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: viking 2 |
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 1111 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
.
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
.
В качестве модельных распределений использовались
следующие распределения яркости: