Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес
оригинального документа
: http://comet.sai.msu.ru/~dmbiz/prac/next/zad6/
Дата изменения: Sat Sep 15 12:24:07 2001 Дата индексирования: Tue Oct 2 04:12:05 2012 Кодировка: koi8-r Поисковые слова: п п п п п п п п п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п |
Сейфертовские галактики представляют редко встречающийся тип галактик, обладающих активным ядром. Светимость их яркого звездообразного ядра иногда превышает 10% от интегральной светимости галактики в видимой области спектра. Ядро характеризуется необычайно широкими эмиссионными линиями, свидетельствующими о движении газа со скоростями в тысячи км/с.
В настоящей задаче исследуется спектрограмма ядра сейфертовской галактики, и по относительным интенсивностям спектральных линий определяются физические параметры излучающего газа.
Задача выполняется на ПК, работающем под Linux (операционная система, подобная unix), в графической оболочке X-windows с использованием системы обработки изображений MIDAS. Краткий обзор собственных команд Linux, которые могут быть полезны в работе, а также команд пакета MIDAS, приведены в Приложении.
Исходные спектры для задачи получены на фотопластинке, а затем оцифрованы. Поэтому обработку мы будем проводить с учетом особенностей фотоэмульсии как приемника излучения.
Для выполнения задачи необходимо иметь три файла: обработанные на автомикроденситометре спектрограммы галактики NGC 1068, звезды А0, и также фотографическую шкалку.
Перед выполнением задачи обязательно ознакомьтесь
с описанием простейших команд Linux и MIDAS, приведенных в
Приложении.
Создать рабочую директорию, чтобы затем можно было продолжать в ней обработку [например, mkdir ivan_23022001].
Файлы, необходимые для работы, содержаться в директории initial_data/11/
Cкопировать 3 файла в директорию, в которой будет выполняться работа, командой cp /initial_data/11/* /ваша_рабочая_директория
В X-Windows открыть окно и запустить MIDAS командой inmidas -p 0x , где x - цифра от 0 до 9. Данная команда позволяет запускать одновременно несколько сессий MIDAS на одной и той же машине.
Изображение калибровочной шкалки находится в файле klin.bdf.
Потоки, падавшие на ступени шкалки в относительных единицах (в логарифмах интенсивности) известны:
2.0 1.83 1.68 1.54 1.36 1.18 0.99 0.80 2.0
Цифры расположены в порядке убывания интенсивности (почернения).
Вычтем плотность вуали по всему изображению. Для этого воспользуйтесь
командами load/image и fit/flatsky с ключом CURSOR, и отметьте площадки, не попадающие на
ступени шкалки. Можно отмечать произвольное число площадок. По отмеченным
областям будет построена поверхность и вычтена из начального изображения.
В результате получается исправленная за фон плотность пропускания .
С помощью команд load/image и stat/image (c ключом CURSOR) можно определить среднюю плотность почернения в каждой ступени клина, выделяя нужную область курсором. Эти данные следует занести в таблицу, для чего ее нужно сначала создать (командой create/table), затем проименовать колонки таблицы (с помощью create/column) и внести в нее данные (команда edit/table).
Для дальнейшей обработки переведем данные из плотностей пропускания
() в беккеровские плотности (
) по формуле:
Далее необходимо построить зависимость от
и аппроксимировать
ее полиномом 4-ой или 5-ой степени (полученный полином должен быть монотонно
возрастающим !). Для поиска коэффициентов регрессии воспользуйтесь командой
regress/polynomial, затем сразу save/regr и compute/regr, чтобы записать в
таблицу значение полинома с найденными коэффициентами в заданных точках (см.
пример в Приложении). Вывести на экран график полученной зависимости
(plot/tab). Сюда же можно вывести исходные точки командой overplot/tab.
Получив и проверив аппроксимирующий полином, мы можем перевести изображения спектров галактики и звезды А0 в интенсивности. Для этого вывести их на экран, (команды clear/display и load/image), вычесть вуаль (fit/flatsky, см. выше), перевести отсчеты в беккеровские плотности по формуле (1), а затем, используя характеристичкескую кривую, в интенсивности (переводить именно в интенсивности, а не в логарифмы интенсивностей!).
Примечание. Величина должна быть положительной в каждом
пикселе, т.к. мы имеем дело с логарифмами, поэтому
рекомендуется воспользоваться в команде comp/image операцией
max(10**(D-Df),10e-6).
Примечание. Зависимость характеристической кривой от длины волны не учитывается.
Чтобы окончательно подготовить спектры звезды и галактики к дальнейшей обработке, вычтем из них фон (load/image, fit/flatsky. Не перепутайте фон с непрерывным спектром !).
Линия | ![]() |
![]() |
![]() |
![]() |
![]() |
![]() |
![]() |
![]() |
4861 | 4340 | 4102 | 3970 | 3889 | 3835 | 3798 |
Построить зависимость между мировыми координатами на изображении (вдоль дисперсии) и длинами волн (plot/tab и regress/polynomial). Оценить дисперсию (она будет несколько различаться для синей и красной части спектра). Заметим, что в задаче мы исследуем относительно близкую галактику, поэтому полученную зависимость можно использовать для определения длин волн в спектре ее ядра напрямую. В общем же случае обычно учитывается красное смещение спектральных линий объекта.
Используя полученную зависимость, а также изображение разреза спектра звезды A0 в графическом окне, определить значения непрерывного спектра (игнорируя линии поглощения) в диапазоне 3800 - 5000 A. Измерения проводить через каждые 100 A.
