Astronet Астронет: И. В. Чилингарян/Физический факультет МГУ Классификация объектов по распределению энергии в спектре
http://variable-stars.ru/db/msg/1191305/node3.html
<< 1. Математический аппарат классификации | Оглавление | 3. Программный пакет SED >>

Разделы

2. Библиотека template-спектров

В задаче классификации объектов по распределениям энергии в спектрах одним из ключевых этапов является создание библиотеки template-спектров, максимально широко охватывающих многообразие наблюдаемых объектов. Она должна включать данные как для внегалактических объектов, так и для объектов нашей Галактики, в первую очередь, звезд.

2.1. Звездные template-спектры

В настоящее время наиболее полная библиотека звездных спектров собрана в работе [29]. Главное ее назначение - использование для популяционного синтеза спектров. Библиотека Pickles была полностью включена в набор template-спектров, используемый в данной работе.

В связи со спецификой задач, на которые рассчитана библиотека Pickles, и сравнительно давним временем появления в ней отсутствуют данные для некоторых типов звезд, присутствие которых необходимо в наборе спектров, предназначенного для проведения фотометрической классификации объектов. В первую очередь, это слабые красные карлики спектрального класса L и позднего M, форма спектра которых довольно сильно отличается от M6V, которым "завершается" главная последовательность в библиотеке Pickles. В 2000-м году вышла работа группы английских авторов, содержащая набор спектров маломассивных красных звезд [30]. Ряд спектров из этой библиотеки, по одному для каждого спектрального класса, был добавлен к набору Pickles.

Таким образом в текущем наборе звездных спектров отсутствуют только белые карлики. Это не создает дополнительных проблем с отделением звезд от внегалактических объектов в процессе классификации, так как форма спектров белых карликов в диапазоне длин волн 3000-10000 не сильно (не более 5%) отличается от спектров горячих звезд главной последовательности. Это не позволит их отделить от нормальных звезд при помощи математических методов, лишь привлечение дополнительных сведений о яркости объектов (таблица 1.1) разрешает данную проблему.

2.2. Template-спектры внегалактических объектов

Template-спектры внегалактических объектов описаны в большом количестве работ, но наиболее полно они представлены в работе Kinney et al. [32], вышедшей в 1996 году. Библиотека спектров, представленная в ней содержит спектры всех типов нормальных галактик по классификации Хаббла, template-спектр балджа, 6 спектров галактик со вспышкой звездообразования с различной величиной внутригалактического поглощения, а также спектры активных галактик - LINER, Сейферт 2, Сейферт 1 и квазар. В дополнение к этому представлен модельный спектр сейфертовской галактики NGC 1068. С помощью данных, представленных в этой работе, возможна классификация внегалактических объектов в диапазоне красных смещений от 0 до 2, так как спектры с ультрафиолетового конца обрывались в районе линии $Ly\alpha$, которая появляется в оптическом диапазоне, начиная с $z=2$. Ультрафиолетовый диапазон template-спектров из [32] оставляет желать лучшего с точки зрения отношения сигнал/шум, поэтому было решено построить композитные спектры в этом диапазоне с использованием доступных данных космической UV-спектроскопии. В настоящее время публично доступны все данные с IUE (International Ultraviolet Explorer) и HUT (Hopkins Ultraviolet Telescope) по адресу http://archive.stsci.edu/.

Спектры квазаров имеют довольно широкие диапазоны наклонов степенного континуума и эквивалентных ширин эмиссионных линий, из-за чего было решено построить сетку композитных спектров. Для построения далекой ультрафиолетовой части спектров (короче 1700) использовались данные IUE и HUT, для более длинноволнового диапазона помимо данных IUE были использованы открытые данные из архива SDSS - всего около 2000 оптических спектров далеких квазаров с красными смещениями от 0.5 до 3.0.

