Infravörös források katalogizálása az Orion-ködben

Átírás

1 SZEGEDI TUDOMÁNYEGYETEM KÍSÉRLETI FIZIKAI TANSZÉK Infravörös források katalogizálása az Orion-ködben Nyári-dolgozat Készítette: Témavezető: Makai Zoltán, V. éves csillagász szakos hallgató Dr. Massimo Robberto, ESA/STScI Szeged, 2005

2 Tartalomjegyzék Bevezetés 2 1. Az Orion-köd 3 2. Az alkalmazott műszerek A HST Advanced Camera for Surveys (ACS) Wide Field Channel (WFC) High Resolution Channel (HRC) A katalogizálás során alkalmazott program Az Interactive Data Language (IDL) Eredmények Galaxisok Jetek/Herbig-Haro objektumok Protoplanetáris korongok (proplyd-ok) Összefoglalás 16 Köszönetnyilvánítás 17 Irodalomjegyzék 18 A. Függelék 19 A.1. A használt szűrőrendszer A.2. Az alkalmazott IDL-kódok

3 Bevezetés A mai csillagászat egyik igen gyorsan fejlődő ága az infravörös csillagászat. A rohamos fejlődés leginkább annak tudható be, hogy az IR tartomány rengeteg információt hordoz a csillagfejlődes korai szakaszáról (Kenyon & Hartmann, 1995). Ezen tartomány három részre bontható: Közeli infravörös ( µm) Közepes infravörös (3 30 µm) Távoli infravörös ( µm) A legtöbb infravörös-forrás a szülő molekulafelhőjében található, így ezek vizsgálata kiemelt fontosságú (Lada & Lada, 2003). Az egyik leghíresebb és legnagyobb ilyen felhő az Orion-köd (Hillenbrand, 1997). Jelen dolgozatban az Orion-ködben talált érdekesebb infravörös forrásokat (Infrared Source, IRS) és az azokkal kapcsolatos információkat mutatom be. A fő feladatom az volt, hogy az Orion-ködben levő IRS-eket katalogizáljam. A projekt még jelenleg is tart, így bizonyos eredményekről csak később lehet pontosabb információkkal szolgálni. A dolgozatban először az Orion-ködről lesz szó, majd az alkalmazott műszerekről. Ezek után a katalogizálás során alkalmazott programot, majd pár érdekes esetet fogok bemutatni. 2

4 1. Az Orion-köd Ez az emissziós köd (ionizált HII-régió) egy több felhőből álló összetett rendszer. A felhőkomplexum az Orion csillagképben található. A legnagyobb egységnek Messier-katalógusbeli 1 száma: M 42. Égi koordinátái az FK5 2 szerint: α 2000 = 05 h 35, m 6 17, s 3 és δ 2000 = Galaktikus koordinátái: l = 209, 1,b = 19, 38. Tőlünk való távolsága nagyjából 1500 fényév ( 460 pc)(robberto, 2005). A nebula a fényét négy fényes, fiatal, forró csillagnak köszönheti, melyek a köd közepén találhatóak (Trapézium vagy másképp: Θ-Orionis; 1.ábra). 1. ábra. A Trapézium Az objektum igen sokat tanulmányozott területe az égboltnak, mivel Földünkhöz ez a legközelebbi csillagkeletkezési terület és a mérete sem elhanyagolható ( 50 fényév). A régió népszerűségét jelzi, hogy 1983 óta 1715 publikáció jelent meg, amely valamilyen formában foglalkozik eme HII-zónával. Az M 42 (NGC ) közvetlen szomszédságában található az M 43 (NGC 1982), melynek égi koordinátái: α 2000 = 05 h 35, m 6 31 s és δ 2000 = 05 16, 2. l = 208, 93,b = 19, 28, távolsága pedig szintén 460 pc. Galaktikus koordinátái: Az előbb említett területektől nem messze található egy reflexiós köd, amely három részből tevődik össze: NGC 1973, NGC1975 és az NGC 1977 (2. ábra). Munkám során az M 42-ről és M 43-ról készült képekkel dolgoztam. A képeket a Hubble űrtávcső készítette (Hubble Space Telescope, HST) Fifth Fundamental Catalogue, (1988) 3 New General Catalogue 3

