Rambler's Top100Astronet    
  po tekstam   po klyuchevym slovam   v glossarii   po saitam   perevod   po katalogu 		 

<< 1. Matematicheskii apparat klassifikacii | Oglavlenie | 3. Programmnyi paket SED >>

Razdely

2. Biblioteka template-spektrov

V zadache klassifikacii ob'ektov po raspredeleniyam energii v spektrah odnim iz klyuchevyh etapov yavlyaetsya sozdanie biblioteki template-spektrov, maksimal'no shiroko ohvatyvayushih mnogoobrazie nablyudaemyh ob'ektov. Ona dolzhna vklyuchat' dannye kak dlya vnegalakticheskih ob'ektov, tak i dlya ob'ektov nashei Galaktiki, v pervuyu ochered', zvezd.

2.1. Zvezdnye template-spektry

V nastoyashee vremya naibolee polnaya biblioteka zvezdnyh spektrov sobrana v rabote [29]. Glavnoe ee naznachenie - ispol'zovanie dlya populyacionnogo sinteza spektrov. Biblioteka Pickles byla polnost'yu vklyuchena v nabor template-spektrov, ispol'zuemyi v dannoi rabote.

V svyazi so specifikoi zadach, na kotorye rasschitana biblioteka Pickles, i sravnitel'no davnim vremenem poyavleniya v nei otsutstvuyut dannye dlya nekotoryh tipov zvezd, prisutstvie kotoryh neobhodimo v nabore spektrov, prednaznachennogo dlya provedeniya fotometricheskoi klassifikacii ob'ektov. V pervuyu ochered', eto slabye krasnye karliki spektral'nogo klassa L i pozdnego M, forma spektra kotoryh dovol'no sil'no otlichaetsya ot M6V, kotorym "zavershaetsya" glavnaya posledovatel'nost' v biblioteke Pickles. V 2000-m godu vyshla rabota gruppy angliiskih avtorov, soderzhashaya nabor spektrov malomassivnyh krasnyh zvezd [30]. Ryad spektrov iz etoi biblioteki, po odnomu dlya kazhdogo spektral'nogo klassa, byl dobavlen k naboru Pickles.

Takim obrazom v tekushem nabore zvezdnyh spektrov otsutstvuyut tol'ko belye karliki. Eto ne sozdaet dopolnitel'nyh problem s otdeleniem zvezd ot vnegalakticheskih ob'ektov v processe klassifikacii, tak kak forma spektrov belyh karlikov v diapazone dlin voln 3000-10000 ne sil'no (ne bolee 5%) otlichaetsya ot spektrov goryachih zvezd glavnoi posledovatel'nosti. Eto ne pozvolit ih otdelit' ot normal'nyh zvezd pri pomoshi matematicheskih metodov, lish' privlechenie dopolnitel'nyh svedenii o yarkosti ob'ektov (tablica 1.1) razreshaet dannuyu problemu.

2.2. Template-spektry vnegalakticheskih ob'ektov

Template-spektry vnegalakticheskih ob'ektov opisany v bol'shom kolichestve rabot, no naibolee polno oni predstavleny v rabote Kinney et al. [32], vyshedshei v 1996 godu. Biblioteka spektrov, predstavlennaya v nei soderzhit spektry vseh tipov normal'nyh galaktik po klassifikacii Habbla, template-spektr baldzha, 6 spektrov galaktik so vspyshkoi zvezdoobrazovaniya s razlichnoi velichinoi vnutrigalakticheskogo poglosheniya, a takzhe spektry aktivnyh galaktik - LINER, Seifert 2, Seifert 1 i kvazar. V dopolnenie k etomu predstavlen model'nyi spektr seifertovskoi galaktiki NGC 1068. S pomosh'yu dannyh, predstavlennyh v etoi rabote, vozmozhna klassifikaciya vnegalakticheskih ob'ektov v diapazone krasnyh smeshenii ot 0 do 2, tak kak spektry s ul'trafioletovogo konca obryvalis' v raione linii $Ly\alpha$, kotoraya poyavlyaetsya v opticheskom diapazone, nachinaya s $z=2$. Ul'trafioletovyi diapazon template-spektrov iz [32] ostavlyaet zhelat' luchshego s tochki zreniya otnosheniya signal/shum, poetomu bylo resheno postroit' kompozitnye spektry v etom diapazone s ispol'zovaniem dostupnyh dannyh kosmicheskoi UV-spektroskopii. V nastoyashee vremya publichno dostupny vse dannye s IUE (International Ultraviolet Explorer) i HUT (Hopkins Ultraviolet Telescope) po adresu http://archive.stsci.edu/.