Для того, чтобы создать сетку template-спектров, наиболее хорошо отражающую все разнообразие спектров квазаров, были построены распределения имеющихся индивидуальных спектров по наклонам континуума и эквивалентным ширинам эмиссионных линий (рис. 2.1). В результате вся выборка была разделена на 9 частей: 3 вида спектров по эквивалентным ширинам линий и 3 по наклонам континуума. Количество индивидуальных спектров каждого типа приведено в таблице 2.1. В далекой ультрафиолетовой области в качестве критерия отбора использовалась эквивалентная ширина $Ly\alpha + N V$, в более длинноволновом диапазоне - эквивалентная ширина линии $CIII, \lambda=1909$. Распределения спектров по эквивалентным ширинам этих линий практически совпадают по форме с точностью до отношения 5, что проиллюстрировано рисунком 2.1

Рис. 2.1. Распределения спектров квазаров по наклону степенного континуума (слева) и эквивалентным ширинам эмиссионных линий (справа). На правом рисунке сплошной график соответствует $Ly\alpha$, штриховой - $CIII$. Точечный график соответствует распределению по эквивалентным ширинам $CIII$, растянутому по абсциссе в 5 раз.
\includegraphics[width=8cm,height=6cm,angle=0]{cidx_hist.ps} \includegraphics[width=8cm,height=6cm,angle=0]{eqw_hist.ps}


Таблица 2.1. Количество спектров каждого типа, использовавшихся для построения сетки композитных спектров квазаров.
$С_{idx}$, $W_{Ly\alpha}$ $W_{Ly\alpha} \le 70$ 70 $\le W_{Ly\alpha} \le 150$ $W_{Ly\alpha} \ge 150$
$C_{idx} \le -1.5$ 768 610 178
$-1.5 \le C_{idx} \le -0.6$ 329 531 63
$C_{idx} \ge -0.6$ 67 136 87

2.3. Построение композитных спектров внегалактических объектов

Основным преимуществом использования ультрафиолетовых данных, вместо оптических для объектов подобного типа, например квазаров, находящихся на значительных красных смещениях, когда ультрафиолетовый диапазон попадает в оптическую область спектра, является отсутствие межгалактического поглощения на длинах волн короче 1216($Ly\alpha$-forest), поскольку появляется возможность использовать данные для сравнительно близких объектов (Рис. 2.2). Наличие межгалактического поглощения для объектов с большими красными смещениями при построении композитного спектра вызывает ошибку в определении отношений потоков в линиях (в случае эмиссионного спектра), если одна из линий имеет длину волны, короче чем $Ly\alpha$, либо является $Ly\alpha$. В случае эмиссионных спектров нормировка потока обычно делается на саму $Ly\alpha$ [31,34], что при использовании спектров далеких объектов вызывает систематическое завышение отношения потоков для всех линий с длинами волн больше 1216 и занижение для линий с длинами волн короче 1216.

Рис. 2.2. Сравнение композитного спектра квазара в далекой ультрафиолетовой области, полученного в рамках этой работы по данным космической UV-спектроскопии (сплошной график), со спектром из работы [34], построенным на основе оптических спектров далеких квазаров (пунктирный график).
\includegraphics[width=17cm,height=13cm,angle=0]{Ly_alpha_sdss.ps}

2.3.1. Предварительная обработка УФ-спектров

Предварительная обработка блока спектров IUE и HUT заключается в учете поглощения внутри Галактики для каждого объекта, приведении длин волн к покоящейся системе отсчета (далее по тексту restframe), отметке непригодных к использованию диапазонов длин волн в каждом спектре и рассортировке спектров по типам объектов.

Недостатком ультрафиолетовых спектров, полученных из околоземного пространства, является наличие мощных эмиссионных линий в ультрафиолетовом диапазоне, возникающих в верхних слоях земной атмосферы. Области спектра объекта, куда они попадают, обычно оказываются непригодными к использованию и должны исключаться из процесса создания композитного спектра.

Учет влияния Галактики на каждый из объектов производился согласно параметризации Фицпатрика [35] для закона поглощения, при этом использовалось значение экстинкции $E_{B-V}$ в направлении на объект, рассчитанное по картам излучения пыли, полученным в результате обзора IRAS [36], было выбрано общепринятое в настоящее время значение $R_{V}=3.1$.

