http://w.atwiki.jp/vitaminc/ aips @ ウィキ ja 2007-10-04T20:54:49+09:00 1191498889 https://w.atwiki.jp/vitaminc/pages/35.html [[コメント>http://www39.atwiki.jp/vitaminc/pages/18.html]] ←[[前へ>http://www39.atwiki.jp/vitaminc/pages/34.html]]↑[[目次>http://www39.atwiki.jp/vitaminc/pages/20.html]] *&u(){Difmapによる処理(8) 最終的なマップ作成} ---- **&u(){CLEAN Mapを表示} 「もうCLEANもSelf Calibrationも十分やりました」と思ったら、最終的なCLEAN Mapを表示しましょう。&u(){mapplot}コマンドに cln オプションを付けると、CLEAN componentsによる輝度を残差マップに付加したCLEAN Mapを表示します。 CLEAN componentsによる輝度は、CLEAN componentsにRestoring beamを畳み込んだものです。CLEAN componentsは通常δ 関数ですので、そのままだと「とげとげ」した輝度分布になってしまい不自然ですから、適度なsmoothingを行うのです。このsmoothingのために畳み込まれる関数を Restoring beamといいます。デフォルトでは、Restoring beamには[[合成ビーム>http://astro.sci.kagoshima-u.ac.jp/omodaka-nishio/member/kameno/AIPS-Difmap/DA193/image/difmap_beam01.png]]の長軸・短軸を用いた楕円ガウシアンが使用されます。[[最初にmapplotしたとき>http://astro.sci.kagoshima-u.ac.jp/omodaka-nishio/member/kameno/AIPS-Difmap/DA193/difmap4.html#mapplot1]]に合成ビームの長軸が1.0 mas, 短軸が0.4 masとなっていましたから、何も指定しなければこの値が用いられます。デフォルト値以外のRestoring beamにしたいときはrestoreコマンドを使うのですが、ここでは触れません。 >&u(){mappl cln}　　引数のclnで、CLEAN 2007-10-04T20:54:49+09:00 1191498889 https://w.atwiki.jp/vitaminc/pages/34.html [[コメント>http://www39.atwiki.jp/vitaminc/pages/18.html]] ←[[前へ>http://www39.atwiki.jp/vitaminc/pages/33.html]]↑[[目次>http://www39.atwiki.jp/vitaminc/pages/20.html]]→[[次へ>http://www39.atwiki.jp/vitaminc/pages/35.html]] *&u(){Difmapによる処理(7) 振幅のSelf Calibration} ---- **&u(){gscaleによるアンテナゲイン振幅項の補正} 十分にCLEANされているものとして、アンテナゲインの振幅項をSelf Calibrationで補正しましょう。&u(){gscale}と&u(){selfcal}という二つのコマンドが用意されています。まずはgscaleを使います。 &u(){gscale}によるSelf Calibrationは、 +位相については何もしません。 +全時間帯で共通な解を求めます。 +アンテナ間の相対的な振幅項のデコボコのみを補正します。 という制約を課しています。2. はつまり振幅の時間変化については考慮しないということで、有効開口面積のカタログ値と観測時の実際の値との違いや、システム雑音が系統に高め（あるいは低め）に測定される、などといったアンテナ毎のクセを補正するためにこのコマンドがある、ということです。3. は振幅項が正規化されるということで、これによって全フラックス密度が保存されます。gscaleは未知パラメーター数を少なく押さえているので、比較的安全な振幅Self Calibrationなのです。 それではgscaleを実行してみましょう。 >&u(){gscale}　　引数なしで実行すると、振幅項が正規化されます。 >! Performing overall amplitude self-cal >! >! Correcting IF 1. >! Amplitude normalization factor in sub-array 1: 1.00565 >! Telescope amplitude corrections in sub-array 2007-10-04T20:54:40+09:00 1191498880 https://w.atwiki.jp/vitaminc/pages/33.html [[コメント>http://www39.atwiki.jp/vitaminc/pages/18.html]] ←[[前へ>http://www39.atwiki.jp/vitaminc/pages/32.html]]↑[[目次>http://www39.atwiki.jp/vitaminc/pages/20.html]]→[[次へ>http://www39.atwiki.jp/vitaminc/pages/34.html]] *&u(){Difmapによる処理(6)~位相のSelf Calibration} ---- **&u(){Self Calibrationとは} 局ごとに発生する位相や振幅の誤差（これをゲインエラーといいます）のうち、アプリオリ較正で補正し切れなかった分を、観測されたビジビリティを元に補正しようという手法です。しかしビジビリティの振幅や位相は局ごとに発生するゲインエラーだけで変化するのでなく、もちろん天体の構造にも依存します。