Evolyuciya sootnosheniya Talli-Fishera

---

<< 5. Obrabotka dannyh | Oglavlenie | 7. Evolyuciya sootnosheniya Talli-Fishera >>

Razdely

• 6.1. Opisanie metoda modelirovaniya
• 6.2. Approksimaciya
• 6.3. Vybor modeli krivoi vrasheniya
• 6.4. Nahozhdenie polozheniya centra galaktiki na shelevom spektre.

---

6. Modelirovanie i approksimaciya krivyh vrasheniya galaktik

Posle provedeniya obrabotki i ekstrakcii 2D spektrov ot vseh istochnikov, a takzhe opredeleniya ih krasnyh smeshenii nastupaet vazhnyi etap raboty s krivymi vrasheniya galaktik - etap opredeleniya skorostei vrasheniya. Etot etap ne yavlyaetsya stol' vazhnym i problemnym v sluchae blizkih galaktik. Delo v tom, chto dlya blizkih galaktik shirina sheli ochen' mala v sravnenii s razmerom galaktiki, a razmer galaktiki sushestvenno bol'she razmera PSF. Poetomu dlya opredeleniya krivyh vrasheniya blizkih galaktik obychno ispol'zuetsya obyknovennyi fitting gaussianami dlinno-shelevogo spektra liniya za liniei. Iz-za togo fakta, chto otdel'nye tochki krivoi vrasheniya (yavlyayushiesya rezul'tatami fittinga odnoi linii 2D spektra) predstavlyayut soboi deistvitel'no znacheniya skorostei vrasheniya dlya malen'kih chastei diska(tela) galaktiki. Odnako, v sluchae galaktik na bol'shom krasnom smeshenii, situaciya namnogo bolee slozhnaya. Tak, naprimer, esli my nablyudaem galaktiku pohozhuyu na Mlechnyi Put' (so shkaloi eksponencial'nogo diska 2.5 kiloparseka [Binney et al. 1997] na krasnom smeshenii 0.7 (a eto mediannoe krasnoe smeshenie nashih ob'ektov), to vidimaya shkala diska sostavit okolo . I kogda my budem nablyudat' takoi ob'ekt so srednim kachestvom izobrazheniya VLT i shel'yu shirinoi , to ochevidno, chto pole skorostei galaktiki budet cherezvychaino sil'no razmyto atmosfernoi turbulenciei i skorosti, izmerennye sposobom analogichnym ispol'zuemym v lokal'noi Vselennoi (fitting 2D spektra liniya za liniei) ne budut uzhe napryamuyu svyazany so skorostyami otdel'nyh tochek diska, i ne mogut byt' s hodu ispol'zovany dlya izmereniya . Tak, dlya primera, na risunke 6.1 pokazano to, kak vyglyadela by krivaya vrasheniya galaktiki pohozhei na Mlechnyi Put' v linii [OII] (byla prinyata sovsem ploskaya krivaya vrasheniya so skorost'yu 225km/s [Clemens 1985]) na krasnom smeshenii 0.7.

Poetomu ochevidno, chto dlya raboty s takimi dannymi neobhodimy special'nye metody. Takoi metod uzhe byl otchasti razrabotan v predydushih issledovaniyah vrasheniya dalekih galaktik [Simard, Pritchet 1999]. Etot metod osnovan na obshem 3D modelirovanii raspredeleniya intensivnosti v galaktike i krivoi vrasheniya.

6.1. Opisanie metoda modelirovaniya

Osnovnaya cel' etogo metoda - sozdanie tochnoi 3D modeli galaktiki, a potom primenenie vseh preobrazovanii, kotorye proishodyat so svetom ot etoi galaktiki pri prohode cherez atmosferu, teleskop, spektrograf.

Osnovnye etapy sozdaniya takoi modeli sleduyushie:

• Snachala sozdaetsya nekotoraya model' raspredeleniya yarkosti po telu galaktiki.
• Zatem sozdaetsya nekotoraya model', opisyvayushaya vrashenie etoi galaktiki.
• Potom modeli intensivnosti i vrasheniya ob'edinyayutsya vmeste dlya polucheniya 3D kuba, opisyvayushego raspredelenie intensivnosti po prostranstvennym i skorostnym koordinatam.
• Kazhdyi spektral'nyi srez 3D kuba svorachivaetsya s PSF.
• Uzhe na svernutoe s PSF 3D raspredelenie mozhet byt' nalozhena shel' (po suti - eta operaciya prosto sootvetstvuet svertke kuba do kvadrata vdol' napravleniya sheli)
• I uzhe dvumernoe raspredelenie (skorost'-koordinata vdol' sheli) svorachivaetsya s apparatnoi funkciei spektrografa.
• Dvumernoe raspredelenie ukladyvaetsya na piksely matricy(sempling).

