Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес
оригинального документа
: http://heritage.sai.msu.ru/ucheb/Zasov/zadacha_13.htm
Дата изменения: Wed May 2 20:20:29 2007 Дата индексирования: Mon Oct 1 20:27:21 2012 Кодировка: Windows-1251 Поисковые слова: m 81 |
![]() |
Вернуться к оглавлению |
![]() |
Перейти к следующей задаче![]() |
Задача ?13
ОПРЕДЕЛЕНИЕ ФИЗИЧЕСКИХ ПАРАМЕТРОВ ГАЗА В ЯДРЕ
СЕЙФЕРТОВСКОЙ ГАЛАКТИКИ
Введение
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.
Порядок выполнения работы
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 Эта промежуточная операция выполняется командой compute/table. Она нужна для того,
чтобы дальнейшая полиномиальная аппроксимация сохраняла физический смысл
величины 4.
Следующий шаг - построение
зависимости Примечание: Величина 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.
Построить зависимость между мировыми координатами на
изображении (вдоль дисперсии) и длинами волн (plot/table
и regress/polynomial). Оценить
дисперсию (она будет несколько различаться для синей и красной частей 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. 6.
Используя полученную
зависимость, а также изображение разреза спектра звезды A0 в графическом окне,
определить значения интенсивности непрерывного
спектра (игнорируя линии поглощения) в диапазоне 3800 - 5000 Å
Измерения проводить через каждые 100 Å. Теоретические величины Таблица 2. Теоретические величины интенсивностей непрерывного спектра звезды класса А0.
Интенсивности даны в произвольных единицах, поскольку
распределение энергии в спектре здесь используется только для учета изменения
чувствительности приемника (фотоэмульсии) в зависимости от длины волны.
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. табл.2) на регистрируемые. Полученную
функцию следует вывести на экран (командами create/table,
create/column,
edit/table, plot/table), аппроксимировать полиномом (команда regression/polynomial), вывести
полиномиальную функцию на экран (так же, как и в п.4), а затем сохранить в postscript-файл (set/graphics и copy/graphics). Это нужно для
дальнейшей обработки. 7.
Вывести изображение спектра
галактики на экран, определить номер строки, соответствующей разрезу через
центр галактики (get/cursor). Провести командой filter/median медианную фильтрацию спектра галактики с шагом Примечание:
Самая яркая линия [OIII] 5007Å 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. Примечание:
Дальнейшая работа ведется одновременно с преобразованным из таблицы спектром (в
окне дисплея) и с таблицей (в графическом окне). Последняя нужна для
отождествления (связи длин волн, выраженными в ангстремах, с пикселями и
мировыми координатами). Изображение необходимо для нахождения светимостей
спектральных линий. Спектр ядра галактики необходимо распечатать (используя
команду copy/graphics),
нанести отождествленные линии и представить в качестве одного из результатов.
Отождествив эмиссионные линии, определить их относительные интенсивности. Для
этого с помощью команды get/gcursor определите границы линий.
Используя полученные данные, измерьте интенсивности линий Ils с помощью команды statistics/image
(можно определять границы линий непосредственно по
изображению и сразу получать их интенсивности при помощи команды statistics/image с ключом cursor; это - более быстрый,
но менее точный метод). Измерьте интенсивность непрерывного спектра слева и
справа от линии. Среднее значение последних двух величин дает нам значение
непрерывного спектра Is.
Для получения интенсивности отдельно в линияхIl вычитаем Is из Ils. Примечание:
Линия [OIII] 4363Å блендируется с Hγ, поэтому
измерения могут привести к завышению ее интенсивности. Для потока в
передержанной линии [OIII] 5007Å следует принять его теоретическое
значение: I([OIII] 5007) = 3ћI([OIII] 4959),
затем найти отношение Аналогичное
отношение получить для линий серы: Примечание:
Интенсивность красных линий серы известна из независимых наблюдений и
составляет 1.5ћI(Hβ ). 8.
Полученные интенсивности линий
и, в частности, их комбинации f1([OIII])
и f2([SII]), можно
использовать для получения плотности и температуры газа в ядре галактики.
Воспользуйтесь для этого номограммами, расчитанными в Крымской обсерватории [2]
(см. рис.1). Выбирая из семейства кривых f([OIII])
и f([SII]) те, которые соответствуют
наблюденным значением, найти по пересечению кривых величины ne и Te. В принципе, ne и Te можно найти и по
интенсивностям отдельных линий или дуплетов по отношению к Hβ: где 9.
Измерить эквивалентную ширину
линии Hβ. Для этого с помощью команды statistics/image
с ключом cursor найти истинную интенсивность этой линии Il (как и в п.7), и разделить
ее на высоту непрерывного спектра под линией. Последняя находится делением
интенсивности непрерывного спектра Is
(полученной с тем же окном, что и линия) на размер окна вдоль дисперсии (размер
в пикселях выводится на дисплей при выполнении statistics/image).
Переведите, использую таблицу, эквивалентную ширину в
ангстремы. 10.
Определить доплеровскую
скорость движения газа. По линиям [OIII] 4959Å и Hβ
найти полуширину линии на половине интенсивности (сначала в пикселях, затем
перевести в ангстремы). По формуле Доплера найти скорость движения газа (в
километрах в секунду) вдоль луча зрения. Взять среднее значение по двум линиям. 11.
Определить параметры газа в
ядре сейфертовской галактики. Для этого найти сначала расстояние D до галактики по скорости ее удаления
(см. любой каталог галактик). Значение постоянной Хаббла принимаем равным 75
(км/с)/Мпк. Известно, что звезда величины Параметр A зависит от температуры:
Тогда объем Умножая объем на известное значение электронной плотности Кинетическая энергия газа может быть оценена по доплеровской
скорости u,
определенной по полуширине эмиссионных линий Коэффициент 3 учитывает, что мы измеряем лишь лучевую, а не
пространственную скорость (здесь распределение скоростей принимается
изотропным). Порядок величины размера r излучающей области равен
Результаты
Полученные
данные необходимо представить в таблице, куда войдут следующие параметры: ћ
электронная плотность газа ne; ћ
электронная температура Тe; ћ
светимость в линии Hβ; ћ
объем газа, излучающий в линии
Hβ; ћ масса газа, излучающего в линии Hβ; ћ
кинетическая энергия газа,
излучающего в линии Hβ; ћ характерное кинематическое время t.
Литература:
|
![]() |
Вернуться к оглавлению |
![]() |
Перейти к следующей задаче![]() |