IRAF はフリーで配布されており、商用 UNIX の他、Linux 等の PC-UNIX、最近では Mac OS X 用もサポートされている。

（１）ファイル名について

　IRAF では FITS ファイルの標準の拡張子は .FITS だが、MS-DOS の拡張子３桁の場合、必ず .FIT としないと IRAF で読めないので注意する こと。

（１）ダークフレームの合成

　フラットフィールドの補正用ダークフレームの合成をする。

　まず、ダークフレームの統計量を調べて異常値のフレームがないことを確認する。異常な値のフレームは合成に用いない。ただし、ここで @flat-dark.list とはリストファイルで、flat-dark.list というファイルに合成するダークフレームのファイル名を書き込んでおく。

cl> imstat @flat-dark.list
#               IMAGE      NPIX      MEAN    STDDEV       MIN       MAX
           d3s001.fit     90750     137.6     13.32      105.      382.
           d3s002.fit     90750     137.2     13.34      104.      381.
           d3s003.fit     90750     137.2     13.32      106.      383.
           d3s004.fit     90750     137.2     13.31      105.      388.
           d3s005.fit     90750     137.1     13.31      106.      390.
           d3s006.fit     90750     137.1     13.33      106.      387.
           d3s007.fit     90750     137.1     13.32      106.      383.
           d3s008.fit     90750     137.1     13.33      105.      391.
           d3s009.fit     90750     137.1     13.31      104.      382.
           d3s010.fit     90750     137.1     13.34      105.      395.

　次に、フラットフィールドの補正用ダークフレーム(10 枚程度)をメディアンで合成する。

cl> imcombine @flat-dark.list flat-dark.fits combine=median

　@flat-dark.list はリストファイルで、flat-dark.list というファイルに合成するダークフレームのファイル名を書き込んでおく。

　flat-dark.fits は合成した画像が出力されるファイル名である。出力ファイル名には必ず .fits という拡張子を指定すること。

（２）ダークフレームの差し引き

すべてのフラットフィールドから、（１）で合成したダークフレームを差し引く。

cl> imarith @flat.list - flat-dark.fits @flat-sub.list

　@flat.list はリストファイルで、flat.list というファイルに取得したすべてのフラットフィールドの画像ファイル名を書き込んでおく。

　flat-dark.fits は（１）で出力したファイル名を指定する。

　@flat-sub.list はリストファイルで、flat-sub.list というファイルにダークフレーム差し引き後のファイル名を書き込んでおく。

※ このリストファイルの作成は以下のコマンドにより自動化できる。このコマンドでは、元の画像ファイル名の後ろに s を自動で付けて出力とする。このコマンドは UNIX の cat コマンドと sed コマンドを利用しているが、IRAF の中でこれらのコマンドを使用する場合は、コマンド行の先頭に ！ マークを付ける必要があるので注意すること。

cl> !cat flat.list | sed -n 's/.fits/s.fits/p' > flat-sub.list

このコマンドによりファイルが以下のように作成される。

   object.list                 object-sub.list
  kcd49223.fits                kcd49223s.fits  
  kcd49224.fits                kcd49224s.fits 
  kcd49225.fits       →       kcd49225s.fits 
  kcd49226.fits                kcd49226s.fits 
  kcd49227.fits                kcd49227s.fits 

※ FITSファイルの拡張子が .fit の3文字である場合は次のコマンドを用いる。

cl> !cat flat.list | sed -n 's/.fit/s.fit/p' > flat-sub.list

（３）フラットフレームの規格化

（４）フラットフレームの合成

規格化したフラットフレームをメディアンで合成する。

ge> imcombine @flat-sub.list flat.fits combine=median

　@flat-sub.list はリストファイルで、（３）で規格化した flat-sub.list を指定する。

　flat.fits とは結果が出力されるファイル名である。出力ファイル名には必ず .fits という拡張子を指定すること。

（１）ダークフレームの合成

　オブジェクトフレーム(小惑星を撮像したフレーム)の補正用ダークフレームを合成する。

　まず、ダークフレームの統計値を調べて異常値のフレームがないことを確認する。異常な値のフレームは合成に用いない。ただし、ここで @obj-dark.list とはリストファイルで、obj-dark.list というファイルに合成するダークフレームのファイル名を書き込んでおく。

ge> imstat @obj-dark.list
#               IMAGE      NPIX      MEAN    STDDEV       MIN       MAX
         d300s001.fit     90750     411.5     432.8      179.    12424.
         d300s002.fit     90750     411.2     432.4      178.    12384.
         d300s003.fit     90750      411.     432.2      178.    12360.
         d300s004.fit     90750     410.5     431.7      178.    12348.
         d300s005.fit     90750     414.1     433.9      178.    12468.
         d300s006.fit     90750     425.9      437.      189.    12516.
         d300s007.fit     90750     418.6     432.9      185.    12344.
         d300s008.fit     90750     416.9     432.6      183.    12344.
         d300s009.fit     90750     414.8     430.7      180.    12296.
         d300s010.fit     90750     415.9     433.8      181.    12512.

