The task sets the model visibility amp and phase of a specified source  
    (generally a calibrator).  The simplest way is to enter the flux density  
    (I,Q,U,V) explicitly, but this is valid only for a point source.  
 
    For an extended source, the clean model (image.model) can be  
    specified and the model visibilities associated with this clean  
    model is placed in the visibility model column.  
 
    Models are available for 3C48, 3C138, 3C286 between 1.4 and 43 GHz.  
    3C147 is available above 4 GHz.  These models are scaled to the precise  
    frequency of the data.  Only I models are presently available.  
 
    The location of the models is system dependent: At the AOC and CV, the  
    models are in the directory::/usr/lib/casapy/data/nrao/VLA/CalModels or  
    /usr/lib64/casapy/data/nrao/VLA/CalModels (depending on whether 32 or 64  
    bit CASA was installed on the machine being used).  In general (using  
    Python), the stock models should be in  
    casa[’dirs’][’data’] + ’/nrao/VLA/CalModels’  
    setjy also looks for models in the current directory before trying  
    casa[’dirs’][’data’] + ’/nrao/VLA/CalModels’.  
 
    setjy need only be run on the calibrator sources with a known flux  
    density and/or model.  
 
 
    Solar System Objects are supported via the ’Butler-JPL-Horizons 2012’  
    standard. This uses new brightness temperature models and a new flux  
    calculation code that replace the ’Butler-JPL-Horizons 2010’ standard.  
    The older ’Butler-JPL-Horizons 2010’ standard is still available  
    for comparison. Users may want to use predictcomp task to see the differences.  
    Currently they are modeled as uniform temperature disks based  
    on their ephemerides at the time of observation (note that this may  
    oversimplify objects, in particular asteroids).  The object name is  
    obtained from the ’field’ parameter. Recognized objects are listed  
    below, under ’standard’.  
 
 
 
    With standard=’manual’, flux densities and spectral index can be manually  
    specified. As in the previous CASA versions, if fluxdensity[0] (Stokes I)  
    is < 0, the default standard will be used to calculate flux density as  
    a function of frequency.  
 
    The calculated flux densities are reported in the logger but also will be  
    returned as a dictionary if you run as,  
    fluxds = setjy(vis=’ngc5921.ms’, ...).  
    The dictionary have the structure,  
         {field name, {spw Id: {’fluxd’: [I,Q,U,V] (flux densities in Jy)}}}  
    and the description is also in fluxds[’format’].  
 
    Keyword arguments:  
    vis -- Name of input visibility file  
            default: none.  example: vis=’ngc5921.ms’  
    field -- Select field using field id(s) or field name(s).  
           default: ’’=all fields, but run setjy one field at a time.  
              [run listobs to obtain the list id’s or names of calibrators]  
           If field is a non-negative integer, it is assumed to be a field  
           index.  Otherwise, it is taken to be a field name (case sensitive  
           - it must match the name as listed by listobs).  
           field=’0~2’; field ids 0,1,2  
           field=’0,4,5~7’; field ids 0,4,5,6,7  
           field=’3C286,3C295’; field named 3C286 and 3C295  
           field = ’3,4C*’; field id 3, all names starting with 4C  
    spw -- Spectral window selection string.  
           default: ’’ = all spectral windows  
           Note that setjy only selects by spectral window, and ignores  
           channel selections.  Fine-grained control could be achieved using  
           (and possibly constructing) a cube for modimage.  
 
    selectdata -- Other parameters for selecting part(s) of the MS  
                  to operate on.  
                  (Currently all time-oriented and most likely only of  
                   interest when using a Solar System object as a calibrator.)  
                  default: False  
 
  >>> selectdata=True expandable parameters  
               See help par.selectdata for more on these.  
               Note: for usescratch=False, timerange, scan, and observation  
               are ignored (i.e. time-specific virtual model is not possible.).  
 
               timerange  -- Select data based on time range (when usescratch=T):  
                   default: ’’ (all); examples,  
                   timerange = ’YYYY/MM/DD/hh:mm:ss~YYYY/MM/DD/hh:mm:ss’  
                   Note: if YYYY/MM/DD is missing date defaults to first  
 day in data set  
                   timerange=’09:14:0~09:54:0’ picks 40 min on first day  
                   timerange=’25:00:00~27:30:00’ picks 1 hr to 3 hr  
     30min on NEXT day  
                   timerange=’09:44:00’ pick data within one integration  
             of time  
                   timerange=’>10:24:00’ data after this time  
                   For multiple MS input, a list of timerange strings can be  
                   used:  
                   timerange=[’09:14:0~09:54:0’,’>10:24:00’]  
                   timerange=’09:14:0~09:54:0’’; apply the same timerange for  
                                                 all input MSes  
               scan -- Scan number range (when usescratch=T).  
                   default: ’’ (all)  
                   example: scan=’1~5’  
                   For multiple MS input, a list of scan strings can be used:  
                   scan=[’0~100’,’10~200’]  
                   scan=’0~100; scan ids 0-100 for all input MSes  
                   Check ’go listobs’ to insure the scan numbers are in order.  
               observation -- Observation ID range (when usescratch=T).  
                   default: ’’ (all)  
                   example: observation=’1~5’  
               intent -- observation intent.  
                   default: ’’ (all)  
                   example: using wildcard characters,  
                            intent="*CALIBRATE_AMPLI*"  
                            will match field(s) contains CALIBRATE_AMPLI in a list of intents  
                   WARNING: If a source with a specific field id has scans that can be distinguishable  
                            with intent selection, one should set usescatch=True. Otherwise, any existing  
                            model of the source may be cleared and overwritten even if the part of the scans  
                            not selected by intent.  
 
 
    scalebychan -- This determines whether the fluxdensity set in the model is  
            calculated on a per channel basis. If False then it only one  
            fluxdensity value is calculated per spw.  (Either way, all channels  
            in spw are modified.)  It is effectively True if fluxdensity[0] >  
            0.0.  
            default: True  
 
 
    standard -- Flux density standard, used if fluxdensity[0] < 0.0  
            default: ’Perley-Butler 2013’; example: standard=’Baars’  
            Options: ’Baars’,  
                     ’Perley 90’,  
                     ’Perley-Taylor 95’,  
                     ’Perley-Taylor 99’,  
                     ’Perley-Butler 2010’,  
                     ’Perley-Butler 2013’,  
                     ’Scaife-Heald 2012’,  
                     ’Stevens-Reynolds 2016’,  
                     ’Butler-JPL-Horizons 2010’,  
                     ’Butler-JPL-Horizons 2012’,  
                     ’manual’  
                     ’fluxscale’  
 
            All but the last four are for extragalactic calibrators.  
            The two ’Butler-JPL’ standards are for Solar System objects.  
            Note that Scaife-Heald 2012 is for the low frequencies (mostly  
            valid for the frequency range, 30-300MHz).  
 
            Extragalactic calibrators:  
            Following source names and their common aliases are recognized.  
            The last column shows which standards support for each source.  
            Note that the task does not do exact matching of the name  
            (also case insensitive) and it recognizes as long as the field name  
            contains the string listed below (e.g. ’PKS 1934-638’ works).  
            For 3C Name, a space or an underscore between 3C and the number  
             (e.g. ’3C 286’ and ’3C_286’) also works. If the matching by  
            the field name fails, the task tries to match by its position to  
            the known calibrator list stored in the data directory  
            (~/data/nrao/VLA/standards/fluxscalibrator.data).  
            -------------------------------------------------------------  
            3C Name B1950 Name J2000 Name Alt. J2000 Name  standards*  
            3C48    0134+329   0137+331   J0137+3309       1,2,3,4,5,6,7  
            3C123   0433+295   0437+296   J0437+2940       2  
            3C138   0518+165   0521+166   J0521+1638       1,2,3,4,5,6  
            3C147   0538+498   0542+498   J0542+4951       1,2,3,4,5,6,7  
            3C196   0809+483   0813+482   J0813+4813       1,2,7  
            3C286   1328+307   1331+305   J1331+3030       1,2,3,4,5,6,7  
            3C295   1409+524   1411+522   J1411+5212       1,2,3,4,5,6,7  
              -     1934-638      -       J1939-6342       1,3,4,5,6,8  
            3C380   1828+487   1829+487   J1829+4845       7  
            -------------------------------------------------------------  
            * supported in: 1 - Perley-Butler 2010, 2 - Perley-Butler 2013 (ref. Perley and  
            Butler 2013, ApJS 204, 19), 3 - Perley-Taylor 99, 4 - Perley-Taylor 95,  
            5 - Perley 90, 6 - Baars, 7 - Scaife-Heald 2012, 8 - Stevens-Reynolds 2016  
 