だからビジビリティを元にマップが描けるわけですよね。それではどうやって、天体の構造に起因する成分とゲインエラーとを分別するのでしょうか？それには… +まず天体の構造をモデルとして仮定し、ゲインエラーがないとした場合に期待されるビジビリティを計算します。これを「モデルビジビリティ」といいます。 +観測されたビジビリティとモデルビジビリティとの差が残差です。アンテナゲインの値を振ると、「観測されたビジビリティ」がそれだけ変化しますから、残差が変化します。 +残差が最小になるようなアンテナゲインの値を最小二乗法で求めます。これがSelf Calibrationの解です。 +求まったSelf Calibrationの解を用いて、イメージングをやり直します。 という手順を踏むのです。Self Calibrationの解を用いれば、より真に近い天体の構造をマップで得られるはず。だから、CLEAN → Self Calibration → CLEAN → Self Calibration &hellip と反復していけば、真の輝度分布に収束していくだろう、と期待されるわけです。[[Self Calibrationのアルゴリズムをより詳しく知りたい方は、こちら>http://vsop.mtk.nao.ac.jp 2007-10-04T20:54:31+09:00 1191498871 https://w.atwiki.jp/vitaminc/pages/32.html [[コメント>http://www39.atwiki.jp/vitaminc/pages/18.html]] ←[[前へ>http://www39.atwiki.jp/vitaminc/pages/31.html]]↑[[目次>http://www39.atwiki.jp/vitaminc/pages/20.html]]→[[次へ>http://www39.atwiki.jp/vitaminc/pages/33.html]] *&u(){Difmapによる処理(5)CLEANによるdeconvolution} ---- **&u(){CLEANを実行する} CLEANによるdeconvolutionのアルゴリズムについて詳しく知りたい人は、[[こちら>http://astro.sci.kagoshima-u.ac.jp/omodaka-nishio/member/kameno/AIPS-Difmap/Lecture/CLEAN.swf]]をご覧下さい。要するに、ダーティマップの中で輝度が最大の場所にCLEAN componentを置き、そのCLEAN componentから導かれるビジビリティを観測データから差し引いて残差ビジビリティにし、その残差ビジビリティを使って新たなダーティマップを描く…というプロセスを繰り返す反復法です。 さて、CLEANの効果を見やすくするために、ちょっと小細工をしてみましょう。残差マップをmapplotで表示するときに、輝度の値と画面上での明るさの対応は、デフォルトでは輝度の最小値・最大値を画面の最小輝度・最大輝度に対応させるように設定されています（この対応を transfer function: 伝達関数といいます）。この可変スケーリングは親切ですけど、CLEANによって残差が減っていくことを実感しづらいでしょう。そこで伝達関数を固定して、CLEANによって残差が減る様子を分かりやすくしてみます。それには、 >&u(){mapfunc linear, -0.5, 3.0}　　第1引数は線型の伝達関数を指定, 第2引数は輝度の最小値, 第3引数は輝度の最大値を指定。 >! Mapplot transfer-function = linear, Data range = -0.6 - 3 Jy. と打ちます。これで輝度の 2007-10-04T20:54:20+09:00 1191498860 https://w.atwiki.jp/vitaminc/pages/31.html [[コメント>http://www39.atwiki.jp/vitaminc/pages/18.html]] ←[[前へ>http://www39.atwiki.jp/vitaminc/pages/30.html]]↑[[目次>http://www39.atwiki.jp/vitaminc/pages/20.html]]→[[次へ>http://www39.atwiki.jp/vitaminc/pages/32.html]] *&u(){Difmapによる処理(4) ダーティマップを描く} ---- **&u(){Dirty Mapを描く} いよいよマップを描きます。それにしても「ダーティ」ってどういうこと！？でしょう。もし空間周波数 (u, v) をすき間なくサンプリングできたなら完全なマップ（輝度分布I(l, m)）が描けるのですが、現実の観測では(u, v) coverageはすき間だらけで「完全」にはほど遠いです。空間周波数にすき間があると、合成ビームB(l, m)はサイドローブだらけです。このとき、得られるマップは真の輝度分布I(l, m)と合成ビームB(l, m)との畳み込み (convolution) になります。従って、得られるマップもサイドローブの影響で汚れます。これが「ダーティマップ」と言われるゆえんです。この辺の、真の輝度分布とダーティマップとの関係について詳しく知りたいと思ったら、[[こちらのページ>http://astro.sci.kagoshima-u.ac.jp/omodaka-nishio/member/kameno/AIPS-Difmap/Lecture/IFimaging.swf]]をご覧下さい。 でも、ダーティマップからCLEANなどのアルゴリズムを使って真の輝度分布を推定することができます。これを deconvolution （デコンボリューション）といいます。convolutionを解くからdeconvolutionというのですね。CLEANによるdeconvolutionのアルゴリズムについて詳しく知りたい人は、[[こちらをご覧下さい。