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Dec 18, 2024
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就不分为几篇了，合集，参考用
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xray
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经年的抬头，不期而遇又似命宿相逢，古而不朽的宇穹，将眼眸沾染出一片深邃漆黑，泛着星光点点，余生尽是这般模样。
准备工作基础知识Low Mass X–ray Binary (LMXB)X射线暴安装heasoft以及nicer对应的CALDB网址下载数据处理数据所需要的程序（要求会基础的python知识）—内容已过时，参考文章5基本流程运行4U1820_timing_powspec.pynicer数据目录结构nicerl2nicerl2包含了以下各个例程：例如额外的筛选处理受光泄漏影响的数据尽量保证处理流程前后一致filtcolumns RA_OBJ 和 DEC_OBJL3管道nicer-l3质心处理xselectnimaketime结果能谱拟合CCD&HIDni_burst.py预估背景pipeline独立运行nibackgen3C50暂现理论相关H燃烧He燃烧C燃烧问题新增加lFPM，导致数据读取存在差异geomag不再是可选项
准备工作
基础知识
Low Mass X–ray Binary (LMXB)
低质量 X 射线双星 (low-mass X-ray binaries, LMXBs) 是一类由黑洞或中子星 与输质星组成的双星系统, 其中输质星常常填充洛希瓣并输送物质给致密星。它的输质星通常是一颗主序星, 亚巨星, 红巨星, 褐矮星或者白矮星。LMXB中既有持续源又有暂现源。
暂现源在大部分时间都处于X射线宁静态（Lx约10e31~10e32 erg/s）, 在少部分时间会发生X射线爆发（Lx约10e36~10e37erg/s），
在X 射线双星，主星一般是NS或BH，伴星一般为恒星。根据伴星质量可分为 LMXB和HMXB。
性质划分如下(以及中质量X射线双星)
调研LMXBs：
X射线暴
X 射线暴是发生在 X 射线双星中 X 射线光度在短时间内急剧上升的天文现象，通常光度在 0.5–5 秒内增加 10 倍，到达峰值之后通常在几秒到几小时内呈指数式衰降。
按照爆发时间的长短，一般可将 X 射线暴分为两种类型：I 型 X 射线暴(也称为热核暴，是我们重点关注的暴)和Ⅱ型 X 射线暴(很罕见)。I 型 X 射线暴爆发的间隔为几小时或者几天，而Ⅱ型 X 射线暴的爆发间隔为几秒到几分钟。I 型 X 射线暴大多数发生在吸积中子星低质量 X 射线双星系统中.
通常根据 X 射线暴的持续时间或者辐射的总能量，即能留与峰值流量的比值，可将 I 型 X 射线暴通常可以分为三类：正常暴、中等持续暴和超级暴。
正常暴一般持续时间为数十秒钟，辐射能量大约 10e39 ergs。目前发现的正常暴已经超过7000，Multi-INstrument Burst ARchive - MINBAR
超级暴是一种持续时间长达数小时的 X 射线暴, 由于它除了持续时间长以外,其它得观测特征均与正常暴相似, 因此超级暴也被认为是 I 型 X射线暴。其能量比正常暴高出 2–3 个量级，认为燃料被认为是 3α过程的产物—碳提供燃料。
中等持续暴是持续时间介于正常暴和超级暴之间的 I型X射线暴, 通常它们的持续时间是数分钟到一小时不等，被认为是在较低吸积率下 (0.001~0.01爱丁顿吸积率，但不绝对，也出现在高吸积率的情景中)纯氦的不稳定燃烧造成的。所有中等持续暴都能达到爱丁顿光度, 而超级暴的峰值光度往往不及 中等持续暴。
一些 X 射线暴的强度足以将 NS 的表层抬升（可以超过1000km），则会导致光球层半径膨胀(photospheric radiusexpansion, PRE)。PRE 过程中强大的辐射压使得中子星的光球层膨胀,这造成辐射区域的扩大以及黑体谱有效温度的迅速降低;光球层膨胀过程通常只持续数秒钟, 在经历一个高光度的平台期后, 辐射光度随着黑体温度的冷却不断降低。