При чтении заголовка FITS-файла со спектром производится обращение в совмещенную базу данных LEDA + Veron AGN and QSO [37] по координатам и имени объекта, при этом определяется лучевая скорость объекта либо красное смещение и морфологический тип, либо тип активности в случае активного ядра. В случае, если объект не отождествлялся по базе данных, он исключался из выборки. Затем записывается файл со спектром объекта, где длины волн приведены к restframe, при этом диапазоны длин волн, на которые попадают ионосферные эмиссионные линии, интенсивность которых обычно в сотни раз превосходит интенсивность спектра объекта в данной области, отмечаются специальным флагом, устанавливающий им нулевой вес при формировании композитного спектра. Наиболее яркая линия в ионосфере - $Ly\alpha$, что создает большие трудности при построении спектра в этой области. Но наличие различных лучевых скоростей у объектов выборки позволяет корректно построить область в районе $Ly\alpha$ в покоящейся системе отсчета, хотя с меньшим отношением сигнал/шум. Ширина ионосферной $Ly\alpha$ такова, что красного смещения $z=0.01$ достаточно, чтобы $Ly\alpha$ объекта с ней разделялась. Вся эта процедура выполняется полностью автоматически.

2.3.2. Алгоритм сложения спектров

Для создания композитных спектров был разработан специальный алгоритм, позволяющий использовать данные даже с низким отношением сигнал/шум в большинстве случаев с улучшением отношения сигнал/шум результирующего спектра.

Алгоритм реализован в среде IDL, на каждом шаге построения композитного спектра возможен графический вывод, что позволяет контролировать процесс его формирования.

Сущность алгоритма заключается в следующем:

  1. для каждого спектра выбирается вес равный отношению сигнал/шум на заданном участке спектра (производится робастная оценка дисперсии континуума), либо произведению отношения сигнал/шум и отношения потока текущего спектра к первому спектру из выборки в данном диапазоне, кроме этого веса можно задавать вручную;
  2. при добавлении очередного спектра для него строится вектор весов, равный значению, определенному в 1), во всех точках, где нет пометки об исключении данных (например, в местах расположения ионосферных эмиссионных линий) и нулю в точках, где пометка есть; таким образом,добавляемый спектр зануляется в областях, помеченных как "плохие";
  3. вектора весов суммируются параллельно со спектрами, а в качестве окончательного варианта композитного спектра берется отношение суммарного спектра к суммарному весовому вектору. Этим достигается сохранение формы спектра в тех частях, где отсутствуют данные в некоторых спектрах, то есть добавление нового спектра увеличивает отношение сигнал/шум в области, где он определен, и не ухудшает там, где он не определен.
  4. Дополнительно возможен второй проход алгоритма по списку, когда с использованием уже построенного спектра определяется взвешенная оценка отличия на данной длине волны использованных индивидуальных спектров от полученного композитного.

На простом примере процесс создания композитного спектра проиллюстрирован на рис. 2.3

Рис. 2.3. Построение композитного спектра на примере использования данных, полученных на Hopkins Ultraviolet Telescope. Три графика слева - индивидуальные спектры сейфертовских галактик первого типа с провалами в местах присутствия ионосферных эмиссионных линий. Правый верхний график - их взвешенная сумма, средний - весовой вектор, нижний - отношение суммы и весового вектора - окончательный композитный спектр. Потоки указаны в относительных единицах ($F\lambda$). Мощная эмиссионная линия вблизи центра диапазона - $Ly\alpha$
\includegraphics[width=17cm,height=16.5cm,angle=0]{composite_creation.ps}

При добавлении каждого спектра возможно произвести его сглаживание скользящим средним с заданным окном. Все композитные спектры, используемые в данной работе были построены со сглаживанием окном 5.

Текущая реализация алгоритма несколько отличается от описанного тем, что нормировка на весовой вектор производится при добавлении каждого спектра с целью визуального контроля за процессом формирования спектра.

Все спектры для каждого из типов создаваемых композитов (всего около 6000 в двух диапазонах) были просмотрены визуально для исключения ошибок отождествления по базам данных, тестовых спектров и др. Благодаря этому были исключены не применимые для задачи спектры (порядка 2-3% от общего числа), к примеру, с малыми временами накопления, со сбоями в системе регистрации и неверным отождествлением, которые невозможно отделить, анализируя FITS-шапки.

