Swift/XRT

From WikiVirgo

Jump to: navigation, search

by Dima Iakubovskyi

В этой статье я расскажу про обработку данных с рентгеновского телескопа XRT на борту обсерватории Swift, и поделюсь скриптами, работающими в ИТФ.

Contents

Прежде чем читать дальше:

Во избежание ненужных вопросов или претензий, прошу помнить, что отвечать за правильность полученных Вами результатов, по Вашим объектам и на Вашей машине, придется именно Вам. Поэтому "сенсационные открытия", сделанные желающими поиспользовать эти скрипты без четкого понимания их работы, лежат полностью на их совести. Более того, я НЕ считаю себя обязанным давать какие-либо ответы или комментарии людям, которые:

  • задают свои вопросы НЕ через mailing list, специально для этого созданный. Подписаться на mailing list можно здесь;
  • недостаточно активно (на мой взгляд) участвуют в общественно полезной деятельности ВИРГО (в моем понимании этого термина).

Где находятся скрипты

Здесь.

Пару слов о Swift и XRT

Поскольку основная задача этой обсерватории -- наблюдение гамма-всплесков и их послесвечений, это накладывает определенные ограничения на работу рентгеновского телескопа. Тактика наблюдений послесвечений обсерваторией Swift такова. Монитор гамма-всплесков BAT, работающий в диапазоне энергий 15-150 кэВ, имеет широкое поле зрения (около 1.2 ср, или 1/10 часть неба). В результате, телескоп наблюдает около 100 гамма-всплесков в год. Когда ВАТ обнаруживает повышение потока излучения в определенном направлении, он подает команду рентгеновскому телескопу, XRT, и УФ-оптическому телескопу (UVOT), перенаправляя эти телескопы на гамма-всплеск (в результате, обсерватория носит имя "стрижа" (англ. swift) -- особо маневренной птицы, ловящей насекомых на лету). Перенаправление занимает около 90 секунд, что позволяет наблюдать послесвечения гамма-всплеков в рентгеновском и УФ-оптическом диапазонах, уточнения положения гамма-всплесков, необходимого для последующего его наблюдения сетью оптических телескопов и т.д.

Поскольку от рентгеновского телескопа требуется большая маневренность, он не может быть большим, что существенно ограничивает его эффективную площадь (по сравнению со телескопами стационарных обсерваторий, например, XMM-Newton/EPIC, Chandra/ACIS, Suzaku/XIS). Для анализа послесвечений это не очень важно, т.к. они являются достаточно яркими событиями. Однако добиться мельчайшего разрешения или видеть тусклые объекты XRT не в состоянии. С другой стороны, большУю часть времени рентгеновский телескоп "отдыхает" от основной задачи -- гамма-всплески, как указано выше, встречаются редко. Поэтому вспомогательной задачей XRT является мониторинг состояния достаточно ярких объектов. Эта задача будет рассмотрена ниже, на примере Sy1 галактики ngc7469.

Закачка данных XRT с архива HEASARC

Закачка данных довольно стандартна. Единственная особенность -- надо смотреть на Swift Master Catalog (а не Swift XRT Instument Log). Среди data products достаточно скачивать aux и xrt data.

Версия софта для обработки

По неизвестной мне причине, американцы (Swift -- спутник, запущенный NASA), а также дружественные им японцы, любят добавлять свой софт в HEASOFT. В результате этого версии последнего стремительно меняются -- только поставил одну версию, уже выпущена другая. Кроме того, новые версии софта конфликтуют со скриптами для предыдущих версий, и в результате получается довольно сильный бардак. Выход из бардака вижу следующий -- для каждой команды указывать версию HEASOFTа, под которой она работает. А старый HEASOFT не сносить ни в коем случае, это как раз тот случай, когда старый и проверенный конь борозды не портит :-) И, last but not least, когда эти версии устаревают, обновлять скрипты имеет смысл методом тестирования. И mailing list для этого -- очень здравое средство, чтобы не было такого, что каждый наступает на одни и те же грабли в своей песочнице.

Для обработки данных с ngc7469 я использовал последнюю доступную верисю HEASOFT 6.6. Однако, с учетом вышеописанного бардака, я ставлю целью не научить вас работать с последней версией софта, а показать, как правильно работать хоть с какой-то версией софта (замечу, на данный момент -- не безнадежно устаревшей). После чего, при наличии опыта и абстрактного мышления, вы можете научиться работать с любой его версией.

Калибровочные файлы

Их надо постоянно обновлять. Во всяком случае, надо следить, чтобы результаты были получениы с последней версией CALDB. Другой, более простой, метод -- залинковать на HEASARCовкий ftp -- не работает на физфаке, да и связь с сервером HEASARC бывает не всегда.

