Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://www.sao.ru/hq/ssl/UVatlas/node6.html
Дата изменения: Unknown
Дата индексирования: Tue Oct 2 00:17:39 2012
Кодировка: koi8-r
Поисковые слова: р п р п р п р п р п р п р п р п р р п п р п п р п п р п п р п п р п п р п п р п п р п п р п р п п р п

Наблюдения и обработка эшелле-спектрограмм

Для составления атласа были отобраны звезды более яркие, чем указанный выше предел $\rm V=12^m$. Некоторые характеристики этих звезд, а также принятые параметры моделей атмосфер, приведены в табл.1. С целью исключения следов космических частиц и повышения отношения S/N мы старались выполнить как минимум две экспозиции для каждого объекта. Обработка двумерных эшелле-кадров (вычитание темновых кадров, очистка от космических частиц, калибровка длин волн, экстракция одномерных векторов) проводилась в системе ESO-MIDAS. Источником спектра сравнения служила торий-аргоновая лампа. Из-за недостатка и слабости линий в крайнем УФ (особенно в трех самых коротковолновых порядках) дисперсионная кривая в диапазоне короче 3600 строилась экстраполяцией по более красным порядкам, и поэтому точность дисперсионной кривой в этой области ниже. В случае, если суммарная продолжительность экспозиций для одной звезды превышала три часа или спектры были получены в разные ночи, при сложении учитывались сдвиги, вызванные нестабильностью спектрографа и изменением соответствующей поправки лучевой скорости. Величина сдвига рассчитывалась методом кросс-корелляции. Кроме того, при необходимости для каждого спектра учитывался вес, определенный по уровню S/N на участках, не содержащих линий. Проведение уровня непрерывного спектра и измерение эквивалентных ширин проводилось с помощью программы DECH20 (Галазутдинов, 1992). Для измерения эквивалентных ширин профили линий аппроксимировались гауссианой. Синяя область спектра содержит большое количество линий, к тому же в часть порядков попадают широкие линии (например, бальмеровской серии водорода или H и K CaII), поэтому проведение уровня непрерывного спектра требует особой аккуратности. Для контроля правильности выполнения этой процедуры мы использовали несколько методов: сравнение уровня континуума в данном порядке и в двух соседних; сравнение с расчетным синтетическим спектром; сравнение, в случае перекрытия порядков, красной части одного порядка с синей частью следующего. При расчете синтетических спектров использовалась программа STARSP (Цымбал, 1996).