由于X射线暴在 PRE 阶段的峰值光度为常数, 所以它能够被当作 “标准烛光”，利用PRE可以限制中子星的距离。
安装heasoft以及nicer对应的CALDB
见之前的教程
网址
nicer数据官网
查找论文：
源下载：
查询源的赤经赤纬：
LMXB源列表与信息，有x射线暴的基本在这个列表中
下载数据
输入想要查找的源名称，对应的卫星方框前打钩，点击start search按钮，等待页面跳转
查询结果如下：选择自己感兴趣的观测号进行下载
点击左下角的retrieve data for select row
点击create downlad script
终端输入下载命令即可下载，熟练python后可自己设计程序利用browse_download_script.txt里的信息进行批量自动下载。
参见文章5的程序分享。
处理数据所需要的程序（要求会基础的python知识）—内容已过时，参考文章5
预处理以及生成光变曲线
包含各种函数的模块，按需导入函数
对暴进行能谱分析
将这三个程序放入需要进行数据处理的观测号主目录中
基本流程
运行4U1820_timing_powspec.py
在运行这个程序之前，需要先将赤经赤纬改为对应源的数据，进入下面网址查询，如图所示
将程序中的ra，dec改为这两个数据
改完ra，dec后保存，终端运行该程序：
如果没有设置开机环境，需要先输入命令heainit
报错提示缺少模块的话需要安装对应的模块
nicer数据目录结构
nicerl2
任务nicerl2旨在执行“第 2 级”分析，其中包括数据的标准校准，筛选和过滤。
最终结果是一个nicer的滤波器文件（niNNNNNNNNN.mkf），以及一个已清理的事件列表（niNNNNNNNNNN_0mpu7_cl.evt）（以及一个niNNNNNNNNNN_0mpu7_ufa.evt）。这里，NNNNNNNNNN 是数据集的 10 位观测 ID
一般而言：niNNNNNNNNNN.mkf将会根据其他信息（例如轨道，仪器姿态，环境等）添加额外的筛选信息，如果缺少某些列，如下判断:
表示mkf的过滤信息未更新。另一种情况是过滤导致gti为0的情况（这也是正确的），如果进行额外的科学分析，则需要重新运行nicerl2，并使用不那么严格的筛选条件。请记住：下载的mkf是由原始 NICER 管道运行中生成的，但由 nicerl2 使用各种 NICER 任务进行更新和扩充.
nicerl2包含了以下各个例程：例如
nicercal - 应用标准 NICER 校准
niprefilter2 - 派生校准滤波器 （MKF） 文件
nimaketime - 创建标准筛选良好时间间隔
nicermergeclean - 结合每个 MPU 的数据和过滤器/筛选
niautoscreen - 自动筛选有问题的每 FPM 和每 MPU 条件
默认情况下，nicerl2 每次处理数据时都会运行所有校准和筛选步骤，以获得最新的处理策略并推荐处理策略。运行
将自动使用以上命令的推荐设置的管道。如果nicerl2对数据的更新是必要的，然而不想完全重新运行一遍，这是可以做到的，使用incremental=YES对需要更新的部分进行增量处理，尽管提取合并的 “ufa” 文件和筛选数据的步骤是不可避免的，但的确减少了时间。注意，默认incremental=NO，代表强制全部运行。
在某些情况下，用户可能正在使用 NICER 观测数据的只读存档副本，无法就地修改数据。在这种情况下，即使使用了 clobber=YES，nicerl2 也无法使用默认值运行。另一个稍微相似的用例是，如果用户正在尝试不同的（或新的）校准，并希望保留预先存在的校准输出。
默认的输入遵循标准 NICER 目录布局：$INDIR/xti/event_uf 中未校准的事件文件;$INDIR/xti/hk 中的 MPU 内务处理数据;和 $INDIR/auxil/ 中的辅助文件。可以人为使用隐藏参数 ufdir、cldir、ufafile、clfile 和 mkfile 来调整这些位置。使用这些参数时，请注意，某些模式可以用作快捷方式：“$CLDIR”用于输出目录名称，“$OBSID”用于观察 ID 号，“$INDIR”用于输入目录。我们科学目标的是得到基于 nimaketime 筛选的筛选和校准事件文件cl。
