Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://heritage.sai.msu.ru/otchet/leto2002/Biryukov/otchet.ps Дата изменения: Fri May 11 05:01:03 2007 Дата индексирования: Mon Oct 1 20:36:27 2012 Кодировка: Windows-1251 Поисковые слова: п п п п р п п п п п п п п п п п п п п п п п п п п п п п п

Отчет о выполнении практической работы "Определение
кривых вращения и красных смещений галактик,
видимых с ребра".
А. В. Бирюков, И. Ю. Золотухин.
Руководитель практикума - Д. И. Макаров.
Специальная астрофизическая обсерватория РАН, п.Нижний Архыз, 357147, Россия
1. Введение.
В рамках данной работы предлагалось изучить спектры 31 галактики из каталога плоских
спиральных галактик FGC, полученные на светосильном спектрографе первичного фокуса
6-метрового телескопа САО РАН в 1994, 1995 и 1997 годах. Данная выборка галактик состав-
лялась из соображений нормальной и высокой поверхностной яркости, угловому диаметру,
меньшему длины щели данного спектрографа, отношению осей большем 8.0 (во избежание
погрешностей, связанных с коррекцией кривой вращения за наклон галактики по отношению
к картинной плоскости), а так же склонению, недоступному 300-м радиотелескопу "Ареси-
бо", длительное время изучавшему эту-же выборку на длине волны 21 см эмиссионной линии
нейтрального водорода.
При получении спектра каждой из галактик щель спектрографа была ориентирована
вдоль большой оси наблюдаемой галактики с точностью 1-2 градуса. Для большинства га-
лактик было получено по два спектра с экспозицией в 10-15 минут (как правило) и один
спектр сравнения от Ar-Ne-He лампы с экспозицией 10 секунд.
Основными целями данной работы являлись: построение кривых вращения каждой из
галактик; определение величины красного смещения; определение расстояния до наблюдае-
мых галактик на основании закона Хаббла (постоянная H принималась равной 70 км/с/Мпк);
оценки их масс; определение линейных размеров галактик, а так же построение ряда диа-
грамм, связывающих различные динамические характеристики галактик.
2. Редукция наблюдательных данных.
Обработка всех имеющихся наблюдательных данных проводилась посредством пакета про-
грамм MIDAS для операционной системы Linux. Первоначальная обработка включала в себя
вычитание из каждого ПЗС кадра заранее усредненной серии BIAS, соотвествующей рас-
сматриваемой наблюдательной ночи (Рис 1.1). Затем обрабатывались кадры с плоским по-
лем (FLAT), каждый из которых был обработан медианным фильтром и отнормитован на
единицу (по интенсивности) (Рис 1.2). Последовавшее за этим усреднение всей серии FLAT
(медианой) помогло устранить нелинейные пиксели в кадрах, деление на которые могло бы
привести к появлению дополнительных шумов. Окончательно плоское поле для каждой на-
блюдательной ночи было получено с учетом виньетирования, информация о котором была
получена из кадров сумеречного неба с удаленными следами космических частиц и нелиней-
ными пикселами (Рис 1.3)
После первичной редукции имеющихся 31 спектра исследуемых галактик, авторы посчи-
тали возможным оставить для последующей обработки и анализа полученных данных лишь
18 из них. Так, в некоторых из рассматриваемых спектрах отсутствовала интересующая нас
линия серии Бальмера H  (6562.82  A), что говорит о значительном красном смещении для
1

2
Рис. 1.1 Исходный
кадр.
Рис. 1.2 Кадр с
удаленными
следами
космических
частиц.
Рис 1.3 Кадр с
учтенным плоским
полем.
Рис 1.4 Кадр с
вычтенным фоном
неба.
Рис 1.5
Результирующий
кадр.
данных галактик, в спектрах же других галактик данная линия хоть и присутствовала, но
имела настолько слабую интенсивность, что дальнейшая обработка такого спектра могла
привести к значительным ошибкам в результатах.
Таблица 1. Характеристики исследованных галактик
N Galaxy R.A. Dec. size
J2000.0 J2000.0 '
1 FGC 1250 11 27 19.2 +38 39 52 1.70
2 FGC 1310 11 48 36.0 +43 43 16 1.76
3 FGC 1411 12 19 18.5 +43 14 12 0.92
4 FGC 1469 12 36 09.6 +48 49 16 0.95
5 FGC 1533 12 59 31.2 +42 45 32 0.99
6 FGC 1637 13 34 08.9 +39 51 01 0.74
7 FGC 1855 15 05 13.2 +57 19 08 1.01
8 FGC 1853 15 04 15.4 +48 09 54 0.82
9 FGC 1888 15 19 48.7 +48 43 01 0.85
10 FGC 1909 15 30 10.3 +49 01 29 0.78
11 FGC 1923 15 35 03.6 +43 08 25 0.68
12 FGC 2005 16 13 40.3 +52 52 24 0.66
13 FGC 2034 16 23 54.7 +69 04 57 0.85
14 FGC 2065 16 41 13.4 +77 11 47 0.58
15 FGC 696 08 01 03.4 +59 08 24 1.25
16 FGC 909 09 35 09.6 +59 22 42 0.85
17 FGC 1006 10 05 07.6 +44 31 09 1.12
18 FGC 1316 11 50 17.3 +66 28 51 0.69
Для оставшихся 18 галактик, характеристики которых преведены в Таблице 1, была про-
ведена дальнейшая процедура обработки. При помощи контекста LONG пакета программ
MIDAS были отождествлены линии в спектрах сравнения (Ar-Ne-He лампа) и затем на ос-
новании полученных даннных откалиброваны спектры собственно самих объектов. Вслед за
этим на спектр каждой галактики был проинтерполирован фон неба с краев ее же изобра-
жения и за тем вычтен (Рис 1.4). И, наконец, все кадры были исправлены за дисторсию и
сглажены поперек дисперсии для повышения отношения сигнал/шум без ухудшения спек-

