Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://sed.sao.ru/~vo/disser/ch2.html
Дата изменения: Wed Jul 15 12:41:36 2009
Дата индексирования: Mon Oct 1 20:35:00 2012
Кодировка: koi8-r
Поисковые слова: п п п п п п п п п п п п п п п п п п
Methods and results of radio cosmology. Chapter 2. Выход на текущий сервер sed.sao.ru            

Методы и результаты наблюдательной радиокосмологии

Диссертация на соискание уч. степени доктора физ.-мат. наук

Глава 2. Создание системы обработки данных FADPS и ее применение для анализа наблюдательных данных на РАТАН-600

gzipped PostScript версия здесь, 2005 г.
Начало Введение Глава 2 Глава 3 Глава 4 Глава 5 Глава 6 Библиография Приложения

Верходанов О.В.

Специальная Астрофизическая обсерватория

Оглавление

Основные результаты этой главы изложены в статьях рецензируемых изданий Verkhodanov et al., 1993; Verkhodanov, 1997; Verkhodanov, Kononov, 2002; Верходанов и Верходанова, 1999; Верходанов и др., 2005b.

2.1. Введение

Первым этапом после завершения наблюдений в практической космологии является обработка полученной информации. Наряду с алгоритмами редукции данных радиоастрономических наблюдений, упрощающими чистку и выделение сигнала, необходимым элементом этой технологической цепочки является реализация процедур обработки на уровне, достаточном для объективного анализа данных. Этот уровень определяется дружелюбностью и конструкторскими возможностями системы обработки данных.

Любая система обработки, какой бы дружелюбной она не была, требует определенного уровня компьютерной грамотности или просто подготовленности пользователя. Причем, чем выше дружелюбность системы, тем больше об этой системе необходимо знать. Подобные системы обработки данных зачастую бывают довольно громоздкими. Этими недостатками обладают системы, рассчитанные на универсальность: MIDAS, AIPS и др. Процедуры запуска системы, команды редактирования данных и выполнения той или иной операции обязывают знать базовый уровень системы обработки. Если учесть, что всякая развитая система обработки астрономических данных (ADPS - astronomical data processing system) является ``системой в системе'', то необходимость знания команд операционной системы, под которой работает ADPS, уже подразумевается. У развитых ADPS может быть еще один недостаток, связанный с тем, что принципы программирования и обработки изображений в такой ADPS отличаются от принципов операционной среды, под управлением которой эта система обработки существует.

Здесь предлагается иной подход к созданию системы обработки данных, реализованный, в частности, уже при создании ADPS для первого облучателя РАТАН-600 (Ерухимов и др., 1990; Верходанов и др., 1992a,b; Verkhodanov et al., 1993), предполагающий создание конструктора систем обработки из малых модулей и обеспечивающий простую настройку под различные процессоры. Назовем такой подход модульным, а систему обработки - гибкой системой обработки астрономических данных (FADPS - flexible astronomical data processing).

Отметим, что на РАТАН-600 существовали и существуют другие программы обработки данных, использующие специфику систем регистрации и решаемых задач. Упомянем здесь систему PRF, созданную Витковским, Шергиным и Моносовым для данных радиометров сплошного спектра в операционных системах семейства RT-11 (Витковский, 1990) и действующую до 1993 г.; программу prad, созданную Т.Н.Соколовой и развитую С.А.Трушкиным как программу pradT в DOS; систему обработки данных наблюдений переменности квазаров АКЦ ФИАН (Kovalev, 1998; Ковалев, 2002); методы и программы обработки данных первого облучателя ГАИШ МГУ (Горшков и Хромов, 1981; Амирханян, 1989). Кроме того, для обработки данных спектральных наблюдений на 2-м облучателе и солнечных данных на 3-м облучателе РАТАН-600 имеются свои пакеты обработки данных (Алферова и др., 1986 и Гараимов, 1998 соответственно).

Предлагаемый нами подход используется в обработке данных первого облучателя РАТАН-600 уже свыше 15 лет: первые модули созданы для анализа данных в методе сечений в работе (Бурсов и др., 1989). В рамках выработанной нами идеологии уже разработано несколько пакетов, из которых четыре основные будут представлены ниже. На базе разработанных процедур проводятся исследования радиоисточников, одно из которых: исследование объектов обзора 1995г. на Северном секторе РАТАН-600, также приведено в данной главе.

В основе современных методик обработки данных наблюдений радиогалактик на РАТАН-600 лежит описываемая ниже система FADPS, а исследование микроволнового фонового излучения проведено в пакете GLESP, тоже являющемся частью FADPS. Алгоритмическая часть многих программ (обнаружение и подсчеты источников, аппроксимация табулированными аппаратными функциями, обнаружение и ``чистка'' помех) разработана в рамках описываемой системы (Горохов, Верходанов, 1993, 1994, 1995a,b; Verkhodanov, Gorokhov, 1995; Verkhodanov, 1996; Shergin et al., 1997; Verkhodanov, Pavlov, 2000; Верходанов, Павлов, 2001).

2.2. Общая идеология и принципы построения

В качестве операционной системы под ADPS была выбрана система UNIX, обладающая такими достоинствами как многопроцессовость, многооконный и многопользовательский режимы работы, а также поддержка всеми типами процессоров. Построенная с использованием этих свойств ADPS позволяет создавать развитую и разветвленную конвейерную обработку данных. Основные принципы работы с программами обработки при этом совпадают с правилами работы в операционной системе UNIX, командные языки которой shell и cshell является командными языками ADPS. В этих языках есть операторы цикла, условия и локального перехода. Сам процесс обработки представляет из себя последовательное применения тех или других операторов (команд) к данным пользователя, которые записаны в виде последовательности равноотстоящих измерений и хранятся в отдельных файлах. Каждому оператору соответствует определенная команда, которую мы называем ``кирпич'' или модуль. Имея набор таких ``кирпичей'', пользователь ADPS, знакомый с основами операционной системы UNIX, может сам построить свою систему обработки или, просто набрав последовательность из модулей, получить необходимый результат.

Пусть, например, исследуемым данным соответствует вектор, описывающий наблюдения некоторого радиоисточника. Нам нужно в качестве результата получить аппроксимационную кривую в виде Гауссианы, вписанной в запись прохождения этого источника, с тремя параметрами (координата, размер, амплитуда). Стандартная процедура получения этого результата представляет из себя последовательное применение двух операторов: оператора вычитания фона Fbgd (низкочастотной составляющей шума) и оператора аппроксимации гауссианой Fgauss, то есть задача состоит в том, чтобы получить в качестве результата вектор R, равный:
R = Fgauss ( Fbgd ( D ) ) (2.1)
В системе UNIX процедура применения этих двух операторов к файлу с данными D запишется следующей строчкой:
bgd -w 10 D | gauss -n 20 > R, (2.2)
в которой bgd есть программа вычитания фона, gauss - программа аппроксимации набором Гауссиан, ключ `-w' показывает, что следующий параметр - размер окна сглаживания, ключ `-n' задает минимальный уровень обнаружения (см. детали у Верходанова и др., 1992b). Знаки `<', `>' и '|' есть знаки командного языка shell операционной системы UNIX, означающие соответственно перенаправление ввода (ввод из файла D), перенаправление вывода (вывод в файл R) и признак конвейера или труба, означающая передачу результата выполнения одной программы на вход другой программе. Естественно, это справедливо, если программы-операторы обладают свойствами фильтров, т.е. имеют только один вход и один выход для векторных данных. Дополнительные входы для скалярных параметров могут быть в любом количестве и задаваться, как было показано выше, через ключевые слова (`-w 10'). Таким образом, комбинируя наборы различных программ-операторов и используя командный язык системы UNIX, пользователь составляет свои командные строки для получения нужного ему результата.

Еще один пример: операция осреднения нескольких векторов данных с предварительным вычитанием фона:
Average formula 2.3
Этому выражению соответствует команда
aver D* -r -o R, (2.4)
Здесь `D*' - список файлов, имена которых начинаются с буквы D (предположительно D1, D2, ...,Dn), ключ `-r' является признаком робастного осреднения, а ключ `-o' показывает, что следующий за ним параметр - имя файла с результатом работы программы.

При создании модулей следует учитывать некоторые принципы написания таких программ.

  1. Если это возможно, модули должны работать как фильтры, т.е. уметь считывать данные со стандартного файла ввода и выдавать результат в стандартный файл вывода.
  2. Программы должны работать с данными, записанными в некотором стандартном формате. В качестве такого формата выбран F-формат (Верходанов и др., 1993) близкий по своим характеристикам к FITS формату (Wells et al., 1981).
  3. При написании программ, требующих ввода в режиме диалога, следует предусмотреть возможность ввода параметров с помощью ключей, то есть бездиалоговый режим работы, и, по возможности, с помощью переменных среды.
При наличии этих условий пользователь или разработчик FADPS может создавать и включать свои модули в систему обработки. Таким образом, например, были обработаны данные экспериментов околополярного обзора ``Холод-90'' (Parijskij et al., 1991b), обзора с коническим облучателем ``Зенит-88'' (Мингалиев и др., 1991a,b), а также проведено моделирование радиоизображений (Khaikin, Verkhodanov, 1992). Фактически, обработка и моделирование наблюдений в этих трех работах и послужили стимулом к созданию FADPS в ее современном виде (Верходанов, 1993a; Verkhodanov, 1995a, 1997).

Итак, используя идеологию построения системы обработки, детально проработанный формат описания данных, принципы обработки данных и алгоритмическое обеспечение, можно приступить к ее реализации.

Выделим несколько этапов разработки системы:

В качестве базового алгоритмического языка был выбран язык ``C'', существенно облегчающий работу по взаимодействию со строчными переменными по сравнению с ФОРТРАНом.
Реализация каждого модуля включала подключение процедур работы с командной строкой и стандартным набором ключей (например, для вызова подсказки, задания входных интервалов, имен файлов и прочее), несколько уровней взаимодействия с пользователем: через командную строку, переменную среды, диалог и файл с параметрами. Таким образом были разработаны процедуры вычисления трендов, вписывания диаграмм направленности, интерполяции и др. Полный список процедур FADPS приводится в Приложении 3.

Любое построение системы обработки начинается с принятия правил описания данных, а именно формата представления данных. В международной астрономической среде для этих целей принят FITS-формат, зарегистрированный Институтом Стандартов США (Wells et al., 1981). Это самодокументируемый формат, описывающий данные неограниченной длины и понимаемый международными системами обработки. Естественно, он должен включаться в систему ввода/вывода любой системы обработки. Однако, он не может отразить некоторые особенности локальных систем регистрации и управления телескопом, но в то же время это может быть сделано в локальных форматах записи данных. Рассмотрим эту проблему подробнее.

2.3. Формат представления данных

Введение единого стандарта записи данных естественный шаг для организации обмена результатами наблюдений, а также обработки одних и тех же данных различными пакетами программ, причем довольно часто реализованных в различных операционных системах. Разработанный и внедренный формат представления данных наблюдений на первом облучателе РАТАН-600 (F-формат) описан в ряде публикаций и отчетов (Верходанов и др., 1991, 1993, 1994, 1995a, 1995b, 1997a; Verkhodanov, Kononov, 2002) и используется в системе регистрации и обработки облучателя No1 радиотелескопа РАТАН-600, а также частично и в системе архивизации (Кононов и др., 1998, 1999; Kononov et al., 2002). Для работы с F-форматом была создана специальная библиотека функций на языке программирования ``C'' (EVp-библиотека) (Верходанов и др., 1991,1993). F-формат представляет из себя FITS-подобный формат, где все параметры, характеризующие наблюдения, описываются в символьном виде (ASCII коды), а данные представлены двоичными кодами. В нашем случае данные на выходе системы регистрации записаны в виде 16-битовых целых, так что их перекодировки не требуется.

Основные причины выбора F-формата были следующие:

  1. соответствие мировым стандартам;
  2. переносимость данных из одной системы в другую;
  3. хорошая возможность просмотра и редактирования параметров шапочки, используя стандартные программы-редакторы;
  4. фактическая неограниченность шапочки F-файла.

Кроме стандартных ключевых слов шапочки F-файлов, соответствующих стандарту FITS, мы ввели дополнительные слова для описания технических параметров системы `антенна - облучатель - приемник - система регистрации': RCV-MODE для описания режима использования приемника со значениями SH, BS, RH (соответственно приемник с пилот-сигналом, режим сканирования, рупор в небо); REGIMOBS - режим наблюдения источника D, S, C, V, 3 (соответственно наблюдения дискретного источника, обзор, наблюдения в режиме скольжения, режим скольжения быстро переменных процессов (мерцаний), трехзеркальная конфигурацию антенны: наблюдения на южном секторе РАТАН-600 с плоским отражателем). Кроме того, введены новые ключевые слова:
VELO-CAR скорость движения каретки облучателя в режиме сопровождения источника;
CARRIAGE положение рупора приемника данной длины волны на каретке облучателя;
CMPRS-CF коэффициент сжатия данных;
FOCUS значение фокуса антенны;
SIDTIME звездное время кульминации объекта;
DECTIME декретное время кульминации объекта.
При расчетах диаграммы направленности для вычисления временных интервалов относительно кульминации источника используется параметр FOC-XSH - вынос рупора из фокуса в метрах, рассчитываемый по формуле, полученной С.А.Трушкиным:
Trushkin formula 2.5
где DEC - склонение источника ELEVAT - высота его наблюдения.

Вслед за шапочкой в F-файле записываются двоичные данные, представляющие из себя последовательность равноудаленных измерений (или вычислений) с шагом CDELT1. Если массив данных двумерный, запись производится по строкам. Список стандартных ключевых слов приведен в Приложении 1. Таким образом, используя введенные ключевые слова, FADPS выбирает и контролирует стратегию обработки наблюдательных данных.

Начиная с 1994 года (Верходанов и др., 1994), система обработки радиоастрономических данных FADPS использует FITS Binary Table-подобный формат (Harten et al., 1985; 1988; Cotton et al., 1995; Hanisch et al., 2001), описывающий в виде одного файла многочастотные наблюдения в континууме. Позднее все архивные данные широкополосных радиометров были полностью переведены в данный формат (Кононов, Павлов, 1999; Кононов и др., 1999). Подчеркнем, что наряду с многочастотными файлами в повседневной обработке на радиотелескопе РАТАН-600 используется также и одночастотный формат, приближенный к классическому Basic FITS. Детальное описание формата уже приводилось в работах Верходанова и др. (1994, 1995a,b). Отметим здесь только некоторые ключевые слова заголовка расширения, которые приведены в Приложении 2. Обращаем внимание, что в приведенном примере практически все ключевые слова, кроме описателей полей TFORM#, TDIM#, TTYPE#, TUNIT#, TSCAL# и TZERO#, являются нестандартными и при перекодировке в канонический FITS могут быть закомментированы в строках COMMENT. Обратим внимание на использованные ключевые слова в примере системы обработки FADPS: SP-FORMU (формула спектра радиоисточника) и TARF# (формула площади антенны на соответствующей длине волны). От остальных параметров они отличаются тем, что содержат аналитические формулы. Аналогичным образом задаются и формулы аппроксимации спектров в системе анализа данных CATS (Глава 3). Для описания формы спектра используется ключевое слово SP-AP#, причем спектр может быть разбит на отдельные участки. Для анализа подобных аналитических записей разработана специальная библиотека на языке ``C'', которая позволяет разбирать члены формулы и подставлять функциональные значения для заданных аргументов.

Для описания современных данных мы предлагаем структуру, объединяющую результаты наблюдений (включая рассчитанные эффективные площади антенны, обеспечивающие быструю калибровку по аналитическим формулам), двумерные площадки неба в оптическом и радиодиапазонах, записанные в двоичных кодах, а также данные радио и оптических спектров, представленные в виде ASCII-таблиц. При этом разнородные данные должны оформляться как расширения, а соответствующие программы-распаковщики и визуализаторы должны их понимать. Вариант такой структуры, оформленный как единственный FITS или FITS-подобный файл, в общем виде представлен на Рис.2.1, где p-H - первичный FITS-заголовок, e-Hi и e-Di - соответственно заголовок и данные i-го расширения.
FITS Scheme Рис.2.1. Вариант представления разнородных астрономических данных в виде одного FITS или FITS-подобного файла. Рисунок опубликован в работе (Verkhodanov & Kononov, 2002).

