Astronet Астронет: И. В. Чилингарян/Физический факультет МГУ Классификация объектов по распределению энергии в спектре
http://variable-stars.ru/db/msg/1191305/node0.html
<< Титульный лист | Оглавление | 1. Математический аппарат классификации >>

Разделы

Введение

Историческая справка

Впервые проблема фотометрической классификации была затронута в 60-х годах.

В 1962-м году Баум [1] разработал метод для фотометрического измерения красных смещений. Он использовал фотоэлектрический фотометр в 9 спектральных полосах от 3730 до 9875. В данной фотометрической системе он пронаблюдал 6 ярких эллиптических галактик из скопления Девы и построил спектральные распределения энергии для них. Затем он пронаблюдал 3 эллиптические галактики в другом скоплении (CL0925+2044, также известном как Abell 0801). При построении среднего распределения энергии в спектре для первой и второй выборок на одном графике, где длина волны задана в логарифмическом масштабе, он измерил "продольный" сдвиг распределения для второй выборки по оси длин волн, и определил красное смещение скопления Abell 0801. Его значение z=0.19 очень хорошо совпало со спектральными измерениями (z=0.192), что позволило ему расширить его метод на более далекие скопления галактик, наиболее удаленное из которых оказалось на z=0.46. Метод использовал только одну заметную спектральную деталь - скачок на длине волны 4000, что позволяло применять его только к галактикам ранних хаббловских типов.

Работы, посвященные фотометрическому определению красных смещений квазаров при помощи двуцветных диаграмм, начали появляться с 1963 года, практически одновременно с выходом работы Баума [2]. На диаграммах выделялись области локализации квазаров и строились линии одинаковых красных смещений (изо-z линии). В 1985 году появилась работа Ку [3], в которой помимо определения красного смещения проводилось определение типа галактики. Ее принципиальными отличиями от [1] являются использование фотопластинок вместо фотометра, что позволило измерить красные смещения сразу для большого числа галактик, использование 4-х фильтров вместо 9 (примерно соответствуют UB(VR)I-системе) и использование теоретических моделей галактик различных типов вместо построения эмпирических распределений энергии по близким объектам.

Первая крупная работа, касающаяся классификации звезд фотометрическими методами, вышла в 1974 году под названием "Введение в звездную фотометрию" (М. Голэ). В ней дается обзор фотометрических систем того времени. Вскоре после нее вышла в свет великолепная монография В. Страйжиса "Многоцветная фотометрия звезд" [4], в которой впервые подробно рассмотрен процесс расчета, создания и практического применения фотометрической системы (вильнюсская среднеполосная система) для конкретной задачи - детальной спектральной классификации звезд. Здесь подробно рассматривается классификация звезд как с помощью двуцветных диаграмм, так и при использовании Q-параметров, которые свободны от межзвездной экстинкции.

В 1986 году появилась работа [5], в которой изложен подход, являющийся основой для метода, используемого в данной работе. Ло и Спиллар использовали CCD-детектор и набор из 6 нестандартных фильтров в диапазоне 4000 - 9500. Они получили фотометрические красные смещения для нескольких сотен галактик около скопления 0024+1654. При этом использовалась библиотека шаблонных (далее по тексту template) спектров, содержащая спектры звезд и галактик различных типов. Каждый из объектов отождествлялся либо как галактика какого-либо типа с каким-либо красным смещением, либо как звезда. Для сравнения наблюдаемых потоков с template-потоками использовался метод минимизации $\chi^2$. В настоящее время общепринятым названием для данного метода является SED-fitting. Из наблюдавшихся объектов для 34-х были известны спектроскопические красные смещения. Для них стандартное отклонение $(z_{phot} - z_{spec})$ составило 0.12.

В 90-х годах произошел очередной всплеск интереса к фотометрическим методам классификации, в частности методам фотометрической селекции кандидатов в далекие объекты, что было связано с появлением новых обзорных задач. Стали активно развиваться методы, позволяющие наиболее достоверно проводить классификацию. Выделилось несколько научных коллективов, каждый из которых развивает свои подходы к ней.

Группа немецких исследователей из Института Астрофизики им. Макса Планка в 90-е годы проводила обзор CADIS (Calar Alto Deep Imaging Survey) [6,7], который являлся главным астрофизическим проектом института. Общая площадь обзора составила около $0.3\Box^{\circ}$ в 10 полях. Предельная звездная величина обзора - около $24^m$. Набор фильтров в проекте включал 3 широкополосных (B, R, K), до 13 среднеполосных ( $R=\frac {\lambda}{\Delta \lambda} = 15...50$) и эталон Фабри-Перо, с помощью которого делались "сканы" со спектральным разрешением $R \sim 450$. Обзор выполнялся на 2.2 и 3.5 метровых телескопах обсерватории Калар-Альто. Главной задачей обзора являлся поиск слабых эмиссионных галактик на средних (0.2 ... 1.4) и очень больших (4.7, 5.7, 6.5) красных смещениях, а его многоцветный характер сделал возможным детектирование и классификацию сотен галактик ранних типов, слабых квазаров и предельно слабых звезд нашей галактики. Исследователи применяли методы фотометрической классификации с помощью двуцветных диаграмм. Недостатком обзора является его направленность на поиск далеких объектов со строго определенными красными смещениями. В результате было обнаружено несколько десятков квазаров, около половины из которых имеет $z>2$, несколько кандидатов в $Ly\alpha$ эмиттеры на z=5.7. Помимо этого по результатам обзора CADIS вышло несколько работ, посвященных фотометрическим красным смещениям и классификации объектов, а также глубоким подсчетам объектов различных типов [8].