            Solar system objects:  
            The ’Butler-JPL-Horizons 2012’ standard is recommended over  
            ’Butler-JPL-Horizons 2010’ as the former uses updated models.  
            Recognized Solar System objects (for ’Butler-JPL-Horizons 2012’) are:  
 
 
       Planets: Venus, Mars, Jupiter, Uranus, Neptune  
 
       Moons: Jupiter: Io, Europa, Ganymede, Callisto  
                   Saturn:  Titan  
 
               Asteroids: Ceres, Lutetia, Pallas**, Vesta**, Juno**  
 
            ******************************************************************************************  
            * New asteroid models for Ceres, Pallas, and Vesta were put into CASA 4.7.               *  
            * A model is also available for Lutetia but we do not advise using this source for ALMA  *  
            * absolute flux calibration. These new models are used (automatically chosen)            *  
            * for data taken after 2015 January 1 0h UT. The models are time variable and based on   *  
            * thermophysical modeling by Th. Mueller (private communication).                        *  
            * These are tabulated for 30, 80, 115, 150, 200, 230, 260, 300, 330, 360, 425, 650,      *  
            * 800, 950, and 1000 GHz; cubic frequency interpolation is employed to derive the flux   *  
            * density at other frequencies. There is no line emission included in these models.      *  
            * The available model files can be listed with the command,                              *  
            *    setjy(standard=’Butler-JPL-Horizons 2012’, listmodels=T).                           *  
            ******************************************************************************************  
 
            * Venus: model for ~300MHz to 350GHz, no atmospheric lines (CO,H2O,HDO, etc)  
            * Mars: tabulated as a function of time and frequency (30 - 1000GHz) based on  
               Rudy et al (1988), no atmospheric lines (CO, H20, H2O2, HDO, etc)  
            * Jupiter: model for 30-1020GHz, does not include synchrotron emission  
            * Uranus: model for 60-1800GHz, contains no rings or synchrotron.  
            * Neptune: model for 2-2000GHz, the broad CO absorption line  
               is included, but contains no rings or synchrotron.  
            * Titan: model for 53.3-1024.1GHz, include many spectral lines  
 
            **  not recommended when the old model is used (i.e. for the data prior to 2015.01.01)  
                (The temperature is not yet adjusted for  
                varying distance from the Sun.  The model data can be scaled  
                after running setjy, but it is an involved process.)  
 
       The ’field’ parameter must match the case of the field name(s)  
       in vis (as shown by listobs).  
 
            Flux density calculation with Solar System objects depends on  
            ephemerides. The setjy task looks for the data in  
 
            os.getenv(’CASAPATH’).split()[0] + ’/data/ephemerides/JPL-Horizons’.  
 
            If no ephemeris for the right object at the right time is  
            present, the calculation will fail.  Ask the helpdesk to make an  
            ephemeris.  The very adventurous and well versed in python can  
            try it using CASA’s recipes.ephemerides package:  
         import recipes.ephemerides as eph  
 help eph  
 
            CASA comes with ephemerides for several more objects, but they  
            are intended for use with me.framecomet(), and are not (yet)  
            suitable flux density calibrators.  It is up to the observer to  
            pick a good flux density calibrator (bright, spherical and  
            featureless, on a circular orbit, in the right part of the sky,  
            and not too resolved).  Even some of the objects listed above  
            may prove to require more sophisticated flux density models than  
            are currently implemented in CASA.  For many objects running  
    casalog.filter(’INFO1’) before running setjy will send more  
    information to the logger.  The cookbook also has an appendix  
    with descriptions of the models used by setjy (both  
    extragalactic and Solar System).  
 