Spektry kvazarov imeyut dovol'no shirokie diapazony naklonov stepennogo kontinuuma i ekvivalentnyh shirin emissionnyh linii, iz-za chego bylo resheno postroit' setku kompozitnyh spektrov. Dlya postroeniya dalekoi ul'trafioletovoi chasti spektrov (koroche 1700) ispol'zovalis' dannye IUE i HUT, dlya bolee dlinnovolnovogo diapazona pomimo dannyh IUE byli ispol'zovany otkrytye dannye iz arhiva SDSS - vsego okolo 2000 opticheskih spektrov dalekih kvazarov s krasnymi smesheniyami ot 0.5 do 3.0.

Dlya togo, chtoby sozdat' setku template-spektrov, naibolee horosho otrazhayushuyu vse raznoobrazie spektrov kvazarov, byli postroeny raspredeleniya imeyushihsya individual'nyh spektrov po naklonam kontinuuma i ekvivalentnym shirinam emissionnyh linii (ris. 2.1). V rezul'tate vsya vyborka byla razdelena na 9 chastei: 3 vida spektrov po ekvivalentnym shirinam linii i 3 po naklonam kontinuuma. Kolichestvo individual'nyh spektrov kazhdogo tipa privedeno v tablice 2.1. V dalekoi ul'trafioletovoi oblasti v kachestve kriteriya otbora ispol'zovalas' ekvivalentnaya shirina $Ly\alpha + N V$, v bolee dlinnovolnovom diapazone - ekvivalentnaya shirina linii $CIII, \lambda=1909$. Raspredeleniya spektrov po ekvivalentnym shirinam etih linii prakticheski sovpadayut po forme s tochnost'yu do otnosheniya 5, chto proillyustrirovano risunkom 2.1

Ris. 2.1. Raspredeleniya spektrov kvazarov po naklonu stepennogo kontinuuma (sleva) i ekvivalentnym shirinam emissionnyh linii (sprava). Na pravom risunke sploshnoi grafik sootvetstvuet $Ly\alpha$, shtrihovoi - $CIII$. Tochechnyi grafik sootvetstvuet raspredeleniyu po ekvivalentnym shirinam $CIII$, rastyanutomu po abscisse v 5 raz.
\includegraphics[width=8cm,height=6cm,angle=0]{cidx_hist.ps} \includegraphics[width=8cm,height=6cm,angle=0]{eqw_hist.ps}


Tablica 2.1. Kolichestvo spektrov kazhdogo tipa, ispol'zovavshihsya dlya postroeniya setki kompozitnyh spektrov kvazarov.
$S_{idx}$, $W_{Ly\alpha}$ $W_{Ly\alpha} \le 70$ 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. Postroenie kompozitnyh spektrov vnegalakticheskih ob'ektov

Osnovnym preimushestvom ispol'zovaniya ul'trafioletovyh dannyh, vmesto opticheskih dlya ob'ektov podobnogo tipa, naprimer kvazarov, nahodyashihsya na znachitel'nyh krasnyh smesheniyah, kogda ul'trafioletovyi diapazon popadaet v opticheskuyu oblast' spektra, yavlyaetsya otsutstvie mezhgalakticheskogo poglosheniya na dlinah voln koroche 1216($Ly\alpha$-forest), poskol'ku poyavlyaetsya vozmozhnost' ispol'zovat' dannye dlya sravnitel'no blizkih ob'ektov (Ris. 2.2). Nalichie mezhgalakticheskogo poglosheniya dlya ob'ektov s bol'shimi krasnymi smesheniyami pri postroenii kompozitnogo spektra vyzyvaet oshibku v opredelenii otnoshenii potokov v liniyah (v sluchae emissionnogo spektra), esli odna iz linii imeet dlinu volny, koroche chem $Ly\alpha$, libo yavlyaetsya $Ly\alpha$. V sluchae emissionnyh spektrov normirovka potoka obychno delaetsya na samu $Ly\alpha$ [31,34], chto pri ispol'zovanii spektrov dalekih ob'ektov vyzyvaet sistematicheskoe zavyshenie otnosheniya potokov dlya vseh linii s dlinami voln bol'she 1216 i zanizhenie dlya linii s dlinami voln koroche 1216.