Seichas bolee podrobno o razlichnyh etapah etoi procedury.

• Ispol'zuemoe raspredelenie poverhnostnoi yarkosti estestvenno ochen' vazhno dlya modeli, potomu chto imenno ono i budet zadavat' prostranstvennoe raspredelenie sveta po spektral'noi linii. No v to zhe vremya eto raspredelenie ochen' slozhno znat' tochno, potomu chto nam neobhodimo znat' imenno 3D raspredelenie intensivnosti, a takie raspredeleniya neizvestny horosho dazhe dlya blizkih galaktik. K schast'yu, v nashem rasporyazhenii byli dvuhcvetnye izobrazheniya s Habblovskogo Kosmicheskogo Teleskopa s kraine vysokim razresheniem (masshtab na piksel i PSF (v fil'tre V) i (v fil'tre z). Tak chto, ispol'zuya eti izobrazheniya, stanovitsya vozmozhnym approksimirovat' dvumernye profili poverhnostnoi yarkosti galaktik nekotorymi parametricheskimi modelyami i ispol'zovat' eti modeli v nashem modelirovanii krivyh vrasheniya. Sootvetstvenno my ispol'zovali rezul'taty fittinga sersikovskimi modelyami vseh GEMS galaktik v fil'tre z [Barden et al. 2005] dlya togo, chtoby uznat' effektivnyi radius galaktik. A uchityvaya to, chto bol'shinstvo nashih galaktik - eto diskovye galaktiki, v kachestve raspredeleniya yarkosti dlya nashih galaktik my ispol'zovali model' tonkogo eksponencial'nogo diska s effektivnym radiusom i naklonom opredelennym iz HST fittinga. Dlya preobrazovaniya otnosheniya poluosei vidimogo diska (a fitting daet nam imenno etu harakteristiku) v naklon diska my ispol'zovali sootnoshenie dlya sobstvennogo szhatiya diska (sm. [Kregel et al. 2000]). Tut srazu nado otmetit' odin vazhnyi moment, chto deistvitel'no raspredelenie poverhnostnoi yarkosti bol'shinstva diskov opisyvaetsya eksponencial'nym zakonom [Freeman 1970], no, v nashem sluchae, nam interesno raspredelenie poverhnostnoi yarkosti v emissionnyh liniyah (v osnovnom v [OII]), a ono estestvenno otslezhivaet v osnovnom zvezdoobrazovanie, a ne plotnost' zvezd ili massy. No zakony raspredeleniya zvezdoobrazovaniya po disku galaktik fakticheski neizvestny (tochnee ne sushestvuet kakih-to universal'nyh modelei dlya etogo), tak chto edinstvennoe, chto ostaetsya - ispol'zovat' eksponencial'noe raspredelenie poverhnostnoi yarkosti. I konechno zhe eto raspredelenie ochen' chasto okazyvaetsya ne ochen' horoshim (sm. naprimer ris. 6.6)
• Vybor modeli vrasheniya galaktik - eto tozhe ochen' vazhnaya chast' algoritma, osobenno v svete togo, chto razlichnye gruppy, zanimavshiesya voprosom evolyucii sootnosheniya TF, poluchali raznye rezul'taty, ispol'zuya raznye modeli. Primery razlichnyh modelei ispol'zuemyh v massovyh opredeleniyah krivyh skorostei galaktik: ploskaya krivaya vrasheniya, universal'naya krivaya vrasheniya (URC) [Persic, Salucci 1991], arktangens funkciya [Pisagno et al. 2005], drugie bolee slozhnye modeli (sm. naprimer [Courteau 1997]). Obychno osnovnoi motivaciei dlya vybora odnoi iz etih modelei dlya galaktik na bol'shih krasnyh smesheniyah yavlyaetsya to, chto pri nablyudeniyah dalekih galaktik uglovye razmery vseh detalei deistvitel'no ochen' maly, i sobstvenno nikakih osobennostei krivyh vrasheniya ne vidno i sootvetstvenno mozhet byt' prinyata ochen' prostaya model' krivoi vrasheniya. Chtoby eto ponyat' takzhe polezno posmotret' opyat' na risunok 6.1. Na etoi kartinke vidna naklonnaya (pryamaya) chast' spektral'noi linii, no v to zhe vremya model', ispol'zovannaya dlya postroeniya etoi kartinki, - eto prostaya ploskaya krivaya vrasheniya, tak chto dazhe nalichie takoi otklonennoi