96 Mag: 12.017 Dmin: 542.5501
Trying function gauss norm scatter = 0.01329167

Dmax: 2992.55

Trying function lorentz norm scatter = 0.02876239
Trying function moffat15 norm scatter = 0.01679772
Trying function moffat25 norm scatter = 0.007970733
Trying function penny1 norm scatter = 0.008209451
Trying function penny2 norm scatter = 0.008235213
Best fitting function is moffat25
Analytic PSF fit
Function: moffat25 X: 341. Y: 703. Height: 965.2758 Psfmag: 12.683
Par1: 1.002768 Par2: 0.8981706 XYterm: 0.01124858 Moffat: 2.5
Computed 1 lookup table(s)Writing PSF image PTF11kly_R_36195_1.flb3.fits.psf.1.fits
Writing output PSF star list PTF11kly_R_36195_1.flb3.fits.pst.1
Writing output PSF star group file PTF11kly_R_36195_1.flb3.fits.psg.1

また、イメージの上で PSF が異なる場合 (例えば 、ある位置では非常に焦点が合っているにも関わらず、他の位置ではやや像がボケてしまっているような場合) 、画像中で PSF 星をもう少し多めに 7,8 星ほど 選んでおき、daopars の中の varorder の値を ”2”としておくと良いようです。

3.3.2

作成した PSF モデルのチェック得られました PSF モデルのプロファイルを自分の目で見てチェックしたいときに、使われるコマンドが seepsf です。

seepsf の使い方は以下の通りです。最初の引数に、psf.1.ﬁts ファイルを与えて、2 つ目に出力したい任意の ﬁts ファイル
名を与えます。
daophot> seepsf PTF11kly_R_36195_1.flb3.fits.psf.1.fits psf_output.fits
この出力したファイルを dipslay コマンド で ds9 上に表示してやると、測光に用いられるモデルプロファイルが表示されます。ここで imexamine などを用いて (”r” 、”s” 、”e”などを押して色々なプロットでチェックできます。) 、 sky
領域にコンタミネーションが無いか、あるいはモデルの形状が実際に写っている星と大きくかけ離れていないか、などをチェックすることができます。

17

3.4

PSF フィッティング測光得られた PSF モデルを目標天体と比較星にフィッティングしていきます。扱う IRAF タスクは allstar コマンドです。
また、allstar コマンド の代替として、group 、nstar 、substar の 3 つのコマンドを使っても構いません。allstar コマ
ンド で測光と PSF モデルの差し引きが終わったら、3.4.5 の PSF モデルで差し引いた画像のチェックまで読み出していただいても何ら支障はございません。これらのタスクの使い方は非常に単純で、要は元の画像ファイルを引数で与えて、エンターキーを押しつづければ良いのです。

3.4.1

allstar コマンド

allstar コマンドは、最初に phot コマンドで測光した星をフィッティングしてくれます。また、同時に、元の画像から
PSF モデルを差し引いてくれます。元の ﬁts ファイルを引数で与えて、エンターキーを押しつづけてください。得られた
als.1 ファイルが 、測光結果がまとめられているファイルで、sub.1.ﬁts が PSF モデルを差し引いた画像です。sub.1.ﬁts
は PSF モデルが上手く生成され 、差し引くことができたかど うかのチェックに使います。最後に出力されている ID がimexamine で重心位置を求めた順番に対応しています。最後の MAG が IRAF 等級です (ゼロ点の等級は任意に与えられていますので決して実際の apparent magnitude ではありません。)。
daophot> allstar PTF11kly_R_36195_1.flb3.fits




18





Input photometry file (default: image.mag.?) (default):
PSF image (default: image.psf.?) (default):
Output photometry file (default: image.als.?) (default):
Subtracted image (default: image.sub.?) (default):
Output rejections file (default: image.arj.?) (default):
Recenter the stars (yes):
Recenter the stars: yes
Use group sky values (yes):
Use group sky values: yes
Refit the sky (no):Refit the sky: no
Psf radius in scale units (8.):
New psf radius: 8. scale units 8. pixels
Fitting radius in scale units (6.):
New fitting radius: 6. scale units 6. pixels
Maximum group size in number of stars (60):New maximum group size: 60 stars
Minimum good data value (INDEF) (CR or value):
New minimum good data value: INDEF counts
Maximum good data value (INDEF) (CR or value):
New maximum good data value: INDEF counts
NITER = 1
NITER = 2
NITER = 3
NITER = 4
NITER = 5
NITER = 6
FITTING:

