VLA的AIPS简单绘图

进入：aips tv=local，然后填上ID号，相当于项目号。

退出：kleenex，exit都可以，后者保留窗口继续运行。

信息查看：inp/qinp，help，explain，imh，apropos，about。

基本步骤：1.装载数据，2.找到校准源，3.校准，4.成图得结果。

此处观测的源是G192.6002-0。

cd $AIPS_ROOT

cd DATA

export MYDATA=`pwd`

cd ~

aips tv=local

1.装载数据：

task 'fillm';inp

datain 'MYDATA:AC308_' （可以使用绝对路径，但由于AIPS不区分大小写，实际是全部转成大写，所以输入绝对路径名后，后面的引号不要加上，以便AIPS保持原来的大小写来传输给linux搜索文件。这挺麻烦的。）

vlaobs 'AC308'

inp

go

pcat

2.选出校正源：

task 'listr'

getn 1

optyp 'scan'

docrt 1

inp

go

calc '*'

go

3.校正成图：

task 'setjy'

getn 1

source ''

ZEROSP 0

optyp 'calc'

freqid 1

go

run vlaprocs

输入校正源信息：

task 'vlacalib'

getn 1

cals '0559+238' ''

calcode '*'

refant 7

uvrange 0 0

snver 1

docalib -1

minamp 10

minph 10

doprint -1

vlacal

task 'vlacalib'

getn 1

cals '0632+103' ''

calcode '*'

refant 7

uvrange 0 0

snver 1

docalib -1

minamp 10

minph 10

doprint -1

vlacal

task 'getjy'

source '0632+103' ''

cals '0559+238', ''

go

task 'vlaclcal'

getn 1

source 'G192.6002-0' '0632+103' ''

cals '0632+103' ''

opcode 'cali'

SMOTYPE ''

timer 0

interp '2tp'

snver 1

gainuse 2

doprint -1

vlaclcal

task 'split'

getn 1

source 'G192.6002-0' '0632+103' ''

calcode ''

docalib 2

go split

task 'imagr' （尽量用imagr包，因为这是aips组的主要发展对象。）

getn 3

docalib -1

dotv 1

go

本攻略基于COOKBOOK的附录A，主要处理C波段和X波段的VLA连续谱数据，其它波段参考VLA状态报告以及同一网页上相关波段的特定说明。本攻略同时也作为操作流程的备忘录。（EVLA正式投入使用之后，可能会有新的处理方式。）

注意标点输入时的中英文输入法状态——输中文时用中文符号，输英文时用英文符号——以方便粘帖和直观。特殊名词一般情况下没有成为约定俗成的均不作翻译。如果以后能够程序化，窗口化，代码部分位于文本窗口，以方便复制粘帖。

COOKBOOK手册要看熟，Radio Astronomy Tools，Synthesis School原理要弄清，VLA Status进展要注意。

！！！下载与处理数据前先看一下operator‘s log，看是否有需要注意的地方。——2010年VLA官网对archive数据开始故障标注。

如何应付已知的系统问题（Known problems with (E)VLA and VLBA archival data）？看一下数据观测时间段以及问题标签，官方提供了解决方案，去掉那些不能用的数据，甚至换（其它时间段的）数据。

AIPS只是一款辅助我们处理干涉阵数据的由VLA(NRAO)提供的软件。关键是要知道观测数据的数据结构。或者说要知悉哪些是基本的，哪些是已经处理过的并且可以返工的。就像对于CCD的数据我们是把像元的数值当作基本的那样。

VLARUN（aips pipeline，文末的标准套路）快点强大起来吧（2003年出的），这样大家的处理方式就容易统一了，也能够把更多的心思放在整体图景上。——如何使得本process简单而有效？我知道干涉技术很复杂，但我仍希望能够更简单一点。

archive数据下载：

ftp ftp.aoc.nrao.edu

anonymous

cd e2earchive

prompt

get/mget ...