>http://astro.sci.kagoshima-u.ac.jp/omodaka-nishio/member/kameno/AIPS-Difmap/Lecture/CLEA 2007-10-04T20:54:09+09:00 1191498849 https://w.atwiki.jp/vitaminc/pages/30.html [[コメント>http://www39.atwiki.jp/vitaminc/pages/18.html]] ←[[前へ>http://www39.atwiki.jp/vitaminc/pages/29.html]]↑[[目次>http://www39.atwiki.jp/vitaminc/pages/20.html]]→[[次へ>http://www39.atwiki.jp/vitaminc/pages/31.html]] *&u(){Difmapによる処理(3) データをフラッギング} ---- **&u(){vplotでデータをflagging} データを無効化する「旗」を立てることを、flaggingと呼ぶのでした。ここでは、人が眼で見てダメと分かるデータをflaggingしていきましょう。それには、 vplotを用います。 >&u(){vplot 9}　　9は、1画面あたり9個のパネルをプロットします >! Using default options string "efbm3" >! For help move the cursor into the plot window and press 'H'. >! Applying 62 buffered edits. vplotを実行してビジビリティを表示します。 &bgcolor(#eeff00){n} キーを何回かタイプして、アンテナ OV を含む基線を表示してみてください（行き過ぎたら &bgcolor(#ddff00){p} キーで戻る）。 &image(image-1.gif,http://astro.sci.kagoshima-u.ac.jp/omodaka-nishio/member/kameno/AIPS-Difmap/DA193/image/difmap_vplot04.png) **&u(){どうしてフラッギングが必要なの？} OVを含む基線では、時間帯が229d 12h58m - 13h03mの間でビジビリティ振幅が異常に小さいことが見て分かります。13h00mを過ぎると直線的に増えていくというのも変な振舞いです。 天体が構造を持っているためにビジビリティ振幅が (u, v) の値によって変わるということはあり得ることですけど、OVを含む基線で同時多発的に振 2007-10-04T20:54:01+09:00 1191498841 https://w.atwiki.jp/vitaminc/pages/29.html [[コメント>http://www39.atwiki.jp/vitaminc/pages/18.html]] ←[[前へ>http://www39.atwiki.jp/vitaminc/pages/28.html]]↑[[目次>http://www39.atwiki.jp/vitaminc/pages/20.html]]→[[次へ>http://www39.atwiki.jp/vitaminc/pages/30.html]] *&u(){Difmapによる処理(2) データを見る} ---- &color(#6633cc){vplotでビジビリティを見る} まずはビジビリティを時間の関数として見てみましょう。 vplotというコマンドを使います。 >&u(){vplot 9}　　9は、1画面あたり9個のパネルをプロットします >! Using default options string "efbm3" >! For help move the cursor into the plot window and press 'H'. >! Applying 62 buffered edits. vplotを実行すると、下図のようなPGPLOTの画面が現れます。 #image(image-1.gif,http://astro.sci.kagoshima-u.ac.jp/omodaka-nishio/member/kameno/AIPS-Difmap/DA193/image/difmap_vplot02.png)最初の画面には、アンテナ番号1番 (BR) を含む基線のビジビリティが一覧されます。横軸は時間、縦軸は振幅と位相がそれぞれのパネルに納められています。 画面をマウスでアクティブにした状態でキーボードの &bgcolor(#ccff00){n} キーを押すと次のアンテナ (アンテナ番号2番: HN) を含む基線のビジビリティに移ります。以下、 &bgcolor(#ccff00){n} を押すたびに次のアンテナへ…。一つ前のアンテナに戻るには &bgcolor(#ccff00){p}を押します。Difmapではこのように、アンテナ毎の基線が一覧されますので、この表示である時間帯に共通しておかしなことが起こっていたら（例えば振幅が妙に小さいとか） 2007-10-04T20:53:52+09:00 1191498832 https://w.atwiki.jp/vitaminc/pages/28.html [[コメント>http://www39.atwiki.jp/vitaminc/pages/18.html]] ←[[前へ>http://www39.atwiki.jp/vitaminc/pages/27.html]]↑[[目次>http://www39.atwiki.jp/vitaminc/pages/20.html]]→[[次へ>http://www39.atwiki.jp/vitaminc/pages/29.html]] *&u(){Difmapによる処理(1) Difmapにデータをロード} ---- &color(#004CA3){AIPSによる較正処理をスキップした人へ} すでに較正済みのデータ（お料理番組方式）はこちらからダウンロードしてください。 >http://astro.sci.kagoshima-u.ac.jp/omodaka-nishio/member/kameno/AIPS/BK084.DA193.SP2CM.FITS : 1.99 MB FITS file &color(#004CA3){Difmap起動} Difmapは、インストールされているなら通常は /usr/local/uvf_difmap/difmap にプログラムの実体があります。