Сейфертовские галактики представляют собой 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 4 файла: обработанные на автомикроденситометре спектрограммы галактики NGC 1068 (n5.bdf либо n16.bdf), звезды А0 (a0.bdf), фотографическую шкалку (klin.bdf), а также файл-таблицу (reference.tbl). Перед выполнением задачи обязательно ознакомьтесь с описанием простейших команд Linux и MIDAS, приведенных в Приложении.

1.            Войти в Linux с паролем, сообщенным преподавателем. Командой startx запустить X‑Windows [это может быть сделано преподавателем заранее]. Создать рабочую директорию (желательно, чтобы ее имя содержало фамилию и дату), в которой будут храниться рабочие файлы [например, mkdir ivan\_23022001]. Файлы, необходимые для работы, содержатся в директории initial\_data/11/. Cкопировать 4 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.

2.            Плотности почернения, получаемые на фотопластинке, нелинейно зависят от упавшего на них потока. Поэтому для калибровки на аналогичной фотопластинке, обработанной вместе с исходной, впечатывается т.н. фотометрическая шкалка (или клин), содержащая несколько площадок (ступеней), равномерно засвеченных изменяющимся от ступени к ступени потоками. Определив, как меняется плотность почернения шкалки в зависимости от падающего потока , мы сможем перевести почернения на фотопластинке в относительные интенсивности. 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 .

3.            С помощью команд load/image и statiscics/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 (W), связанные с разностью плотностей простым соотношением:

 

 

Эта промежуточная операция выполняется командой compute/table. Она нужна для того, чтобы дальнейшая полиномиальная аппроксимация сохраняла физический смысл величины: необходимо, чтобы при .

4.            Следующий шаг - построение зависимости от W и аппроксимация ее полиномом 4‑ой или 5‑ой степени (полученный полином должен быть монотонно возрастающим !). Для поиска коэффициентов регрессии воспользуйтесь командой regresssion/polynomial, затем сразу save/regression и compute/regression, чтобы записать в таблицу значение полинома с найденными коэффициентами в заданных точках (см. пример в Приложении). Вывести на экран график полученной зависимости (plot/table). Сюда же можно вывести исходные точки командой overplot/table. С помощью команды copy/graphisc скопируйте файл‑таблицу reference.tbl и отредактируйте ее так, чтобы можно было посмотреть на графике полученную полиномиальную функцию с достаточно малым шагом (используйте команды create/column, name/column, compute/column, overplot/table). Получив и проверив аппроксимирующий полином, мы можем перевести изображения спектров галактики и звезды А0 в интенсивности. Для этого необходимо 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!).

5.            Построить кривую спектральной реакции аппаратуры. Для этого вывести изображение спектра звезды А0 (файл a0.bdf) на экран, определить номер строки, проходящей через середину спектра (get/cursor) и, используя команды create/graphics, plot/row, set/graphics и get/gcursor, определить положения максимумов бальмеровских длин волн в пикселях и мировых координатах (см. Табл.1 и Приложение).

 

Таблица 1. Длины волн линий бальмеровской серии.

Линия

Hβ

Hγ