掉线以后可以用open ftp.aoc.nrao.edu

user命令再次登录

或者使用gftp工具

此处的VLA数据处理主要做FLAG，CALIBRATION，和CLEAN三步。

xterm &

cd AIPS

. LOGIN.SH

（或者可以修改主文件夹里的.bash_profile文件，添加. LOGIN.SH）

1.设置数据路径，启动aips软件：

cd $AIPS_ROOT/DATA/XCOLD97

export MYDATA=`pwd`

cd ~

aips tv=local

236 (自己的id)

（注意把pwd标起来的back slash，不是中英文单引号。）

2.装载数据：

task 'fillm';default;

datain 'MYDATA:AR472_';vlaobs 'AR472'

doweight 1;band ''

nfiles 0;

ncount 10;inp

手动输入go，pcat：先重新查看参数设置，以免出错。

（附注：1988年一月一日以前磁带上的数据在用fillm来读时需要做一个转换，不过如果是下载的AIPS friendly数据的话就不存在这个问题）

（datain在后期的AIPS版本中取代了infile）

（.CHO文件是相应于.LINE文件的伪连续谱，以减少Chromatic Aberration；表CL1中包含了天线俯仰校正）

3.查看各个表：

task 'prtab';

查看天线阵列:pcat;task 'prtan';default;getn 1;prtlev 0;inp;go选择邻近天线作为参考天线refant 2：

imh查看观测频率

查找替换：1.项目名称；2.参考天线；3.流量校正源；4.相位校正源；5.天线指向源；6.文件名。

流量校正源：一般在观测项目的开始或结束的时候进行观测。一般流量校正源同时也起着振幅校正源的作用。

相位校正源：在观测相应的天线指向源的前后做观测，观测多次以便对天线响应，大气扰动，俯仰校正做外推。

流量与振幅的关系：visibility=flux*amp*exp(i*2PI*theta)，由此看出无法简单的从visibility上将流量与振幅分出。

初级校正源与次级校正源：次级校正源的引入是为了避免由于初级流量或相位校正源离天线指向源较远而带来过多误差。从广义来讲，流量校正源便是初级校正源来校正相位校正源，而相位校正源成为次级校正源来校正天线指向源。

所有源：

task 'listr';default;getn 1

optype 'scan'

docrt 132;inp

go

校正源：calc '*';go

打印源信息：

docrt -1;calc '';OUTPRINT 'MYDATA:iterms/AR472_sources';go

calc '*';OUTPRINT 'MYDATA:calcsources';go;docrt 132;OUTPRINT ''

查看基线长度，计算分辨率，视场，继而计算cellsize和imsize：

task 'uvplt';default;getn 1

sour '1331+305' '';dotv 1; 流量校正源

bparm 3 2;inp

go

sour '1849+005' '';go 相位校正源

sour 'W48A' '';go 天线指向源

spatial resolution=lamda/uv_distance=1/25k~206265"/25,000=8.2506"

cellsize取其值的三分之一至二分之一约3

field of view=lamda/diameter~45'/miu(GHz)此值的1/2即为VLA数据的搜索半径

imsize=(field of view/spatial resolution)*(4~3)=(uv_distance/diameter)*(4~3)=[3E8/(8.3127226G)*(25k/25)]*(4~3)～36*(4~3)取128

即cellsize*imsize要略大于field of view:(1/3~1/2<->4~3)

cellsize 3 3

imsize 128 128

4.标记坏点，生成FG表:

第一次查看数据的分布情况：注意各个源之间流量的相对高度。

task 'uvplt';default;getn 1

sour '1331+305' '1849+005' 'W48A' '';dotv 1;

bparm 11 1;go 空间振幅随时间的变化

bparm 11 2;go 空间相位随时间的变化

bparm 3 1;go 空间振幅随UV距离的变化

bparm 3 2;go 空间相位随UV距离的变化

bparm 6 7 2 0;go UV覆盖

bparm 9 10 0;go visibility的复平面：振幅相位相当于极坐标(|vis|,arg(vis))，实部虚部相当于直角坐标。

天空是lm平面，其对偶平面是uv平面。vis=

integrate(integrate(I(l,m)exp(-2iPi(ul+vm))/sqrt(1-l^2-m^2),dl),dm)=Amp(u,v)exp(iPhase(u,v))