　次に、オブジェクトフレーム補正用ダークフレーム(10 枚程度)をメディアンで合成する。

ge> imcombine @obj-dark.list obj-dark.fits combine=median

　@obj-dark.list はリストファイルで、obj-dark.list というファイルに合成するダークフレームのファイル名を書き込んでおく。

　obj-dark.fits とは結果が出力されるファイル名である。出力ファイル名には必ず .fits という拡張子を指定すること。

（２）ダークフレームの差し引き

　すべてのオブジェクトフレームから（１）で合成したダークフレームを差し引く。

ge> imarith @object.list - obj-dark.fits @object-sub.list

　@object.list はリストファイルで、object.list というファイルに小惑星を撮像したすべての画像ファイル名を書き込んでおく。

　obj-dark.fits は（１）で出力したファイル名を指定する。

　@object-sub.list はリストファイルで、object-sub.list というファイルにダークフレーム差し引き後のファイル名を書き込んでおく。このファイルの作成は以下のコマンドにより自動化できる。このコマンドでは、元の画像ファイル名の後ろに s を自動で付けて出力とする。

cl> !cat object.list | sed -n 's/.fits/s.fits/p' > object-sub.list

（３）フラットフレーム補正

合成済みのフラットフレームで、すべてのオブジェクトフレームを割る。

ge> imarith @object-sub.list / flat.fits @object-flat.list

　@object-sub.list はリストファイルで、（２）でダークを差し引いた object-sub.list を指定する。

　flat-dark.fits は ３の（４）で出力したフラットフレームのファイル名を指定する。

　@object-flat.list はリストファイルで、object-flat.list というファイルにフラットフレーム補正後のファイル名を書き込んでおく。このファイルの作成は以下のコマンドにより自動化できる。このコマンドでは、元の画像ファイル名の後ろに f を自動で付けて出力とする。

cl> !cat object.list | sed -n 's/.fits/f.fits/p' > object-flat.list

（４）画像の向きの補正

　CCD カメラの画像が、実際の星空に対して上下逆さまや裏返しとなる場合がある。このような場合は IRAF の imcopy コマンドを用いて、正しい向きの画像に補正をする。 　CCD カメラの取り付け部分が回転できる場合は、画像を表示した際に上が北になるように位置決めしておくと良い。

　具体的には、筆者の ST-6 が出力する FITS 画像は裏返しになる。また、ドイツ式赤道儀では、望遠鏡が赤道儀の東側にあるか、西側にあるかによって画像が逆さまになるため補正が必要となる。

（参考）筆者の観測環境での ST-6 画像の補正方法

・Telescope East

　　imcopy image-in.fits[*,-*] image-out.fits

・Telescope West

　　imcopy image-in.fits[-*,*] image-out.fits

※ この補正コマンドをまとめてリストファイルで実行する場合は、次のコマンドが使える。

cl> !cat object.list | sed -n 's/.fit/f.fit\[\*,-\*]/p' > object_corr.list
cl> !cat object.list | sed -n 's/.fit/c.fit/p' > object_c.list
cl> imcopy @object_corr.list @object_c.list

※ 向きが補正された画像のファイル名の後ろには c が自動的に付される。また、コマンド中に * を指定する場合は、* の直前に \ (バックスラッシュ)を入力する。"[\*,-\*]" の部分は自分の環境に合わせて修正する。

１ 比較星の選択

２ FWHMの測定

　まず、imexamine コマンドを用いて、星像のFWHM(半値幅)を求める。

cl> disp fie_name
cl> imexa fie_name

測定する星像にマウスカーソルを当てて r キー(小文字の R )を押すと、以下のように画像のプロファイルが表示される。

　また、測定する星像にマウスカーソルを当てて a キーを押すと xgterm ウインドウに以下の情報が表示される。比較星を a キーにより次々に測定して、そのFWHMの平均値を求める。

　IRAF の場合 FWHM の値として ENCLOSED, MOFFAT, DIRECT の3種類が表示される。このうちどの値を採用するかはいろいろな流儀があるので、自分のやり方を決めておくのが良いだろう。私の場合は MOFFAT の値をざっと平均している。このサンプル画面の場合では 1.9 ピクセルとしている。

測定が終わったら、画像にマウスカーソルを置いたまま、q キーを押して imexamine を終了する。

imexamine の主なコマンド(他にも役立つコマンドがある。実際にやってみれば理解できるであろう)

　a: apertuer sum,moment parameters,and gaussian fit
　c: column plot
　l: line plot
　e: contour plot
　h: histogram plot
　q: quit
　r: radial profile plot
　s: surface plot

３ パラメータの設定

　測光は IRAF の apphot コマンドを用いる。この apphot は多くのパラメータを適切に設定することが必要である。apphot では5つの画面を切替えてパラメータの編集を行う。ここでは最初に phot パラメータ画面に入り、そこから別の画面に移行する方法を紹介する。次の IRAF コマンドでパラメータの編集を行う。