5 2. ábra. Az Orion-köd és környezete 2. Az alkalmazott műszerek 2.1. A HST Munkámat a Baltimore-i Space Telescope Science Institute-ban végeztem június 10- től augusztus 19-ig, összesen 10 héten át. A képeket, amelyeken dolgoztam a Hubble űrtávcső készítette (3. ábra) 2004 novemberében. Magát a távcsövet április 25-én indították útjára. Ez volt az első olyan optikai távcső, amely a földi légkörön kívül végezte a megfigyeléseit. A távcső elsődleges feladata a Hubble-állandó pontosítása volt, így a híres Edwin Hubble amerikai csillagász után kapta a nevét. A távcső 615 km magasan, azaz LEO-pályán (LEO = Low Earth Orbit) kering. Főtükre 2.4 méter átmérőjü, f/24 fókuszú, az optikai elrendezése Ritchey- Chretien-Cassegrain. A távcső UV-ben és IR-ben is képes mérni. 3. ábra. A Hubble űrtávcső Az űrtávcső alapfelszerelése öt tudományos műszerből és a pontos irányba-álláshoz szük- 4

6 séges három FGS (Fine Guidance Sensor) érzékelőből állt/áll. A tudományos műszerek a következők voltak: WFPC Wide Field and Planetary Camera FOC Faint Object Camera FOS Faint Object Spectrograph GHRS Goddard High Resolution Spectrograph HSP High Speed Photometer Mivel a főtükröt hibásan csiszolták, ezért 1993-ban beszerelték a COSTAR (Corrective Optics Space Telescope Axial Replacement) nevű korrekciós optikát, kicserélték a meghibásodott giroszkópokat, a napelemtáblákat, illetve a HSP-t is melynek helyére került az optikai kompenzáló egység, továbbá lecserélték a WFPC-t a WFPC2-re óta jól működik és hatalmas áttörést hozott a csillagászatban. A távcsőhöz további űrsétákat terveztek és hajtottak végre, elsősorban szervizelési, javítási célból. Így került rá 1997-ben a NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), amely a közeli infravörösben képes képalkotásra, illetve az STIS (Space Telescope Imaging Spectrograph). Ekkor került le az űrtávcsőről a GHRS és az FGS Advanced Camera for Surveys (ACS) Az ACS 4 -t 2002 márciusában a 3B szerviz alkalmából helyezték el a HST-n, a FOC helyett. A műszert 1996 és 1999 között tervezték és gyártották több cég együttműködésével (Johns Hopkins University; Ball Aerospace; Space Telescope Science Institute; Goddard Space Flight Center). Az ACS képes detektálni a távoli UV-tól a közeli infravörösig (120 nm 1000 nm). Tulajdonképpen ez a szerkezet három különböző kamerát tartalmaz: egy nagy látószögű kamerát (Wide Field Channel, WFC), egy nagy felbontású kamerát (High Resolution Channel, HRC) és egy koronográf kamerát (Solar Blind Channel, SBC). A WFC a látható tartománytól a közeli infravörösig tud észlelni, a HRC a közeli UV-tól a közeli IR-ig, míg az SBC a távoli UV-ben (4. ábra) Wide Field Channel (WFC) A WFC látómezeje és 370 nm-tól egészen 1100 nm-ig képes detektálni, míg a kamera felbontása /pixel. Két darab, egyenként os Scientific Imaging Technologies, (SITe) típusú CCD-vel rendelkezik a nagy látószögű kamera. A CCD-k thermoelektromos hűtéssel vannak ellátva. A minimális expozíciós idő 0.5 másodperc, míg két kép készítése közötti idő 135 másodperc, amelyből 36 másodperc a kiolvasási idő

7 4. ábra. A képalkotó eszközök érzékenységi tartománya A kamera rendelkezik spektroszkóppal is. Van egy alacsony felbontású (R 1000) rácsos spektroszkóp, amely 550 nm-től 1100 nm-ig képes a leképezésre. A kamera képes polarizált képeket is készíteni; a polarizációs szögek: 0, 60 és High Resolution Channel (HRC) A HRC látómezeje és 200 nm-től 1100 nm-ig képes detektálni, a kamera felbontása pedig / pixel. Ez a kamera egy darab es SITe CCD-vel rendelkezik. Itt a minimális expozicíós idő 0.1 másodperc és a két kép készítése közötti idő pedig 45 másodperc. A HRC is rendelkezik egy alacsony felbontású spektroszkóppal (R 1000), amely 200 nm-től 400 nm-ig képes a detektálásra, illetve található rajta egy korongráf is, melyet 200 nm-től 1100 nm-ig lehet használni; valamint a folt méretét 1.8 és 3.0 között lehet változtatni. Ezen kívül ez is tud polarizált képeket készíteni; a polarizációs szögek megegyeznek a WFC-nél leírtakkal. A szűrőkről és szűrőrendszerről a Függelékben lesz szó. 6

8 3. A katalogizálás során alkalmazott program 3.1. Az Interactive Data Language (IDL) A programot a Research System, Inc. 5 és a Kodak közösen fejlesztette ki és a mai napig is fejlesztik. Az IDL-t kifejezetten a tudósoknak és mérnököknek találták ki, bár eredetileg a NASA-nak (National Aeronautics and Space Administration) a Mariner és az IUE (International Ultraviolet Explorer) programjához írták. Az IDL-t úgy írták, hogy használható legyen LINUX, UNIX, Windows és Macintosh operációs rendszerek alatt is. Az IDL-programnyelv leginkább a FORTRAN-hoz és C-hez hasonlít, azonban egy-két új elemet is tartalmaz: a program interaktív, ábrázoló- és tömb-orientált. A program több csomagot is tartalmaz az IRAF-hoz 6 hasonlóan. Az IDL egyszerűen elindítható az idl parancs begépelésével. Rengeteg információhoz juthatunk, ha az elindított programba beírjuk, hogy widget_olh. Ekkor megnyílik egy újabb ablak és az összes kisebb csomagról minden lényeges tudnivalót megkaphatunk. Jelen dolgozat terjedelmét meghaladná az alcsomagok és a velük kapcsolatos információk részletes tárgyalása, így ezt most nem teszem meg. Az egyik, általam használt program-kód a Függelékben található meg

9 4. Eredmények 4.1. Galaxisok A katalogizálás során számtalan érdekes objektumot találtam, amelyek nincsenek benne egyetlen eddig ismert katalógusban sem, mivel az objektumok túlnyomó része nagyon halvány (hmg 22 m ). Tucatnyi, igen vörös háttér-galaxist találtam, amelyek csak az SDSS i- és SDSS z- szűrős képeken látszanak. Egy ilyen galaxist mutat a 5. ábra, melynek bal oldalán egy V-szűrős, míg jobb oldalán egy SDSS i-szűrős kép 7 látható. 5. ábra. Egy galaxis nem-láthatósága, illetve láthatósága Találtam olyan galaxist is, amely az ionizált HII-régióból éppen kilátszott (6. ábra bal oldala) és olyat is, amely feltehetően kettős (6. ábra jobb oldala 8 ). Természetesen a fizikai kapcsolatra még nincs semmilyen bizonyíték. 6. ábra. Egy SDSS i-szűrős és egy SDSS z-szűrős kép A galaxisok morfológiája ezen képek alapján pontosan nem állapítható meg, ehhez további vizsgálatok szükségesek. A 1. táblázatban néhány galaxis fontosabb adatai találhatóak (ACSterület, fényességértékek hibával, illetve az égi koordináták). 7 a képek mérete: a kép nincs kozmikussugár-korrigálva 8

10 ACS-terület Szűrő Magnitudó±hiba ( m ) α 2000 ( h m s ) δ 2000 ( ) STRIP2/22 sdss i ± :35: :32:44.27 STRIP2/22 sdss z ± :35: :32:44.27 STRIP2/22 sdss i ± :35: :31:39.89 STRIP2/22 sdss z ± :35: :31:39.89 STRIP2/23 sdss z ± :35: :32:39.57 STRIP6/66 sdss i ± :35: :39:36.58 STRIP6/66 sdss z ± :35: :39:36.58 STRIP6/66 sdss i ± :35: :37:54.51 STRIP6/66 sdss z ± :35: :37:54.51 STRIP6/66 sdss i ± :35: :37:51.12 STRIP6/66 sdss z ± :35: :37:51.12 STRIP6/66 sdss i ± :35: :37:42.17 STRIP6/66 sdss z ± :35: :37: táblázat. Egyes galaxisok adatai 4.2. Jetek/Herbig-Haro objektumok A talált objektumok másik nagy csoportját alkotják a jetek és az ún. Herbig-Haro objektumok. Ezek olyan képződmények, amelyek egy adott csillag körüli heves folyamatokról adnak hírt. Ezen objektumok leginkább a vizsgált ionizált hidrogénfelhő központi régiójában helyezkednek el, mivel a legtöbb keletkező csillag és az azokhoz tartozó anyagbefogási korong ott található meg (Reipurth, 2001). A 7. ábrának az érdekessége, hogy a kép bal oldalán levő csillagról kiinduló jet esetleg fizikailag is eléri a másik csillagot, mintegy anyaghidat teremtve kettejük között. 7. ábra. Egy B-szűrős és egy Hα-szűrős kép a jetről A 8. ábra egy igen érdekes objektumot mutat. A bal oldali kép Hα-ában készült és igen szépen látható a bipoláris jet-szerkezet. A jobb oldali kép SDSS z-ben mutatja ugyanazt a területet, és itt ez a szerkezet már egyáltalán nem vehető észre; helyette egy anyagkorong sziluettje látható. Feltehetően egy olyan protocsillagról van szó, amelyre nagy mennyiségben spirálozik be az anyag a körülötte levő protoplanetáris korongról. A 9. ábra egy kettős csillagról kiinduló anyagáramot mutat. Azt, hogy a két objektum 9

11 8. ábra. Egy Hα-szűrős és egy SDSS z-szűrős kép valós fizikai kapcsolatban van-e egymással, további vizsgálatokat igényel majd. A V-szűrős képen (bal oldal) látható egy sokkal kisebb jet is, amely a kettős egyik tagjából indul ki. Az anyagkidobodás eredete nem ismert még. 9. ábra. Egy V-szűrős és egy Hα-szűrős a kettősről A 10. ábra egy feltehetően gáz- és porkorongból kiinduló jetet mutat; bár a jobb oldali képen egy fényesebb, pontszerű objektum látszik a korong bal oldalánál. Egyenlőre kérdéses, hogy valóban egy csillagszerũ objektumról van-e szó, vagy csak a gáz/por-korongban van egy fényesebb anyagcsomó. 10. ábra. Egy Hα-szűrős és egy SDSS i-szűrős a korongról 10

12 A 11. ábra talán az egyik legérdekesebb objektumot mutatja. Feltehetően egy vagy esetleg kettő csillagról lehet szó, amely(ek)ről egy aszimmetrikus jet indul ki. Esetleg egy multi-pólusú jetről lehet szó? (a) B-szűrő (b) V-szűrő (c) Hα-szűrő (d) SDSS i-szűrő 11. ábra. Az egyik legérdekesebb objektum képei Az utolsó ábrán (12. ábra) egy hatalmas jetet lehet látni, amelyben több fényes anyagcsomó is látható. A 2. táblázatban megtalálhatóak a jetek/hh-objektumok fontosabb adatai, hasonlóan a 1. táblázathoz. 11

13 12. ábra. Egy összetettebb rendszer képe ACS-terület Szűrő Magnitudó±hiba ( m ) α 2000 ( h m s ) δ 2000 ( ) STRIP2/24 B ± :35: :29:29.65 STRIP2/24 Hα ± :35: :29:29.65 STRIP2/26 B ± :35: :30:34.03 STRIP2/26 V ± :35: :30:34.03 STRIP2/26 Hα ± :35: :30:34.03 STRIP6/26 sdss i ± :35: :30:34.03 STRIP6/26 sdss z ± :35: :30:34.03 STRIP6/28 V ± :35: :28:20.78 STRIP6/28 Hα ± :35: :28:20.78 STRIP6/55 Hα ± :35: :21:03.16 STRIP6/55 sdss i ± :35: :21:03.16 STRIP6/69 Hα ± :35: :36:55.92 STRIP6/69 sdss i ± :35: :36:55.92 STRIP6/69 sdss z ± :35: :36: táblázat. Egyes jetek/hh-k adatai 4.3. Protoplanetáris korongok (proplyd-ok) Az általam vizsgált objektumok harmadik nagy csoportját alkotják a fiatal protocsillagok körül megtalálható anyagkorongok, az ún. protoplanetáris korongok (Bally, 2005). A nevük is jelzi, hogy ezek olyan képződmények, amelyekből később kialakulhatnak bolygók, bolygórendszerek. A mai csillagászat egyik igen gyorsan fejlődő ágazata foglalkozik az exobolygókkal, illetve azok kialakulásaival, hiszen ezek ismeretében jobban megismerhetjük saját Naprendszerünket is. A 13. ábrán egy proplyd-ot lehet látni négy szűrőn át. Ez egy tipikus esete az edge-on korongoknak, azaz az olyan proplyd-nak, amelyre pont az éléről látunk rá. Szépen látszódik a 12

14 korong kifelé egyre szélesedő alakja. (a) B-szűrő (b) V-szűrő (c) Hα-szűrő (d) SDSS i-szűrő 13. ábra. Egy éléről látszó anyagkorong A 14. ábrán pedig egy olyan esetet lehet megfigyelni, ahol az anyagkorongra szinte teljesen merőlegesen látunk rá (face-on korong). 14. ábra. Egy B-szűrős és egy Hα-szűrős a kép A 15. ábrán egy olyan korongot láthatunk, ahol nem teljesen éléről látunk rá, hanem egy kicsit döntve. Szép látványt nyújt a korong bal oldalán látható csepp alakú képződmény, amely feltehetően egy lökéshullámfront. A 3. táblázatban néhány anyagkorong fontosabb adatai szerepelnek. 13

15 (a) V-szűrő (b) Hα-szűrő (c) SDSS i-szűrő (d) SDSS z-szűrő 15. ábra. A döntött korong képe ACS-terület Szűrő Magnitudó±hiba ( m ) α 2000 ( h m s ) δ 2000 ( ) STRIP2/54 sdss i ± :35: :24:02.75 STRIP2/54 sdss z ± :35: :24:02.75 STRIP2/55 B ± :35: :23:31.63 STRIP2/55 V ± :35: :23:31.63 STRIP2/55 Hα ± :35: :23:31.63 STRIP6/55 sdss i ± :35: :23:31.63 STRIP6/57 B ± :35: :21:30.28 STRIP6/57 Hα ± :35: :21:30.28 STRIP6/57 sdss i ± :35: :21:30.28 STRIP6/57 sdss z ± :35: :21:30.28 STRIP6/58 Hα ± :35: :36:55.92 STRIP6/58 sdss i ± :35: :36:55.92 STRIP6/58 sdss z ± :35: :36: táblázat. Néhány protoplanetáris korong adata Befejezésül egy ábrát (16. ábra) mutatok, mely az eddig tárgyalt esetekbe sem fért bele. 14

16 (a) B-szűrő (b) Hα-szűrő (c) SDSS i-szűrő (d) SDSS z-szűrő 16. ábra. Egy érdekes eset 15

17 5. Összefoglalás 2005 nyarán összesen tíz hétig dolgoztam az STScI-nél. Ezalatt az idő alatt körülbelül 2500 képet néztem meg és az azokon található objektumokat katalogizáltam. A további tervek között szerepel a talált objektumok későbbi HST-vel illetve földi megfigyelésekkel való vizsgálata, valamint az adatbázis véglegesítése. 16