ID:

4

XCEN:

353.05

YCEN:

659.52

MAG:

12.66

FITTING:NITER = 7

ID:

3

XCEN:

263.66

YCEN:

667.99

MAG:

11.99

FITTING:NITER = 8
FITTING:

ID:

1

XCEN:

183.12

YCEN:

716.48

MAG:

12.01

ID:

2

XCEN:

66.48

YCEN:

721.07

MAG:

12.30





19

3.4.2group コマンドgroup コマンド では、星団などの込み入った領域の星々を測光する場合に行うグルーピングタスクです。ここで紹介する使用法では、意味をなすタスクではありません。しかし 、実際にフィッティングを行う nstar コマンド を実行する
ときに必要な.grp.1 ファイルを生成しますので、必ず実行してください。以下のように打って聞かれる質問に対してはすべてエンターキーを押してそのまま次に進んでください。
daophot> group PTF11kly_R_36195_1.flb3.fits






Photometry file (default: image.mag.?) (default):
PSF image (default: image.psf.?) (default):
Output group file (default: image.grp.?) (default):
Psf radius in scale units (8.):
New psf radius: 8. scale units 8. pixels
Fitting radius in scale units (6.):
New fitting radius: 6. scale units 6. pixels
Critical S/N ratio in stdevs per pixel (1.):
New critical S/N ratio: 1. stdevs per pixel
Minimum good data value (INDEF) (CR or value):
New minimum good data value: INDEF counts
Maximum good data value (INDEF) (CR or value):
New maximum good data value: INDEF counts
Size ofgroup

Number ofgroups1

4

Total of 4 stars in 4 groups




20

3.4.3

nstar コマンド

nstar を用いて PSF 測光を行います。これで .nst.1 という PSF 測光結果の値がまとめられているファイルが生成されます。nstar も group 同様に、パラメータを編集する必要はありません。エンターキーを押し続けてください。
daophot> nstar PTF11kly_R_36196_1.flb3.fits






Input group file (image.grp.?) (default):
PSF image (default: image.psf.?) (default):
Output photometry file (default: image.nst.?) (default):
Output rejections file (default: image.nrj.?) (default):
Recenter the stars (yes):
Recenter the stars: yes
Refit the sky (no):Refit the sky: no
Use group sky values (yes):
Use group sky values: yes
Psf radius in scale units (8.):
New psf radius: 8. scale units 8. pixels
Fitting radius in scale units (6.):
New fitting radius: 6. scale units 6. pixels
Maximum group size in number of stars (60):New maximum group size: 60 stars
Minimum good data value (INDEF) (CR or value):
New minimum good data value: INDEF counts
Maximum good data value (INDEF) (CR or value):
New maximum good data value: INDEF counts
Group:
Group:

1 contains 1 stars
ID:
4 XCEN:352.84

YCEN:

659.40

MAG:

12.56

YCEN:

667.97

MAG:

11.81

Group:

2 contains 1 stars
ID:
3 XCEN:
263.583 contains 1 stars

YCEN:

716.38

MAG:

11.89

Group:ID:
1 XCEN:
183.07
4 contains 1 stars
ID:

YCEN:

720.96

MAG:

12.20

2

XCEN:

66.13





21

3.4.4

substar コマンド

最後に、PSF モデルによって実際の星を上手くフィッティングできているかど うかを確かめるために、元の画像から

PSF モデルを差し引く substar コマンドを実行します。この時得られる等級は nstar コマンドで得られた等級に一致しているはずです。これも、いくつか質問がありますがひたすらエンターキーを押してください。
daophot> substar PTF11kly_R_36196_1.flb3.fits






Input photometry file (default: image.nst.?) (default):
Input exclude file (default: image.pst.?):PSF image (default: image.psf.?) (default):
Subtracted image (default: image.sub.?) (default):
Psf radius in scale units (8.):
New psf radius: 8. scale units 8. pixels
Minimum good data value (INDEF) (CR or value):
New minimum good data value: INDEF counts
Maximum good data value (INDEF) (CR or value):
New maximum good data value: INDEF counts
SUBTRACTING - Star:

4 X =352.84 Y =659.40 Mag =12.56

SUBTRACTING - Star:

3 X =263.58 Y =667.97 Mag =11.81

SUBTRACTING - Star:

1 X =183.07 Y =716.38 Mag =11.89

SUBTRACTING - Star:

2 X =66.13 Y =720.96 Mag =12.20

A total of 4 stars were subtracted out of a possible 4





22

3.4.5

PSF モデルで差し 引いた後の画像をチェックする

最後に 、allstar あるいは substar コマンド で差し 引いた後の画像 (PTF11kly R 36195.ﬂb3.sub.1.ﬁts) を元の画像(PTF11kly R 36195.ﬂb3.ﬁts) と比較して上手く引けていることを確認してください。綺麗に差し引けて比較的のっぺりした画像が得られていたら、PSF 測光が上手くいっている根拠となります。反対に星のあった位置に大きな穴が開いていたり、取り残しがあったりすると上手くいっておりません。この時は、もう一度 psf コマンド で与えたパラメータを編集しなおしたり、imexamine で求めた重心位置が間違っていなかったか、などをチェックし直して測光作業をやり直してください7 。

図 3.6: substar コマンド で PSF モデルを差し引いた画像。SN や C1 でわずかに残差が認められるものの比較的上手く
差し引けている。

7 差し引いた後に取り残しや穴が残る現象は、多くの場合、オブジェクトや比較星に依存して引き起こされるようです。PSF 星や比較星を変更しても引き残しが見られる場合は、解析で試行錯誤しても解決しないこともあります。そのような場合は、観測をやり直したいですが 、突発天体の場合不可能です。緊張感を持って観測に臨みましょう。PSF 測光解析が必要であるようなデータを得る観測になるとあらかじめわかっている場合は、PSF星に適した星を視野に含めるようにしましょう。

23

3.5

測光結果の出力

3.5.1

pdump コマンド による情報の出力.als.1 ファイルが出力されたならば 、pdump コマンド を用いて必要な測光結果を出力しましょう。例えば 、image のファイル名 (image) 、何番目に測光したか (id) 、IRAF 等級 (mag) 、等級の統計誤差 (merr) 、X 座標位置 (xcenter) 、Y 座
標位置 (ycenter) の情報を抜き出したいときには以下のようにコマンド を打ちます。
daophot> pdump PTF11kly_R_36195_1.flb3.fits.als.1 fields="image id mag merr xcenter ycenter"






Boolean expression (yes):
PTF11kly_R_36195_1.flb3 4

12.6610.006

353.054659.520

PTF11kly_R_36195_1.flb3
PTF11kly_R_36195_1.flb3

3
1

11.98612.014

0.004
0.011

263.662183.123667.988716.481

PTF11kly_R_36195_1.flb3
2

12.301

0.012

66.484721.071

pdump コマンド は .mag.1 や.nst.1 ファイルにも適用することができますので 、phot コマンド で得られた測光結果(アパーチャー測光) と比較したい時には同じく pdump コマンド で引き出して置くと良いでしょう。この出力結果をテ
キストファイルに書き込み保存しておき、IRAF による一連の測光の作業は終わりです。

3.5.2

時刻情報などのヘッダ情報の出力観測で得られた測光結果から等級の時間変化を調べたい場合には、データ読み出しが行われた日付や時刻、露出時間などを ﬁts ファイルのヘッダから引き出すと良いでしょう。例えば以下のような imheader コマンドが有用です。”lo+”というオプションをつけることによって、ヘッダ情報を羅列することができます。ここでは、linux の grep コマンド を用いて、JST(観測日本時間) 、MJD(修正ユリウス日) 、DATE(日付) を引き抜いています。ヘッダ情報の種類は観測装置により異なりますので、可能であれば各観測装置の開発担当の責任者の方に問い合わされるのが良いでしょう。
daophot> imheader PTF11kly_R_36195_1.flb3.fits lo+ | grep JST
JST= ’21:36:55’/ Typical JST at exposure (hh:m
JSTT-STR= ’21:36:55.30’
JSTT-END= ’21:37:26.40’
/ JST nearly at exposure start/ JST nearly at exposure end (Tdaophot> imheader PTF11kly_R_36195_1.flb3.fits lo+ | grep MJD
MJD=
55799.525816 / Modified Julian Day at exposu
MJD-STR =55799.525637 / Modified Julian Day at exposu
MJD-END =MJDT-STR=

55799.525995 / Modified Julian Day at exposu
55799. / MJD nearly at exposure start

MJDT-END=


55799. / MJD nearly at exposure end (Tdaophot> imheader PTF11kly_R_36195_1.flb3.fits lo+ | grep DATE
DATE
= ’2011-08-29T08:59:34’ / Date FITS file was generated
DATE-OBS= ’2011-08-26’
/ Observation start date in UT

