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10. 「すざく」に固有な FTOOLS (Suzaku FTOOLS )

ここでは、「すざく」の解析に固有かつ重要な FTOOLS を紹介する。

10.1 xisrmfgen

XISのエネルギー分解能、gainなどは、観測時期・観測モード・CCD上のイベントの位置などによって異なる。従って、XISのchannel波高値(PHA)とエネルギー(E)との対応づけが必要である。生の PHA から gain を 3.65 eV/ch に揃えた PI (Pulse Invariant)への変換は、 xispiという critical ftools によってユーザーに渡る Second Fits File の時点ですでに補整されている。この PI と E との関係は rmf で記述されており(§3.4.2参照)、あるエネルギー E の光子が入射したときのPIの分布を行列としておさめられている。 xisrmfgenは、xselect で作成したスペクトルファイルに対応する rmf file を作成してくれるftoolsである。ここでは最も簡単な使い方の例を説明する。詳しくは

> fhelp xisrmfgen

を参照してほしい。

準備するもの
.pha file (スペクトルファイル: ここではtmp.phaとする)
CALDBの設定 (§A参照)
生成されるもの
.rmf file (レスポンスファイル: ここではtmp.rmfとする)

使用方法

> xisrmfgen phafile=tmp.pha outfile=tmp.rmf

10.2 xissimarfgen

天体からのX線のフラックスを正確に求めるには、正確な(望遠鏡を含む)検出器の有効面積(arf)が必要である。 XIS の場合、XIS/HXD nominal position で観測された点源については、 CALDB で arf が公開されている。しかし、

XRT の有効面積が光軸からの距離に依存すること。
積分領域が小さくなると、積分領域の外にでてしまうX線光子の割合が増えるため、有効面積が減少すること。
XISのOBF上に附着している汚染物質(contamination)の影響 (空間的に非一様でかつ時間変化) が CALDB の arf には含まれていないので自分でxiscontamicalcを使って計算する必要があること。
広がった天体の場合には、そもそも有効面積の計算は単純ではないこと。

などの理由から、自分の解析しようとする天体にあわせて arf を計算した方が良い場合が多い。キャリブレーション情報をもとに、モンテカルロ計算を行なって arf を求める tool が xissimarfgen であり、ここではその使い方を簡単に解説する。 xissimarfgen は、HEADAS 6.1.1 以降には正式に HEADAS に含まれている。すでにかなりのパラメタがCALDBやスペクトルファイルから自動で読み込まれるようなっているので、 CALDB を正しくインストールしておかなければならない。

なお、xissimarfgen を使おうと思う人は、 Ishisaki et al. 2007, PASJ, 59, S113 を必ず参照すること。また、各パラメタの意味については

unix> fhelp xissimargen

で確認して欲しい。参考のため、以下に簡単な arf 計算の計算例を紹介しておく。

その1 : 点源のスペクトルをSKY座標で積分した場合の arf
点源のSky座標を (SKY, SKY) = (700, 800)とし、そのスペクトルを (SKYX, SKYY) = (700, 800) を中心に、半径 115 pixel (約 2 arcmin)で積分した場合のXIS1 の arf (source_xis1.arf)を作る。積分領域ファイル(source_xis1.reg^10.1) スペクトルファイル(source_xis1.pi),レスポンスファイル(source_xis1.rmf), GTIファイル(source_xis1.gti, GTI extensionのついたイベントファイルでも良い) ^10.2, attitudeファイル(配付データの auxil/ 以下にある。とりあえず source.att とする)を用意する。

ここで xissimarfgen で使う座標には、bin まとめしていない状態のイメージの座標を指定しなくてはいけないことに注意が必要である。XSELECT 中でデフォルトでは、XIS のイメージは 8 binまとめされているため、そこで作ったイメージから座標を決めると、 xissimarfgen では座標や半径などの値が正しい値の 1/8 になってしまうのである。正しくは例えば XSELECT 中で set xybinsize 1 と打ってイメージの bin サイズを変更し、その後 extract して作ったイメージで座標を決めればよい。

以上のファイルの準備ができたら以下のように実行する。

unix> xissimarfgen \
      instrume=XIS1 source_mode=SKYXY pointing=AUTO source_x=700 source_y=800           \
      num_region=1 region_mode=SKYREG regfile1=source_xis1.reg arffile1=source_xis1.arf \ 
      limit_mode=MIXED num_photon=100000 accuracy=0.005 phafile=source_xis1.pi          \
      detmask=/CALDB/data/suzaku/xis/bcf/ae_xi1_calmask_20051105.fits                   \
      gtifile=source_xis1.gti attitude=source.att rmffile=source_xis1.rmf estepfile=default