В середине 90-х годов международной научной группой в составе американских, австралийских и английских исследователей был проведен Глубокий Многоцветный обзор (Deep Multicolor Survey) [9,10,11]. Они использовали 4-х метровый телескоп обсерватории Китт-Пик для получения изображений области неба размером $0.83\Box^{\circ}$ в 6 фильтрах от 3000 до 10000 с предельной звездной величиной от 22.1 до 23.8. Для селекции кандидатов в далекие объекты использовались двуцветные диаграммы, но в дополнение к общепринятому методу, когда на них наносятся точки, соответствующие известным объектам, были добавлены модельные значения цветов квазаров, полученные с использованием средних спектров квазаров. Первым результатом явилось открытие сразу более 40 слабых квазаров, один из которых имел $z>4$. Обратило на себя внимание значительное превышение наблюдаемого количества квазаров по сравнению с предсказываемым в работах Крона и Ку конца 80-х.

В конце 1995 года на Космическом телескопе им. Хаббла был проведен обзор, получивший название Hubble Deep Field (Глубокое поле) [12]. Он включал в себя глубокие (до $30^m$) прямые снимки области северного неба, в которой отсутствуют яркие звезды, полученные в 4 широких фильтрах в ближнем УФ и оптическом диапазонах с помощью камеры WFPC2, и снимки соседней площадки в ближнем ИК диапазоне, полученные с инфракрасной камерой NICMOS. Через 3 года обзор был продолжен на южном небе (HDFS) , при этом, помимо изображений в 4-х фильтрах на WFPC2 и глубоких снимков в 3-х фильтрах с NICMOS [13], была проведена ультрафиолетовая спектроскопия квазара $z=2.24$, находящегося неподалеку, с помощью STIS. Несмотря на относительно небольшую площадь, охватываемую Глубокими полями, данные представляют огромную научную ценность, поскольку они получены с очень высоким угловым разрешением (0.1 arcsec), недоступным при наблюдениях с Земли. Анализ результатов обзора проводится по сей день несколькими группами исследователей. На результатах одной из них, включающей K. Lanzetta, A. Yahil, A. Fernandez-Soto, H.-W. Chen из Нью-Йоркского университета Стоуни Брук, стоит остановиться подробнее.

В 1998 году появилась работа этой команды, посвященная открытию пары галактик с $z=5.34$ на HDF [14]. Объекты были отобраны для спектроскопии по цветовому критерию - показатель цвета V-I составлял около $2.5^m$ при относительно плоском SED в синих фильтрах. Фотометрическое красное смещение составило 5.7. Спектры галактик были получены на 10-метровом телескопе им. Кека, и очень большое красное смещение подтвердилось. Как будет показано ниже, наличие данных в ближнем ИК диапазоне спектра сильно облегчает фотометрическую классификацию. Поэтому широкое поле для фотометрических методов открыл NICMOS-участок HDF-S (1.01 sq arcmin), который впоследствии был снят в U,B,V,R,I фильтрах на 8-метровом телескопе VLT. Используя совместно данные HDF и VLT, был составлен каталог фотометрических красных смещений объектов в этом поле, который включал 335 слабых объектов [15]. 21 галактика имеет $z_{phot} > 5$, 8 - $z_{phot} > 10$ и всего 11 галактик E/S0, 5 из которых имеют $z_{phot}>1$. Кандидаты в галактики с $z>10$ не подтверждены до сих пор, так как в настоящее время не представляется возможным получить спектр объекта 27-й величины на длине волны 1.6 мкм. При фотометрическом определении z использовалось представление данных в виде SED и метод максимального правдоподобия для их сравнения с модельными данными.

Стоит отметить, что на настоящее время примерно треть всех галактик с $z>5$, которых известно около двух десятков, открыто в HDF(S).

В конце 90-х годов стартовал очень крупный обзорный проект, в котором предполагается получить прямые снимки в 5 цветах до 22-й звездной величины и спектры выделенных объектов до 19 величины для четверти всей небесной сферы вокруг северного полюса Галактики и трех полос в районе южного полюса с более глубоким пределом. Проект получил название Sloan Digital Sky Survey (SDSS) [16]. Общая площадь неба, которую предполагается охватить, составляет около 10000 квадратных градусов. Организатором проекта является коллаборация из более чем 150 астрономических институтов и обсерваторий со всего мира. Окончание обзора планируется в 2006 году.