24

3.5.3awk コマンド などを用いた測光結果の整形

pdump コマンドでは、データの出力は 3.5.1 のような形式となります。ここから目標天体と比較星の等級差 (diﬀerential
magnitude) を導きたい時に、linux に標準的に実装されている awk コマンド などを用いれば 、非常に簡単に導出することができます。例えば pdump で以下のように情報を hoge.txt に書き込み、

daophot> pdump PTF11kly_R_36195_1.flb3.fits.als.1 fields="image id mag merr" > hoge.txt
Boolean expression (yes):以下のように awk 、sort 、paste コマンド を組み合わせて打てば 、目標天体 (ID=1) と比較星 (ID=2) の等級差を求めることが可能です。
sort -nk 2 hoge.txt | awk ’$3==1 || $3==2 {print $4}’ | paste -s | awk ’{print $1-$2}’-0.287
この awk コマンド をシェルスクリプトなどに組み込めば 、多くの測光結果を一度にまとめることができます。シェルス
クリプトについては、インターネット上やクックブックなど 多くの資料が存在しておりますので、その詳細についての記述は他に譲ることとします。

25

第4章

参照すべきリファレンス

ここでは、IRAF/DAOPHOT を使った PSF 測光を習得する上で、参照すべきリファレンスを紹介します。上から順番に難しくなっていきます (本マニュアルは 1.5 番目程度の平易さでしょうか )。IRAF を全く知らない状態で、かつ周囲にいらっしゃいます方がたいへん忙しい時、解析手法を享受することができない時には最初の”IRAF へようこそ”を読まれると良いと思います。これを読んで、IRAF を使った一次処理について習得しておくと、本マニュアルの読解も十分に可能となるでしょう。

• ”いらっしゃいませ IRAF へ ようこそ” http://hamalabo.sakura.ne.jp/Soft/iraf beginners/
中村隆氏がまとめられた IRAF 初心者に向けた入門書。タスクやパッケージといった言葉まで説明がなされている
非常に親切な良書。基本的な Linux コマンドについても言及がある。
• IRAF クックブック 高田唯史著 ”DAOPHOT 簡易マニュアル ”
DAOPHOT を用いた PSF 測光の基本的なマニュアル。より高度なユーザーならば 、こちらで十分 PSF 測光を習得可能。
• ”IRAF for beginners” http://www.astr.tohoku.ac.jp/ mikito/IRAF/task phot.html
東北大の田中幹人氏がまとめられている DAOPHOT を用いた PSF 測光のマニュアル。Suprime-Cam で得られたデータを想定した、多数の天体検出に特化した記述となっている。

• Phillip Massey & Lindsey E. Davis ”A User’s Guide to Stellar CCD Photometry with IRAF”
DAOPHOT のユーザーズガ イド。一部が本マニュアルと同じような内容となっている。ただし 、当然英語で記述されている。

• Lindsey E. Davis 1994, ”A Reference Guide to the IRAF/DAOPHOT Package”
DAOPHOT の使い方について記述されているマニュアル。それぞれのタスクやパラメータの意味についての詳細な記述がある。
• Stetson, Peter B. 1987, PASP, 99, 191 ”DAOPHOT - A computer program for crowded-ﬁeld stellar photometry”
PSF 測光の概念とその有用性について書かれている論文。
• Stetson, Peter B. 1990, PASP, 102, 932 ”ON THE GROWTH-CURVE METHOD FOR CALIBRATING STELLAR PHOTOMETRY WITH CCDs”
CCD で得られる星像曲線について詳細な考察がなされている。aperture correction への示唆もある。
• Harris, William E. 1990, PASP, 102, 949 ”A comment on image detection and the deﬁnition of limiting magnitude”
アパーチャー測光における限界等級についての記述。

26

第 5 章 Appendix

5.1

PSF 星の自動選出

本マニュアルでは、phot コマンドで目標天体と比較星を測光した後に、psf コマンドでインタラクティブに PSF 星を選択する方法を紹介しました。しかしながら、一晩で何時間もの連続測光をした場合や、大量のフレームを測光処理しなければならない場合に、一つ一つ手で解析していては膨大な時間を取られてしまいます。そこで、ここでは pstselectという便利なコマンド を紹介します。

5.1.1

pstselect コマンド

pstselect コマンド の使い方は非常に簡単です。引数に天体の ﬁts ファイルを与えるだけです。
daophot> pstselect PTF11kly_R_36195_1.flb3.fits