额外的筛选
NICERL2 提供了用于筛选或选择数据的各种选项。这大致可以分为：按时间过滤和按检测器过滤。
- 轨道相关 （nicersaafilt， saafilt）
- 目标跟踪（trackfilt、ang_dist、elv、br_earth、st_valid）
- 背景相关（cor_range、overonly_range、overonly_expr、trumpetfilt）
- 检测器相关（min_fpm、underonly_range、max_lowmem、thresh_range、threshfilter）
- GTI 质量过滤 （mingti， erodedilate）
除了按时间自动筛选外，nicerl2 还基于每个 FPM 和每个 MPU 进行筛选，以排除可能存在问题条件的模块，例如高噪声率或高下冲。此筛选在 autoscreen=YES 时完成，默认情况下设置为 YES。NICERL2 将默认屏蔽阈值传递给执行实际屏蔽的 NiautoScreen 任务，但可以通过将这些阈值设置为非默认值来调整这些阈值。有关如何应用这些筛选的更多信息，请参阅 niautoscreen 的帮助页面。
用户还可以手动选择或取消选择某些检测器。这种选择可能基于对特定检测器的不良行为的了解。此选择由 “detlist” 参数处理。detlist 允许为整个观测以及特定时间范围选择或取消选择某些探测器。默认值 detlist=launch 表示包括启动时启用的所有检测器。nifpmsel 任务的帮助文件中更详细地描述了它是如何工作的。
nifpmsel 任务执行这些检测器选择，并将每个检测器的暴露信息存储在输出事件文件中。此信息称为 FPM 选择信息，并存储在名为 FPM_SEL 的扩展中。此扩展名以及文件中也存储的各种附加 GTI_* 扩展名为每个探测器提供完整的曝光信息。FPM_SEL 文件还包含一个名为 FPM_SEL 的列，它是每个检测器曝光的逐秒计数，响应任务 nicerarf 和 nicerrmf 可以使用此信息来获取准确的 ARF 和 RMF 文件。
用户可能希望首先使用 detlist=launch 运行标准处理，以获取包含所有检测器的事件文件，然后检查结果输出中是否存在嘈杂或行为异常的检测器。如果找到这样的检测器，则无需再次从头开始重新运行 nicerl2。相反，请使用 nifpmsel 选择或取消选择所需的检测器，并创建一个新的屏蔽事件文件。也可以使用默认的 detlist=launch 运行 nicerl2 一次，然后使用 tasks=SCREEN 和 detlist 运行第二次所需的筛选。结果是，“ufa”文件包含所有启动检测器，但“cl”文件仅包含已选择/已取消选择的检测器。
处理受光泄漏影响的数据
2023 年 5 月，NICER 的热/光学阻挡膜受损。这种损坏的影响是大大增加了光进入 NICER 探测器体积的机会，尤其是在轨道日。光往往会导致噪声和增益偏移增加，而这些偏移的数量足够大，以至于 NICER 被迫调整其低能量阈值，以便在轨道白天进行观测。NICER 的低能量极限从大约 0.25 keV 提高到大约 0.38 keV。在 0.25-0.45 keV 范围将受到轨道日阈值变化的影响。需要额外策略恢复。
尽量保证处理流程前后一致
FPM Selection 信息存储在输出事件文件中。只要任何带有 FPM 选择信息的事件文件都由 NICER 任务 nifpmsel 和 niextract-events 操作，此信息将被携带并更新以用于输出。但是，如果用户使用 NICER 任务之外的任务来操作事件文件，则 FPM 选择信息可能会丢失或变得不准确。因此，建议继续使用 NICER 任务，以便从事件文件中合并、筛选和选择/取消选择检测器。
filtcolumns