Кроме того, текущие библиотеки чтения FITS-данных должны уметь разбираться с аналитическими формулами и дополнительными ключевыми словами, содержащимися в строках заголовка COMMENT.

По-видимому, эти направления и будут основными при формировании новых стандартов представления информации в развивающихся электронных системах доступа на радиотелескопе РАТАН-600.

2.4. Построение интерактивной графической системы обработки

Отдельный вопрос - визуализация результатов обработки. В основном удобство ADPS определяется возможностями визуализации данных и результатов обработки, а также возможностью работать с данными в интерактивном графическом режиме. В этом случае, конечно, не удается избежать создания ``системы в системе''. Удобство системы UNIX заключается в том, что создание подобных систем значительно облегчается при наличии FADPS. В этом случае нет смысла писать подпрограммы, выполняющие те или другие операции. Достаточно вызвать и передать управление программе FADPS, выводящей результат на графическую станцию. Это экономит как человеческие, так и машинные ресурсы.
FGR Рис.2.2. Рабочий экран программы fgr. Рисунок опубликован в работе (Верходанов, 1995a).
FGR Scheme Рис.2.2. Фрагмент модульной схемы программы fgr. Демонстрационный рисунок для данной диссертации.
Таким образом, например, была создана программа fgr (Рис. 2.2) интерактивной обработки в графическом режиме одномерных данных облучателя No1 РАТАН-600 (Верходанов, 1995a,b; Verkhodanov, 1997). За исключением отдельных операций программа использует различные команды FADPS, а на экран выводит только готовый результат.

Основные задачи программы следующие:

На Рис.2.3 приведена структура небольшого фрагмента программы fgr, связанная с вызовом программы-калькулятора для F-файлов fcalc. Построенная система меню призвана облегчить пользователю поиск требуемой операции. На рисунке отображен переход:

Math (математические операции) ----> Fcalc (скалярно-векторные операции) ----> Vector (векторные операции) ----> требуемая операция.

В каждом меню кроме операций, объединенных именем пункта, присутствуют также операции управления, например, операции записи результата в оперативную память, на твердый диск, операции выхода из текущего меню.

Построение программы ориентировано исключительно на описанный модульный принцип организации системы обработки данных. В обязанности такой программы, кроме вызова соответствующих ``кирпичей'', входит сервисное обслуживание (система меню разного уровня и соответствующие подсказки) и визуализация результата. Имеется возможность запуска программы-модуля, заранее не описанного как пункт меню, для выполнения дополнительных операций над данными: при входе в пункт Filt (filter) программа запрашивает имя программы (можно с ключами) и передает управление ей, а полученный результат выводит на экран. Программа имеет специальное меню для работы с курсором и графического редактирования данных. Имеется возможность ``ручного'' клиппирования источников и помех, а также ``ручного'' удаления фоновых нелинейных компонент.

При создании процедур визуализации мы исходно использовали библиотеку CGI системы XENIX, но таким образом, чтобы в дальнейшем произвести безболезненный переход в стандартную графическую оболочку X~Window системы UNIX. Причем реализация процедур произведена на самом низком уровне программирования X~Window таким образом, чтобы не было зависимости от коммерческих библиотек (Верходанов, 1991a; Верходанов, 1993b; Верходанов и др., 1995c). Практика показала, что выбранная идеология оказалась действенной, и новая версия программы fgr заработала в сетевой графической среде X Window без существенных осложнений. В настоящий момент графическая система fgr (Верходанов, 1995a) реализована и поддерживается в ОС Linux, Sun OS, OS Solaris, Silicon Graphics Irix.

В рамках обозначенной идеологии были также предложены и реализованы библиотеки функций для создания бумажных копий изображений, а именно: система описания графопостроителей - {\rm PLOTCAP}, позволяющая выводить данные на различные типы графопостроителей без изменения программ обработки, а лишь переименованием логических имен среды (Верходанов, Черепахин, 1993), а также библиотека функций для работы с языком PostScript (Верходанов, 1994a).

2.5. Интерактивная обработка континуальных радиоспектров источников

Первый пакет для работы с непрерывными радиоспектрами для работы на РАТАН-600 'rtnsp' был разработан под ОС XENIX и включал в себя систему автоматического анализа калибровочных источников, наблюдаемых на радиотелескопе (Верходанов, 1992, Верходанов, 1993a) и процедуры построения спектров по данным радиоастрономических наблюдений. Однако, с появлением большого числа разнообразных радиоастрофизических данных, особенно с развитием базы данных CATS (Verkhodanov et al., 1997a), появилась необходимость создания более глобальной и гибкой системы обработки континуальных спектров радиоисточников (и, вообще, различных спектральных распределений энергии в объектах). Новая система работы со спектрами была разработана в рамках проекта FADPS с возможностью подключения к системе вывода базы данных астрофизических каталогов CATS (Верходанов, 1997). В отличие от временных рядов, где наблюдатель имеет дело с равноотстоящими значениями и данные обрабатываются набором стандартных процедур (см. например, программу fgr), здесь мы имеем дело с неравноотстоящими измерениями, выводимыми в логарифмических шкалах.

Система обработки спектров состоит из нескольких программ, позволяющих работать с данными как в интерактивной графической моде, так и ``вслепую'', что, в свою очередь, позволяет переходить к потоковой обработке. Центральной утилитой системы является программа spg (SPectral Graphics), разработанная в среде X Window OS UNIX. Утилита spg позволяет в системе многоуровневого меню и последовательной визуализацией всех операций над спектрами выполнять следующие действия:

На Рис.2.5 приводится небольшой фрагмент модульной схемы программы spg.
SPG Рис.2.4. Экран программы spg с меню и спектром радиоисточника. Рисунок опубликован в работе (Verkhodanov et al., 1997a).
SPG Scheme Рис.2.5. Фрагмент модульной схемы программы spg. Демонстрационный рисунок для данной диссертации.

В качестве основных стандартных функций аппроксимации спектров используются следующие:

  1. y = A + Bx,
  2. y = A + Bx + Cx2,
  3. y = A + Bx + C * exp (x),          (2.6)
  4. y = A + Bx + C * exp (-x),
где x=lg ν, y=lg S, ν - частота (МГц), S - плотность потока (Ян). Выбор аппроксимаций производится в меню программы (Рис. 2.5). Взвешивание точек происходит тоже различными способами: присвоением равных весов, расчетом весов по ошибкам плотностей потоков или редактированием бланков с таблицей частот, плотностей потоков и весов.

Реализованные процедуры вычисления радиосветимости и мощности радиоисточников используют формулы (Lang, 1999):
Luminosity: formula 2.7
для светимости, где Sν - плотность потока на частоте ν, Db - болометрическое расстояние:
Distance: formula 2.7a
и Db=z(1+z/2) для q0=0, Db=z для q0=1,
K(\nu): formula 2.7c

Power formula 2.8
для мощности. Тексты JAVA-процедур формул любезно предоставлены А.Г.Губановым (Trushkina, Gubanov, 2000) и переведены на язык ``C''.

Для работы программы была разработана специальная библиотека процедур для создания, заполнения и редактирования бланков (Верходанов, 1991b), используемая при операциях с табличными данными.

Программа spg позволяет читать и писать в выходящем формате базы данных CATS в FITS TABLE-подобном формате (Верходанов и др., 1997a), строить картинки спектров и координатного расположения источников на PostScript языке, располагая рисунки на листе в задаваемом порядке. Система построена с использованием опыта пакета rtnsp (Верходанов, 1992) и используется также в базе данных CATS.

В качестве примера использования FADPS проведем исследование исследование объектов, обнаруженных в обзоре 1995 г., проведенном на Северном секторе РАТАН-600.