2.3.3. Краткие характеристики построенных спектров

Для построения спектров нормальных галактик использовалось от 30 (S0-галактики) до 120 (эллиптические галактики) отдельных спектров галактик каждого морфологического типа в каждом из диапазонов длин волн IUE + все имеющиеся данные с HUT. Для построения спектра сейфертовской галактики второго типа было использовано 78 индивидуальных IUE-спектров, 6 спектров HUT в дальней УФ-области (800- 1970) и 49 спектров в ближней УФ-области (1850- 3300) объектов, классифицированных как S2 либо S1h в каталоге Veron and Veron-Cetty [37], для построения спектра LINER с широкими линиями было использовано порядка 35 спектров в каждой области. Наиболее обширная выборка была использована при построении спектра Сейферт-1 (около 2000 в дальней и около 1200 в ближней УФ-области) и спектра квазара в области длин волн короче 1300 (около 400), чем и объясняется очень высокое отношение сигнал/шум в этих спектрах.

В результате получены композитные ультрафиолетовые спектры нормальных галактик различных морфологических типов: E, S0, Sa, Sb, Sc, 2 спектра галактик со вспышкой звездообразования - с сильным и слабым внутригалактическим поглощением в диапазоне длин волн 912- 3200, спектры активных ядер типа LINER с широкими линиями, Сейферт-2 и Сейферт-1, а также сетка спектров квазаров в диапазоне длин волн 900- 3820. Наилучшее отношение сигнал/шум имеет спектр активного ядра типа Сейферт-1 в области от 1216 до 1950 (коротковолновая камера IUE), где оно превосходит 400 в континууме.

Оптическая часть всех спектров, за исключением Сейферт-1 и квазаров, заимствована из работы [32]. Template-спектр слабо активного ядра типа LINER в работе [32] представляет собой спектр галактики M81. C целью увеличения ширины диапазона в качестве красного продолжения данного спектра были использованы спектры объектов из "атласа спектров близких галактик" [33], классифицированных как S3b в каталоге активных объектов Veron and Veron-Cetty [37]. Спектры галактик со вспышками звездообразования построены с использованием спектров только тех объектов, которые присутствуют в списках "SB1" и "SB6" в работе [32].

В работе [32] спектр активного ядра типа Сейферт-1 (NGC 5548) отсутствует в диапазоне длин волн больше 7100, в связи с чем в ночь с 6 на 7 июня 2002 года на 6-м телескопе был снят спектр типичного представителя Сейферт-1 - галактики Markarian 279, в диапазоне 3700- 10000, что соответствует длинам волн 3670- 9900 при приведении спектра к restframe. Наблюдения проводились на спектрографе SCORPIO в длинощелевом режиме с решеткой 300 штр/мм. Спектр интегрировался по всей части галактики, попавшей в щель шириной 2 arcsec. Отношение сигнал/шум составляет 70 в континууме в районе $H\alpha$, убывает до 15 на длине волны 9900. Эти данные были использованы, чтобы расширить диапазон template-спектра из [32] в красную область спектра.

На рисунках 2.3-2.16 представлены композитные спектры нормальных и активных галактик, ультрафиолетовая часть которых получена вышеописанным методом. Все рисунки приведены в логарифмической шкале по обеим осям, на спектрах отмечены основные эмиссионные и абсорбционные детали.

Спектры квазаров приведены в диапазоне 900-10000, область с длинами волн более 3820 взята из работы [34] и совпадает у всех спектров. Девять спектров представлены на трех рисунках - 14,15 и 16, каждый из которых содержит по три спектра с одинаковыми диапазонами эквивалентных ширин, но разными наклонами континуума.

Спектральное разрешение всех спектров плавно изменяется от $R\sim 120...150$ (7-10) в ультрафиолетовой части спектра до 250-300 (35-40) в красной части ( $\lambda\sim 1\mu m$). Исключение составляет спектр эллиптической галактики в диапазоне 2000-2400, который был сглажен с окном 25 с целью улучшения отношения сигнал-шум.