Система фильтров SDSS разрабатывалась специально для облегчения фотометрической классификации. Она содержит 5 фильтров: $u'$, аналогичный фильтру U Джонсоновской системы; $g'$, широкий фильтр с центральной длиной волны около 4700; $r'$, аналогичный фильтру R и два фильтра $i'$ и $z'$, кривые пропускания которых представляют из себя "разделенную" на две части кривую для фильтра I. Данный набор фильтров специально разрабатывался для быстрого выбора объектов, представляющих особый интерес для спектроскопии. За последние годы вышел ряд работ, посвященных фотометрической классификации объектов в SDSS, при этом используется метод двуцветных диаграмм для нескольких комбинаций цветов. Разделение фильтра I на 2 части позволяет в значительной степени избавиться от проблем классификации, связанных с разделением далеких квазаров и красных звезд. Однако в некоторых случаях, как, например, при открытии квазара на $z=6.2$, привлекаются дополнительные данные. На настоящий момент обзор еще не закончен, но по данным SDSS уже открыто несколько десятков квазаров с $z>4$, один из которых с $z=6.2$ на настоящий момент является самым далеким из известных. Он был открыт с использованием данных другого крупного обзора - 2MASS. Помимо поиска далеких квазаров в SDSS очень успешно идет программа поиска слабых звезд нашей Галактики - коричневых карликов.

Примерно в одно время с SDSS начался инфракрасный обзор всего неба 2MASS (The 2 Micron All Sky Survey) [17], целью которого было получение прямых снимков всего неба в трех фотометрических полосах в ближней ИК области - $J$ (1.25 мкм), $H$ (1.65 мкм) и $K_s$ (2.17 мкм). Предельная величина этого обзора на $2.5^m-3^m$ ниже, чем у SDSS, но совместное использование данных этих двух обзоров открывает широкие возможности для селекции и классификации объектов фотометрическими методами в первую очередь благодаря широкому спектральному диапазону, покрываемому системами фильтров SDSS и 2MASS.

Постановка задачи

В настоящее время для решения задач фотометрической классификации методом SED-fitting существует свободно распространяемый программный пакет HyperZ [18], написанный на языке программирования Фортран, первая версия HyperZ вышла в 1995 году. Он обладает рядом существенных недостатков, кратко описанных ниже.

I. Первой из основных задач данной работы является создание легкомодернизируемого и переносимого пакета программ для фотометрической классификации объектов. Она включает в себя:

  1. создание наиболее полной библиотеки template-спектров и как следствие разработка и реализация алгоритмов создания композитных спектров;
  2. создание высокопроизводительных алгоритмов SED-fitting, оптимизированных для работы с большими объемами данных, и реализация их в виде платформенно-независимого программного пакета на языке IDL с удобным пользовательским интерфейсом;
  3. разработка наглядного способа отображения результатов классификации;
  4. тестирование программного пакета на модельных и реальных данных.

Результаты фотометрической классификации нуждаются в экспериментальной проверке с помощью спектроскопии.

Для ряда задач, в том числе для массовой спектроскопии предельно-слабых объектов, в ЛСВФО САО РАН был создан многощелевой блок для многофункционального редуктора светосилы SCORPIO. С его помощью на 6-метровом телескопе САО РАН возможно одновременно получать спектры до 16 объектов 24-й величины в поле 6'x4'.

II. Вторая основная задача данной работы - разработка методики подготовки и проведения наблюдений в многощелевом варианте работы SCORPIO:

  1. создание и реализация алгоритмов расстановки щелей;
  2. создание программного обеспечения для расчета коррекций позиций щелей во время наблюдений, который необходим в связи с недостаточной точностью наведения телескопа, как следствие - создание программы для быстрой автоматической астрометрической калибровки прямых снимков;

III. Третьей основной задачей является проведение фотометрической классификации объектов в поле Q2203+29 методом SED-fitting и анализ полученных результатов.

В первой главе данной работы содержится развернутое описание математического и статистического аппарата, используемого для решения задач фотометрической классификации. Во второй главе дано описание библиотеки template-спектров, используемой в классификации и алгоритмов построения композитных спектров. Третья глава описывает программный пакет SED-fitting. Четвертая глава посвящена методике проведения наблюдений с использованием многофункционального редуктора светосилы SCORPIO в режиме многощелевой спектроскопии. В пятой главе содержатся результаты фотометрической классификации объектов в поле Q2203+29. В заключительной главе содержатся основные выводы.


<< Титульный лист | Оглавление | 1. Математический аппарат классификации >>

Rambler's Top100 Яндекс цитирования