18 Köszönetnyilvánítás Elsősorban köszönöm Dr. Szatmáry Károlynak és Dr. Vinkó Józsefnek, hogy lehetőséget biztosítottak arra, hogy az USA-ban folyó kutatási munkálatokba bekapcsolódhassak. Szintén köszönöm a Szegedi Tudományegyetemnek és a Szegedi Csillagvizsgáló Alapítványnak, hogy hozzájárultak ahhoz, hogy kijuthassak Baltimore-ba. Rendkívül sok köszönettel tartozom Dr. Vera Platais-nak, aki rengeteg időt áldozott rám, mindig számíthattam rá és nagyon sokat segített. Nagyon köszönöm Dr. Massimo Robbertonak, akire szintén számíthattam, és sokat segített az IDL megértésében, elsajátításában. Köszönöm barátomnak Gáspár Andrásnak, hogy mindig számíthattam rá, ha szükséges volt. Végül, de nem utolsó sorban köszönöm mindenkinek, aki valamilyen módon hozzájárult jelen dolgozat létrejöttéhez. 17

19 Hivatkozások [1] Bally, J.: 2005, Astronomical Journal, B [2] Hillenbrand, L.: 1997, Astronomical Journal, H [3] Kenyon, S. J. & Hartmann, L.: 1996, Astrophysical Journal Supplement, K [4] Lada, C. J. & Lada, E. A.: 2003, Annual Review of Astronomy & Astrophysics, 41, 57L [5] Reipurth, B. & Bally, J.: 2001, Annual Review of Astronomy and Astrophysics, R [6] Robberto, M. et al.: 2005, Astronomical Journal, R 18

20 A. Függelék A.1. A használt szűrőrendszer A különböző helyeken elvégzett méréseket valahogy össze kell hasonlítani egymással - még ha a földi légkörön kívül végezzük el a mérést, akkor is -, hiszen így lehet csak tudományosan értékelhető munkát végezni. Ez fontos, mivel a megfigyelő helyétől, a használt detektortól, az optikai rendszertől és még sok mindentől függ az, hogy milyen fényesnek látunk egy égi objektumot. Éppen ezért bevezettek több nemzetközileg is elfogadott szűrőrendszert, amelyek segítségével már összevethetőek a különböző helyeken végzett mérések. Az egyes szűrők feladata a beérkező fény hullámhossz intervallumának lecsökkentése. A szűrőrendszerek három fő csoportba oszthatóak aszerint, hogy mekkora a lecsökentett hullámhossztartomány: Szélessávú ( λ = nm) Közepessávú ( λ = nm) Keskenysávú ( λ < 10 nm) Az egyik korai, jelenleg is elterjedt standard rendszert Johnson és Kron vezette be a hatvanas évek közepén. Johnson rendszere három áteresztési ablakból állt: ez volt az UBV-rendszer (Ultraviolet, Blue, Visual). Ezt egészítette ki Kron és Cousins az RI-rendszerrel (Red, Infrared). Az UBVRI-rendszer hullámhossztartománya: nm ( Å). A detektorok fejlődésével a rendszert tovább fejlesztették az infravörös tartomány felé. Így az eredeti rendszer kibővült a J, K, L, M, N-szűrőkkel. Később Glass bevezette a H-szűrőt is. Készítettek speciális szűrőket is, amelyek egy bizonyos hullámhosszon engedték át a vizsgálni kívánt objektum fényét; ilyen például a Hα-szűrő. Tehát a teljes Johnson Cousins Glass fotometriai rendszer: U-B-V-R-I-J-H-K-L-M- N. A 4. táblázatban láthatjuk az ACS-szűrők neveit, a hullámhossztartományok szélességét és a maximális áteresztési hullámhosszakat, míg a 17. ábrán a kamera szűrőrendszere látható. Szűrő neve λ e f f (Å) λ (Å) Szűrő-egység F435W Johnson B F555W Johnson V F658N Hα F775W SDSS i F850LP SDSS z 4. táblázat. Az ACS általam használt szűrőrendszere A 18. ábrán azon szűrők áteresztési görbéi láthatóak, amelyek inkább a látható tartományban érzékenyek, míg a 19. ábrán már az infravörös tartományhoz tartozó áteresztési görbéket lehet megtekinteni. 19