Photometry file (default: image.mag.?) (default):
Output psf star list file (default: image.pst.?) (default):
Maximum number of psf stars (1:) (25):
Psf radius in scale units (8.):
New psf radius: 8. scale units 8. pixels
Fitting radius in scale units (6.):
New fitting radius: 6. scale units 6. pixels
Minimum good data value (INDEF) (CR or value):
New minimum good data value: INDEF counts
Maximum good data value (INDEF) (CR or value):
New maximum good data value: INDEF counts

Selecting PSF stars for image PTF11kly_R_36195_1.flb3.fits
4 stars read from file PTF11kly_R_36195_1.flb3.fits.mag.2
Star 3 has been added to the PSF star list
X: 263.59 Y: 667.96 Mag: 12.017
Star 1 has been added to the PSF star list

Dmin: 542.5501

Dmax: 2992.55

X: 183.20 Y: 716.47 Mag: 12.046
Star 2 has been added to the PSF star list
X:66.46 Y: 721.17 Mag: 12.344

Dmin: 546.2806

Dmax: 2873.176

Dmin: 536.8669

Dmax: 2330.453

Dmin: 539.7638

Dmax: 1724.03

Star 4 has been added to the PSF star list
X: 353.06 Y: 659.52 Mag: 12.683
Total of 4 PSF stars selected




27

続いて、psf コマンドを以下のように編集いたします。本編で紹介しましたパラメータとは一部異なります。interactiveは ”no”に、showplot も”no”としてください。また、pstfile は ”default”として、先ほど 生成された.pst.1 ファイルが引用されるようにしてください。最後に ”:wq”で保存してください。
daophot> epar psf






PACKAGE = daophot
TASK = psf
image= PTF11kly_R_36195_1.flb3.fits Input image(s) for which to build PSF
photfile=
default Input photometry file(s) (default: image.mag.?)
pstfile =default Input psf star list(s) (default: image.pst?)
psfimage=
opstfile=

default
default

groupfil=(plotfil=(datapar=default

Output PSF image(s) (default: image.psf.?)
Output PSF star list(s) (default:image.pst.?)
Output PSF star group file(s) (default: image.psg.?)) Output plot metacode file
) Data dependent parameters(daopars=(matchby=) Psf fitting parametersyes) Match psf star list to photometry file(s) by id number ?

(interac=(mkstars=(showplo=no) Compute the psf interactively ?
no) Mark deleted and accepted psf stars ?
no) Show plots of PSF stars ?

(plottyp=(icomman=mesh) Default plot type (mesh|contour|radial)) Image cursor: [x y wcs] key [cmd](gcomman=(wcsin =(wcsout =) Graphics cursor: [x y wcs] key [cmd])_.wcsin) The input coordinate system (logical,tv,physical,world))_.wcsout) The output coordinate system (logical,tv,physical)(cache =(verify =(update =)_.cache) Cache the input image pixels in memory ?
)_.verify) Verify critical psf parameters ?
)_.update) Update critical psf parameters ?

(verbose=(graphic=)_.verbose) Print psf messages ?
)_.graphics) Graphics device(display=)_.display) Display device
(mode
=
ql)

あとは、psf コマンド を実行するだけです。
daophot> psf PTF11kly_R_36195_1.flb3.fits




28







Input photometry file(s) (default: image.mag.?) (default):
Input psf star list(s) (default: image.pst?) (default):
Output PSF image(s) (default: image.psf.?) (default):
Output PSF star list(s) (default:image.pst.?) (default):
Output PSF star group file(s) (default: image.psg.?) (default):
Analytic psf function(s) (auto):
Analytic psf function(s): auto
Order of variable psf (0):Order of variable psf: 0
Psf radius in scale units (8.):
New psf radius: 8. scale units 8. pixels
Fitting radius in scale units (6.):
New fitting radius: 6. scale units 6. pixels
Minimum good data value (INDEF) (CR or value):
New minimum good data value: INDEF counts
Maximum good data value (INDEF) (CR or value):
New maximum good data value: INDEF counts
Computing PSF for image: PTF11kly_R_36195_1.flb3.fits
4 stars read from PTF11kly_R_36195_1.flb3.fits.mag.2
Star 3 has been added to the PSF star list
X: 263.59 Y: 667.96 Mag: 12.017
Star 1 has been added to the PSF star list