Рис. 2.4. Композитный спектр эллиптической галактики.
\includegraphics[width=17cm,height=9.5cm,angle=0]{E.ps}

Рис. 2.5. Композитный спектр линзовидной галактики.
\includegraphics[width=17cm,height=9.5cm,angle=0]{S0.ps}

Рис. 2.6. Композитный спектр галактики типа Sa/SBa.
\includegraphics[width=17cm,height=9.5cm,angle=0]{Sa.ps}

Рис. 2.7. Композитный спектр галактики типа Sb/SBb.
\includegraphics[width=17cm,height=9.5cm,angle=0]{Sb.ps}

Рис. 2.8. Композитный спектр галактики типа Sc/SBc/Scd/SBcd.
\includegraphics[width=17cm,height=9.5cm,angle=0]{Sc.ps}

Рис. 2.9. Композитный спектр галактики со вспышкой звездообразования со слабым внутренним поглощением.
\includegraphics[width=17cm,height=9.5cm,angle=0]{StarBurst1.ps}

Рис. 2.10. Композитный спектр галактики со вспышкой звездообразования с сильным внутренним поглощением.
\includegraphics[width=17cm,height=9.5cm,angle=0]{StarBurst2.ps}

Рис. 2.11. Композитный спектр галактики со слабо активным ядром типа LINER с широкими эмиссионными линиями.
\includegraphics[width=17cm,height=9.5cm,angle=0]{LINERb.ps}

Рис. 2.12. Композитный спектр активной галактики типа Сейферт-2.
\includegraphics[width=17cm,height=9.5cm,angle=0]{Seyfert2.ps}

Рис. 2.13. Композитный спектр активной галактики типа Сейферт-1.
\includegraphics[width=17cm,height=9.5cm,angle=0]{Seyfert1.ps}

Рис. 2.14. Композитные спектры квазаров с наименьшими эквивалентными ширинами эмиссионных линий.
\includegraphics[width=17cm,height=9.5cm,angle=0]{QSO00.ps}

Рис. 2.15. Композитные спектры квазаров с эквивалентными ширинами 70 $\le W_{Ly\alpha} \le 150$и 14 $\le W_{CIII} \le 30$.
\includegraphics[width=17cm,height=9.5cm,angle=0]{QSO70.ps}

Рис. 2.16. Композитные спектры квазаров с наибольшими эквивалентными ширинами эмиссионных линий.
\includegraphics[width=17cm,height=9.5cm,angle=0]{QSO150.ps}

В таблицах 2.2, 2.3 приведены основные параметры спектров нормальных галактик, представляющих из себя амплитуды "скачков" в распределении энергии в спектре, в виде отношения потоков на заданных интервалах длин волн и разности звездных величин. Различие между двумя таблицами заключается в использовании различных представлений для спектра. В таблице 2.2 даны параметры для спектра, представленного в виде спектральной плотности потока на интервал частот $F_{\nu}$. При этом отношение потоков вычисляется по формуле 2.1:

\begin{displaymath} D_{\lambda}=\frac{(\lambda_{2}^{-}-\lambda_{1}^{-})\int\limi... ...^{-}}^{\lambda_{2}^{-}}\lambda^2 F_{\lambda}(\lambda)d\lambda} \end{displaymath} (2.1)

Помимо отношения потоков в таблице дается разность AB-величин. В таблице 2.3 даны параметры для спектра, представленного в виде спектральной плотности потока на интервал длин волн $F_{\lambda}$. При этом отношение потоков вычисляется по формуле 2.2:
\begin{displaymath} B_{\lambda}=\frac{(\lambda_{2}^{-}-\lambda_{1}^{-})\int\limi... ...lambda_{1}^{-}}^{\lambda_{2}^{-}}F_{\lambda}(\lambda)d\lambda} \end{displaymath} (2.2)

Различие для спектров имеет порядок $\lambda^2$, чем вызываются меньшие значения для данных отношений, поскольку $\lambda^{+} > \lambda^{-}$. В дополнение к отношениям потоков в таблице даны разности ST-величин.