21 17. ábra. A WFC/HRC szűrőrendszerei 18. ábra. A látható tartományhoz tartozó áteresztési grafikon Mindkét esetben a felső grafikon a szűrők elméleti áteresztését szemléltetik, az alsó grafikonok pedig a valós transzmissziót mutatják. 20

22 19. ábra. A IR-tartományhoz tartozó áteresztési grafikon A.2. Az alkalmazott IDL-kódok A kód, amelyet bemutatok, generálta le azt a fájlt (F850LP_1.asxy), amelyben a DAOP- HOT és a SExtractor által megtalált csillagok pixel-koordinátái, valamint a csillagok sorszáma szerepelt. Gyakorlatilag ebben a fájlban lehetett leellenőrizni a két fajta fotometria jóságát abban az értelemben, hogy mely objektumokat találták meg. Természetesen a legjobb eset akkor volt, ha mindkét esetben megegyeztek a koordináták. pro readin_xy1 PATH= /data1/phot/strip5/52/ ; az aktuális könyvtár FILENAME = j93k52btq ; itt kell változtatni a fájl nevét FILTER = F850LP ; alkalmazott szűrő ;firstccd=1 & secondccd=4 CCD=1 ; az alkalmazott chipek ; a megfelelő chip száma ;a DAOPHOT által megtalált csillagok koordinátái és az ID-k AP_filename=PATH+FILTER+ _ +FILENAME+ _corflt_ +STRTRIM(STRING(CCD),2)+.xyi 21

23 ;SExtractor által talált csillagok koordinátái és az ID-k SE_filename=PATH+FILTER+ _ +FILENAME+ _corflt_ +STRTRIM(STRING(CCD),2)+.sxyi rdfloat,ap_filename,xa,ya,ia rdfloat,se_filename,xs,ys,is close,/all openw,1,path+filter+ _ +STRTRIM(STRING(CCD),2)+.asxy xa_n = (size(xa))[1] xs_n = (size(xs))[1] r=fltarr(xa_n,xs_n) for i=0,xa_n-1 do begin for j=0,xs_n-1 do begin r[i,j] = sqrt((xa[i]-xs[j])^2 + (ya[i]-ys[j])^2) endfor endfor r_min = fltarr(xa_n) j_i = fltarr(xa_n) xs_out = fltarr(xa_n) ys_out = fltarr(xa_n) is_out = fltarr(xa_n) for i=0,xa_n-1 do begin j_i[i] = WHERE(r[i,*] EQ MIN(r[i,*])) r_min[i]=min(r[i,j_i[i]]) if MIN(r[i,j_i[i]]) GT 10.0 THEN BEGIN xs_out[i] = -1 ys_out[i] = -1 is_out[i] = -1 ENDIF ELSE BEGIN xs_out[j_i] = xs[j_i] ys_out[j_i] = ys[j_i] is_out[j_i] = is[j_i] ENDELSE 22

24 ;VKP print,i,ia[i],xa[i],ya[i],is_out[j_i[i]],j_i[i],xs_out[j_i[i]],$ ys_out[j_i[i]],min(r[i,j_i[i]]) printf,1,i,ia[i],xa[i],ya[i],is_out[j_i[i]],j_i[i],xs_out[j_i[i]], ys_out[j_i[i]],min(r[i,j_i[i]]),$ FORMAT= (2I5,2F11.3,2I7,3F11.3) endfor plot,xa,ya,psym=1 oplot,xs,ys,psym=5 i_minus1 = WHERE(is_out EQ -1,Nelem) & print,i_minus1 IF Nelem NE 0 then oplot,xa[i_minus1],ya[i_minus1],psym=2,color=240 close,1 end Ezután lefutattam egy másik programot, amely legenerálja minden egyes objektumra a postscript-fájlokat. A kód túl hosszú ahhoz, hogy itt bemutassam. Miután meg volt az összes postcript-fájl egy harmadik IDL-kód segítségével - amely szintén meglehetősen hosszú - készítettem el a végső html-táblázatot. 23