对于单点源Amp0*delta(l0,m0)，vis=Amp1*exp(2iPi*(u*l0+v*m0))。即如果天线对准点源的话，振幅是非零常数，相位为零。但是逆变换却需要所有u,v的参与才能得到原来的图像。

相位其实指的是相位差。实际需要分别同时测量实部与虚部。

用flagv -1;go：不做flag；flagv 0;go：使用版本最高的flag表。

用calib -1;go;不做校正；calib 1;go

flag及其标准：scan steup; glitches and RFI (radio frequency interference); source changes (off position, off phase); dead antenna.

看的是Amp在时间上的分布，因为空间相位反映的是源的结构，在还未校正之前，是无法看出在时间分布上的整体结构从而来将信噪分离的。

其实，做FLAG并没有太多道理可言，尤其是gliches和dead antenna，其本身就应当算作噪声，只是能够通过频谱分析而将信噪分离而已，从而达到降噪的目的。由于校正源的在复平面上理应是一个点，于是可以将离群的visibility去掉。Dead antenna似乎应该叫lazy antenna，因为Amp只是很小而不是0。

一个积分时间段里的一条基线对应一个visibility，即函数VISIBILITY（BASELINE，TIME）。因此quack去掉的是时间段，tvflg去掉的是基线。

基线数目多时用tvflg，天线数目少时用edita，editr。随着技术发展，仪器性能的提高，flag的作用会越来越小，而逐渐被self－calibration替代。只有在天线个数少从而基线总数不多的情况下flag才起主要作用。同时，与其在flag上花时间，还不如重新找一个好一点的数据来做，如果可以的话。

记录的数据是什么样的值，如何存储，如何参与到算法中来。只有理解了这个，flag时才能不致于偏差过大。因为我们大多是从运算结果来猜测坏点的可能情形。

(1)scan setup:

task 'quack';default;getn 1

flagv 1

opcode ''

aparm 0

sour '';inp

go

一般而言，可以看到Amp一开始的陡升被去除了。主要看相位校正源的，因为被循环观测，容易看得出来；而天线指向源可以同时看，因为一般是在相应相位校正源的循环内观测的。

验明一下：

task 'uvplt';default;getn 1

sour '1331+305' '';dotv 1;

bparm 11 1 0;go

sour '1849+005' 'W48A' '';go 相位校正源与天线指向源

(2)glitches and RFI仅需剔除某时间段上的visibility点？

TVFLG: Baseline on the X axis and Time on the Y axis

task 'tvflg';default;getn 1

sour '';inp

go

(3)dead antenna & source changes

上两个需要被flag的数据具有什么样的特征？会造成什么样的影响？

(4)Tsys偏大（与大多数相比大两个数量级以上）的数据点，？由于系统噪声偏大而使得数据点不可靠？。Tsys的计算或者说TY表从何而来？

如何可以看过所有基线？看基线与看天线的区别

异常天线如何影响数据？

以下的方法对于天线数目不多时可能更方便，而且精确直接：

(4.1)校正antenna based errors:

task 'snplt';default;getn 1;

inext 'ty';timer 0;

optype 'tsys'

sour ''

nplots 16

dotv 1

inp

go 找到有问题的天线，主要看系统噪声是否有大幅增长（或者某几个天线的系统噪声高于其它大部分天线的一个量级以上的）。同时，这一步也是为下一步的EDITA给出天线状态的一个概观。

使用UVFLG来做flag

单独flag异常天线（基线条数计算N(N+1)/2)）

task 'uvflg';default;getn 1;timer 0;antenna 17 0;

stokes '';flagv 1;inp;go

设定了具体时间范围：antenna 26 0;timer 0 6 19 0 0 6 30 0;inp;go

只设定时间段：timer 0 6 19 0 0 6 30 0;inp;go

看来虽然uvflg用起来麻烦，但当不会用其它flag工具的时候，用uvflg还是挺直接的。

使用EDITA来做flag

task 'edita';default;getn 1

inext 'ty'