Для каждого спектра измерены 4 отношения потоков - отношение потока в оптическом диапазоне к потоку в далеком УФ-диапазоне ($Opt./FUV$ в таблицах), амплитуда скачка около 4000 ( $D_{4000}, B_{4000}$), амплитуда бальмеровского скачка ($H_{lim}$) и амплитуда скачка в районе 2630 ( $D_{2630}, B_{2630}$). В таблице, в заголовках колонок $\Delta AB$ и $\Delta ST$ приведены длины волн $(\lambda_{2}^{+}+\lambda_{1}^{+})/2$ и $(\lambda_{2}^{-}+\lambda_{1}^{-})/2$. Диапазоны интегрирования составляют 200 для $D_{4000}, B_{4000}$ (общепринятое определение, [38]) и 10 для остальных скачков.


Таблица 2.2. Параметры основных деталей в композитных спектрах нормальных галактик и галактик со вспышкой звездообразования. Burst1 и Burst2 - галактики со вспышкой звездообразования со слабым и сильным внутренним поглощением соответственно. Представление спектра в виде $F_{\nu}(\lambda)$.
  Opt./ $\Delta AB$ $D_{4000}$ $\Delta AB$ $H_{lim}$ $\Delta AB$ $D_{2630}$ $\Delta AB$
  FUV ${1490\mbox{\small {\AA}}-}\atop{5000\mbox{\small {\AA}}}$   ${3850\mbox{\small {\AA}}-}\atop{4150\mbox{\small {\AA}}}$   ${3600\mbox{\small {\AA}}-}\atop{3720\mbox{\small {\AA}}}$   ${2600\mbox{\small {\AA}}-}\atop{2660\mbox{\small {\AA}}}$
E 229 5.9 2.4 0.9 1.5 0.4 1.6 0.5
S0 82.2 4.8 2.4 1.0 1.3 0.3 1.3 0.3
Sa 44.8 4.1 1.8 0.6 1.8 0.6 1.4 0.4
Sb 31.8 3.8 1.9 0.7 1.1 0.1 1.3 0.3
Sc 13.4 2.8 1.1 0.1 3.9 1.5 1.2 0.2
Burst1 8.9 2.4 1.1 0.1 2.4 1.0 1.2 0.2
Burst2 8.1 2.3 1.3 0.3 1.5 0.4 1.3 0.3


Tabl.2.3. То же, что в таблице 2.2 для представления спектра в виде $F_{\lambda}(\lambda)$.
  Opt./ $\Delta ST$ $B_{4000}$ $\Delta ST$ $H_{lim}$ $\Delta ST$ $B_{2630}$ $\Delta ST$
  FUV ${1490\mbox{\small {\AA}}-}\atop{5000\mbox{\small {\AA}}}$   ${3850\mbox{\small {\AA}}-}\atop{4150\mbox{\small {\AA}}}$   ${3600\mbox{\small {\AA}}-}\atop{3720\mbox{\small {\AA}}}$   ${2600\mbox{\small {\AA}}-}\atop{2660\mbox{\small {\AA}}}$
E 20.3 3.3 2.0 0.8 1.4 0.3 1.6 0.5
S0 7.3 2.2 2.1 0.8 1.2 0.2 1.3 0.3
Sa 4.0 1.5 1.6 0.5 1.7 0.6 1.3 0.3
Sb 2.8 1.1 1.7 0.5 1.1 0.1 1.2 0.2
Sc 1.2 0.2 0.9 -0.1 3.6 1.4 1.2 0.2
Burst1 0.8 -0.3 1.0 -0.0 2.3 0.9 1.1 0.1
Burst2 0.7 -0.4 1.1 0.2 1.4 0.4 1.3 0.2

В таблицах 2.4-2.9 приведены параметры основных эмиссионных деталей в спектрах активных объектов. Они включают в себя: эффективную длину волны, "начало" и "конец" спектральной детали, принимавшееся в качестве пределов интегрирования для определения потоков, отношение потока в данной спектральной детали, исключая континуум, к соответствующему потоку для $Ly\alpha$+N V, умноженное на 100 (Rel.Flux), эквивалентную ширину, рассчитанную формально для континуума, проведенного сплайном по узлам, лежащим в свободных от ярких эмиссионных деталей областях (eq.W), ширину спектральной детали по формально вписанному гауссову контуру ($W_{sigma}$) и ее идентификацию. Наиболее полезной информацией для фотометрической классификации являются относительный поток по сравнению с $Ly\alpha$ и эквивалентная ширина. Ширины линий по вписанному гауссову контуру приводятся для возможности проведения сравнения с работами [31,34].


