Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://www.sao.ru/precise/Laboratory/Dis_akn/node49.html
Дата изменения: Thu Jul 8 15:31:51 1999
Дата индексирования: Tue Oct 2 02:32:24 2012
Кодировка: koi8-r
Поисковые слова: m-a 2

   
Обработка спектральных данных

Спектральные наблюдения проводились на различных приборах и подробно описаны в разделах 3.4.1,  3.4.1, 3.5.1, 3.6.1, и 3.6.1. Можно выделить два принципиально разных типа приемников, на которых проводились наблюдения и что определило разницу первичной редукции данных: двумерный счетчик фотонов (панорамная счетная телевизионная система "КВАНТ" с размером изображения 512$\times$512 пикселов) и ПЗС матрицы.

Первичная редукция спектров, полученных с двумерным счетчиком фотонов, проводилась по методике, подробно описанной в разделе 2.3.2 данной диссертации. Обработка в этом случае проводилась в стандартной системе редукции астрономических данных MIDAS.

Первичная редукция спектров, полученных с ПЗС, проводилась в стандартных системах редукции астрономических данных MIDAS (пакет CCD) или IRAF (пакет CCDRED) и включала в себя следующие стандартные шаги: учет нулевого уровня (debiasing), вычитание темнового шума (dark), коррекция за плоское поле (flat-fielding), исправление плохих пикселов (колонок/строк), извлечение полезного поля, содержащего астрономическую информацию (trimming), удаление космических частиц.

Дальнейшая редукция спектров, полученных с ПЗС, включала в себя: построение дисперсионной кривой и линеаризацию, удаление фона ночного неба, извлечение одномерного спектра из двумерного изображения, коррекцию за атмосферное поглощение, построение кривой спектральной чувствительности и исправление за нее с одновременной калибровкой потока. Эта редукция также проводилась или в MIDAS (пакет LONG) или в IRAF (пакет LONGSLIT).

Последующая обработка сводилась к определению параметров эмиссионных линий в спектрах галактик и определению по этим данным физических условий и химического состава газа в областях ионизованного водорода.

Измеренные интенсивности эмиссионных линий корректировались за эффект покраснения, вызванный межзвездным и внутренним поглощениями, а для водородных линий также учитывались линии поглощения водорода звездного происхождения. Для исправления интенсивности водородных линий применялась процедура одновременного определения коэффициента экстинкции C(H$\beta$) и эквивалентной ширины абсорбционных линий по формуле из Izotov, Thuan & Lipovetsky (1994):

$$\frac{I(\lambda)}{I(H\beta)} = \frac{EW_e(\lambda)+EW_a(\lam... ...eta)} \frac{F(\lambda)}{F(H\beta)} 10^{[C(H\beta)f(\lambda)]},$$ (3.1)

где I($\lambda$) -- исправленный, а F($\lambda$) -- наблюдаемый поток в линии, EW_e($\lambda$) и EW_a($\lambda$) -- эквивалентные ширины наблюдаемой эмиссионной линии и подстилающей абсорбционной линии соответственно. f($\lambda$) -- функция покраснения, нормированная к H$\beta$и взятая из Whitford (1958), которую можно аппроксимировать в спектральном диапазоне с точностью лучше 5% выражением:

$$f(\lambda)= 3.15854\cdot10^{-1.02109\lambda}-1$$ (3.2)

где $\lambda$ выражена в Å.

Коэффициент экстинкции $C(H\beta)$ связан простыми соотношениями с избытком показателя цвета E_B-V и поглощением в полосах B и V:

$$E_{B-V} = 0.68 \cdot C(H\beta)$$ (3.3)

$$A_V = 3.2 \cdot E_{B-V}$$ (3.4)

$$A_B = 4.2 \cdot E_{B-V}$$ (3.5)

Для остальных неводородных линий EW_a($\lambda$)=0 и формула 3.1 превращается в:

$$\frac{I(\lambda)}{I(H\beta)} = \frac{F(\lambda)}{F(H\beta)} 10^{[C(H\beta)f(\lambda)]}.$$ (3.6)

Отношения водородных линий при электронной температуре, определяемой из соотношения интенсивности наблюдаемых линий , были взяты из Brocklehurst (1971).