由于计算筛选器文件列有多种方法，因此请求它们可能会令人困惑。在 nicerl2 v1.13 及更早版本中，分析师必须兼顾 prefilter_columns、niprefilter2_coltypes 和 geomag_columns 的设置。在 nicerl2 v1.14 版本中，这些请求集中在一个名为“filtcolumns”的参数中。nicerl2 任务会根据需要自动填充特定参数。因此，建议在运行 nicerl2 时使用 filtcolumns 参数。但是，为了向后兼容，用户可以单独指定其他参数并覆盖自动设置。
建议使用最新的filtcolumns=NICERV5，不过会出现geomag_path=DEFAULT 找不到的情况，这很奇怪，即使路径已经添加到环境。
RA_OBJ 和 DEC_OBJ
在某些情况下，标准 NICER 处理中包含的目标坐标可能不正确或需要调整。NICER 团队维护着一个目标坐标数据库。在标准管道运行时，使用此数据库来设置 RA_OBJ 和 DEC_OBJ 关键字。如果在运行管道时数据库不正确，则可能需要在运行 nicerl2 时调整目标位置。可能出现的另一种情况是 存储在 RA_OBJ 和 DEC_OBJ 中的“目标位置”可能是偏移坐标，而不是真正的目标坐标。在这种情况下，运行 nicerl2 时需要调整目标位置。（坐标既用于筛选目的，也用于计算 X 射线响应矩阵。X 射线吞吐量随离轴目标位置而变化，因此了解真实的目标坐标可以改变响应的估计值。）
L3管道
nicer-l3
整个obs
选定的gti时间
光线曲线的背景估计需要 HEASoft 6.33版本及以上才实现
质心处理
对niNNNNNNNNNN_0mpu7_cl.evt进行质心修正，得到一个bary_niNNNNNNNNNN_0mpu7_cl.evt文件。
所谓质心修正，是利用barycor计算出地球相对于太阳系质心的位置和速度，将时间转换到质心参考系中，从而消除地球运动效应，从而获得更准确的时间。
xselect
提取光变或能谱
nimaketime
结果
以上在该程序中都有体现，需要仔细读懂程序。运行成功后，每个观测号会生成一个图，包含这个观测号全部时间段的信息。
目前只需要关注第一个图，看有无暴，下面的功率谱暂时不用关注。
蓝色是0.5~10kev的光变曲线（主要看蓝色部分），红色是12~15kev的光变曲线，这部分能段响应不好，可以当做仪器背景辅助判断。nicer的有效响应能段为0.3~12kev。
上图中蓝色有突出，且红色计数率较低，可以初步判定为暴。
可以自行设计程序去读取每个观测号的光变曲线，也可以用fv去读取这种fits文件格式的光变信息。
一个fits文件包括多个HDU（两个以上），开头一个是Primary HDU,每个 FITS 文件的Extension 都包含 Primary，存储着一些物理观测数据的二进制表，按照行和列组成的多维数组，可以通过 Python 天文包中的hdu.data 来读取。
例如这里用fv读取1050080126_1s.lc
第二行为计数率，第三行为好时间段。
点击plot选定xy轴，可以得到光变图
可以选择区域放大
python画图如下
能谱拟合
在 I 型 X 射线暴下降过程中,其时间分辨能谱与冷却过程中的黑体辐射谱一致，理论上它们被认为是中子星表面不稳定的核燃烧产生的。
对于同一X射线双星, 有时候会出现幂率成分主导的能谱态,有时候又会切换到热成分主导的能谱态。我们常 常将幂率成分主导的能谱态称为低硬态、热成分主导的能谱态称为高软态, 并且把谱态的切换称为态跃迁 (state transition)。注意：在部分黑洞双星中还能观测到甚高 态, 其最主要的特征是高光度(接近爱丁顿光度)以及在能谱中处于主导地位的陡峭的幂率成分(幂率指数达2.5)。
在低硬态，功率谱（Power Spectral Density, PSD）中可能出现低频的准周期震荡 (quasi-periodic oscillation, QPO)，
root mean square（rms ）可用于评估流量的变化程度。当我们说功率谱的rms大于10%时，我们通常是指在特定频率范围内，信号的功率谱密度的均方根值占总功率的百分比超过了10%。这里的“总功率”是指在整个频率范围内信号功率的总和。
CCD&HID
基于色色图中数据点的分布形状, 中子星被划分为 Atoll 源和 Z 源.
硬度比:硬 X 射线波段和软 X 射线波段的计数率的比值.用来推测能谱中热成分和幂率成分的相对强度, 以此来鉴别 X 射线双星是处于低硬态还是高软态。 建议中子星系统和黑洞系统的硬态的硬度比阈值采用 1.0, 中子星系统软态的阈值采用 0.2, 而黑洞系统软态的阈值采用 0.1。
ni_burst.py
这个程序是对暴进行能谱的演化分析，在此之前，需要用matlab程序去获取暴和背景的时间段。
得到储存暴信息的1050080126_1s_burst.mat文件。
也可以自己设计程序去代替MATLAB去实现这一效果
得到mat文件后把ni_burst.py里的文件改成你所需要进行能谱分析的观测号
预估背景
NICER处于高倾斜的ISS轨道上，受到变化的带电粒子环境的影响，这个轨道穿越了南大西洋异常区域和南极和北极附近的带电粒子区域（“极区”）。带电粒子背景在高能区域最为明显。在低能区域，NICER的背景主要受到光污染影响，尤其是在低太阳角度下，以及仪器噪声峰，会在<0.4 keV的能量产生过多的事件。
pipeline
nicerl3-spect任务于2022年11月发布的HEASoft 6.31中可用。该任务提供了一种简单和流畅的方法，以NICER推荐的方法提取光谱产品。nicerl3-spect生成以下：
- 从清理后的事件文件中提取的光谱（phafile）
- 背景光谱文件（bkgfile）或脚本（bkgscript），具体取决于背景模型设置
- ARF响应文件（arffile）-目标的有效区域
- 天空ARF响应文件（skyarffile）-漫散天空的有效区域
- RMF响应文件（rmffile）-目标的重新分配矩阵
- 背景响应文件（bkgrmffile）-粒子背景的重新分配矩阵
- XSPEC“load”文件（loadfile）-用于将文件加载到XSPEC的示例脚本
“load”文件将通过提供一个示例脚本，帮助用户快速入手并将所有产品加载到XSPEC中。
虽然提供了单独的手动任务，但NICER团队建议使用nicerl3-spect以一致的方式生成所有光谱产品。
独立运行nibackgen3C50
3C50模型包含在HEASoft 6.31和NICER CALDB中。您仍然可以单独下载和安装该工具，但是此方法现已过时。请注意，独立工具将来不一定会得到更新。
暂现理论相关
LMXBs的爆发行为有两种模型解释：
标准的吸积盘不稳定性模型(disk intability model, DIM)：质量转移率被认为是恒定的, 爆发是由吸积盘的不稳定性触发的。导致吸积盘不稳定的机制可能是潮汐不稳定性或者热–黏滞不稳定性。潮汐不稳定性与吸积流和双星轨道运动的共振有关。而热–黏滞不稳定性的发生与不透明度随温度和压强的变化有密切的联系。通常,吸积盘不稳定性模型指的就是基于吸积盘的热–黏滞不稳定性的随时间演化的盘模型。
质量转移不稳定性模型：量转移率被认为是不稳定的, 爆发的产生是由于质量转移率的剧涨。
H燃烧
中子星表面温度较低时,H 燃烧由冷 CNO 循环主导,少数情况会发生热 CNO 循环。 而中子星表面温度足够较高时,H 燃烧主要是 rp 过程。
冷CNO循环：N,O的生成速率与消耗速率相同,是循环过程的催化剂。冷 CNO 的反应速率依赖于捕获质子的速率。当吸积率低于 0.01 ̇mEdd,H 经冷 CNO 循环过程燃烧,反应速率 非常快,这个过程释放的能量与 T 16 (T 为环境温度) 成正比,反应过程不稳定,同时会触发 He 燃烧,观测上表现为 H/He 混合燃烧 I 型 X 射线暴。
He燃烧
He 丰度较高的壳层可以在稳定的 H 燃烧 (吸积率 0.01 ̇mEdd ∼ 0.1 ̇mEdd) 的壳层之下形 成,或者通过吸积 He 白矮星、大气成分为 He 的主序星形成。
C燃烧
目前, 超暴的发生条件尚不清楚,可能需要额外的加热机制 (例如,中子星壳层的超密态核反应),以克服 C 聚变的库仑势垒。
问题
新增加lFPM，导致数据读取存在差异
NICER由52个独立运行的探测器组成。虽然每个探测器被设计为与其他探测器相同，但它们实际上略有不同，可以单独操作。
虽然这可能看起来是微不足道的信息，不值得考虑，但是NICER的探测器单独运行在生成ARF响应文件时具有重要的后果。
在生成ARF时，必须确切地知道哪些探测器是活动的。一组活动探测器可能会因多种原因而发生变化：
- 运营团队可能会故意禁用某些探测器进行维护或因预计目标会产生高计数率
- 一个或多个探测器可能存在故障条件
- 分析师可能希望取消选择某些嘈杂或其他“不好”的探测器
geomag不再是可选项
从 HEASoft 6.31 （NICERDAS 10） 开始，nicerl2 要求用户使用地磁量来构建 NICER 滤波器文件。由于背景建模是此版本的一部分，并且某些模型使用地磁量来通知其背景估计器算法，因此需要地磁量。
虽然用不到这个，但你必须设置它的路径，不然会报错
ERROR: geomag_path=$GEOMAG_PATH but no such environment variable is set at /home/pl/software/heasoft/heasoft-6.31.1/x86_64-pc-linux-gnu-libc2.31/bin/nicerl2 line 422.
以及存在压缩包并提示：
CFITSIO ERROR END_OF_FILE: tried to move past end of file
这个小问题，只要手动解压一下就行，问题的根源出在geomag上
配置
自动下载并更新
- Author:彭龙
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