KOOLS: Kyoto Okayama Optical Low-dispersion Spectrograph

2007年8月試験観測

分光標準星
分光観測限界等級
Domeflat Images
<4000AAでの効率調査

分光標準星

2007/08/09

BD+28d4211, V=10.51
table from ESO

kls006710: No.5, 1" slit, 30 sec, ZD=8.6

2007/08/10

Feige110, V=11.82
table from ESO

kls006803: No.5, 1" slit, 300 sec, ZD=39.8
- RAW FITS
- domeflat
- flat, background引き, cosmic ray除去後
- aperture抽出後
- HCT, aperture抽出後, output of IRAF/identify command
- 波長較正後 flux calibration result
- count→flux変換係数を多項式フィット. カタログ値と比較:
kls006811: No.5, wide(∼5") slit, 120 sec, ZD=39.8
kls006804: VPH495, 1" slit, 300 sec, ZD=39.8
- RAW FITS
- domeflat
- flat, background引き, cosmic ray除去後
- aperture抽出後
- HCT, aperture抽出後, output of IRAF/identify command
- 波長較正後 flux calibration result
- count→flux変換係数を多項式フィット. カタログ値と比較:

分光観測限界等級

2007/08/10

FSB_B_402, V=15.2(カタログ値)

kls006786: No.5, 1" slit, 1,200 sec, ZD=19.0
kls006793: No.5, 1" slit, 1,200 sec, ZD=11.7
- 上のimageで分かるように, 同じ条件だがkls006786とflux densityが10-20%異なる(波長に依存して変化). 天気とシーイングによるもの? (天気, シーイングとも岡山としてはかなり良かったと思われるが..)
この星のapertureを使ってbackgroundを抽出し, 波長較正とflux calibrationを行い, backgroundのゆらぎを21pixごとのstd devで求めた: (noiseが跳ね上がっているところはbad columns)

この結果から点源, 1" slit, 1,200sec積分の場合の連続光限界等級を求めた:

wavelength 1sigma (erg/s/cm²/AA) 5sigma (AB mag)

4,000 1.5e-16 17.4

5,000 8.0e-17 17.6

6,000 1.8e-16 16.3

7,000 1.8e-16 16.0
拡がった天体の場合: 1pixelごとのゆらぎを10px x 10pxで求め(=s), 1px=0.67", 約5AAなので(5 / 0.67)で割る. flux calibrationの結果から1arcsec²あたりの5sigma flux densityに換算 (s / 5 * 0.67 x 5 x conversion factor):

5,000AAで19.9AB mag/arcsec².
kls006818, 6819: VPH495, 1" slit, 1,200 sec
- RAW FITS
- flat, background引き, cosmic ray除去後
- aperture抽出後
- HCT, aperture抽出後, output of IRAF/identify command
- 波長較正後
- flux calibration後(number, wavelength, count rate, flux density): kls006818 kls006819
この星のapertureを使ってbackgroundを抽出し, 波長較正とflux calibrationを行い, backgroundのゆらぎを21pixごとのstd devで求めた:

この結果から点源, 1" slit, 1,200sec積分の場合の連続光限界等級を求めた:

wavelength 1sigma (erg/s/cm²/AA) 5sigma (AB mag)

4,500 8e-16 15.3

5,000 2e-16 16.6

5,500 7e-16 15.0