その2 : 一様な輝度分布の広がった天体に対する arf
天体の大きさを半径 20 arcminの円とし、明るさは一様とする。 2通りの積分領域で XIS2 の arf を作るとする。出力される arf は天体全体のフラックスを求めることが出来るように規格化されているので、積分領域に比べて天体が大きい場合には注意すること。

unix> xissimarfgen instrume=XIS2 pointing=AUTO source_mode=UNIFORM source_rmin=0            \
      source_rmax=20 num_region=2 region_mode=SKYREG                                        \
      regfile1=source_xis2_a.reg arffile1=source_xis2_a.arf                                 \
      regfile2=source_xis2_b.reg arffile2=source_xis2_b.arf                                 \
      limit_mode=MIXED num_photon=1000000 accuracy=0.005 phafile= source_xis2.pi            \ 
      detmask=/CALDB/data/suzaku/xis/bcf/ae_xi2_calmask_20051105.fits                       \
      gtifile=source_xis2.gti attitude=source.att rmffile=source_xis2.rmf estepfile=medium

ここで estepfile はどの位細かいエネルギーステップでarfの計算を行なうかを表わすパラメタであり、full, dense, medium, sparse の 4 通りが用意されている。まず最初に、比較的はやく計算が終了する estepfile=sparse で設定などの確認を行なってから、好みの estepfile で計算することを勧める。

特に自分で指定をしないかぎり、 xissimarfgenでは contamination 考慮した arf が作られる。このとき、最新のHEADASとCALDBを正しくインストールしてあれば、最新の contamination 情報がCALDBから読みだされる ^10.3。もし、この影響を考慮しない arf を作りたいのであれば、 contamifile=none と設定する必要がある。また、ここでファイル名を直接指定すれば、古い(とはかぎらないが...)バージョンの contamination情報をもとに arf を作ることも可能である。

Source の位置、積分領域の位置が適切かどうかを確認するには、 ds9 で arfの最初のextenstionに入っているイメージを見ることが非常に有効である。

10.3 xiscontamicalc

XIS の Contamination を含んでいない arf がすでにあるときには ^10.4 、 xissimarfgen によって Contamination を含んだ arf を作りなおさなくても、 xiscontamicalc を使えば比較的簡単に contamination の評価が出来る。 xiscontamicalc には、以下に示すような2通りの使い方がある。

その1 : XSPECで使う補正因子を計算する
以下の [ ] の部分に対して、自分の観測に対応したパラメタを入力する。

unix> xiscontamicalc
xiscontamicalc version 2006-11-26
Written by Y.ISHISAKI (TMU)
Built on ANL HEADAS converter 1.71 for ANL version 1.72
Instrument Name (XIS0,XIS1,XIS2,XIS3)[XIS0] 
Suzaku TIME, or date string in UTC, 'yyyy-mm-ddThh:mm:ss.sss'[2006-03-01T00:00:00]
X-ray energy in keV[1]
incident X-ray DETX position[310]
incident X-ray DETY position[512.5] 
ARF file name to multiply the transmission[none]

以下の様な出力が出る。 XSPEC でスペクトルフィッテングを行なう際に、vphabs を使って、 C(CARBON) と O(OXYGEN)の吸収量を補正すれば良い。

xis_contami: reading '/inst/soft/caldb//data/suzaku/xis/bcf/ae_xi0_contami_20061016.fits' ...
   ngp=522, t0=177242000.0, t1=492342800.0, nen=7900, e0=0.201, e1=15.999

TELESCOP = 'SUZAKU'
INSTRUME = 'XIS0'
CONTAMIFILE = '/inst/soft/caldb//data/suzaku/xis/bcf/ae_xi0_contami_20061016.fits' (CALDB)
LEAPFILE = '/inst/soft/caldb//data/gen/bcf/leapsec_010905.fits' (CALDB)
DATE-OBS = '2006-03-01T00:00:00' ( TIME = 194486401.000000 )
DAYS = 199.588 [dy] after 2005-08-13T09:53:20
ENERGY = 1.000 [keV]
R_OFFSET = 3.517 [arcmin] at ( DETX , DETY ) = ( 310.0 , 512.5 ) [pixel]
CARBON = 1.877231 [10**18 cm**-2]
OXYGEN = 0.312872 [10**18 cm**-2]
TRANSMIS = 8.843071e-01

その2 : arf を補正する
上の例の入力の最後の行で、Contamination を含んでいない arf を入力する。

ARF file name to multiply the transmission[none] source_nocontami.arf
scale column density of contaminant from nomincal value?[no]

これで、入力した arf に対して、補正が行なわれる ^10.5。

10.4 xissimを用いたexposure map 作成

xissimは、XIS imageなどのシミュレーションを行なうことができる ftoolsである。例えば以下のような場合、xissimは有用である。拡がった天体のイメージを描きたい時、視野中心と視野の端ではvignettingの影響で実効的なexposureは異なるため、生イメージでは正しい強度mapにはなっていない。そこで、xissimを用いて視野内のexposureのmapを作成することで、イメージのexposure補正をすることが可能である。ここでは、xissimを用いたXIS0, 2.0 keVでのexposure mapの作り方を紹介する。

