Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://www.sao.ru/precise/Laboratory/Dis_akn/node53.html
Дата изменения: Thu Jul 8 15:31:51 1999
Дата индексирования: Tue Oct 2 02:32:32 2012
Кодировка: koi8-r
Поисковые слова: п п п п п п п п п п п п п п п п п п п

   
Обработка фотометрической информации

Вся редукция фотометрических данных делалась в системе MIDAS. Первичная редукция данных включала в себя следующие стандартные шаги: учет нулевого уровня (debiasing), исправление за темновой шум (dark), коррекция за плоское поле (flat-fielding), исправление плохих пикселов (колонок/строк), извлечение полезного поля, содержащего астрономическую информацию (trimming), удаление космических частиц, учет интерференции в изображениях, снятых с фильтром I.

Для улучшения качества построения внешних изофот галактик и построения фона неба использовался пакет AIP, созданный G.Richter из Астрономического Института Потсдама (Германия) и встроенный в систему MIDAS автором диссертации. Использование адаптивного фильтра из пакета AIP (Lorenz et al. 1993) позволяет значительно сгладить только самые внешние части галактик, не портя разрешения в центральных их частях. Более детальное описание возможностей данного пакета дано в разделе 4.4.4 данной диссертации, а блок-схема использования программ пакета AIP для проведения адаптивной фильтрации приведена на рис. 4.9. Размер адаптивного фильтра был взят 11$\times$11 пикселов. Перед его применением было построено специальное изображение-маска, маскирующее все яркие звезды и галактики Такое изображение-маска необходимо для правильной оценки статистики шума, используемой фильтром.

При переходе от инструментальных величин в стандартную фотометрическую систему использовались наблюденные фотометрические стандарты. Этот шаг проводился при помощи программ, написанных автором и описанных в разделе 4.4.4 данной диссертации. Инструментальные величины для фотометрических стандартов определялись в одинаковых апертурах 15 пикселов.

Для получения распределения яркости по телу галактик и кумулятивной звездной величины использовались контексты SURFPHOT и AIP, для чего применялся пакет программ, созданный Липовецким В.А. Программы из этого пакета осуществляют эллиптическую аппроксимацию командой FIT/ELL3, приближающей изофоты эллипсами по методу, описанному в Bender & Moellenhoff (1987). По этим моделям строился профиль яркости как зависимость поверхностной яркости от эквивалентного радиуса $R_{eq} = \sqrt{(ab)}$. Далее, используя стандартный пакет FIT, проводилась декомпозиция профилей и определялись параметры распределения яркости. Декомпозиция проводилась путем последовательных итераций по алгоритму Ньютона-Рафсона с заданными начальными значениями. После схождения итераций оценивалось качество приближения по $\chi^2$. В качестве модельных распределений использовались следующие распределения яркости:

s -- сфероидальное распределение или закон Вокулера, применимый к эллиптическим галактикам или балджам спиральных галактик: $\mu$ = $M_e + 8.33 \cdot [(r/R_e)^{-1/4} - 1]$