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: total solar eclipse |
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 512512 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)
и эквивалентной ширины абсорбционных линий
по формуле из Izotov, Thuan & Lipovetsky (1994):
Коэффициент экстинкции
связан простыми соотношениями с
избытком показателя цвета EB-V и поглощением в полосах B и V:
Для остальных неводородных линий EWa()=0 и формула 3.1
превращается в:
![]() |
(3.6) |
Отношения водородных линий при электронной температуре,
определяемой из соотношения интенсивности наблюдаемых линий
,
были взяты из Brocklehurst (1971).