Теоретические величины интенсивностей непрерывного спектра данной звезды А0 см. в таблице:
![]() |
3800 | 3900 | 4000 | 4100 | 4200 | 4300 | 4400 | 4500 | 4600 | 4700 | 4800 | 4900 | 5000 |
![]() |
5.6 | 7.97 | 8.0 | 7.8 | 7.25 | 6.8 | 5.7 | 5.7 | 5.7 | 5.37 | 5.11 | 4.85 | 4.6 |
Интенсивности даны в единицах
.
Сравнение результатов измерений с данными, полученными при абсолютных измерениях стандартных звезд А0, позволяет построить функцию спектральной реакции аппаратуры. Она получается путем деления истинных интенсивностей непрерывного спектра звезды А0 (см. таблицу) на регистрируемые. Полученную функцию следует вывести на экран (командами create/table, create/column, edit/table, plot/table), а затем сохранить в postscript-файл (set/graphics и copy/graphics). Это нужно для дальнейшей обработки.
Произвести отождествление ярких эмиссионных линий в спектре ядра: [OIII]
5007 A, [OIII] 4959 A, , HeII 4686 A, [OIII] 4363 A,
, [SII] 4069 A ,4076A,
, [NeIII]+
,
[NeIII]+
.
Примечание. Самая яркая линия [OIII] 5007 A передержана, поэтому ее вид (в интенсивностях) может иметь М- образную форму - в центральной части линии будет провал, что связано с переполнением отсчетов в тех пикселях ПЗС-матрицы, куда подал очень интенсивный поток.
Спектр ядра галактики необходимо распечатать (используя команду copy/gra), нанести отождествленные линии и представить в качестве одного из результатов.
get/gcur их границы и уровень непрерывного спектра в центре линий и измерить (с помощью sta/ima с ключом CURSOR) относительные интенсивности эмиссионных линий.
Для этого выведите изображение спектра ядра (load/image) и воспользуйтесь
командой sta/ima с ключом CURSOR. Выберите размер окна поперек дисперсии
(одинаковый для всего спектра) так, чтобы он охватывал как можно большую
область спектра, но не выходил за его границы. Размер окна вдоль дисперсии
нужно выбирать так, чтобы в него "проваливалась" вся исследуемая линия.
Запишитет полученные интенсивности . Не меняя размер окна вдоль
дисперсии, измерьте интенсивность непрерывного спектра слева и справа от
линии. Среднее значение последних двух величин дает нам значение
непрерывного спектра
. Для получения интенсивности отдельно в линиях
вычитаем
из
. Полученные значения интенсиностей линий
перевести в истинные интенсивности, домножая
на соответствующее значение
функции реакции при данной длине волны.
Примечание. Линия [OIII] 4363 A блендируется с ,
поэтому при измерениях возникает тенденция завышать ее
интенсивность.
Для потока в передержанной линии [OIII] 5007 A следует принять его
теоретическое значение:
затем найти отношение
Аналогичное отношение получить для линий серы:
Примечание. Интенсивность красных линий серы известна
из независимых наблюдений и составляет
.
Воспользуйтсь для этого номограммами, расчитанными в Крымской
обсерватории [2]. Выбирая из семейства кривых и
те, которые соответствуют наблюденным
значением, найти по пересечению кривых величины
и
.
C другой стороны, и
можно найти и по интенсивностям отдельных
линий или дуплетов по отношению к
:
где
- отношение концентрации соответствующих ионов к
концентрации протонов (оно обычно считается равным "нормальному" содержанию
данного элемента по отношению к Н), а
- функции, вид
которых дан в [2].
Известно, что звезда величины на длине волны 5000 A дает
поток
. Учитывая, что звездная
величина ядра галактики NGC 1068 равна примерно
(для другой галактики она указывается преподавателем),
найти по формуле Погсона, какой поток дает объект
в спектральном интервале, равном измеренной выше
эквивалентной ширине
. Умножая это значение на
, где
,
вычислить светимость ядра
в линии
в эрг/с.
Далее определить светимость одного кубического сантиметра оптически тонкого газа по известным значениям его плотности и температуры:
![]() |
при T=10000 K, | |
![]() |
при T=15000 K, | |
![]() |
||
![]() |
при T=20000 K, | |
![]() |
при T=40000 K. |
Тогда объем газа в ядре галактики:
Можно оценить также характерное кинематическое время движения газа .
Величину r оценить как
.
Полученные данные необходимо представить в таблице, куда войдут следующие параметры:
- удельная плотность газа ;
- температура газа ;
- светимость в линии - ;
- объем газа ;
- масса газа M;
- кинетическая энергия ;
- характерное кинематическое время .
Если перед вами находится терминальное окно с приглашением вида
Welcome to Linux 2.2.25
Osiris login:
то введите логин и затем пароль [сообщается преподавателем]
В результате вы попадете в терминальное окно с приглашением. Загрузите X-windows, набрав
startx &
X-windows загружается в оптимальный графический режим. Однако, вам может понадобиться изменить текущее графическое разрешение. Это можно сделать, нажав Ctrl Alt Grey+ (или Ctrl Alt Grey-). Графические моды меняются по очереди, как правило их 3-5.
Примечание: Предыдущие шаги могут быть проделаны заранее преподавателем.
По окончании загрузки X-windows в левом нижнем углу появятся иконки с несколькими полезными программами.
Значок терминала - открытие дополнительного окна терминала