2.6. Исследование объектов обзора неба 1995 г. на Северном секторе РАТАН-600

В августе-сентябре 1995 г. были проведен обзор неба Северном секторе РАТАН-600 (Верходанов и Верходанова, 1997, 1998, 1999). Целью обзора были поиск новых объектов в плохо исследованных площадках неба и изучение их спектральных характеристик. Было сделано три сечения с шагом 40 дуговых секунд и центральным сечением на высоте 86°56'18" (δ=46°53'11"). Исследуемая область ограничена по прямому восхождению координатами 7h30m и 15h0m на эпоху проведения обзора. Размер диаграммы направленности по высоте составил 3.7' на длине волны 7.6см. Обзор проводился на 5 длинах волн. Средние чувствительности на центральном сечении обзора после осреднения 6 сканов приведены в Таблице 2.1.

Таблица 2.1. Параметры обзора 1995 года в области Зенита на РАТАН-600
Длина волныЧувствительность Эфф. площадьHPBW
см мЯн/сек м2 сек вр.
2.7 10 730 1.4
3.9 10 800 2.0
7.6 8 1400 4.2
13 33 960 6.4
31 250 800 15.5
Там же приведены эффективные площади и ширины диаграммы направленности. В качестве опорных объектов были взяты вторичные калибровочные источники (0710+45, 0716+47, 1507+47) из каталога Кюра (Kuehr et al., 1981). Плотности потоков оценивались в шкале Баарса. Наблюдения проводились на широкополосных приемниках с HEMT транзисторами (Берлин и др., 1995) с новой системой регистрации облучателя No1 на платформе Linux (Черненков, Цыбулев, 1995) и АСУ РАТАН-600, разработанной лабораторией Г.В. Жеканиса (Голубчин и др., 1995). Следует заметить, что в дециметровом диапазоне, особенно на 31см, слишком осложнилась помеховая обстановка, что резко ухудшило чувствительность. Обзор 1995г. частично пересекся с зоной Зенитного обзора 1988 года, который был проведен с использованием всей кольцевой поверхности радиотелескопа, т.е. в самом мощном по чувствительности и разрешению режиме работы радиотелескопа РАТАН-600 (Парийский, 1986; Парийский и др., 1993; Верходанов, 1993a; Parijskij et al., 1994a), поэтому некоторые объекты были исследованы в работе Верходанова (1994b).

Чистка и редукция наблюдений осуществлялась с помощью пакета fgr (Верходанов, 1995a) в стандартной системе обработки континуальных данных на РАТАН-600 FADPS (Verkhodanov et al., 1993) Т.к. регистрация производилась с шагом 0s.1, то в дальнейшем это позволило воспользоваться алгоритмами робастного (т.е. устойчивого к элементам влияния) сжатия данных (Ерухимов, 1988) и устранить многие помехи импульсного характера, а также улучшить отношение сигнал/шум. Низкочастотный шум удалялся сглаживанием в окне размером в 2 размера диаграммы направленности и дальнейшим вычитанием из исходной записи. Выделение источников производилось стандартной процедурой Гаусс-анализа (Иванов, 1979), включенной в FADPS.
R-plate 0916+4654 O-plate 0916+4654
Рис.2.6. Результат отождествления источника J0916+4654 в базе данных APM. В центре обоих картинок находится объект. Слева: изображение в фильтре R, 19m.7. Справа: в фильтре B, 20m.4. Рисунок опубликован в работе (Верходанов, Верходанова, 1997).
В качестве центральной поисковой длины волны использовалась 7.6см. На уровне 4.5σ и выше было найдено 19 источников (27 источников выше 3σ). Выявленные источники включены в Приложение 4. В столбце 1 данной таблицы приводятся координаты обнаруженных источников в обзоре на эпоху J2000.0. В столбцах 2, 3, 4, 5 и 6 приводятся плотности потоков источников в мЯн на длинах волн 7.6, 2.7, 3.9, 13 и 31см соответственно. В столбцах 7 и 8 приводятся их координаты и плотности потока на длине волны 8 см. Если справа от координат стоит символ 'w' - 'warning', то источник не надежен. Например, он может иметь искусственное происхождение. Как уже упоминалось, среди обнаруженных источников есть источники каталога ``Зенит-88'': rz5, rz9, rz14, rz27, rz55, rz70, а также дополнительные объекты rz a2, rz a3 из работы (Верходанов, 1994b).

2.6.1. Отождествление радиоисточников

На первом шаге отождествления объектов была проведена (Верходанов, Верходанова, 1999) кросс-идентификация источников с объектами базы данных CATS (Verkhodanov et al., 1997a). При этом использовался и новый высокочувствительный (до 2.5мЯн) каталог обзора всего неба NVSS (New VLA Sky Survey) (Condon et al., 1998) на частоте 1400МГц с разрешением 45''. Всего было обнаружено 28 совпадений с объектами каталога NVSS, 3 из которых являются двухкомпонентными источниками, а один - трехкомпонентным в данном обзоре. Для отождествления обнаруженных объектов также использовались глубокие обзоры WENSS и FIRST, пересекающиеся с исследуемой площадкой. Обзор WENSS (The Westerbork Northern Sky Survey) (Rengelink et al., 1997) проведен на длине волны 92см и имеет предельный поток около 18 мЯн (на уровне 5σ) с разрешением 54''x54''cosecδ. Он покрывает Северную часть неба выше 29 градусов. При отождествлении с объектами каталога WENSS авторы нашли 25 совпадений, среди которых есть один двухкомпонентный источник, два - трехкомпонентных и один - четырехкомпонентный источник. Обзор FIRST (Faint Images of the Radio Sky at Twenty-cm) (White et al., 1997) проведен на VLA в B-конфигурации на частоте 1400 MГц. Для исследования использовался каталог в пределах от 6h35m до 17h55m по прямому восхождению и от 22° до 57° по склонению. В обзоре получены карты с разрешением до 5''. Порог обнаружения источников составляет 1мЯн на уровне 5σ. При отождествлении с объектами FIRST найдено 29 совпадений, 11 из которых скорее всего являются многокомпонентными источниками (анализ изображений объектов данного каталога см. ниже).

В таблице Приложения 4 приведены объекты из каталогов FIRST, NVSS и WENSS, с которыми отождествляются источники обзоров на РАТАН-600. В столбце 9 приводятся координаты компонентов радиоисточников, обнаруженных в обзоре FIRST, и в столбце 10 даны соответствующие плотности потоков в мЯн. Секунды звездного времени для прямых восхождений secα и секунды дуги для склонений secδ обзоров NVSS и WENSS приводятся соответственно в столбцах 11 и 13. Часы, градусы и минуты совпадают с соответствующими координатами обзора FIRST. Плотности потоков в мЯн из каталогов NVSS и WENSS даны соответственно в столбцах 12 и 15. В столбце 14 приводятся характеристики источников, предложенные авторами каталога WENSS: `S' - одиночный, `M' - множественный (сложный), `C' - компонент.

Кроме того, мы использовали систему APM (Automized Plate Measuring machine) (Irwin, 1998), а именно модифицированную программу-клиент Т. Макглина (T.McGlynn) apmcat для потокового отождествления источников с объектами цифрового Паломарского Атласа через сеть Internet, а также DSS (Digitized Sky Survey), доступный через Web-страницу Института космического телескопа ( http://stdatu.stsci.edu/dss/) для идентификации источников обзора и получения оценочных значений в R и B фильтрах.