inver 0

timer 0

bif 1;eif 0

antennas 0

antuse 1,2,3,4,5,6,7

flagver 1

solint 0

dohist false

dotwo true

crowded true

inp;go 附录A中做UVFLG是在对流量校正源做过vlacal之后，并说如果对主校准源FLAG，就要回到之前一步校准重新再来。真搞不懂。

原则与经验以及必要的解释：……

(4.2)校正baseline based errors:

task 'uvplt';default;getn 1;sour '1849+005' ''

bparm 6 7 2 0;docalib -1;dotv 1;go

bparm 0;go

bparm 0 2 0;go

task 'vplot';getn 1;sour '1331+305' '';dotv 1;bparm 0;nplots 5;inp;

flag -1;go

flag 1;go 查看quack是否充分

task 'quack';sour '';flagv 1;opcode 'beg';aparm 0 10/60 0剔除前10秒

inp;

go

task 'uvplt';sour '1849+005' ''；bparm 0;dotv 1;flag 1;go

task 'vplot';sour '1331+305' '';dotv 1;bparm 0;nplots 5;flag 1;go再次查看

task 'tvflg';stokes 'i';docalib -1;flagv 1;inp;go

AMP V DIFF, LOAD大致看一下(白色是坏点)

——实际，当观测数据足够多时（或者仪器精度足够高，天线数目足够多时），FLAG就不是很必要了，而要把重心放在self-calibration上。

6.UVCOP

7.设置初级校正源的流量值大小，并建立模型:

task 'setjy';default;getn 1

source '1331+305',''

optyp 'calc';freqid 1;go

或者手动设置（尤其是当找不到合适的flux矫正源时或者未观测flux矫正源时）：

task 'setjy';default;getn 1;source '1331+305','';ZEROSP 10.00,0;optyp '';calcode '';freqid 1;go

查看设置结果：

task 'prtab';default;getn 1

inext 'su';go

8.TASAV

9.run vlaprocs

校正过程:VLACALIB(天线被校正，由此看出VLA的校正算法是antenna-based，而不是baseline-based)VLACLCAL(源被校正:把对天线的响应校正外推到对目标源的观测)VLARESET()

天线的校正效果：天线响应贴近模型。并不能使得噪声变小，只是类似于基线（测量）拉平。基线（天线）对流量密度的响应，基线（天线）对相位的响应。

由于VLA天线比较多，可以综合看校正效果：使校正源的visibility流量和相位在时间的分布上弥散变小，空间相位值在0附近；流量校正源的空间振幅和空间相位随UV距离的变化更贴近模型，相位校正源的空间振幅随UV距离的变化为一直线，空间相位不随UV距离变化，基本为零；校正源的visibility在其本身的复平面图上的分布也相应缩小（辐角在0附近，即理论值为(rou,0)）。——主要就是看时间分布和复平面这两个图景基本就够了。UV覆盖来决定robust参数？同一条基线测得的不同vis如何进行计算，算法是什么？

初级校正源对天线的校正：校正的是空间振幅，将其标定为流量。

task 'vlacal';

cals '1331+305',''

calcode '*'

refant 2

uvrange 0 0

snver 1

docalib -1

doprint -1

minamp 10

minph 10

inp

vlacal (运行完之后，顺便检查是否有异常的天线EDITA(LISTR-UVFLG, TVFLAG)，对于VLA的观测，并不是很必要。)

(SNPLT看closure error，然后决定是否要重新FLAG并重做CALIB)

次级校正源对天线的校正(添加在SN中):

tget 'vlacalib'

cals '1849+005' ''

calcode '*'

refant 2

uvrange 0 0

snver 1

docalib -1

minamp 10

minph 10

doprint -1

inp

vlacal

运行aips算出次级校正源的流量值:

task 'getjy'

source '1849+005',''

cals '1331+305', ''

go

查看流量信息:task 'prtab';getn 1;inext 'su';go

对目标源进行校正:

task 'vlaclcal'

getn 1

source 'W48A' '1849+005' ''

cals '1849+005' ''

opcode 'cali';timer 0;interp '2pt'

doprint -1;vlaclcal

(SMOTYPE '';snver 1;gainuse 2;)做下一步前要把gainuse的值改回来，譬如0

初级校正源的SN表中信息写入Cl表中，这一步的效果可以在uvplt中看出:

tget 'vlaclcal';sour '1331+305' '';cals '1331+305' '';inp;

vlaclcal

查看校正后校正源的振幅和rms:

task 'listr';optype 'matx';getn 1

sour '1849+005' ''

docal 2

docrt 132

dparm 3 1 0

uvra 0

anten 0

baseli 0

bif 1;inp

go

tget listr;bif 2;inp;go

［重做:inp VLARESET;VLARESET

删除表之后重新开始:inp extdest;getn 1;(SN表);inext 'sn';inver -1;extdest;(CL表);inext 'cl';inver 2;extdest］

10.查看校正效果:

task 'uvplt';inp

sour '1331+305' '1849+005' 'W48A' ''

dotv 1

calc ''

xinc 10

bparm(1) 11

docal 2

bif 1;inp

go

bparm 6 7 2 0;go

bparm 9 10 0;go

bparm 3 1 0;go

bparm 3 2 0;go

通过calib 1和calib 0开关来确定是否应用校正表信息（SN和CL）。

可以看到各个源的流量相对大小没有改变，而流量校正源的主要分布在模型值处，说明对于流量的校正是基本无误的。整个校正过程其实就是两步：1.校正流量；2.校正位置。这两步实际是可以独立的，即无特定的先后次序。至于如何看出位置已被校正，在上文说明校正源理想模型的时候已经说过。

各个表最后的复查：

task 'prtab';

inver 'fg';go Flag表，记录需要提出的坏点。

inver 'su';go Solution表，记录流量。

inver 'sn';go SN表，天线校正，使得天线响应不随时间变化。

inver 'cl';go Calibrtion表，源校正，校正了空间振幅（同时标定流量），空间相位。

11.生成只含单个校正后的源的uv数据文件:

task 'split'

getn 1

source 'W48A' '1849+005' ''

calcode ''

uvrang 0;timer 0;

docalib 2;flagver 0;gainuse 0

dopol -1;doband -1

bif 0;eif 0

stokes ''

blver -1

aparm 0

douvcom 1

ichansel 0;inp

go split;wait;pcat

12.图像处理:

(1)CLEAN过程:

cellsize和imsize的推荐值:task 'setfc';inp;go

task 'imagr';getn 8

docalib -1;NBOXES 0;

先用低分辨率不做CLEAN查看一下:niter 0;cellsize 1 1;imsize 256 256;robust -5;dotv 1;go

正式CLEAN:

niter 3000;cellsize 3 3

imsize 128 128

robust -5

dotv 1;go

框出源所在的位置:TVBOX

CLEAN基本算法：在TVBOX中找出最亮处作为点源用PSF逐步削除，使得余下的图变得平坦（类似于平场），然后把保留下来的那些被削除的部分综合起来并叠加到residual image上得到CLEAN IMAGE。Uncleaned=SUM(I(xi,yi)*BEAM(x-xi,y-yi))+Noise.

所以TVBOX只是起引导作用，故而不宜框得太小；在图上显得比较平坦的时候，可以把TVBOX框成整个区域，以此进行来使得图更平坦，也即降低了噪声。在图上有几个亮度相当的区域的时候，虽然用单个BOX并无太多影响，但是用多个BOX来进行能得到更好的结果。

如感觉图像有问题，对相位校准源进行clean

getn 3;go

getn 8;tvall

在图像窗口中按A，然后鼠标点击拖拽至左下角使得标尺最大值被压到最左边，此时图像中亮处应为一点源。

对于图中心点源处周围有对称的两个次亮点的情况……

(2)检验CLEAN效果:IMEAN,IMSTAT

task 'imean';pcat;getn 11;

dohist 1;blc 0;trc 0;nboxes 50;go

pixrange -0.1 0.1;go 改变y坐标范围

pixrange 0 0 改回默认值，一面影响tvall的做图

计算信噪比：与所成图的信噪比比较：删除图像文件重做？如果两者一致说明所做的图大致可信。

动态范围与信噪比的概念：

imh查看综合波束大小：conv size=

pcat;for I=6 to 11;getn I;zap;end

作等高图:

pcat;getn 7

task 'kntr';