0. 必要な物
元のimage fits: input.img
オイラー角情報: (=ea1, ea2, ea3)
オイラー角情報は、イベントファイルにも書いてあるので、 fdumpなどで調べよう。
レスポンスファイル: (ここではxis0.rmf)

1. 空が一様に光っているimage fitsを用意
元のimage fitsをinput.img、一様な空image fitsをflatinput.imgとする。

fcarith infile="input.img" const="0" outfil="tmp.img" ops="*"
fcarith infile="tmp.img" const="1" outfil="flatinput.img" ops="+"

これで全ピクセルに1が入ったimage fitsが作成された。

2. 2 keVのphoton listを作成

mkphlist photon_flux=1 flux_emin=1.0 flux_emax=10.0 \
spec_mode=1 image_mode=0 time_mode=0 limit_mode=0 \
fits_image_file=flatinput.img nphoton=200000000 \
energy=2.0 outfile=flat_2keV.pht

mkphlistとは、xissimのためのphoton listを作成するftoolである。詳しくは

>fhelp mkphlist

で勉強してほしい。

3. photon listのイベントを空image fitsに降らせてイベントファイルを作成

xissim instrume=XIS0 
infile1=flat_2keV.pht infile2=none \
ea1=999.9 ea2=999.9 ea3=999.9 \ 
xis_rmffile=xis0.rmf \ 
outfile=flat.evt

4. xselectなどでimage fitsを作成
第5章などを参照して、image fitsを作る。これがexposure mapと等価である。絶対値は違うことに注意すること。

なお、2008年3月現在、 xisexpmapgenというFTOOLSがリリースされている。これは、exposure mapをdirectに作ってくれるツールである。

10.5 hxdarfgen

HEADAS 6.0.6 以降には HXD の arf file を作成する hxdarfgen なる ftools が含まれている。これは、HXD nominal position のレスポンスに対して用いる arf を作成するツールである。(XIS nominal position のレスポンスに対して用いてはダメ)

正確な表現をするならば、HXD のエネルギー応答関数は、入射角度が変わると、パルスハイト分布(rmf)の形自体が変わるので、 rmf $\times$ arf という体系では表現しきれないものであるが、第零近似として、arf を用いた解析が行なえるようになっている。 HXD の arf/rmf は、通常の X線望遠鏡(arf) $\rightarrow$ 焦点面検出器(rmf) という切り分けは行なっておらず、HXD nominal position の時に arf の全ての成分が 1.0 となるように定義されている。すなわち、HXD arf は、HXD nominal position のレスポンスからの補正項として定義されている。

hxdarfgen の詳細な使い方は、

unix $  fhelp hxdarfgen

の記述をよく読んでほしい。

ae101005040_hxd_pin.pha という PIN の PI file を用いていて、 (RA, DEC) = (274.0554, 49.8675) の天体に対する PIN の arf が欲しい場合は、

unix $ hxdarfgen hxd_arf_pinid=64 hxd_arf_gsoid=17 \
                 teldef_name="ae_hxd_teldef_20060516.fits" \
                 attitude_name="ae101005040.att" \
                 hxd_arfdb_name="ae_hxd_pinart_20051126.fits" \
                 input_pi_name="ae101005040_hxd_pin.pha" \
                 point_ra=274.0554 point_dec=49.8675

とすればよい。ここで hxd_arf_pinid=64 なら PIN-0,1,2,...63 全てをマージしたものである。 PIN arf を作成する場合は、hxd_arf_gsoidを 16 より大きい値にする必要がある。衛星の向いていた RA, DEC は、PI file のヘッダに書かれている 'RA_NOM' 'DEC_NOM' から読まれる^10.6。また、 ae101005040_hxd_gso.pha という GSO の PI file に対する GSO の arf が欲しい場合は、

unix $ hxdarfgen hxd_arf_pinid=65 hxd_arf_gsoid=16 \
                 teldef_name="ae_hxd_teldef_20060516.fits" \
                 attitude_name="ae101005040.att" \
                 hxd_arfdb_name="ae_hxd_gsoart_20051126.fits" \
                 input_pi_name="ae101005040_hxd_gso.pha" \
                 point_ra=274.0554 point_dec=49.8675

とすれば生成される。ここで、CALDB 中の arf data base の名前 (hxd_arfdb_name) は、

     PIN なら ae_hxd_pinart_xxxxxxxx.fits、
     GSO なら ae_hxd_gsoart_xxxxxxxx.fits

としないと正常に動作しないので注意が必要である。

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平成21年8月20日