/usr/local/uvf_difmap/にpathを通しておけば、どこか適当な作業領域を確保した上で difmap を起動できます。AIPSと違って、特別なファイルシステムやディレクトリ構成は必要ありません。 ここでは、ホームディレクトリの下に BK084 という作業用ディレクトリを作成した上で、AIPSで書き出したFITSファイルをそこに持ってきて、Difmapで処理するようにしましょう。 >&u(){cd ~}　　チルダー（~）は、ご自身のホームディレクトリを指します。 >&u(){mkdir BK084} >&u(){cd BK084} >&u(){cp /usr/local/aips/FITS/BK084.DA193.SP2CM.FITS .}（最後のピリオドを忘れずに！） >&u(){difmap}　　Difmapを起動します &color(#df0fff){FITSファイルをロード} 起動したら、コマンド受付状態になります。まずは observe コマ 2007-10-04T20:53:42+09:00 1191498822 https://w.atwiki.jp/vitaminc/pages/27.html [[コメント>http://www39.atwiki.jp/vitaminc/pages/18.html]] ←[[前へ>http://www39.atwiki.jp/vitaminc/pages/26.html]]↑[[目次>http://www39.atwiki.jp/vitaminc/pages/20.html]]→[[次へ>http://www39.atwiki.jp/vitaminc/pages/28.html]] *&u(){AIPSによる処理(8) FITSファイルを書き出し} ---- &bgcolor(#FF9999){較正済みのファイルを、Difmapでイメージングの処理をするためにFITSに書き出します。} **&u(){1. FITSファイルに出力する (FITTP)} FITTPの名称は、FITSファイルを磁気テープに書き出す、というところに由来するのですが、今どきは磁気テープでなくハードディスクに出力するのが普通でしょう。 >&u(){task 'fittp'}　　FITTPというtaskの使用宣言 >&u(){getn 3}　　カタログ番号3番のファイルを選択 >AIPS 1: Got(1) disk= 1 user=3018 type=UV DA193.SP2CM.1 >&u(){outf 'fits:BK084.DA193.SP2CM.fits'}　　出力ファイル名を指定 >&u(){outt 0}　　磁気テープではなく、ハードディスクに書き出し >&u(){inp}　　パラメーターの一覧を表示して確認します。 >[[（fittpのパラメーターの一覧はこちら）>http://astro.sci.kagoshima-u.ac.jp/omodaka-nishio/member/kameno/AIPS-Difmap/DA193/AIPSMEMO/step43.fittp.prm.txt]] goと打って実行します。終了したら、AIPS_ROOT/FITS/BK084.DA193.SP2CM.FITS というファイルが UNIXのファイルシステム上に出来ているはずです。このFITSファイルをDifmapで用います。 &bgcolor(#FF7FBF){AIPSでの較正は終わりです。お疲れさまでした 2007-10-04T20:53:32+09:00 1191498812 https://w.atwiki.jp/vitaminc/pages/26.html [[コメント>http://www39.atwiki.jp/vitaminc/pages/18.html]] ←[[前へ>http://www39.atwiki.jp/vitaminc/pages/25.html]]↑[[目次>http://www39.atwiki.jp/vitaminc/pages/20.html]]→[[次へ>http://www39.atwiki.jp/vitaminc/pages/27.html]] *&u(){AIPSによる処理(7) 較正テーブルを適用} ---- &bgcolor(#66ffff){やっと較正テーブルが完成しました。早速、その較正テーブルを適用して、較正済みのビジビリティとして出力しましょう。このときに周波数方向に積分を行い、IFあたり64点あった分光データを1点にまとめてしまいます。この操作によって大幅にデータのサイズを小さくできます。} **&u(){1. 較正テーブルを適用して周波数方向に積分する (SPLIT)} SPLITというtaskの名称は、Multi-source formatのファイルを天体名毎に分割してSingle-source formatのファイルを作成することから名付けられています。この過程において較正テーブルを適用しつつ周波数方向に積分し、較正済みのビジビリティが出力されます。 >&u(){task 'split'}　　SPLITというtaskの使用宣言 >&u(){getn 2}　　カタログ番号2番のファイルを選択 >AIPS 1: Got(1) disk= 1 user=3018 type=UV BK084.MSORT.1 >&u(){timer 0}　　全時間帯を指定 >&u(){source ''}　　全ての天体を指定 >&u(){freqid 1}　　周波数番号1番 (15.4 GHz) を指定 >&u(){docal 1}　　CLテーブルによる補正を行う >&u(){gainu 4}　　CL テーブル version 4を適用 >&u(){doban 1}　　BPテーブルによる帯域通過特性の補正を行う >&u(){bpv 1}　　使用するBP tableのバージョンを1に指定 >&u(){flagv 1}　　使用するFG table 2007-10-04T20:53:20+09:00 1191498800