Эволюция соотношения Талли-Фишера<< 2. GEMS и COMBO-17 | Оглавление | 4. Выборка объектов >>
Разделы
- 3.1. Необходимые требования к наблюдениям для решения поставленной задачи
- 3.2. VIMOS
- 3.3. Наблюдения со спектрографом VIMOS.
3. Данные
3.1. Необходимые требования к наблюдениям для решения поставленной задачи
Задача определения кривых вращения большой выборки галактик на больших красных смещениях является необычной задачей и не может быть выполнена с помощью простых методик и инструментов (именно поэтому количество исследований в изучаемой нами области так мало).
Перечислим основные требования к наблюдениям, которые могут позволить решить поставленную задачу.
- Для того, чтобы определить эволюцию соотношения Талли-Фишера вплоть до
красного смещения 1 спектроскопия должна быть очень глубокой. Так,
чтобы наблюдать "типичные" галактики
(галактики со светимостью
) на красном смещении 1, предел
наблюдений должен быть
[Rix et al. 2004].
- Для того, чтобы получить умеренно населенное соотношение ТФ для слабых и ярких галактик в диапазоне красных смещений от 0 до 1, наблюдения должны покрывать большой космологический объем (заставляя таким образом получать спектры галактик с большой площади на небе).
- Для того, чтобы получить оптические кривые вращения для галактик на больших красных смещениях с точностью ~10% требуется спектральное разрешение порядка нескольких тысяч.
- Наилучшая эмиссионная линия для диапазона красных смещений 0 < z < 1 для измерения кривых вращения – это запрещенный дублет кислорода [OII] 3727 и таким образом спектральный диапазон наблюдений должен быть ~5000-8000. В таком случае также возможно измерение кривых вращения для более близких галактик (0 < z < 0.3), используя отличные от [OII] линии (например [OIII] 5007 или Hβ 4861).
- Пространственное разрешение спектральных наблюдений должно быть
порядка
. Дело в том, что максимальная скорость вращения в галактике
достигается обычно на нескольких экспоненциальных шкалах диска, либо, если
достигается раньше, то она остается постоянной до нескольких экспоненциальных
шкал ([Navarro et al. 1996], [Persic, Salucci 1996]). Поэтому если принять
минимальный размер видимых в GEMS экспоненциальных дисков в 1
кпс [Barden et al. 2005] и красное
смещение около единицы, то получается необходимое качество изображений
около .
- Что же касается фотометрии необходимой для выполнения поставленной задачи, то ее разрешение должно быть существенно выше, чем разрешение спектральных данных, потому что только по ней (если не используется интегральная спектроскопия) можно определить такие параметры галактик как позиционный угол, наклон галактики и эффективный радиус.
Все указанные выше требования определенно требуют спектральных наблюдений на
наземных телескопах класса 8-10 метров. Причем единственные инструменты,
которые могут использоваться для выполнения нашей задачи и могут обеспечить
большое количество отнаблюденных галактик - это мультиобъектные
спектрографы с большим полем зрения и позволяющие наблюдать со
средним/высоким разрешением (
) в диапазоне длин волн
от 
5000 до 8000. В настоящее время таких инструментов крайне
мало - можно выделить VLT с приборами VIMOS и FORS2, и телескоп Кека со
спектрографом DEIMOS. В силу того, что проект GEMS - это в первую очередь
европейский проект, был выбран спектрограф VIMOS на VLT. Что же касается
фотометрических данных, то данные проекта GEMS являются идеальными в
качестве дополнения к спектроскопии.
3.2. VIMOS
VIMOS(Visible Multi-Object Spectrograph) - это мульти-объектный спектрограф оптического диапазона установленный на телескопе VLT-U3 (Мелипаль). VIMOS - это мультимодовый инструмент, позволяющий наблюдать, как в режиме 3D спектроскопии (интегральной спектроскопии поля(IFU)), в режиме мульти-объектной спектроскопии (MOS), так и в режиме прямых снимков (IMG). Поле зрения спектрографа разделено на 4 пучка размером
в
режиме прямых снимков и мульти-объектной спектроскопии и размером
в режиме 3D спектроскопии. Масштаб изображения
/пикс в
режиме MOS и 
/пикс в режиме IFU. Каждый из 4-х пучков спектрографа
оборудован ПЗС матрицей 2048
4096 пикселов, причем длинная сторона
матрицы ориентирована вдоль дисперсии для увеличения спектрального диапазона.
Установлен VIMOS в фокусе Нэсмита UT3 телескопа VLT.
Теперь кратко об устройстве этого прибора (оптико-механичеcкая схема
показана на рис. 3.1).
Основные компоненты спектрографа:
- Фокальная плоскость спектрографа разделена на 4 одинаковых части и каждая из этих частей оборудована устройством для установки и смены масок (MEU - mask exchange unit), которая вмещает до 15-и предварительно вырезанных лазером инваровых масок.
- Секция откидных зеркал содержит 4 откидных зеркала и компенсаторы гнутий телескопа.