В таблице Приложения 5 приводится список кандидатов на оптическое отождествление с помощью системы APM. В столбце 1 таблицы дается имя источника в каталоге FIRST в формате Международного Астрономического Союза, в столбце 2 - координаты кандидата DSS на оптическое отождествление, в столбцах 3,4 - оценки звездных величин в системе APM в R и B-фильтрах соответственно. (см. Рис.2.6) Для тех источников, у которых нет отождествлений можно предположить, что оптические объекты слабее 20m.0 и 21m.5 в R и B-фильтрах соответственно. В столбце 5 приведены значения отношений правдоподобия для отождествляемых источников, которые рассчитывались по формуле (de Ruiter et al., 1977):
LR formula 2.9
где λ=πσRAσDecρ, ρ - плотность фоновых объектов, равная 5.16*10-4sec-2 (Cohen et al., 1977), r= [(ΔRA/σRA)2 + [(ΔDec/σDec)2]1/2, ΔRA, ΔDec - разности радио и оптических положений, σ2RA и σ2Dec - соответственно среднеквадратичные ошибки радио и оптических координат. Отождествление можно считать достоверным, когда LR>2. В столбце 6 приводится галактическая широта, в столбце 7 даются комментарии о классе объекта и его возможном окружении. Класс объекта обозначается следующим образом: S - звездообразный объект, FS - слабый звездообразный объект, G - галактика, GL - кандидат в гравитационную линзу, EF - пустое поле. Окружение классифицируется как группа галактик и возможное скопление галактик.

2.6.2. Спектры радиоисточников

В исследуемую полоску обзора попал радиоисточник 4С47.29 (J090304.0+465105), являющийся одновременно рентгеновским источником (Brinkmann et al., 1997). Его красное смещение 1.462. Он классифицирован в работе (Hewitt, Burbidge, 1989) как QSO. С учетом выноса из центра диаграммы направленности, рассчитанного по Коржавину (1977), мы оценили плотности потоков на 5 длинах волн. Разбив все данные по спектрам на 2 группы по наблюдениям до 1990 года и после 1995 года (обзоры WENSS, NVSS, FIRST и РАТАН) мы обнаружили изменение спектрального индекса этого источника в сторону укручения от -0.31 до -0.49 (S~να). (см. Рис.2.7).
Radio spectrum 4С47.29 Рис.2.7. Изменение радиоспектра объекта 4С47.29 (J090304.0+465105) с периода до 1990 и после 1995 г. Рисунок опубликован в работе (Верходанов, Верходанова, 1997).
В частности, заметно уменьшение плотности потока на частоте 1400 МГц: от 2.3Ян (White, Becker, 1992) до 1.7Ян (NVSS, FIRST).
Radio spectra Рис.2.8. Спектры объектов. Звездами помечены данные РАТАН-600. Рисунок опубликован в работе (Верходанов, Верходанова, 1997).
Radio spectra Рис.2.8. Продолжение. Спектры объектов. Звездами помечены данные РАТАН-600.
По данным наблюдений и отождествлений в CATS исследованы спектры 27 источников (см. Рис.2.8). На этом рисунке данные РАТАН-600 отмечены звездами, данные каталога FIRST отмечены зашрихованными треугольниками, направленными вверх. На картинках приведены интегральные плотности потоков для всех каталогов, кроме FIRST, для которого приведены интегральные потоки компонентов. При расчете спектральных индексов для сложных источников (см. ниже) плотности потоков компонентов суммировались.

В области слабых потоков (до 20мЯн) обнаружены 4 источника с инверсионными спектрами: 0849+4653, 1116+4652, 1235+4652, 1327+4651. Помимо того, 4 источника имеют области минимума в районе 1400 МГц. Источник rz70 показал увеличение потока почти в 3 раза по сравнению с данными 1988г.

2.6.3. Сложные источники

При отождествлении радиоисточников в базе данных CATS с каталогом FIRST авторы рассматривали в качестве кандидата в объекты, имеющие сложную структуру, такие источники, которые имеют больше одного отождествления в окне поиска радиусом 60 секунд дуги (см. таблицу Приложения 5). Всего мы получили таким образом 12 кандидатов в протяженные источники.

На Рис.2.9 приводятся изображения радиоисточников в обзоре FIRST и соответствующие изображения DSS в площадках 2'x2'. Имена на изображениях даны в короткой форме. Обозначения, использованные в именах следующие: R - радиоизображение, и DSS - данные оцифрованного атласа неба. Для радиоисточников, у которых нет значимого отождествления, мы не приводим DSS изображение.
Radio and optic images Рис.2.9. Радио (колонка слева, обозначение: R) и оптические (колонка справа, обозначение: DSS) изображения размером 2'x2' некоторых объектов обзора. Для радиоисточников J092140.2+465315, J092637.8+465240, J133606.6+465236 и J133607.6+464941 оптические изображения не приводятся. Стрелками помечены кандидаты на отождествление, крестиками - положения неотождествленных радиоисточников. Рисунок опубликован в работе (Верходанов, Верходанова, 1997).
Radio and optic images Рис.2.9. Продолжение. Оптические и радиоизображения объектов обзора.
Radio and optic images Рис.2.9. Продолжение. Оптические и радиоизображения объектов обзора.

Ниже приводятся характеристики отождествленных объектов.

J080814.0+465317. Возможный тип - FRI с ярким центральным компонентом. В каталоге FIRST имеется 3 объекта в боксе отождествления. Максимальный угловой размер радиоисточника 14".4. Спектральный индекс для интегральных плотностей потоков &alpha=-0.44 (S~να). На DSS в центре площадки объект порядка 20m величины.

J082346.1+465311. Двойной источник (угловой размер 17".0), обнаруженный в обзоре ``Зенит-88'' как rz5. Спектральный индекс α=-0.72. Компоненты имеют разную яркость, причем наиболее яркий из них имеет сложную структуру. Возможна комбинация ядро - джет. Объект отождествляется с эллиптической галактикой. Показатель покраснения, рассчитанный по данным APM, B-R=2.0.

J084034.7+465114. Двойной радиоисточник (α=-1.0). Компоненты имеют разную яркость. Максимальный угловой размер источника составляет 10".4. Оптического кандидата на отождествление нет.

J091633.9+465433. Яркий компонент с плотностью потока 487мЯн на длине волны 21см (α=-1.2) представляет из себя компактный источник, классифицируемый нами как CSS (compact steep spectrum), На расстоянии 41".6 от него находится предельно слабый источник (<1 мЯн), который может быть не связан с первым компонентом. Яркий объект отождествляется с галактикой, имеющей около 20 зв.величины в APM. Показатель покраснения B-R=0.8.

J092140.2+465315. Тройной радиоисточник (α=-0.83). Состоит из яркого центрального компонента и двух более слабых. Максимальный угловой размер 27".4. Вероятен поворот оси источника к лучу зрения на угол около 45 градусов. На DSS площадке пустое поле.

J092637.8+465240. Источник J092637.8+465240 (α=-0.71), отождествляемый так же как многокомпонентный в обзоре WENSS (WNB0923.3+4706), в обзоре FIRST представляется как имеющий сложную структуру (свыше 6 компонентов). Максимальный угловой размер 72".8. Типичная радиогалактика FRII. На изображении кроме горячих пятен в боковых компонентах видны центральный источник и джет. На DSS площадке пустое поле.

J094038.2+465121. Источник (α=-0.82) отождествляется с объектом Пятого Кембриджского каталога 5C5.73A, имеет ядро и 2 компонента повышенной яркости (тип FRII). На изображении видно радиоизлучение вдоль оси джета. Между первым и центральным компонентом с выносом около 5 сек дуги от оси джета расположена протяженная структура (третий компонент), имеющая равномерную поверхностную яркость. Максимальный угловой размер 54". Центральный и третий компоненты отождествляются со слабыми голубыми галактиками, обнаруженными APM на уровне шума на DSS. Возможно, что галактики являются взаимодействующими.

J102516.7+465221. Два независимых объекта. Более яркий из них имеет протяженную структуру, которая может быть интерпретирована как близкий двойной радиоисточник (разнос компонент <2"). Радиоспектр искривлен (вогнут). На DSS в данной площадке вероятно скопление галактик, в центре которого находится яркий из источников, являющийся эллиптической галактикой с оцененными в APM системе с показателем цвета B-R=3.1. Слабый радиоисточник (J102519.1+465226) отождествляется со взаимодействующей галактикой c показателем покраснения B-R=2.7.