       >>> standard="Perley-Butler 2010" or "Perley-Butler 2013 expandable parameter  
            model -- Model image (I only) for setting the model visibilities.  
                 *****************************************************************  
                 * Previously, this parameter is called ’modimage’, now modimage *  
                 * is deprecated. The setjy still accepts modimage but will be   *  
                 * removed in future releases. Please use the parameter, ’model’ *  
                 * instead.                                                      *  
                 *****************************************************************  
 The model can be a cube, and its channels do not have to exactly  
 match those of vis.  It is recommended to use modimage for  
 sources that are resolved by the observation, but the  
 Butler-JPL-Horizons standard supplies a basic model of what  
 several Solar System objects look like.  default: ’’: do not use  
 a model image.  
 
         Each field must be done separately when using a model image.  
 
 
 Both the amplitude and phase are calculated.  At the AOC or CV,  
 the models are located in casa[’dirs’][’data’]  
 + ’/nrao/VLA/CalModels/’, e.g.  
 /usr/lib/casapy/data/nrao/VLA/CalModels/3C286_L.im  
      lib64  
 
 If model does not start with ’/’, setjy will look for a match  
 in ’.’, ’./CalModels’, and any CalModels directories within  
 the casa[’dirs’][’data’] tree (excluding certain branches).  
 
 Note that model should be deconvolved, i.e. a set of clean  
 components instead of an image that has been convolved with a  
 clean beam.  
 
            listmodels -- If True, do nothing but list candidates for model  
                (for extragalactic calibrators) that are present on the system.  
It looks for *.im* *.mod* in . including its sub-directories but skipping  
any directory name start with ".",  
CalModels, and CalModels directories in the casa[’dirs’][’data’] tree.  
It does not check whether they are appropriate for the MS!  
If standard=’Butler-JPL-Horizons 2012’, Tb models (frequency-depended  
brightness temperature models) for Solar System objects used in the  
standard.  For standard=’Butler-JPL-Horizons 2010’, the recognized  
Solar System objects are listed.  
 
       >>> standard="Perley-Butler 2013" expandable parameter  
            interpolation -- method for interpolation (’nearest’, ’linear’, ’cubic’,  
                or ’spline’) in time for the time variable sources (3C48,3C138,3C147).  
                This parameter is ignored for other non-variable sources in the standard.  
                default:’nearest’  
 
       >>> standard="Butler-JPL-Horizons 2012" expandable parameter  
 
            useephemdir -- If True: use the direction from the ephemeris table for  
                the solar system object.  
                default: False -use the direction information in the MS(i.e. Field table)  
 
       >>> standard="manual" expandable parameters  
    fluxdensity -- Specified flux density [I,Q,U,V] in Jy  
default: -1, uses [1,0,0,0] flux density for unrecognized sources,  
and standard flux densities for ones recognized by the default  
                standard (Perley-Butler 2010).  
setjy will try to use the standard if fluxdensity is not  
positive.  
 
Only one flux density can be specified at a time.  The phases are  
set to zero.  
example   fluxdensity=-1  will use the default standard for recognized  
          calibrators (like 3C286, 3C147 and 3C48) and insert 1.0  
                          for selected fields with unrecognized sources.  
example   field = ’1’; fluxdensity=[3.2,0,0,0] will put in  
  a flux density of I=3.2 for field=’1’  
 
        At present (June 2000), this is the only method to insert a  
polarized flux density model.  
example:  fluxdensity=[2.63,0.21,-0.33,0.02]  
          will put in I,Q,U,V flux densities of 2.63,0.21,-0.33,  
  and 0.02, respectively, in the model column.  
 
    spix -- Spectral index for I flux density (a float or a list of float values):  
       where S = fluxdensity * (freq/reffreq)**(spix[0]+spix[1]*log(freq/reffreq)+..)  
Default: [] =>0.0 (no effect)  
Only used if fluxdensity is being used.  
N.B.: If fluxdensity is positive, and spix is nonzero, then reffreq  
      must be set too!  (See below)  
 
It is applied in the same way to all polarizations, and does  
not account for Faraday rotation or depolarization.  
 
                Example: [-0.7, -0.15] for alpha and a curvature term  
 
    reffreq -- The reference frequency for spix, given with a unit with  
                an optional frequency frame (if the frame is not given, LSRK  
                is assumed).  
                There should be no space between the value and the unit  
                (e.g. ’100.0GHz’ or ’TOPO 100.0GHz’ are correct but with  
                ’100.0 GHz’ you will see a warning message that it will be  
                defaulted to LSRK).  
Default: ’1GHz’; this is only here to prevent division by 0!  
N.B.: If the flux density is being scaled by spectral index,  
then reffreq must be set to whatever reference frequency is  
correct for the given fluxdensity and spix.  It cannot be  
determined from vis.  On the other hand, if spix is 0, then any  
positive frequency can be used (and ignored).  
 