3
трального разрешения (Рис 1.5).
Следующей стадией обработки имеющихся спектров было определение параметров кри-
вой вращения каждой из галактик. Ее характеристики определялись из положения и вида
линии водорода H  . Линия "резалась" вдоль дисперсии через каждый пиксел изобораже-
ния (что соответствовало 0".39 в угловых размерах вдоль диска галактики), и в получен-
ный одномерный кусок спектра вписывалась гауссиана. Далее, по формуле релятивистского
эффекта Доплера и известной лабораторной длине волны линии H  определялась лучевая
скорость данной точки галактики. Затем осуществлялось сглаживание полученной кривой
вращения либо медианой, либо усреднением, в зависимости от конкретного состояния дан-
ной линии и близости к ярким недовычтенным линиям неба. Динамический центр галактики
определялся как точка, которая имеет лучевую скорость, равную среднему арифметическо-
му максимальной и минимальной скоростей на кривой вращения. В соответствии с этим
находилась амплитуда скоростей внутреннего движения в галактике и лучевая скорость ее
центра. Масса галактики оценивалась из величины первой космической скорости на границе
ее наблюдаемой части.
На основании полученных данных были определены расстояния до галактик, а так же
их линейные размеры. Для определения последнего параметра использовались данные об
угловых размерах исследуемых галактик из каталога, основанного на Паломарском обзоре.
Все вышеописанные величины приведены в следующей таблице.
Таблица 2. Полученные результаты
N Galaxy cz Amplitude Vmax dist radius mass
km/s km/s km/s Mpc kpc
1 FGC 1250 6362 213 107 91 22 5.9e+10
2 FGC 1310 767 119 59 11 3 2.3e+09
3 FGC 1411 7198 322 161 102 14 8.2e+10
4 FGC 1469 8601 465 233 123 17 2.1e+11
5 FGC 1533 7271 213 107 104 15 3.9e+10
6 FGC 1637 14263 336 168 204 22 1.4e+11
7 FGC 1855 9014 305 153 129 19 1.0e+11
8 FGC 1853 9544 299 150 136 16 8.4e+10
9 FGC 1888 7712 170 85 110 14 2.3e+10
10 FGC 1909 21704 324 162 310 35 2.1e+11
11 FGC 1923 18636 476 238 266 26 3.4e+11
12 FGC 2005 10218 382 191 146 14 1.2e+11
13 FGC 2034 7937 216 108 113 14 3.8e+10
14 FGC 2065 12631 249 125 180 15 5.4e+10
15 FGC 696 12378 448 224 177 32 3.7e+11
16 FGC 909 13978 346 173 200 25 1.7e+11
17 FGC 1006 7954 332 166 114 19 1.2e+11
18 FGC 1316 12113 242 121 173 17 5.9e+10
3. Результаты.
Их полученных данных для 18 исследованных галактик были построены следующие диа-
граммы:
1. "Масса галактики - скорость вращения галактики" (Рис. 2).
При построении данной диаграммы были выбраны логорифмические шкалы для обоих
величин. Как видно из рис. 2, между логарифмом массы галактики и логарифмом макси-
мальной скорости ее вращения хорошо прослеживается линейная зависимость, с наклоном
прямой 3, что следует из зависимости Талли-Фишера.
2. "Радиус галактики - расстояние до галактики" (Рис. 3).

4
Рис. 2 Зависимость массы галактики от ее скорости вращения.
Рис. 3 Диаграмма "радиус галактики - расстояние до галактики"

5
Из диаграммы, изображенной на рис. 3 можно сделать вывод, что существует явная за-
висимость (на первый взгляд, линейная) между радиусом галактики и расстоянием до нее.
Существование полученной зависимости авторы объясняют наличием наблюдательной се-
лекции в используемой выборке галактик. Действительно, помимо прочих параметров, на-
блюдаемые галактики выбирались таким образом, чтобы из угловой диаметр (по большей
оси) лежал в пределах от 0'.6 до 2'.5. Нижний предел обусловлен самим каталогом FGC, а
верхний - длиной щели спектрографа. Поскольку при постоянных угловых размерах с уве-
личением расстояния растут линейные размеры галактики, то самые далекие галактики из
данной выборки будут и самыми большими.