Таблица 2.4. Параметры ряда деталей композитного спектра галактики со слабо активным ядром типа LINER.
$\lambda_{eff}$ Start End Rel.Flux eq.W $W_{sigma}$ Identification
1217.0 1186 1286 100.0 337.41 10.64 $Ly\alpha$ + N V
1127.3 1018 1054 0.2 1.22 - $Ly\beta$ + O VI
1397.6 1353 1454 3.5 14.17 9.00 Si IV + O IV]
1552.1 1452 1602 23.6 108.62 19.38 C IV
1909.6 1828 1976 12.1 61.38 20.25 C III]
2781.3 2650 2916 7.8 26.51 13.00 Mg II
3722.2 3712 3742 8.9 12.34 7.03 [O II]


Таблица 2.5. Параметры ряда деталей композитного спектра AGN типа Sy2.
$\lambda_{eff}$ Start End Rel.Flux eq.W $W_{sigma}$ Identification
1215.8 1200 1230 100.0 144.01 4.08 $Ly\alpha$ + N V
1033.8 1018 1054 27.2 35.55 4.91 $Ly\beta$ + O VI
1549.9 1530 1570 32.9 53.64 6.39 C IV
1903.8 1850 1960 22.4 38.98 14.71 C III]
2803.9 2785 2825 5.5 11.34 7.82 Mg II
3729.2 3710 3745 16.3 20.64 6.02 [O II]
4866.1 4840 4885 8.7 6.35 4.62 $H\beta$
4962.8 4942 4976 21.1 15.71 6.07 [O III]
5011.3 4986 5044 62.8 46.41 7.02 [O III]
6563.5 6390 6680 185.9 126.09 31.81 $H\alpha$+[N II]
6722.3 6680 6800 28.8 19.54 1.97 [S II]


Таблица 2.6. Параметры ряда деталей композитного спектра AGN типа Sy1.
$\lambda_{eff}$ Start End Rel.Flux eq.W $W_{sigma}$ Identification
1219.5 1186 1286 100.0 204.16 14.00 $Ly\alpha$ + N V
1034.4 1018 1054 17.5 31.13 7.91 $Ly\beta$ + O VI
1399.8 1353 1454 8.1 18.03 12.08 Si IV + O IV]
1548.1 1452 1602 56.0 142.69 20.60 C IV
1900.1 1828 1976 14.1 44.51 21.81 C III]
2793.4 2650 2916 18.4 100.07 33.52 Mg II
3730.3 3712 3742 0.5 4.14 3.17 [O II]
4943.0 4704 5112 14.2 183.79 69.12 $H\beta$
4959.9 4942 4976 2.2 28.40 7.04 [O III]
5008.4 4986 5044 5.9 78.57 8.17 [O III]
6556.5 6390 6680 33.8 531.99 48.98 $H\alpha$+[N II]
6727.4 6680 6800 1.5 23.54 20.03 [S II]


Таблица 2.7. Детали композитного спектра квазара $W(Ly\alpha) \le 70$.
$\lambda_{eff}$ Start End Rel.Flux eq.W $W_{sigma}$ Identification
1218.1 1186 1286 100.0 51.89 13.87 $Ly\alpha$ + N V
1030.9 1018 1054 15.1 7.44 7.67 $Ly\beta$ + O VI
1396.4 1353 1454 7.5 4.73 4.92 Si IV + O IV]
1547.0 1452 1602 45.4 35.31 20.39 C IV
1899.0 1828 1976 20.1 13.81 25.11 C III]
2795.8 2650 2916 17.9 29.90 33.84 Mg II
3728.4 3712 3742 1.2 4.05 7.55 [O II]
4916.1 4704 5112 16.1 80.57 68.21 $H\beta$
4958.2 4942 4976 1.7 8.68 7.68 [O III]
5009.2 4986 5044 3.9 20.10 10.38 [O III]
6562.4 6390 6680 36.2 210.74 44.81 $H\alpha$+[N II]
6717.3 6680 6800 1.7 10.14 20.88 [S II]