J110930.4+465032. Радиоисточник обнаружен в обзоре ``Зенит-88'' как rz27. Источник имеет форму дуги с двумя яркими объектами по краям. Оба объекта имеют близкие плотности потока: 5.6 и 4.1мЯн, расстояние между ними 10''.5 (см. таблицу Приложения 5). Возможных интерпретаций две: гравитационная линза типа кольца Эйнштейна, близкая по форме известной линзе MG1131+0456, или радиогалактика типа FRII, двигающаяся в скоплении и испытывающая давление обтекающего газа (объект типа NGC1265, но со слабым ядром). Радиоспектр искривлен (вогнут). В оптике (DSS) в данной области наблюдается цепочка из галактик, огибающая зону источника.

J111035.2+465226. Двойной радиоисточник типа FRII (α=-0.74), ниже которого на расстоянии 12" на DSS находится галактика, имеющая звездные величины 19m.3 (R) и 21m.4 (B), полученные с помощью APM.

J133606.6+465236 и J133607.6+464941. Два независимых радиоисточника, дающие вклад в обнаруженный на РАТАН-600 объект. Каждый из этих двух источников сам по себе имеет сложную структуру. Источник J133606.6+465237 является близким двойным (α=-0.89) (расстояние между компонентами не превышает 4 сек дуги), в FIRST отчетливо не разрешается, на DSS не виден. J133607.6+464941 двойной источник (α=-0.82) с компонентами равной яркости, на DSS не виден.

J143512.3+465228. Двойной радиоисточник типа FRII (α=-0.74). Расстояние между компонентами 13".1. На DSS в поле объекта видна слабая галактика, имеющая величину 19m.7 в R-фильтре в APM. В более крупную площадку 2'x2' дуги (см. таблицу Приложении 5) попадает еще несколько источников, по-видимому, не связанных с данным объектом, но являющимися кандидатами на отождествление с галактиками скопления.
Таблица 2.2. Данные VLA для некоторых источников обзора 1995г.
name &alpha+&delta(J2000) &alpha+&delta(B1950) &sigma&alpha &sigma&delta S &sigmaS Maj Min PA
hhmmss+ddmmss hhmmss+ddmmss s '' мЯн мЯн '' '' °r
rz5N 082346.18+465200.3 082014.22+470142.0 .02 .1 34 4 5.37 4.28 134.3
rz5S 082347.37+465148.6 082015.42+470130.4 .01 .1 110 15 8.85 4.46 158.6
rz5int 082347.13+465150.4 082015.18+470132.2 .04 .6 180 15 23 141
rz9 084141.23+465234.5 083812.66+470318.2 .01 .1 70 7 3.97 1.64 120.2
rz14 084818.21+465153.1 084451.01+470258.7 .02 .1 53 4 5.58 0.74 24.6
rz55 131217.54+465106.0 131005.66+470659.8 .01 .1 150 20 9.24 1.33 164.7
rz70 135751.31+465130.5 135552.48+470604.7 .01 .1 180 40 5.50 0.66 146.5
RZ5 Рис.2.10. rz5 (J082347+465150)
RZ9 Рис.2.11. rz9 (J084141+465234)
RZ14 Рис.2.12. rz14 (J084818+465153)
RZ55 Рис.2.13. rz55 (J131217+465106)
RZ70 Рис.2.14. rz70 (J135751+465130).
Рисунки из работы (Verkhodanov et al., 1999b).

Пять источников обзора J082347+465150 (rz5), J084141+465234 (rz9), J084818+465153 (rz14), J131217+465106 (rz55), J135751+465130 (rz70) исследовались в рамках программы ``Большое Трио'' (Parijskij et al., 1996a). Для них были получены на VLA карты с высоким разрешением (Parijskij et al., 1999b). Исследование этих объектов было проведено для выявления морфологии и выбора кандидатов для более целеноправленного изучения на оптических телескопах. Предполагалось детально изучить радиоструктуру объектов и, используя морфологические свойства для отбора объектов типа FRII (Fanaroff и Riley, 1974), расширить списки объектов - кандидатов в далекие радиогалактики. Кроме деятельности в этом направлении, детальное исследование слабых радиоисточников, являющихся близкими парами (до 2"), помогает отобрать также кандидаты в гравитационные линзы, вызывающие в настоящий момент высокий интерес в современной астрофизике (Fletcher, 1998). Такие объекты могут быть найдены среди протяженных, но не разрешенных радиоисточников с диаграммой направленности 4\arcsec. Еще в 1994 году для трех объектов Зенитного обзора rz5 (Рис.2.10), rz9 (Рис.2.11), rz14 (Рис.2.12) были получены на VLA карты с разрешением 2".5x2" на частоте 1425 MHz и для двух объектов rz55 (Рис.2.13) и rz70 (Рис.2.14) на частоте 1455 MHz с диаграммой 6".5x2".3. Объекты были отобраны из общего rz-списка как самые яркие и имеющие крутые спектры (α<-0.6, S~να) и поданы в общем списке программы ``Большое Трио'' на наблюдения на VLA. На приводимых картах этих объектов изофоты построены по уровням, пропорциональным 2, начиная соответственно от 1.2, 1.0, 0.6, 1.0, 1.2мЯн. Положительные изофоты показаны сплошной линией, отрицательные - пунктирной. Данные по этим объектам содержатся в Таблице 2.2. В колонках соответственно приведены имена объектов, их координаты на эпоху 2000.0 и ошибки, плотности потоков и их ошибки в мЯн, большие и малые оси радиоисточников после деконволюции в секундах дуги, позиционный угол в градусах.

Построение и обработка радиоспектров выполнялись с помощью пакета SPG в ОС Linux (Верходанов, 1997). В качестве основных стандартных функций аппроксимации спектров использовались зависимости, задаваемые соотношениями (2.7). На Рис. 2.8 приведены спектры объектов. В качестве примера данных для построения спектра в таблице Приложения 6 приведен список отождествлений источника J082347+465150 c результатами выдачи CATS (Verkhodanov et al., 1997a). Четыре из пяти объектов имеют линейные крутые спектры (α<-0.7), типичные для радиогалактик и обусловленные синхротронным излучением, а один из объектов (J084141+465234) имеет вогнутый спектр, что может свидетельствовать о суперпозиции двух спектров: ядра, имеющего плоский радиоспектр, и компонентов, имеющих крутой спектр, но не видимых с данным разрешением.

Как уже упоминалось в предыдущем параграфе, для поиска кандидатов на оптическое отождествление использовались электронные версии Паломарского Атласа неба: система APM (Automized Plate Measuring machine) (Irwin, 1998) и DSS (Digitized Sky Survey: http://stdatu.stsci.edu/dss/). Два радиоисточника J082347+465150 и J135751+465130 наблюдались на ПЗС-матрице в первичном фокусе 6м телескопа САО в феврале 1994 г. Три 400-секундные экспозиции были сделаны для объекта J082347+465150 и шесть 400-секундных с разрешением (seeing) 3".1. Изофоты ПЗС-изображения J082347+465150 приведены на Рис.2.15. Для объекта J135751+465130 отождествление не было найдено. Наблюдения показали пустое поле в R-полосе.
RZ5 image Рис.2.15. Изображение радиоисточника rz5 (J082347+465150), полученное на ПЗС-матрице в первичном фокусе 6м телескопа САО в R-полосе. Рисунок опубликован в работе (Verkhodanov et al., 1999b).
Анализ VLA карт показал, что все 5 объектов являются протяженными. Два объекта J082347+465150 и J131217+465106 имеют различимые радиокомпоненты. Отождествление с объектами DSS и APM получено с высокой вероятностью только для 3-х радиоисточников из 5-ти. Несмотря на то, что J082347+465150 отождествляется с красным звездоподобным объектом R~19m.5, наблюдения 1994г. на БТА показали, что это скорее всего эллиптическая галактика. Осредненные изображения (Рис.2.15) показывают, что объект находится на стадии слияния - мерджинга (merging), причем это не слияние равноправных галактик, а случай галактического ``каннибализма'', когда гигантская галактика ``поедает'' окружающие галактики малых масс. Радиоизлучение в этой сливающейся группе, по крайней мере, 8 галактик с крупнейшей в центре может быть инициировано активными процессами во время мерджинга, который может иметь взрывной характер (Конторович и др., 1992). Заметим, что фотометрическое красное смещение zphot=0.59 по данным обзора SDSS. Как было указано в работе Nipoti et al. (2003), подобные системы, наблюдаемые на ранней эпохе формирования гигантских эллиптических галактик, весьма редки и представляют особый интерес при исследовании динамической эволюции N тел.