Examples: ’86.0GHz’, ’TOPO 86.0GHz’, ’4.65e9Hz’  
 
            polindex -- Coefficients of the frequency-dependent linear polarization index (polarization fraction)  
                        expressed as,  
                        pol. index = sqrt(Q^2+U^2)/I = c0 + c1*((freq-reffreq)/reffreq) + c2*((freq-reffreq)/reffreq)^2 + ..  
                        When Q and U flux densities are given fluxdensity, c0 is determined from  
                        these flux densities and the entry for c0 in polindex is ignored. Or Q and U flux densities in  
                        fluxdensity can be set to 0.0 and then polindex[0] and polangle[0] are used to determine Q and U  
                        at reffreq.  
                Default: []  
                Example: [0.2, -0.01] (= [c0,c1])  
 
            polangle -- Coefficients of the frequency-dependent linear polarization angle (in radians) expressed as,  
                        pol. angle = 0.5*arctan(U/Q) = d0 + d1*((freq-reffreq)/reffreq) + d2*((freq-reffreq)/reffreq)^2 + ..  
                        When Q and U flux densities are given in fluxdensity, d0 is determined from  
                        these flux densities and the entry for d0 in polangle is ignored. Or Q and U flux densities in  
                        fluxdensity can be set to 0.0 and then polindex[0] and polangle[0] are used to determine Q and U  
                        at reffreq. Here polangle parameters are assumed to represent the intrinsic polarization angle.  
                Default: []  
                Example: [0.57, 0.2] (=[d0,d1])  
 
            rotmeas -- rotation measure (in rad/m^2).  
 
            *** Note on the use of polindex, polangle and rotmeas ***  
            When the frequnecy-dependent polindex and polangle are used, be sure to include all the coefficients of  
            both polindex and polangle to describe frequency depencency.  Otherwise frequency-dependent Q and U flux densities  
            are not calculated correctly.  If rotmeas is given, the calculated Q and U flux densities are then corrected for  
            the Faraday rotation.  
 
       >>> standard="fluxscale" expandable parameters  
    fluxdict -- Output dictionary from fluxscale  
                Using the flexibly results, the flux density, spectral index,  
                and reference frequency are extracted and set to fluxdensity,  
                spix, and reffreq parameters, respectively.  
                The field and spw selections can be used to specify subset of  
                the fluxdict to be used to set the model. If they are left as  
                default (field="", spw="") all fields and/or spws in  
                the fluxdict (but those spws with fluxd=-1 will be skipped) are  
                used.  
default: {}  
 
 
        usescratch  -- If False: ’virtual’ model is created. The model information is saved  
        either in the SOURCE_MODEL column in the SOURCE table (if one exists) or in the keyword  
        of the main table in the MS and model visibilities are evaluated on the fly when calculating  
        calibration or plotting in plotms.  
        If True: the model visibility will be evaluated and saved on disk in the MODEL_DATA  
        column.  This will increase your ms in size by a factor of 1.5 (w.r.t. the case where  
        you only have the DATA and the CORRECTED_DATA column).  Use True if you need to interact  
        with the MODEL_DATA in python, say. Also, use True if you need finer than field and spw  
        selections using scans/time (and when use with intent selection, please see WARNING section in the  
        intent parameter description).  
 
        *By running usescratch=T, it will remove the existing virtual model from previous runs.  
        usescratch=F will not remove the existing MODEL_DATA but in subsequent process  
        the virtual model with matching field and spw combination will be used if it exists  
        regardless of the presence of the MODEL_DATA column.  
 
 
        default: False  
 
 
    Returned dictionary:  
        When the setjy task is executed as setjy(vis=’’, ..), the flux densities used to set  
        the model are returned as a Python dictionary with the format,  
        {field Id: {spw Id: {fluxd: [I,Q,U,V] in Jy}, ’fieldName’:field name }}, where  
        field Id and spw Id are in string type.