Introducción a la Astronomía de Rayos X

Guía 02: Observaciones de rayos X: la lista de eventos y el filtrado

Introducción

A lo largo de esta guía nos familiarizaremos con las listas de eventos de rayos X y el filtrado por intervalos de tiempos buenos (GTI, good time intervals) usando las observaciones descargadas y procesadas en la guía anterior.

La “Lista de Eventos”

La Lista de Eventos de rayos X es la matriz fundamental de la cual obtendremos los productos científicos como imágenes, curvas de luz y espectros. Para explorar el contenido de las listas de eventos, podemos utilizar las herramientas de HEASOFT llamadas FTOOLS que operan sobre archivos FITS. Podemos explorar las listas de eventos *ImagingEvts.ds o *TimingEvts.ds con las siguientes herramientas:

fv (visor y editor interactivo de archivos FITS)

fdump (imprime el contenido de archivos FITS en la terminal o en un archivo ASCII).

fkeyprint (muestra el contenido de una variable del encabezado de un archivo FITS)

fstatistic (calcula estadísticos de una columna de un archivo FITS)

fhelp (muestra las entradas de manual de cada FTOOL)

También podemos visualizar las Listas de Eventos como imágenes usando ds9. Para los datos de XMM-Newton es conveniente usar una escala logarítmica y un agrupamiento (bin) de 64, y elegir la barra de colores deseada.

Primero, es una buena idea hacer una copia de seguridad de las listas de eventos originales de cada cámara (los archivos *Evts.ds), copiándolas en archivos que llamaremos PN.fits, M1.fits y M2.fits, respectivamente, y que referiremos de manera general en esta Guía como EPIC.fits

Filtrado de la “Lista de Eventos” por períodos de fondo alto o background

El siguiente procedimiento es utilizado para filtrar la lista de eventos por períodos de alto background producto de actividad solar. El procedimiento da como resultado un archivo FITS que contiene los intervalos de tiempos buenos (GTI) y una nueva lista de eventos filtrada que excluye a los eventos que corresponden a los intervalos de tiempos en los que el fondo se encontró por encima de cierto RATE.

Paso a paso:

Extraer una curva de luz de eventos singulares (con patrón “0”) a energías por encima de 10 keV para cada cámara (PN, M1, M2) para identificar los intervalos de alto background, usando la tarea evselect de SAS:

> evselect table=EPIC.fits withrateset=Y rateset=rateEPIC.fits \
maketimecolumn=Y timebinsize=100 makeratecolumn=Y expression='expresión'

La tarea evselect actúa sobre la lista de eventos original que aquí llamamos EPIC.fits generando una curva de luz con 100 s de resolución temporal que se almacena en el archivo rateEPIC.fits utilizando la siguiente 'expresión' para cada cámara:

    '#XMMEA_EM && (PI>10000) && (PATTERN==0)'                                para EPIC-MOS

    '#XMMEA_EP && (PI>10000&&PI<12000) && (PATTERN==0)'                para EPIC-pn

La curva de luz resultante puede ser visualizada usando dsplot:

> dsplot table=rateEPIC.fits x=TIME y=RATE

o bien usando directamente una FTOOL como fplot o fv.

Usando la tarea tabgtigen determinamos los intervalos de tiempo en los que la curva de luz es baja y constante eligiendo un límite o threshold (en cuentas por segundo) para crear el archivo GTI, EPICgti.fits (una vez para cada cámara: PNgti, M1gti, M2gti):

> tabgtigen table=rateEPIC.fits expression='RATE<=límite' gtiset=EPICgti.fits

donde los 'límites' por defecto son:

    RATE<=0.35        para EPIC-MOS

    RATE<=0.4                para EPIC-pn

Por último, usamos nuevamente evselect para generar la lista de eventos filtrada, EPICclean.fits (repitiendo para cada cámara: PNclean, M1clean, M2clean):

 evselect table=EPIC.fits withfilteredset=Y filteredset=EPICclean.fits \

   destruct=Y keepfilteroutput=T expression='expresión'

donde las 'expresiones' para MOS y PN son:

    #XMMEA_EM && gti(M1gti.fits,TIME) && (PI>150)   para MOS1
   #XMMEA_EM && gti(M2gti.fits,TIME) && (PI>150)   para MOS2

    #XMMEA_EP && gti(PNgti.fits,TIME) && (PI>150)   para pn

Finalmente, usando fkeyprint podemos comprobar el resultado del filtrado a través de la variable LIVETIME. Por ejemplo, para la cámara PN, obtenemos:

>fkeyprint PN.fits[1] LIVETIME      (para la ObsID: 0013340101)

LIVETIME= 3.79638881234452E+03

> fkeyprint PNclean.fits[1] LIVETIME

LIVETIME= 2.33895821734890E+03

>fkeyprint PN.fits[1] LIVETIME      (para la ObsID: 0013340201)

LIVETIME= 4.36243879760057E+03

> fkeyprint PNclean.fits[1] LIVETIME

LIVETIME= 4.36243879760057E+03

Lo que muestra que la ObsID 0013340101 fue afectada por un fondo alto en una porción significativa de la observación.

A partir de aquí, trabajaremos sobre los archivos de eventos filtrados para analizar los datos de las fuentes de rayos X de interés, generando imágenes para realizar detección de fuentes, análisis morfológico, y produciendo curvas de luz y finalmente espectros.