Источник J084141+465234, который имеет слегка протяженную структуру на частоте 1400 МГц, отождествляется с протяженным объектом и в оптике (на O-пластинке) и может быть галактикой или QSO, т.е. является радиоядром. Если хвост шириной 2.5" с левой части J084141+465234 (Рис. 2.11) - не ложная структура, появившаяся при обработке данных в AIPS, то источник может быть радиоизлучающим джетом, вылетающим из ядра.

Источник J084818+465153, имеющий протяженную, но не разрешенную на компоненты структуру, и крутой радиоспектр, совпадает со звездноподобным объектом с очень голубым показателем цвета O-E и, вероятно, является объектом QSO (или даже голубым звездообразным объектом, BSO). Учитывая, что у источника имеется протяженная структура (возможно 2 близких радиокомпонента), мы можем его отобрать как кандидат в гравитационно линзируемый объект (Fletcher, 1998).

Источники J131217+465106 и J135751+465130, тоже с протяженной структурой и имеющие крутые континуальные радиоспектры, не видны на пластинках Паломарского Атласа. Поэтому, мы их отбираем как кандидаты в далекие радиогалактики и объекты для дальнейших исследований.

2.6.4. Обзор неба 1995 года: заключение

Исследование небольшой площадки неба позволило выделить 12 интересных протяженных объектов для дальнейшего изучения. Среди них есть кандидат в гравитационную линзу (J110930.4+465032), взаимодействующие галактики, несколько тесных двойных радиоисточников, которые в ряде работ также рассматриваются как кандидаты в гравитационные линзы (Fletcher, 1998). На настоящий момент совмещение возможностей Internet, объединяющих усилия групп разработчиков баз данных CATS, FIRST, DSS, APM, дало мощный современный аппарат для получения астрофизической информации. Тем не менее, для дальнейшего исследования объектов необходимо получение карт с более высоким разрешением, чем дает обзор FIRST, проведение наблюдений на крупных оптических телескопах с целью глубокого фотометрирования и получения спектров объектов.

Проанализированы VLA карты, для которых были проведены специальные наблюдения на VLA, имеющие разрешения для трех радиоисточников J082347+465150, J131217+465106 и J084818+465153 до 2".5x2" и для двух источников J131217+465106 и J135751+465130 6".5x2".3. Все пять объектов являются протяженными и два из них J082347+465150 и J131217+465106 разрешаются на компоненты. Все пять источников имеют линейные крутые спектры (α<-0.65), и один из них (J084818+465153) имеет ультракрутой спектр. Надежные оптические кандидаты на отождествление найдены на Паломарском Атласе для 3-х источников. Отождествленный радиоисточник J082347+465150 является сливающейся группой 8 галактик с гигантской центральной (как показывают наблюдения на 6м телескопе) и мог возникнуть как раз в процессе мерджинга. Радиоисточник J084818+465153 вероятно является объектом типа BSO и может быть кандидатом в гравитационно линзированный объект. Два радиоисточника J131217+465106 и J135751+465130, которые не имеют оптических отождествлений до 21m.5 (а J135751+465130 до 24m), могут быть далекими радиогалактиками (z>0.5).

Таким образом, было проведено исследование объектов, наблюдаемых в Специальной астрофизической обсерватории на РАТАН-600 и 6м телескопе БТА, в трех системах FADPS (fgr, spg) и базы данных CATS, и продемонстрированы возможности построенных систем. Гибкий формат описания данных и модульный подход в реализации процедур, позволили организовать взаимодействие процедур для астрофизического анализа данных.

2.7. Система анализа данных реликтового излучения

Идеология FADPS и разработанные процедуры позволяют реализовать дополнительные возможности в астрофизических и космологических исследованиях. Анализ данных радиоастрономических обзоров наряду с исследованием дискретных источников включает и обработку фоновых компонент, к которым относится и реликтовое излучение. Естественным образом развитие FADPS привело к созданию процедур анализа излучения, распределенного на небесной сфере. Процедуры основаны на разработанной автором библиотеке разбиения сферы на пикселы. Описанный в пятой главе алгоритм пикселизации неба GLESP был использован для построения пакета программ анализа реликтового излучения (Doroshkevich et al., 2003, 2005; Верходанов и др., 2003a, 2004, 2005b).

Рассмотрим этот пример отдельно. Анализ флуктуаций микроволнового фонового излучения основан на исследовании коэффициентов alm при сферических функциях в гармоническом разложении карты всего неба (Глава 5), где сферические гармоники выражаются через присоединенные полиномы Лежандра. Фактически, построение пакета при наличии библиотек начинается с разработки алгоритмической части. Для вычисления спектра мощности реликтового излучения необходимы как процедуры вычисления присоединенных полиномов Лежандра, так и быстрого преобразования Фурье. Быстрое Фурье-преобразование FFTW (The Fastest Fourier Transform in the West) для любого числа точек (необязательно 2n) (Frigo and Johnson, 1997) использовалось для интегрирования по азимутальному углу φ на каждом полярном угле x=cos θ.

Мы воспользовались алгоритмической схемой из сборника (Press et al., 1992) для вычисления полиномов, модифицировав их вычисление для ускорения процедур.

2.7.1. Вычисление присоединенных полиномов Лежандра и сферических гармоник

В разработанном пакете, ориентированном на пикселизацию GLESP (Gauss-LEgendre Sky Pixelization) для карт излучения на полной небесной сфере, мы используем нормализованные полиномы Лежандра flm, определяемые как
flm formula
где x=cosθ, и θ - полярный угол. Тогда эти полиномы, flm, могут быть найдены с помощью двух хорошо известных рекуррентных соотношений. Первое из них вычисляет flm, для заданного m и для всех ell≥m:
flm formula
Это соотношение стартует с
flm formula

Второе соотношение дает нам flm, для заданного ell, и для всех m≤ell
flm formula

flm formula
Это соотношение начинает с fll, и fl0, которые могут быть найдены из (2.12). В принципе, как обсуждалось в (Press et al., 1992, Sec. 5.5), первое соотношение (2.11) формально неустойчиво, если число итераций (в нашем случае - ell) растет до бесконечности. К сожалению, нет теоретических рекомендаций до какого максимального ell можно проводить расчеты, но подобная схема вычислений имеет так называемое доминантное решение (Press et al. 1992, Sec. 5.5), которое приблизительно устойчивое. Тем не менее, для больших m fmm мы должны получить flm=0 для всех ell≥m. Эта проблема решена в пакете перенормировкой flm во время процедуры расчета.

Второе соотношение (2.12) является устойчивым для всех ell и m, но при его использовании мы должны решать систему уравнений (2.12), что слегка увеличивает вычислительное время и уменьшает достигаемую точность. Отметим, что обе схемы реализованы в пакете программ GLESP как M- и L-режимы работы процедуры.

Для разложения по сферическим гармоникам в пакете GLESP мы используем следующее представление ΔT
dT formula
где
Ylm formula
Таким образом,
dT formula
Используя уравнение (2.15), мы определяем спектр мощности анизотропии как
Cl formula

2.7.2. Структура пакета GLESP1.0

Пакет программ анализа данных в рамках пикселизации GLESP строится по принципам FADPS и имеет двухуровневую структуру организации. Первый уровень включает процедуры на ФОРТРАН 77 и ``C'', которые могут быть отдельно использованы во внешних программах. Специальные связующие программы созданы на ``C'' для межязыкового обмена. Пакет использует две основные процедуры ``signal'' и ``alm'' (разработанные А.Г.Дорошкевичем на ФОРТРАН 77 и переписанные впоследствии на ``C''), которые выполняют преобразование коэффициентов alm в карту и карту - опять в alm. Все процедуры основаны на библиотеке пикселизации неба по схеме Гаусса-Лежандра при заданном параметре разрешения ell, позволяющей трансформировать номер пиксела в угол на сфере и наоборот координаты на сфере в номер пиксела. В пакете реализованы процедуры тестирования, контроля параметров, генерирования alm-коэффициентов по заданному спектру мощности Cl с использованием генератора случайных чисел, анализ на Гауссовость значений alm и однородность распределения фаз по статистике Колмогорова-Смирнова и другие.
GLESP scheme Рис.2.16. Структура пакета GLESP для анализа данных фонового излучения. Круг на рисунке определяет область действия пикселизации GLESP, которая включает несколько подпрограмм и работающих утилит. Центральная программа пакета ``cl2map'' второго уровня организации пакета, показанная как большой прямоугольник, взаимодействует с процедурами второго уровня: моделирования карты, вычисления alm по карте и моделирования alm по заданным моментам Cl. Эти процедуры показаны маленькими прямоугольниками. Пунктиром обозначены вызовы основных библиотек. Библиотеки вычисления быстрого Фурье-преобразования и полиномов Лежандра не взаимодействуют со схемой пикселизации и находятся вне круга. Пакет позволяет читать и записывать данные как в ASCII, так и в FITS-формате. Зависимости между процедурами и операциями показаны стрелками. Рисунок опубликован в работе (Верходанов и др., 2005b).