Dmin: 542.5501

Dmax: 2992.55

X: 183.20 Y: 716.47 Mag: 12.046
Star 2 has been added to the PSF star list

Dmin: 546.2806

Dmax: 2873.176

X:
66.46 Y: 721.17 Mag: 12.344
Star 4 has been added to the PSF star list
X: 353.06 Y: 659.52 Mag: 12.683

Dmin: 536.8669

Dmax: 2330.453

Dmin: 539.7638

Dmax: 1724.03

4 PSF stars read from PTF11kly_R_36195_1.flb3.fits.pst.3
Trying function gauss norm scatter = 0.01388361
Trying function lorentz norm scatter = 0.02623706
Trying function moffat15 norm scatter = 0.01586879
Trying function moffat25 norm scatter = 0.008127699
Trying function penny1 norm scatter = 0.008845821
Trying function penny2 norm scatter = 0.008867996
Best fitting function is moffat25
Analytic PSF fit
Function: moffat25

X: 341.

Y: 703.

Par1: 0.9804008 Par2: 0.8703144
Computed 1 lookup table(s)Height: 1799.797

XYterm: -0.08386066

Psfmag: 12.017
Moffat: 2.5

Writing PSF image PTF11kly_R_36195_1.flb3.fits.psf.2.fits
Writing output PSF star list PTF11kly_R_36195_1.flb3.fits.pst.4
Writing output PSF star group file PTF11kly_R_36195_1.flb3.fits.psg.229これで psf モデルは作成されました。この後、seepsf で PSF モデルをチェックするか、allstar コマンドでフィッティングを行ってください。ちなみに、imexamine で目標天体と比較星を測光した後には、phot 、pstselect 、psf 、allstarとひたすらエンターキーを押すのみですので、これらを一つのスクリプトに組み込めば 、ほぼ測光を自動化することが
できます。

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5.2

IRAF コマンド のシェルスクリプト への組み込み

ここでは、IRAF コマンドをシェルスクリプトに組み込む方法を紹介いたします。測光のタスクをスクリプト化することによって解析を自動化できますので、たいへん有用な手法の一つとなります。まず以下のような文字列を emacs やテ
キストエデ ィタ (gedit) などを開いて書き込み、適当な名前の.sh ファイル (allstar.sh など ) として保存してください。
#!/bin/sh
for n in ‘ls $1*.fits‘doimage=$n
printf "noao \n\digiphot \n\daophot \n\allstar image=$image \n\logout " | cldone

ここで書かれている文字列の意味については、シェルスクリプトの教本などでしっかり勉強していただきたく思いますが 、簡単に紹介します。冒頭の”#!/bin/sh”は #!以降に書かれた命令を実行するという意味です。おまじないだと思って下さい。for n in; do — done は繰り返し (ループ ) を意味します。また、ls 以下の命令はカレントデ ィレクトリに例
えば hoge1.ﬁts 、hoge2.ﬁts 、hoge3.ﬁts が存在するとして、これらををリスト化せよ、という意味です。ここでは、最初のループで hoge1.ﬁts を ”n”に入れて、”done”まで命令した後に、また次の hoge2.ﬁts を ”n”に代入する、ということになります。”$1”はこのスクリプト (allstar.sh) で与えるべき引数です。ここでは、文字列”hoge”ということになります。
ファイル名の冒頭が天体名となっている場合、”hoge”の代わりに、”M51”だとか ”M101”と書けるわけです。image=$n
は image という変数を定義し 、かつ$n の文字列を代入しています。
さて、IRAF コマンド をシェルスクリプトに組む上で最も肝要な命令が ”printf”です。これは単にダブルコーテーション ””で囲まれた命令 (文字列) を呼び出しなさい、という意味ですが、ダブルコーテーションで括った後にパイプ (縦棒のことです。) で cl としてやると、なんとダブルコーテーションで囲まれた内容の IRAF の命令を順次、実行することが可能なのです (最後の logout は必ず入れて下さい)。すなわち、このコマンドによって hoge1.ﬁts 、hoge2.ﬁts 、hoge3.ﬁtsを引数として、allstar コマンド を実行するということがこの一つのシェルスクリプトで可能となったのです。
この便利なスクリプトを実行するためには、

chmod +x allstar.shなどとして実行権を与え、./allstar.sh hogeとすれば 、実行完了です。これで自動的にたくさんの als.1 ファイルを生成することができるようになりました。これを例にとって、様々な IRAF コマンド をシェルスクリプトに組み込んでやれば 、様々な仕事を自動化することが可能となります。

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