Ris. 2.2. Sravnenie kompozitnogo spektra kvazara v dalekoi ul'trafioletovoi oblasti, poluchennogo v ramkah etoi raboty po dannym kosmicheskoi UV-spektroskopii (sploshnoi grafik), so spektrom iz raboty [34], postroennym na osnove opticheskih spektrov dalekih kvazarov (punktirnyi grafik).
\includegraphics[width=17cm,height=13cm,angle=0]{Ly_alpha_sdss.ps}

2.3.1. Predvaritel'naya obrabotka UF-spektrov

Predvaritel'naya obrabotka bloka spektrov IUE i HUT zaklyuchaetsya v uchete poglosheniya vnutri Galaktiki dlya kazhdogo ob'ekta, privedenii dlin voln k pokoyasheisya sisteme otscheta (dalee po tekstu restframe), otmetke neprigodnyh k ispol'zovaniyu diapazonov dlin voln v kazhdom spektre i rassortirovke spektrov po tipam ob'ektov.

Nedostatkom ul'trafioletovyh spektrov, poluchennyh iz okolozemnogo prostranstva, yavlyaetsya nalichie moshnyh emissionnyh linii v ul'trafioletovom diapazone, voznikayushih v verhnih sloyah zemnoi atmosfery. Oblasti spektra ob'ekta, kuda oni popadayut, obychno okazyvayutsya neprigodnymi k ispol'zovaniyu i dolzhny isklyuchat'sya iz processa sozdaniya kompozitnogo spektra.

Uchet vliyaniya Galaktiki na kazhdyi iz ob'ektov proizvodilsya soglasno parametrizacii Ficpatrika [35] dlya zakona poglosheniya, pri etom ispol'zovalos' znachenie ekstinkcii $E_{B-V}$ v napravlenii na ob'ekt, rasschitannoe po kartam izlucheniya pyli, poluchennym v rezul'tate obzora IRAS [36], bylo vybrano obsheprinyatoe v nastoyashee vremya znachenie $R_{V}=3.1$.

Pri chtenii zagolovka FITS-faila so spektrom proizvoditsya obrashenie v sovmeshennuyu bazu dannyh LEDA + Veron AGN and QSO [37] po koordinatam i imeni ob'ekta, pri etom opredelyaetsya luchevaya skorost' ob'ekta libo krasnoe smeshenie i morfologicheskii tip, libo tip aktivnosti v sluchae aktivnogo yadra. V sluchae, esli ob'ekt ne otozhdestvlyalsya po baze dannyh, on isklyuchalsya iz vyborki. Zatem zapisyvaetsya fail so spektrom ob'ekta, gde dliny voln privedeny k restframe, pri etom diapazony dlin voln, na kotorye popadayut ionosfernye emissionnye linii, intensivnost' kotoryh obychno v sotni raz prevoshodit intensivnost' spektra ob'ekta v dannoi oblasti, otmechayutsya special'nym flagom, ustanavlivayushii im nulevoi ves pri formirovanii kompozitnogo spektra. Naibolee yarkaya liniya v ionosfere - $Ly\alpha$, chto sozdaet bol'shie trudnosti pri postroenii spektra v etoi oblasti. No nalichie razlichnyh luchevyh skorostei u ob'ektov vyborki pozvolyaet korrektno postroit' oblast' v raione $Ly\alpha$ v pokoyasheisya sisteme otscheta, hotya s men'shim otnosheniem signal/shum. Shirina ionosfernoi $Ly\alpha$ takova, chto krasnogo smesheniya $z=0.01$ dostatochno, chtoby $Ly\alpha$ ob'ekta s nei razdelyalas'. Vsya eta procedura vypolnyaetsya polnost'yu avtomaticheski.