　まず aphot コマンドが使えるように以下のコマンドを入力してから、epar phot コマンドを実行する。

cl> noao
no> digi
di> apphot
ap> epar phot

　まずこの画面では radplot の初期値が no となっているので、yes に修正する。

　次に画面の datapar の行に矢印キーでカーソルを移動してから :e (コロンと e )と入力すると下の datapar の編集画面に移行する。

　この画面では fwhmpsf の値として imexamine で調べた FWHM の平均値を入力する。

　さらに、使用したCCDカメラの以下のデータを登録する。
　・readnoi 読み出し雑音(単位はelecton)
　・epadu ゲイン
　・itime 積分時間

　ただし、画像のFITSファイルのヘッダにこれらの値が記録されている場合、個々に値を入力せずに、ヘッダのキーワードを指定するだけでヘッダから自動的に値が読み込まれるので便利である。その場合は、ccdread、gain、exposur にそれぞれのヘッダのキーワードを入力する。このサンプル画面はキーワードではなく値を直接入力した例である。

　次に datamin と datamax を入力する。datamax はリニアリティー の保証範囲をカウントで入力する。保証範囲が不明な場合は30000くらいを入力するのが無難であろう。datamin は、読み出し雑音の3倍くらいの負の値を入力すればよい。

　編集が終ったら :q と入力すると最初の phot 画面へ戻る。

　次に画面の centerp の行に矢印キーでカーソルを移動してから :e と入力すると下の centerp の編集画面に移行する。

　この画面では cbox の値として FWHM の 2 倍程度の値を入力する。maxshif は 2 ピクセルを入力する。

　編集が終ったら :q と入力すると最初の phot 画面へ戻る。

　次に画面の fitskyp の行に矢印キーでカーソルを移動してから :e と入力すると下の fitskyp の編集画面に移行する。

　この画面では annulus (スカイの内経)と dannulu (スカイの幅)を入力する。annulus はこの次の画面で入力する apertur サイズに 1.0 を加えた値とする。dannulu は 3〜5 の範囲の値とする。

　編集が終ったら :q と入力すると最初の phot 画面へ戻る。

次に画面の photpar の行に矢印キーでカーソルを移動してから :e と入力すると下の photpars の編集画面に移行する。

　この画面では apertur の値を入力として FWHM の平均値の 1.5 倍の値を入力する。ただし、小惑星が移動により楕円に写っている場合などは、1.5 倍より若干大きめにする。

　編集が終ったら :q を2回押すとパラメータ編集を終了する。

４ 実際の測光

　パラメータの設定が終了したら apphot コマンドを用いて測光を行う。

ap> phot image.fits

　画像の測定すべき星像にマウスカーソルを当てて、スペースキーを押すと、以下のような星像のプロファイルが表示される。

　また、IRAF を実行している xgterm には簡単な測定結果が表示 されて、測定がうまく行われているかの確認ができる。

　ok の部分が err となった場合は、カーソルが星にうまく当たらずにセンタリングに失敗したり、明るい星で datamax の値を越えた場合など何らかの問題があるのでチェックする必要がある。

測光を終了する時は、画面にマウスカーソルを置いて q キーを押し、続いて xgterm にマウスカーソルを置いて q キーを押す。

　より詳細な測光結果が以下のような名称のファイルに出力される

　w153040c.fits という画像ファイルを3回測定した場合

　w153040c.mag.1
　w153040c.mag.2
　w153040c.mag.3

　このような名称のファイルが作成される。測光を繰り返した場合、測光結果ファイルは上書きされずに、ファイル名の最後の連番が繰り上がる。このため、測光に失敗てやり直す場合は、ファイル名が変わってしまう。後処理の自動化等でこれを嫌う場合は、失敗した時はこのファイルを削除してからやり直すと良い。

　測光結果ファイルから必要な項目を取り出すには以下の IRAF コマンドが利用できる。

cl> txdump *.mag.1 XCENTER,YCENTER,FLUX,MAG,MERR yes

　また、時刻の情報を FITS ファイルのヘッダから取り出して、結果のデータファイルを作成する。

　これらの処理を行うプログラム(スクリプト)を用意すると効率的に作業が行える。

２ 比較星の測光結果の確認

　*.mag.1 から得られた比較星の等級をそのままグラフにプロットする。このグラフから比較星の光度変化がわかり、おかしな変化をしている場合はその比較星をリジェクトする。

３ 小惑星の等級の求め方

　任意の比較星と小惑星との等級差を小惑星の相対等級とする。または、すべての比較星の平均値との差を相対等級とする方法もある。(著者は常に後者のやり方をしている)

４ 小惑星の誤差の求め方

　誤差は apphot の結果で得られるが、小惑星の誤差だけでなく比較星の誤差を加味した以下の式で求めることが望ましい。

　誤差 = √(x^2 + Σ(y^2)/n)

　ただし、x は小惑星の測定誤差、y は比較星の測定誤差、n は比較星の個数

５ ライトカーブのプロット

　得られた相対等級をプロットしてライトカーブを作成する。縦軸は比較星との等級差を、横軸は周期が求まっている場合は周期の位相、それ以外は観測時刻のUTにする。また、測定時の誤差をもとにエラーバーを付けるようにする。