Этому выражению соответствует команда
|
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: jupiter |
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
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).
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) |
| bgd -w 10 D | gauss -n 20 > R, | (2.2) |
Еще один пример: операция осреднения нескольких векторов
данных с предварительным вычитанием фона:
Этому выражению соответствует команда
| aver D* -r -o R, | (2.4) |
При создании модулей следует учитывать некоторые принципы написания таких программ.
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:
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.
Основные причины выбора F-формата были следующие:
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. |
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.
 |
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.
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.
 |
Рис.2.2. Рабочий экран программы fgr. Рисунок опубликован в работе (Верходанов, 1995a). |
 |
Рис.2.2. Фрагмент модульной схемы программы fgr. Демонстрационный рисунок для данной диссертации. |
Основные задачи программы следующие:
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).
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:
 |
Рис.2.4. Экран программы spg с меню и спектром радиоисточника. Рисунок опубликован в работе (Verkhodanov et al., 1997a). |
 |
Рис.2.5. Фрагмент модульной схемы программы spg. Демонстрационный рисунок для данной диссертации. |
В качестве основных стандартных функций аппроксимации спектров используются следующие:
Реализованные процедуры вычисления радиосветимости и мощности
радиоисточников используют формулы (Lang, 1999):
для светимости,
где Sν - плотность потока на частоте ν,
Db - болометрическое расстояние:
и Db=z(1+z/2) для q0=0,
Db=z для q0=1,
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.
Таблица 2.1. Параметры обзора 1995 года в области Зенита на РАТАН-600
| Длина волны | Чувствительность | Эфф. площадь | HPBW |
| 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 |
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.
 |
| 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 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):
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.
|
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). |
|
Рис.2.8. Спектры объектов. Звездами помечены данные РАТАН-600. Рисунок опубликован в работе (Верходанов, Верходанова, 1997). |
|
Рис.2.8. Продолжение. Спектры объектов. Звездами помечены данные РАТАН-600. |
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.
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.
|
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). |
|
Рис.2.9. Продолжение. Оптические и радиоизображения объектов обзора. |
|
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 |
|
Рис.2.10. rz5 (J082347+465150) |
|
Рис.2.11. rz9 (J084141+465234) |
|
Рис.2.12. rz14 (J084818+465153) |
|
Рис.2.13. rz55 (J131217+465106) |
|
Рис.2.14. rz70 (J135751+465130). |
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.
|
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). |
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.
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.
Рассмотрим этот пример отдельно.
Анализ флуктуаций микроволнового фонового излучения основан
на исследовании коэффициентов
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.
,
определяемые как
,
могут быть найдены с помощью двух
хорошо известных рекуррентных соотношений.
Первое из них вычисляет
,
для заданного m и
для всех
≥m:
Второе соотношение дает нам
,
для заданного
,
и для всех
m≤
Это соотношение начинает с
,
и
,
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 -
)
растет до бесконечности.
К сожалению, нет теоретических рекомендаций до какого максимального
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
мы должны получить
=0
для всех
≥m.
Эта проблема решена в пакете
перенормировкой
во время процедуры расчета.
Второе соотношение (2.12) является устойчивым для всех
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
где
Таким образом,
Используя уравнение (2.15), мы определяем спектр мощности анизотропии
как
в карту и карту - опять в
.
Все процедуры основаны на библиотеке пикселизации неба по схеме
Гаусса-Лежандра при заданном параметре разрешения
,
позволяющей
трансформировать номер пиксела в угол на сфере и наоборот координаты на
сфере в номер пиксела.
В пакете реализованы процедуры тестирования, контроля параметров,
генерирования
-коэффициентов по
заданному спектру мощности
с использованием генератора случайных чисел,
анализ на Гауссовость значений
и однородность распределения
фаз по статистике Колмогорова-Смирнова и другие.
|
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
по карте и моделирования
по заданным моментам
.
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
.
или
-моментам
(
).
или
коэффициентам
,
вычислять
-коэффициенты для данной
карты, генерировать
для заданного спектра мощности
,
сравнивать наборы
-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.
(cl2map).
:
(cl2map)
(alm2dl)
(checkalm)
для производных
карт по обеим
координатам (dalm)
:
(alm2dl)
(cl2map)
для заданного
(createalm)
и амплитудами
:
(alm2dl)
(alm2dl)
по фазам
(createalm)
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.
 
 |
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). |
 
|
Рис.2.18.
Смоделированная карта (вверху) по заданным
-моментам до
=3000
из ΛCDM-космологической модели, а также
восстановленный спектр мощности (внизу), на который наложен гладкий
спектр.
Рисунок опубликован в работе (Верходанов и др., 2005b).
|
, например
(см. Рис.2.17),
.=1.
Второй тест проверяет восстановление
для заданного
ΔT(x,&phi)=
.
Отметим, что эти тесты
проверяют вычисление карты и сферических коэффициентов независимо.
Третий тест проверяет точность восстановления
после
моделирования карты ΔT(x,φ) и нового
расчета по ней .
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
-коэффициентов
для =1.0,
=2,
m=0,max;
m=0,
после генерирования карты и вычислений по ней новых
.
Этот тест также был проведен.
|
Рис.2.19.
Результаты сравнения точности вычисления спектра мощности
в пакетах
HEALPix (4 итерации) и GLESP (безитерационная схема).
Рисунок опубликован в работе (Верходанов и др., 2005b).
|
=1
при построении карты и вычислении опять этих коэффициентов.
Этот тест показывает, что соотношение (2.12)
позволяет восстановить
введенные
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
в пакетах
GLESP и HEALPix по данным анализа в Институте Астрономии (Кембридж)
приведены на Рис.2.19.
Также следует заметить, что данная система обработки не исключает появления новых процедур и является открытой как для пользователей, так и для программистов.
=3000.
Показана возможность строгого разложения
карты неба по ортогональным сферическим функциям с относительной
точностью вычисления коэффициентов
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... |