2.3.2. Algoritm slozheniya spektrov

Dlya sozdaniya kompozitnyh spektrov byl razrabotan special'nyi algoritm, pozvolyayushii ispol'zovat' dannye dazhe s nizkim otnosheniem signal/shum v bol'shinstve sluchaev s uluchsheniem otnosheniya signal/shum rezul'tiruyushego spektra.

Algoritm realizovan v srede IDL, na kazhdom shage postroeniya kompozitnogo spektra vozmozhen graficheskii vyvod, chto pozvolyaet kontrolirovat' process ego formirovaniya.

Sushnost' algoritma zaklyuchaetsya v sleduyushem:

  1. dlya kazhdogo spektra vybiraetsya ves ravnyi otnosheniyu signal/shum na zadannom uchastke spektra (proizvoditsya robastnaya ocenka dispersii kontinuuma), libo proizvedeniyu otnosheniya signal/shum i otnosheniya potoka tekushego spektra k pervomu spektru iz vyborki v dannom diapazone, krome etogo vesa mozhno zadavat' vruchnuyu;
  2. pri dobavlenii ocherednogo spektra dlya nego stroitsya vektor vesov, ravnyi znacheniyu, opredelennomu v 1), vo vseh tochkah, gde net pometki ob isklyuchenii dannyh (naprimer, v mestah raspolozheniya ionosfernyh emissionnyh linii) i nulyu v tochkah, gde pometka est'; takim obrazom,dobavlyaemyi spektr zanulyaetsya v oblastyah, pomechennyh kak "plohie";
  3. vektora vesov summiruyutsya parallel'no so spektrami, a v kachestve okonchatel'nogo varianta kompozitnogo spektra beretsya otnoshenie summarnogo spektra k summarnomu vesovomu vektoru. Etim dostigaetsya sohranenie formy spektra v teh chastyah, gde otsutstvuyut dannye v nekotoryh spektrah, to est' dobavlenie novogo spektra uvelichivaet otnoshenie signal/shum v oblasti, gde on opredelen, i ne uhudshaet tam, gde on ne opredelen.
  4. Dopolnitel'no vozmozhen vtoroi prohod algoritma po spisku, kogda s ispol'zovaniem uzhe postroennogo spektra opredelyaetsya vzveshennaya ocenka otlichiya na dannoi dline volny ispol'zovannyh individual'nyh spektrov ot poluchennogo kompozitnogo.

Na prostom primere process sozdaniya kompozitnogo spektra proillyustrirovan na ris. 2.3

Ris. 2.3. Postroenie kompozitnogo spektra na primere ispol'zovaniya dannyh, poluchennyh na Hopkins Ultraviolet Telescope. Tri grafika sleva - individual'nye spektry seifertovskih galaktik pervogo tipa s provalami v mestah prisutstviya ionosfernyh emissionnyh linii. Pravyi verhnii grafik - ih vzveshennaya summa, srednii - vesovoi vektor, nizhnii - otnoshenie summy i vesovogo vektora - okonchatel'nyi kompozitnyi spektr. Potoki ukazany v otnositel'nyh edinicah ($F\lambda$). Moshnaya emissionnaya liniya vblizi centra diapazona - $Ly\alpha$
\includegraphics[width=17cm,height=16.5cm,angle=0]{composite_creation.ps}

Pri dobavlenii kazhdogo spektra vozmozhno proizvesti ego sglazhivanie skol'zyashim srednim s zadannym oknom. Vse kompozitnye spektry, ispol'zuemye v dannoi rabote byli postroeny so sglazhivaniem oknom 5.

Tekushaya realizaciya algoritma neskol'ko otlichaetsya ot opisannogo tem, chto normirovka na vesovoi vektor proizvoditsya pri dobavlenii kazhdogo spektra s cel'yu vizual'nogo kontrolya za processom formirovaniya spektra.

Vse spektry dlya kazhdogo iz tipov sozdavaemyh kompozitov (vsego okolo 6000 v dvuh diapazonah) byli prosmotreny vizual'no dlya isklyucheniya oshibok otozhdestvleniya po bazam dannyh, testovyh spektrov i dr. Blagodarya etomu byli isklyucheny ne primenimye dlya zadachi spektry (poryadka 2-3% ot obshego chisla), k primeru, s malymi vremenami nakopleniya, so sboyami v sisteme registracii i nevernym otozhdestvleniem, kotorye nevozmozhno otdelit', analiziruya FITS-shapki.

2.3.3. Kratkie harakteristiki postroennyh spektrov

Dlya postroeniya spektrov normal'nyh galaktik ispol'zovalos' ot 30 (S0-galaktiki) do 120 (ellipticheskie galaktiki) otdel'nyh spektrov galaktik kazhdogo morfologicheskogo tipa v kazhdom iz diapazonov dlin voln IUE + vse imeyushiesya dannye s HUT. Dlya postroeniya spektra seifertovskoi galaktiki vtorogo tipa bylo ispol'zovano 78 individual'nyh IUE-spektrov, 6 spektrov HUT v dal'nei UF-oblasti (800- 1970) i 49 spektrov v blizhnei UF-oblasti (1850- 3300) ob'ektov, klassificirovannyh kak S2 libo S1h v kataloge Veron and Veron-Cetty [37], dlya postroeniya spektra LINER s shirokimi liniyami bylo ispol'zovano poryadka 35 spektrov v kazhdoi oblasti. Naibolee obshirnaya vyborka byla ispol'zovana pri postroenii spektra Seifert-1 (okolo 2000 v dal'nei i okolo 1200 v blizhnei UF-oblasti) i spektra kvazara v oblasti dlin voln koroche 1300 (okolo 400), chem i ob'yasnyaetsya ochen' vysokoe otnoshenie signal/shum v etih spektrah.

V rezul'tate polucheny kompozitnye ul'trafioletovye spektry normal'nyh galaktik razlichnyh morfologicheskih tipov: E, S0, Sa, Sb, Sc, 2 spektra galaktik so vspyshkoi zvezdoobrazovaniya - s sil'nym i slabym vnutrigalakticheskim poglosheniem v diapazone dlin voln 912- 3200, spektry aktivnyh yader tipa LINER s shirokimi liniyami, Seifert-2 i Seifert-1, a takzhe setka spektrov kvazarov v diapazone dlin voln 900- 3820. Nailuchshee otnoshenie signal/shum imeet spektr aktivnogo yadra tipa Seifert-1 v oblasti ot 1216 do 1950 (korotkovolnovaya kamera IUE), gde ono prevoshodit 400 v kontinuume.

Opticheskaya chast' vseh spektrov, za isklyucheniem Seifert-1 i kvazarov, zaimstvovana iz raboty [32]. Template-spektr slabo aktivnogo yadra tipa LINER v rabote [32] predstavlyaet soboi spektr galaktiki M81. C cel'yu uvelicheniya shiriny diapazona v kachestve krasnogo prodolzheniya dannogo spektra byli ispol'zovany spektry ob'ektov iz "atlasa spektrov blizkih galaktik" [33], klassificirovannyh kak S3b v kataloge aktivnyh ob'ektov Veron and Veron-Cetty [37]. Spektry galaktik so vspyshkami zvezdoobrazovaniya postroeny s ispol'zovaniem spektrov tol'ko teh ob'ektov, kotorye prisutstvuyut v spiskah "SB1" i "SB6" v rabote [32].

V rabote [32] spektr aktivnogo yadra tipa Seifert-1 (NGC 5548) otsutstvuet v diapazone dlin voln bol'she 7100, v svyazi s chem v noch' s 6 na 7 iyunya 2002 goda na 6-m teleskope byl snyat spektr tipichnogo predstavitelya Seifert-1 - galaktiki Markarian 279, v diapazone 3700- 10000, chto sootvetstvuet dlinam voln 3670- 9900 pri privedenii spektra k restframe. Nablyudeniya provodilis' na spektrografe SCORPIO v dlinoshelevom rezhime s reshetkoi 300 shtr/mm. Spektr integrirovalsya po vsei chasti galaktiki, popavshei v shel' shirinoi 2 arcsec. Otnoshenie signal/shum sostavlyaet 70 v kontinuume v raione $H\alpha$, ubyvaet do 15 na dline volny 9900. Eti dannye byli ispol'zovany, chtoby rasshirit' diapazon template-spektra iz [32] v krasnuyu oblast' spektra.

Na risunkah 2.3-2.16 predstavleny kompozitnye spektry normal'nyh i aktivnyh galaktik, ul'trafioletovaya chast' kotoryh poluchena vysheopisannym metodom. Vse risunki privedeny v logarifmicheskoi shkale po obeim osyam, na spektrah otmecheny osnovnye emissionnye i absorbcionnye detali.

Spektry kvazarov privedeny v diapazone 900-10000, oblast' s dlinami voln bolee 3820 vzyata iz raboty [34] i sovpadaet u vseh spektrov. Devyat' spektrov predstavleny na treh risunkah - 14,15 i 16, kazhdyi iz kotoryh soderzhit po tri spektra s odinakovymi diapazonami ekvivalentnyh shirin, no raznymi naklonami kontinuuma.

Spektral'noe razreshenie vseh spektrov plavno izmenyaetsya ot $R\sim 120...150$ (7-10) v ul'trafioletovoi chasti spektra do 250-300 (35-40) v krasnoi chasti ( $\lambda\sim 1\mu m$). Isklyuchenie sostavlyaet spektr ellipticheskoi galaktiki v diapazone 2000-2400, kotoryi byl sglazhen s oknom 25 s cel'yu uluchsheniya otnosheniya signal-shum.

Ris. 2.4. Kompozitnyi spektr ellipticheskoi galaktiki.
\includegraphics[width=17cm,height=9.5cm,angle=0]{E.ps}

Ris. 2.5. Kompozitnyi spektr linzovidnoi galaktiki.
\includegraphics[width=17cm,height=9.5cm,angle=0]{S0.ps}

Ris. 2.6. Kompozitnyi spektr galaktiki tipa Sa/SBa.
\includegraphics[width=17cm,height=9.5cm,angle=0]{Sa.ps}

Ris. 2.7. Kompozitnyi spektr galaktiki tipa Sb/SBb.
\includegraphics[width=17cm,height=9.5cm,angle=0]{Sb.ps}

Ris. 2.8. Kompozitnyi spektr galaktiki tipa Sc/SBc/Scd/SBcd.
\includegraphics[width=17cm,height=9.5cm,angle=0]{Sc.ps}

Ris. 2.9. Kompozitnyi spektr galaktiki so vspyshkoi zvezdoobrazovaniya so slabym vnutrennim poglosheniem.
\includegraphics[width=17cm,height=9.5cm,angle=0]{StarBurst1.ps}

Ris. 2.10. Kompozitnyi spektr galaktiki so vspyshkoi zvezdoobrazovaniya s sil'nym vnutrennim poglosheniem.
\includegraphics[width=17cm,height=9.5cm,angle=0]{StarBurst2.ps}

Ris. 2.11. Kompozitnyi spektr galaktiki so slabo aktivnym yadrom tipa LINER s shirokimi emissionnymi liniyami.
\includegraphics[width=17cm,height=9.5cm,angle=0]{LINERb.ps}

Ris. 2.12. Kompozitnyi spektr aktivnoi galaktiki tipa Seifert-2.
\includegraphics[width=17cm,height=9.5cm,angle=0]{Seyfert2.ps}

Ris. 2.13. Kompozitnyi spektr aktivnoi galaktiki tipa Seifert-1.
\includegraphics[width=17cm,height=9.5cm,angle=0]{Seyfert1.ps}

Ris. 2.14. Kompozitnye spektry kvazarov s naimen'shimi ekvivalentnymi shirinami emissionnyh linii.
\includegraphics[width=17cm,height=9.5cm,angle=0]{QSO00.ps}

Ris. 2.15. Kompozitnye spektry kvazarov s ekvivalentnymi shirinami 70 $\le W_{Ly\alpha} \le 150$i 14 $\le W_{CIII} \le 30$.
\includegraphics[width=17cm,height=9.5cm,angle=0]{QSO70.ps}

Ris. 2.16. Kompozitnye spektry kvazarov s naibol'shimi ekvivalentnymi shirinami emissionnyh linii.
\includegraphics[width=17cm,height=9.5cm,angle=0]{QSO150.ps}

V tablicah 2.2, 2.3 privedeny osnovnye parametry spektrov normal'nyh galaktik, predstavlyayushih iz sebya amplitudy "skachkov" v raspredelenii energii v spektre, v vide otnosheniya potokov na zadannyh intervalah dlin voln i raznosti zvezdnyh velichin. Razlichie mezhdu dvumya tablicami zaklyuchaetsya v ispol'zovanii razlichnyh predstavlenii dlya spektra. V tablice 2.2 dany parametry dlya spektra, predstavlennogo v vide spektral'noi plotnosti potoka na interval chastot $F_{\nu}$. Pri etom otnoshenie potokov vychislyaetsya po formule 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)

Pomimo otnosheniya potokov v tablice daetsya raznost' AB-velichin. V tablice 2.3 dany parametry dlya spektra, predstavlennogo v vide spektral'noi plotnosti potoka na interval dlin voln $F_{\lambda}$. Pri etom otnoshenie potokov vychislyaetsya po formule 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)

Razlichie dlya spektrov imeet poryadok $\lambda^2$, chem vyzyvayutsya men'shie znacheniya dlya dannyh otnoshenii, poskol'ku $\lambda^{+} > \lambda^{-}$. V dopolnenie k otnosheniyam potokov v tablice dany raznosti ST-velichin.

Dlya kazhdogo spektra izmereny 4 otnosheniya potokov - otnoshenie potoka v opticheskom diapazone k potoku v dalekom UF-diapazone ($Opt./FUV$ v tablicah), amplituda skachka okolo 4000 ( $D_{4000}, B_{4000}$), amplituda bal'merovskogo skachka ($H_{lim}$) i amplituda skachka v raione 2630 ( $D_{2630}, B_{2630}$). V tablice, v zagolovkah kolonok $\Delta AB$ i $\Delta ST$ privedeny dliny voln $(\lambda_{2}^{+}+\lambda_{1}^{+})/2$ i $(\lambda_{2}^{-}+\lambda_{1}^{-})/2$. Diapazony integrirovaniya sostavlyayut 200 dlya $D_{4000}, B_{4000}$ (obsheprinyatoe opredelenie, [38]) i 10 dlya ostal'nyh skachkov.


Tablica 2.2. Parametry osnovnyh detalei v kompozitnyh spektrah normal'nyh galaktik i galaktik so vspyshkoi zvezdoobrazovaniya. Burst1 i Burst2 - galaktiki so vspyshkoi zvezdoobrazovaniya so slabym i sil'nym vnutrennim poglosheniem sootvetstvenno. Predstavlenie spektra v vide $F_{\nu}(\lambda)$.
  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. To zhe, chto v tablice 2.2 dlya predstavleniya spektra v vide $F_{\lambda}(\lambda)$.
  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

V tablicah 2.4-2.9 privedeny parametry osnovnyh emissionnyh detalei v spektrah aktivnyh ob'ektov. Oni vklyuchayut v sebya: effektivnuyu dlinu volny, "nachalo" i "konec" spektral'noi detali, prinimavsheesya v kachestve predelov integrirovaniya dlya opredeleniya potokov, otnoshenie potoka v dannoi spektral'noi detali, isklyuchaya kontinuum, k sootvetstvuyushemu potoku dlya $Ly\alpha$+N V, umnozhennoe na 100 (Rel.Flux), ekvivalentnuyu shirinu, rasschitannuyu formal'no dlya kontinuuma, provedennogo splainom po uzlam, lezhashim v svobodnyh ot yarkih emissionnyh detalei oblastyah (eq.W), shirinu spektral'noi detali po formal'no vpisannomu gaussovu konturu ($W_{sigma}$) i ee identifikaciyu. Naibolee poleznoi informaciei dlya fotometricheskoi klassifikacii yavlyayutsya otnositel'nyi potok po sravneniyu s $Ly\alpha$ i ekvivalentnaya shirina. Shiriny linii po vpisannomu gaussovu konturu privodyatsya dlya vozmozhnosti provedeniya sravneniya s rabotami [31,34].


Tablica 2.4. Parametry ryada detalei kompozitnogo spektra galaktiki so slabo aktivnym yadrom tipa 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]


Tablica 2.5. Parametry ryada detalei kompozitnogo spektra AGN tipa 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]


Tablica 2.6. Parametry ryada detalei kompozitnogo spektra AGN tipa 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]


Tablica 2.7. Detali kompozitnogo spektra kvazara $W(Ly\alpha) \le 70$.
$\lambda_{eff}$ 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]


Tablica 2.8. Detali kompozitnogo spektra kvazara 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]


Tablica 2.9. Detali kompozitnogo spektra kvazara $W(Ly\alpha) \ge 150$.
$\lambda_{eff}$ 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. Sravnenie postroennyh spektrov s empiricheskimi i teoreticheskimi rezul'tatami drugih avtorov

Bylo provedeno sravnenie poluchennyh spektrov s kompozitnymi spektrami iz raboty [32] i sinteticheskimi spektrami galaktik, poluchennyh metodom evolyucionnogo sinteza s pomosh'yu sistemy PEGASE [39].

Dlya primera na risunke 2.17 privedeno sravnenie treh template-spektrov ellipticheskoi galaktiki. Obrashaet na sebya vnimanie, chto spektr iz raboty [32] imeet sistematicheskoe otlichie v storonu uvelicheniya potoka v diapazone dlin voln 2000-2200, chto mozhet byt' svyazano s maloi vyborkoi ob'ektov, ispol'zovannyh dlya ego sozdaniya, i tem faktom, chto etot diapazon na spektrah IUE imeet naimen'shee otnoshenie signal/shum po sravneniyu so vsem ostal'nym diapazonom (1250-3200), tak kak on nahoditsya okolo granicy razdeleniya diapazonov spektrografa IUE. Analogichnaya situaciya nablyudaetsya dlya vseh tipov normal'nyh galaktik pri sravnenii treh vidov template-spektrov.

Kak vidno na risunke 2.17, kompozitnyi spektr, postroennyi v dannoi rabote vysheopisannymi algoritmami sushestvenno prevoshodit po otnosheniyu signal/shum "empiricheskii" template-spektr, privedennyi v rabote [32], chto po-vidimomu svyazano s publichnoi dostupnost'yu dannyh HUT.

Ris. 2.17. Sravnenie kompozitnogo spektra ellipticheskoi galaktiki, postroennogo v dannoi rabote (sploshnoi grafik), teoreticheskogo spektra ellipticheskoi galaktiki vozrastom 12 Gigalet, sintezirovannogo s pomosh'yu sistemy PEGASE (shtrihovoi grafik) i spektra iz raboty Kinney et al. [32] (punktirnyi grafik).
\includegraphics[width=17cm,height=12cm,angle=0]{sp_compars.ps}

Postroennye ul'trafioletovye uchastki kompozitnyh spektrov imeyut gorazdo bol'shie otnosheniya signal/shum, chem spektry v rabote [32].


<< 1. Matematicheskii apparat klassifikacii | Oglavlenie | 3. Programmnyi paket SED >>

Publikacii s klyuchevymi slovami: galaktika - Spektr - kvazary - Seifertovskaya galaktika
Publikacii so slovami: galaktika - Spektr - kvazary - Seifertovskaya galaktika
Sm. takzhe:
Vse publikacii na tu zhe temu >>

Obsudit' etu publikaciyu
Ocenka: 2.6 [golosov: 35]
 
O reitinge
Versiya dlya pechati Raspechatat'

Astrometriya - Astronomicheskie instrumenty - Astronomicheskoe obrazovanie - Astrofizika - Istoriya astronomii - Kosmonavtika, issledovanie kosmosa - Lyubitel'skaya astronomiya - Planety i Solnechnaya sistema - Solnce

Astronet | Nauchnaya set' | GAISh MGU | Poisk po MGU | O proekte | Avtoram

Kommentarii, voprosy? Pishite: info@astronet.ru ili syuda

Rambler's Top100 Yandeks citirovaniya