Второй уровень взаимодействия с пакетом включает программы (утилиты), используемые с командной строки и выполняющие описанные выше процедуры. Утилиты позволяют моделировать карту по заданным cl. или dl-моментам (dl_form). или коэффициентам alm, вычислять alm-коэффициенты для данной карты, генерировать alm для заданного спектра мощности cl, сравнивать наборы alm-коэффициентов, моделировать стандартные аналитические шаблоны карт для квадруполей (Рис.2.17) и октуполей, вырезать и выводить одномерные и двумерные области карты, поворачивать карту на сфере, читать и писать карты в других схемах пикселизации (в том числе и HEALPix) и выполнять ряд других операций (см. следующий параграф 2.7.3, а также список процедур пакета в Приложении 3). Существенный момент в пакете уделен анализу фаз сферических гармоник, который широко используется в при изучении свойств негауссовости карт РИ (Chiang et al., 2003) и разделения компонент (Naselsky et al., 2003a,b, 2004). Схема организации программного пакета для работы с пикселизацией по Гауссу-Лежандру приведена на Рис.2.16. В настоящий момент в код добавляются процедуры для параллельных вычислений, для графических процедур разрабатывается трехмерная подвижная графика с использованием библиотеки OPEN GL.

2.7.3. Основные операции

В пакете GLESP имеется четыре группы операций над данными:

Отметим, что в данном пакете вращение карт на небесной сфере осуществляется репикселизацией при пересчете новых положений пикселов с помощью углов Эйлера. В дальнейшем для вращения карт планируется также подключение преобразования сферических гармоник с использованием матричных коэффициентов (Varshalovich et al., 1988) и дальнейшего восстановления карт.
a21 a21s
a22 a22s 		Рис.2.17. Сферические функции (квадруполи): Y21(θ,φ) (cos-компонента) (верхний слева), Y21(θ,φ) (sin-компонента) (верхний справа), Y22(θ,φ) (cos-компонента) (нижний слева), Y22(θ,φ) (sin-компонента) (нижний справа). Рисунок опубликован в работе (Верходанов и др., 2005b).

2.7.4. Тестирование пакета и моделирование карт реликтового излучения

Simulation l=3000
Simulation Cl 		Рис.2.18. Смоделированная карта (вверху) по заданным alm-моментам до ell=3000 из ΛCDM-космологической модели, а также восстановленный спектр мощности (внизу), на который наложен гладкий спектр. Рисунок опубликован в работе (Верходанов и др., 2005b).
Три теста позволяют нам проверить преобразования GLESP. Первый из них - восстановление стандартных сферических функций (квадруполь) из alm, например (см. Рис.2.17), Quadrupole.
Этот тест проверяет соотношение (Гл.5) для соответствующих alm=1.

Второй тест проверяет восстановление alm для заданного ΔT(x,&phi)=Ylm. Отметим, что эти тесты проверяют вычисление карты и сферических коэффициентов независимо.

Третий тест проверяет точность восстановления alm после моделирования карты ΔT(x,φ) и нового расчета по ней alm. Этот тест позволяет проверить ортогональность. Если преобразование основано на действительно ортогональных функциях, оно должно возвращать после вычислений по схеме вперед и назад одни и те же значения. Например, для ортогонального разложения нашей карты мы должны получить те же значения alm-коэффициентов для alm=1.0, ell=2, m=0,ellmax; m=0,ell после генерирования карты и вычислений по ней новых alm. Этот тест также был проведен.
Test GLESP Рис.2.19. Результаты сравнения точности вычисления спектра мощности cl в пакетах HEALPix (4 итерации) и GLESP (безитерационная схема). Рисунок опубликован в работе (Верходанов и др., 2005b).
Точность работы программ пакета легко тестируется для любого набора alm=1 при построении карты и вычислении опять этих коэффициентов. Этот тест показывает, что соотношение (2.12) позволяет восстановить введенные alm с точностью ~10-8, а соотношение (2.13) с точностью ~10-5. Результаты этого теста приведены на Рис.2.18. Результаты сравнение точности расчета спектра мощности cl в пакетах GLESP и HEALPix по данным анализа в Институте Астрономии (Кембридж) приведены на Рис.2.19.

2.8. Выводы

Система обработки FADPS, появившаяся при анализе данных в четырех исследованиях ( уточнение склонений в методе неподвижного облучателя (Бурсов и др., 1998), обработка данных околополярного обзора ``Холод-90'' (Parijskij et al., 1991b), обзора с коническим облучателем ``Зенит-88'' (Мингалиев и др., 1991a,b), а также моделирование радиоизображений (Khaikin, Verkhodanov, 1992)), продолжает развиваться и в настоящее время. Простота ее программирования позволяет включать новые модули и развивать дополнительные ответвления этой системы. Это обусловлено принципами ее построения. Ниже подчеркнуты основные моменты создания и развития FADPS.
  1. Гибкость системы обработки FADPS определяется двумя факторами: С помощью программ-``кирпичей'' и командного языка ОС каждый пользователь может создать свою мини-ADPS.

    Также следует заметить, что данная система обработки не исключает появления новых процедур и является открытой как для пользователей, так и для программистов.

  2. Система FADPS использует формат представления данных, который обладает такими возможностями как:
  3. Графическая оболочка FADPS позволяет работать с различными графическими станциями и обеспечивает переносимость из одной UNIX-подобной ОС в другую. В рамках идеологии FADPS разработаны графические процедуры для интерактивной работы с одномерными векторами наблюдательных данных (система fgr) и данными континуальных спектров, анализируемых для неравноточных измерений в логарифмической шкале (система spg).
  4. В рамках выбранной идеологии удается совместить разнообразные системы FADPS (fgr, spg) и базы данных CATS (Глава 4) и SED (Глава 5) и организовать взаимодействие процедур для астрофизического анализа данных.
  5. В построенных системах исследована полоса области обзора, проведенного на радиотелескопе РАТАН-600 в 1995 г. Составлен каталог из 28 источников. Часть этих объектов исследовалась в наблюдательных программах САО и базе данных CATS. Проведены отождествления с цифровым обзором неба DSS2. Исследованы карты на VLA с высоким разрешением (до 2''.5). Объекты классифицированы по морфологии и радиоспектрам. Результаты исследования объектов продемонстрировали успешность и простоту выбранного подхода анализа данных.
  6. Разработана специальная ветка системы FADPS, связанная с работой в пикселизованном небе. В выбранной сетке пикселизации GLESP реализованы основные алгоритмы анализа данных микроволнового фонового излучения. Промоделированы карты с разрешением по мультиполям до ell=3000. Показана возможность строгого разложения карты неба по ортогональным сферическим функциям с относительной точностью вычисления коэффициентов alm до 10-8. Предполагается использование пакета GLESP в широком диапазоне исследований фоновых излучений, в том числе и для миссии Planck Европейского Космического Агенства.
Начало Введение Глава 2 Глава 3 Глава 4 Глава 5 Глава 6 Библиография Приложения
Назад Дальше...