Таблица 2.8. Детали композитного спектра квазара 70 $\le W(Ly\alpha) \le 150$.
$\lambda_{eff}$ Start End Rel.Flux eq.W $W_{sigma}$ Identification
1218.0 1186 1286 100.0 80.36 14.30 $Ly\alpha$ + N V
1033.6 1018 1054 15.6 10.46 8.48 $Ly\beta$ + O VI
1397.9 1353 1454 7.4 7.02 9.25 Si IV + O IV]
1546.5 1452 1602 44.0 49.31 19.70 C IV
1901.3 1828 1976 19.6 28.96 22.00 C III]
2794.5 2650 2916 15.5 37.34 33.80 Mg II
3728.7 3712 3742 0.7 3.53 6.85 [O II]
4916.1 4704 5112 11.3 80.57 68.21 $H\beta$
4958.2 4942 4976 1.2 8.68 7.67 [O III]
5009.2 4986 5044 2.7 20.10 10.38 [O III]
6562.4 6390 6680 25.5 210.74 44.81 $H\alpha$+[N II]
6717.3 6680 6800 1.2 10.14 20.88 [S II]


Таблица 2.9. Детали композитного спектра квазара $W(Ly\alpha) \ge 150$.
$\lambda_{eff}$ Start End Rel.Flux eq.W $W_{sigma}$ Identification
1214.0 1186 1286 100.0 231.22 13.04 $Ly\alpha$ + N V
1032.9 1018 1054 16.6 25.57 7.73 $Ly\beta$ + O VI
1391.0 1353 1454 6.5 14.35 15.10 Si IV + O IV]
1543.2 1452 1602 52.3 124.81 20.63 C IV
1904.2 1828 1976 9.1 31.35 18.92 C III]
2795.2 2650 2916 6.9 38.88 33.84 Mg II
3725.1 3712 3742 0.3 2.86 6.90 [O II]
4916.1 4704 5112 4.9 80.59 68.20 $H\beta$
4958.2 4942 4976 0.5 8.68 7.68 [O III]
5009.2 4986 5044 1.2 20.11 10.38 [O III]
6562.4 6390 6680 11.1 210.74 44.81 $H\alpha$+[N II]
6717.3 6680 6800 0.5 10.14 20.88 [S II]

2.3.4. Сравнение построенных спектров с эмпирическими и теоретическими результатами других авторов

Было проведено сравнение полученных спектров с композитными спектрами из работы [32] и синтетическими спектрами галактик, полученных методом эволюционного синтеза с помощью системы PEGASE [39].

Для примера на рисунке 2.17 приведено сравнение трех template-спектров эллиптической галактики. Обращает на себя внимание, что спектр из работы [32] имеет систематическое отличие в сторону увеличения потока в диапазоне длин волн 2000-2200, что может быть связано с малой выборкой объектов, использованных для его создания, и тем фактом, что этот диапазон на спектрах IUE имеет наименьшее отношение сигнал/шум по сравнению со всем остальным диапазоном (1250-3200), так как он находится около границы разделения диапазонов спектрографа IUE. Аналогичная ситуация наблюдается для всех типов нормальных галактик при сравнении трех видов template-спектров.

Как видно на рисунке 2.17, композитный спектр, построенный в данной работе вышеописанными алгоритмами существенно превосходит по отношению сигнал/шум "эмпирический" template-спектр, приведенный в работе [32], что по-видимому связано с публичной доступностью данных HUT.

Рис. 2.17. Сравнение композитного спектра эллиптической галактики, построенного в данной работе (сплошной график), теоретического спектра эллиптической галактики возрастом 12 Гигалет, синтезированного с помощью системы PEGASE (штриховой график) и спектра из работы Kinney et al. [32] (пунктирный график).
\includegraphics[width=17cm,height=12cm,angle=0]{sp_compars.ps}

Построенные ультрафиолетовые участки композитных спектров имеют гораздо большие отношения сигнал/шум, чем спектры в работе [32].


<< 1. Математический аппарат классификации | Оглавление | 3. Программный пакет SED >>

Rambler's Top100 Яндекс цитирования