Docont 1

Dogrey -1;Dovect -1

xinc 1;yinc 1;plev 0

clev 7.5101E-05（使用imean找到rms值）

levs -3 3 6 9 12 18 24 30 36 45;inp

task 'kntr';dotv 1;go

tvwin，tvini，tvall联合使用来选择适当大小的窗口

blc 0;trc 0选择整个窗口

go

task 'vplot';getn 6 UV见度文件

get2n 9 clean之后的图像文件

nmaps 1;nplots 8;aparm 0;bparm 0;go

bparm 0 2 0;go

输出图像结果:

task 'kntr';dotv -1;go

imh查看是否新增了一个PL表:

task 'lwpla';outfile 'PRTFIL:iras18592+0108.ps';inp 文件保存在/home/sxj/AIPS/PRINT

go lwpla对此文件的读写方式是追加。

tvall;tvwin;task 'imean';

数据拟合:

tvall;tvwin;imstat

task 'imfit';inp;go(记录peak位置，大小，流量等信息)

能拟合至多4个高斯成分，故尽量使得拟合区域内的团块分布简单。

算法？

框的大小对结果的影响？

生成fits文件，很多工作可以以此为基础:

task 'fittp';dataout 'FITS:iras18592+0108.fits';inp;wait;go 文件保存在/home/sxj/AIPS/FITS

fittp对此文件的读写方式是生成新文件，故文件已存在的话会报错。

生成的FITS文件的头文件中包含了很多信息：位置，流量，历元，指向，beamsize，校正等。

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附录：

删除文件:for I=13 to 24;getn I;zap;end;pcat;

删除表:getn 1;inext 'sn';inver -1;extdest;inext 'cl';inver 2; extdest;inext 'cl';inver 3; extdest;imh

删除项目:

删除信息:

删除用户:

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校正源不是点源，有一定的结构，流量也可能不如想象中那么强；－》自校正

自校正流程:imagr, calib, imagr, calib...

1.

UVSRT(自校正要求表的序列为"TB")

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VLA pipeline的能力——根据AIPS MEMO 112: Capabilities of the VLA pipeline in AIPS总结：

1.主要处理波段

2.一次性将同一批数据中的所有源都处理出来

VLARUN是NRAO官方出的。

标准套路：

restore 0;run vlarun;compress（只需输入一次）

task 'vlarun';inp

workdisk 1

catnum 0

inname '';getn 1

fastsw 1;autoflag 2

phaint 1;ampint 5

refant 0;

domodel 1

ampcal '';flux 0;

uvrange 0 0;

phacal '*' '';bndcal ''

nopause -1

autoplot 2

doimages 1

arrysize -1;imsize -1

niter -1;cutoff -1

allimg 1;slfcal 0

inp;tput

vlarun

TVFLG,SPFLG,EDITA,EDITR...

自校正：

tget vlarun

autoflag -1

niter 1000;cutoff 0.00005

slfcal 10

inp;tput

vlarun

and repeat...

AIPS的系统脚本文件位于$AIPS_ROOT/ddDECyy/RUN/下，其中有VLARUN.001，VLAPROCS.001。

用户自己编辑的RUNFILE默认保存在$AIPS_ROOT/RUN/下，或者通过VERSION改变路径。

对于VLARUN源代码的分析：

1.在procedure pipeinpt（第四个procedure）中可以看到一些源的列表，于是推知流量校正源基本定型为这些。源名的关系可以从procedure vlachobj看出。

2.finish作为该procedure结束的标志，运行某procedure则输入该procedure名字。

3.RUN相当于编译命令，只用于命令行窗口。所以会有在运行procedures之前至少RUN一次的限制。由于新的procedure会替换旧的procedure，所以脚本等的程序编写编译可以多次进行。详见explain run， explain proc。AIPS语法详见COOKBOOK（12章）。