chasti linii ne govorit o tom, chto razreshena oblast' central'nogo tverdotel'nogo vrasheniya, a obychno prosto yavlyaetsya sledstviem svertki s PSF. Takzhe vazhno otmetit', pochemu nam ne nuzhny ochen' slozhnye modeli krivyh vrasheniya, potomu chto v pervuyu ochered' nas interesuet tol'ko odin parametr krivoi vrasheniya - , tak chto dlya postroeniya sootnosheniya TF vpolne dostatochno ispol'zovat' ploskuyu model' krivoi vrasheniya (v sleduyushih sekciyah ya bolee podrobno ostanovlyus' na tom, kakaya v itoge nami byla vybrana model' krivoi vrasheniya i pochemu).
• Otmetim takzhe vazhnost' pravil'nogo znaniya PSF. My uzhe upominali o tom, chto vneshnii vid krivoi vrasheniya vo mnogom opredelyaetsya svertkoi s PSF, tak chto vazhno znat' tochno shirinu PSF vo vremya nablyudenii. Imenno poetomu v dannoi rabote my izmeryali shirinu PSF na kazhdom kadre po zvezdam (podrobnee v glave 5), i poetomu issledovanie opisannoe v sleduyushih glavah budet osnovano tol'ko na galaktikah iz polei GEMS-3, GEMS-4, GEMS-7, potomu chto individual'nye ekspozicii v etih polyah delalis' s ne sil'no peremennoi PSF (sm. ris. 5.8)
• I nakonec, vazhnym punktom v sozdanii modelei yavlyaetsya oversempling i to kak provoditsya svertka (eto otmecheno naprimer v [Milvang-Jensen PhD thesis]). Dlya togo chtoby eto ponyat', opishem osnovnye razmery nashei zadachi. V nashem sluchae, razmer odnogo pikselya PZS VIMOS'a sostavlyaet , srednee kachestvo izobrazhenii , razmer pikselya vdol' dispersii 1.6, a razreshenie spektrografa na 6000 ravno priblizitel'no 3. 100km/s vrasheniya na krasnom smeshenii 0.6 dayut sdvig 3. A mediannyi effektivnyi radius nashih galaktik okolo pri shirine sheli . Tak chto ponyatno, chto pri modelirovanii neobhodimo vser'ez ispol'zovat' oversempling. Neobhodimo takzhe byt' akkuratnym pri nalozhenii etoi modeli na piksely matricy, chtoby ne sozdavat' artefakty na modelyah, vyzvannye bol'shimi gradientami. Itak, sozdanie modeli proishodit sleduyushim obrazom:
  Iz matematicheskogo opisaniya instrumenta my znaem vse parametry orientacii sheli, i kak eta shel' s maski proektiruetsya na matricu i s maski na nebo. Poetomu, pervym delom, my nakladyvaem reshetku pikselov s matricy na nebo i sozdaem model' galaktiki na etoi otobrazhennoi reshetke pikselov. Prichem, pri etom otobrazhenii reshetki pikselov my eshe delaem prostranstvennyi oversempling. V etoi zhe reshetke my sozdaem i model' vrasheniya galaktiki. Na sleduyushem etape (ob'edinenie modeli raspredeleniya poverhnostnoi yarkosti i modeli vrasheniya v kub intensivnostei (u kotorogo dve prostranstvennye koordinaty i odna spektral'naya)) reshetka prostranstvennyh koordinat ostaetsya neizmennoi, a sempling spektral'noi osi nasleduetsya s semplinga spektra na PZS matrice vdol' dispersii (s dopolnitel'nym oversemplingom). Zatem kazhdyi srez kuba po skorosti svorachivaetsya s PSF, prichem vse proishodit v toi samoi iznachal'noi reshetke, nasledovannoi s PZS matricy. Nalozhenie sheli, uchityvaya osobennosti sozdaniya reshetki, ekvivalentno v tochnosti splyushivaniyu kuba vdol' odnoi prostranstvennoi koordinaty (perpendikulyarnoi sheli). Poluchivsheesya dvumernoe raspredelenie svorachivaetsya s oversemplennoi apparatnoi funkciei spektrografa. I eto raspredelenie (v silu togo kak ono sozdavalos') dlya togo chtoby byt' pomeshennym na reshetku pikselov matricy, uzhe ne nuzhdaetsya v interpolyaciyah, a nuzhdaetsya tol'ko binninge, chtoby skompensirovat' ispol'zovavshiisya oversempling.