Предварительная обработка данных. Построение файлов событий

Производится файлом xrt_1.csh. Среди "фишек" первичной обработки данных:

  • перед запуском xrtpipeline необходимо удалять файлы параметров. Процедура банальна, но избавляет от многих проблем впоследствии;
  • в переменных srcra и srcdec лучше указывать имеющиеся координаты объекта (скажем, из оптики), в градусах и J2000, естественно. В конце концов, галактика Сейферта или блазар -- это не гамма-всплеск с неизвестными заранее координатами;
  • xrtpipeline лучше заканчивать на 2ой стадии, а дальше работать "вручную" (т.е. Xselect'ом), поскольку разумное локальное вычитание фона -- вещь, пока для xrtpipeline недоступная. Конечный продукт для этой стадии -- файлы событий типа *_cl.evt.
  • У XRT есть особенность постоянно переходить из одного режима наблюдения в другой, в результате часто получаются очень маленькие файлы событий. Если в файле событий меньше 100 фотонов -- он точно не помощник в построении спектра, поэтому такие файлы исключаются из дальнейшего анализа, во избежание недоразумений. Параметр "100 фотонов" выбирается, исходя из требований к качеству конечного продукта, и может быть увеличен в случае необходимости.

Пример дальнейшей обработки данных -- построение кривой блеска ngc7469

Задача, рассмотренная здесь -- построение кривой блеска ngc7469 -- является примером использования данных со спутника XRT при наблюдении достаточно тусклых объектов. Для получения кривой блеска в энергетических единицах необходимо получить спектр источника, вычесть из него локальный спектр фона, скачать response matrix, построить arf, смоделировать полученный спектр в Xspec11 и, наконец, вычислить поток модели. Все это требует некоторых навыков и умений, подробности ниже.

Построение изображения

Для получения потока необходим спектр, а для достоверного получения спектра (с вычитанием фона, вычислением эффективной площади) необходимо получить изображение. Поскольку объект не очень яркий, дальше будем работать с файлами событий, полученных в режимах Photon Counting (PC) и Windowed Timing (WT). К тому же, они являются наиболее хорошо изученными (в плане калибровки инструмента).

Файл xrt_2.csh получает изображение. Замечу, что он работает с пакетом Xselect.

Перевод файлов регионов из WCS в координаты X,Y (physical)

Для этого используется файл regsel.csh, когда-то разработанный Игорем. Он запускает ds9 (снова-таки, в ИТФ, где он на Вашей машине -- решать Вам), загружает файл региона в WCS (для ngc7469 это -- source_wcs.reg. Для других объектов достаточно взять этот же файл и изменить в нем координаты RA и DEC) и получает обратно файл того же региона в "физических" координатах. Важно заметить, что, если файл региона не подгружается в ds9, значит, скорее всего, загрузка ds9 "тормозит", и надо увеличить время задержки. В общем, пытайтесь экспериментировать. Полученный "правильный" файл содержит нетривиальные 1-2 строчки в конце, указавыющие координаты региона. Если Вы их не получили, дальнейший анализ не просто невозможен, он неправилен, что куда хуже.

regsel.csh запускается скриптом xrt_3.csh, для удобства.

Получение спектров источника, фона, responce matrices, и группировка файлов для использования в Xspec

Полученные файлы регионов (source_phys.reg и back_phys.reg) используются далее в Xselect для получения спектров источника и фона. Эти файлы спектров получены в отсчетах на секунду как функция "энергетического канала", поэтому, перед тем, как использовать эти спекты в Xspec, необходимо получить responce matrices. Rmf, которая переводит каналы в эВы, доступна в CALDB (перед тем, как использовать ту или иную rmf, весьма полезно убедиться в том, что она подходит именно Вашему наблюдению, ее версия является последней, и т.д.). Arf, которая задает эффективную площадь, производится с помощью процедуры xrtmkarf. Полученные файлы группируются при помощи grppha (параметр "group min 20" указан "на любителя", и гарантии того, что это значение подходит именно Вашей задаче, не даются. Прошу экспериментировать :-)).

Что дальше -- получение потоков в энергетических единицах

Делается путем моделирования в Xspec11. Соотвествующие файлы -- pc_new.xcm и wt_new.xcm -- доступны, вариант скрипта, который работает для данной задачи (lc_new.csh) -- тоже. Пару комментариев:

  • запускать lc_new.csh, не прочитав внимательно перед этим ВСЮ мою заметку по Xspec11, либо без предварительных навыков работы в нем, ЗАПРЕЩЕНО;
  • данные файлы созданы для решения определенной задачи, и для решения Вашей задачи должны быть изменены.

Выводы

  • XRT анализ на ВИРГО работает.
  • XRT анализ, основанный на указанных скриптах, работает ТОЛЬКО для решения частной задачи учебного типа, и для решения более реалистичных задач должен быть изменен.
  • Для сохранения имеющихся навыков обработки данных, и их дальнейшего развития, создан специальный mailing list. Вопросы по софту, заданные не туда, мною не рассматриваются.

Добавление - текущие настройки для успешного запуска Swift/XRT на virgo.org.ua под HEASOFT v.6.7

В связи с обновлением програмного обсепечения HEASOFT на новую версию 6.7, а также библиотек CALDB, програмное обеспечение Swift/XRT перестало работать и было восстановлено только недавно. Обновленные файлы для анализа XRT находятся здесь.

Personal tools