4.语法高亮可以借用Ada，Pascal，VHDL。

5.包含了所有的基本操作和参数设定。虽然仍有需要手工处理的例外。

6.fillm,vlarun(calpipe(quack,setjy,calib,clcal,getjy,bpass,possm),imapipe(split,imagr))。比较：fillm,quack等FLAG,setjy,vlacl(calib),vlaclib(calib),getjy,vlaclcal(clcal),split,imagr。

7.CELLSIME，IMSIZE的默认值的取法：setfc。

8.其它值的取法：refant

9.在用VLAPROCS中，需要先对

10.calib的算法与功用：

11.clcal的算法与功用：

比较VLARUN与VLAPROCS：

1.VLARUN中的chkobjct，checkbnd，chkmodel对应于VLAPROCS中的vlackobj，vlaband，vlackmod（文字校对一下就可以了）；VLARUN中loadmodel相似于VLAPROCS中的vlaldmod；

2.VLARUN几乎没有注释，VLAPROCS每个procedure都有注释；

3.都包含GNU说明——这一点只是为了补充第2点；

4.PROC是PROCEDURE的缩写，在VLAPROCS中同时使用两种写法有其一定的用意；

5.两者的校正部分都以CALIB，CLCAL为基础。

或许写完这一段之后，之前写的流程就要作废了，或者转用于其它波段。

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查看磁盘使用量:

user 32000;indisk 0;go disku

实时帮助:

help, about, explain, apropos,online-help

恢复默认值：

default

完全恢复默认值（初始化AIPS）：

restore 0

............................................................................................................................................

救急：

flag三注意：(reference to COOKBOOK Chap 4)

1.Don't flag on the basis of phase; ....

2.Don't flag on minor amplitude, errors; ....

3.Don't flag if CALIB reports few closure errors and the SN tables and calibrator data show only a few problems.

task 'listr';default;getn 1

sources '1331+305' '';calcode '*'

timer 0;antennas 0;optype 'matx'

docrt 1

dparm 3 1 0;inp

go

amplitude——响应比较小(～1／10）的天线需要flag掉，小一倍左右的可以保留

rms——2倍的仍可保留，5倍以上的说明天线可能有问题

看那些比较小的amplitude值是否只出现在某个天线的纵列横行上，然后将该可能有问题的天线flag掉，然后再看uvplt是否有改善。

flag天线：

task 'uvflg';default;getn 1;timer 0;antenna 19 0;单独列出异常天线

stokes '';flagv 1;inp

go

antenna 26 0;timer 0 6 10 0 0 6 20 0;inp;具体时间范围

go

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如果需要审视整个干涉阵数据的处理流程，可以从以下思路来进行：

1.如何将原理实现；2.实现过程中会有哪些影响因素；3.哪些因素对数据的影响比较重要，如何去除。

第1条与算法有关，第2，3条与flag和calibration有关。

以上都没问题之后，剩下来的工作便是只与天文相关的从图像中提取信息了。

虽然这样可能会误解或忽略别人的意思，但可以避免总是跟在别人（若视为竞争者）后面，不知所向。

还是不明白相干性是如何来考虑的，时间相干性与空间相干性。

引文标注：

*1. Synthesis Imaging in Radio Astronomy II, ASP Conference Series, Vol. 180, 1999, G. B. Taylor, C. L. Carilli, and R. A. Perley (eds.)

*2.

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窗口化需求，所见即所得，运行流畅，适用于大量相似但无法批处理的情况：

方案1.是否有一个编辑器，它的功用是在指定窗口中输入代码（等）。指定窗口在运行初期用鼠标指定，或者将该指定程序内嵌，但其它显示不内嵌，并且内嵌窗口可以使用，类似于虚拟机。

方案2.说明窗口＋代码窗口。代码中有关联的部分要自动同步。能够查看代码历史，代码历史排版时以操作步骤分块。

方案3.或者简单一点可以像ULTRAEDIT那样可以将说明部分收起。

方案4.改写为交互式脚本。

OOO使用起来感觉还是不方便，虽然可以对说明文字着色和排版。