- Секция камеры и фильтров: секция параллельного пучка содержит гризмы, фильтры, камеры и затвор перед ПЗС матрицей.
- FEU(filter exchange unit): блок сменных фильтров (свой для каждого пучка) расположен в основном теле инструмента прямо перед секцией с камерами. Каждый блок содержит до 10-и различных фильтров.
- GEU(grism exchange unit): блок сменных гризм расположен перед секцией с камерами и содержит до 10 сменных гризм.
| Расположение инструмента | Нэсмит Б VLT-UT3 |
| Оптико-механическое устройство | 4 пучка, каждый с фокальным редуктором (до F/1.88) |
| Спектральный диапазон | от 3700 до 10000 |
| Эффективность (прямые снимки) |  82% |
| Детекторы |
 , 15 микрон/пиксел |
| Спектральное разрешение |  до 2500 (щель  ) |
| Фильтры | не больше 10 на канал , U B V R I z, диаметр 170 мм |
| Гризмы | 6 на канал, LR_Red, LR_blue, MR, HR_blue, |
| HR_orange, HR_Red | |
| Гнутия | Пассивное слежение, сдвиг  1.5 на  повороте |
| Маски | Одновременно загружается не более 15-и масок на канал |
| Щели любых форм и расположений | |
ширина щели  и длина  |
|
| Мультиплексирование | до 840 щелей при длине щели 
и разрешении  |
и до 210 щелей при разрешении
 |
3.3. Наблюдения со спектрографом VIMOS.
Наблюдения со спектрографом VIMOS в мульти-объектном режиме состоят из нескольких стадий, разделенных по времени. Первая обязательная часть наблюдений - это preimaging. Основная цель этой стадии - это получение оптического прямого снимка интересующего поля в той же конфигурации телескопа, в которой будут проводиться MOS наблюдения для получения относительной астрометрии поля в фокальной плоскости телескопа (вместе в гнутиями и оптическими дисторсиями). Впоследствии эта астрометрия используется в процессе приготовления параметров для создания масок для MOS наблюдений, а также для выбора списка объектов для наблюдений.
Итак, первым делом, в ходе подготовки наблюдений для VIMOS'а
поле GEMS было замощено
полями зрения VIMOS'a (см. рис. 3.2) Всего вместе с
перекрытиями
-ое GEMS поле было покрыто 9-ю наведениями
VIMOS'a (я называю их здесь
GEMS-1, GEMS-2, ...GEMS-9). И координаты этих полей были отправлены в
ESO на preimaging.
 |
Рис. 5. Замощение GEMS поля полями зрения VIMOS'а. Показаны только отнаблюденные объекты из VIMOS полей GEMS-1, GEMS-3, GEMS-4, GEMS-6, GEMS-7, GEMS-9 (все планировавшиеся объекты не показаны, чтобы не загромождать картинку). Цвет указывает использованный квадрант VIMOS'а. А различные символы отражают разные наведения. |
Собственно сам preimaging – это наблюдения указанных полей в режиме прямых снимков с короткими экспозициями (около 2-х минут). Результаты preimaging'а отправляются обратно заявителю и заявитель уже задает расположение щелей. Процесс размещения щелей на preimaging изображение показан на рисунке 3.3. Процесс расположения щелей - это очень важный этап, и поэтому он был автоматизирован, и в алгоритм размещения щелей были введены некоторые важные ограничения:
- Выбор источников для наблюдений должен быть физически мотивирован для того, чтобы полученная в результате наблюдений выборка далеких галактик не была слишком смещенной относительно среднего распределения галактик (см. главу 4)
- Ориентация щелей должна соответствовать положению динамических осей в галактиках (для этого используются ориентации из серсиковских аппроксимаций HST картинок GEMS галактик).
- При расположении щелей также необходимо выделять две-три щели в каждом квадранте под звезды. Для них создаются псевдо-щели квадратной формы, которые используются перед MOS экспозицией для точного наведения телескопа и установки щелей на объекты.
- Минимальный наклон щелей к направлению дисперсии - 30 градусов.
- 9 различных наведений в Южном Глубоком Чандровском поле (CDFS) (
40 щелей на один квадрант наведения)
- 5 часов на каждое наведение, распределенные на экспозиции по одному часу (для усреднения и dithering'а).
- Запрошенная ширина щели - .
- Рекомендованное качество наблюдений во время экспозиций - FWHM не
должно быть
- Запрошенная комбинация гризмы и фильтра - гризма HR_Orange (гризма
высокого разрешения в оранжевом диапазоне) с
блокирующим/сортирующим фильтром GG435, обеспечивающими вместе средний
спектральный диапазон от 5200 до 7600 со спектральным разрешением
.
- Из калибровок было запрошена толька калибровка длин волн спектра - ни абсолютная калибровка потоков, ни астрометрическая калибровки не запрашивались.
<< 2. GEMS и COMBO-17 | Оглавление | 4. Выборка объектов >>
|
Публикации с ключевыми словами:
зависимость Талли-Фишера - галактики
Публикации со словами: зависимость Талли-Фишера - галактики | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> | |