Itogo, opisannaya vyshe shema sozdaniya model'nyh krivyh vrasheniya byla realizovana, napisana na yazyke IDL i ispol'zovalas' v dal'neishem v procedurah approksimacii. Dva primera model'nyh [OII] krivyh vrasheniya pokazany na ris. 6.2.

6.2. Approksimaciya

V predydushih sekciyah my opisali proceduru modelirovaniya krivyh vrasheniya. Eta procedura yavlyaetsya na samom dele sostavnoi chast'yu procedury approksimacii krivyh vrasheniya s cel'yu opredeleniya ih parametrov. Osnovnye parametry procedury, sozdayushei model'nye krivye vrasheniya, cleduyushie:

• Parametry krivoi vrasheniya
• Parametry raspredeleniya poverhnostnoi yarkosti
• Polozhenie centra galaktiki na sheli
• Parametry PSF
• Parametry apparatnoi funkcii spektrografa.

Estestvenno procedura approksimacii ne schitala vse eti parametry svobodnymi, tak kak: apparatnaya funkciya spektrografa nam izvestna a priori, parametry PSF opredeleny i fiksirovany po spektram zvezd na kadre, parametry raspredeleniya poverhnostnoi yarkosti vzyaty i tozhe fiksirovany iz fittinga HST izobrazhenii galaktik. Polozhenie centrov galaktik bylo tozhe fiksirovano (prichiny opisany v sekcii 6.4). V itoge, edinstvennymi svobodnymi parametrami byli parametry krivoi vrasheniya. Po etim parametram i zapuskalas' procedura minimizacii. V detalyah proceduru minimizacii opisyvat' smysla ne imeet v silu ee standartnosti, tak chto korotko. Ispol'zovalas' procedura minimizacii, realizuyushaya metod Levenberga-Markvardta (odin iz gradientnyh metodov)(sm. [Press et al. 1997]). Etot metod chasto ispol'zuetsya iz-za kachestva i bystroty shodimosti. Kak obychno procedura minimizacii minimiziruet , normalizovannuyu na kolichestvo stepenei svobody:

, gde vychislyaetsya iz puassonova shuma dannyh. Estestvenno procedura minimizacii daet v konce oshibki vychisleniya parametrov (oni vychislyayutsya iz gessiana v okrestnosti minimuma), no kak vsegda, sleduet otnositsya k nim ochen' ostorozhno, potomu chto v bol'shinstve real'nyh situacii oshibka vyzvana ispol'zovaniem nepravil'noi modeli i yavlyaetsya sistematicheskoi. Poetomu na grafikah, gde pokazany izmerennye skorosti, oshibki pokazany, no sleduet interpretirovat' ih skoree, kak nizhnyuyu ocenku oshibki.

6.3. Vybor modeli krivoi vrasheniya

Vybor modeli krivoi vrasheniya - eto ochen' vazhnyi moment v procedure approksimacii real'nyh dannyh, potomu chto vybor nepravil'noi modeli mozhet privesti zametnym otkloneniyam v rezul'tatah, tak chto on dostoin togo, chtoby byt' opisannym v detalyah. Itak, sushestvuyushie modeli krivyh vrasheniya sleduyushie:

• Ploskaya krivaya vrasheniya:

  (6.1)

  
  

  Horosho izvestno, chto krivye vrasheniya uploshayutsya na bol'shih rasstoyaniyah ot centra (sm. naprimer [Persic, Salucci 1996]), i, uchityvaya tot fakt, chto uglovye razmery galaktik na bol'shih krasnyh smesheniyah ochen' maly, prostaya ploskaya krivaya vrasheniya yavlyaetsya vpolne adekvatnoi model'yu dlya opisaniya vrasheniya dalekih galaktik i ispol'zuetsya v nekotoryh rabotah (naprimer [Milvang-Jensen et al. 2003]).

• Funkciya arktangens

  (6.2)

  
  

  tozhe dostatochno chasto ispol'zuetsya, tak kak ona opisyvaetsya malen'kim chislom parametrov, no v to zhe vremya ochen' horosho opisyvaet krivye vrasheniya galaktik ([Courteau 1997], [Pisagno et al. 2005]) dazhe dlya bol'shih vyborok galaktik.

• URC - universal'naya krivaya vrasheniya

  (6.3)

  
  

  byla vpervye opisana v rabote [Persic, Salucci 1991] posle izucheniya vyborki iz 58 galaktik razlichnyh svetimostei. Odnoi iz osnovnyh osobennostei etoi serii modelei krivyh vrasheniya galaktik yavlyaetsya to, chto ih forma zavisit ot svetimosti galaktiki. Eta zavisimost' pokazana na risunke 6.3. Grubo govorya, mozhno skazat', chto galaktiki bol'shoi svetimosti soglasno etim modelyam imeyut pochti ploskuyu krivuyu vrasheniya, a galaktiki s men'shei svetimost'yu vrashayutsya medlennee v central'nyh chastyah galaktiki. Eta zavisimost' takzhe ispol'zovalas' neskol'kimi issledovatelyami vrasheniya dalekih galaktik ([Simard, Pritchet 1998], [Milvang-Jensen PhD thesis]).

  Ris. 25. Forma universal'noi krivoi vrasheniya dlya galaktik raznyh svetimostei

• I poslednyaya model' krivoi vrasheniya, kotoraya na samom dele i ispol'zovalas' v dannoi rabote - eto prosto kombinaciya ploskoi krivoi vrasheniya i drugih modelei krivyh vrasheniya so vtorym parametrom, opisyvayushim radius uplosheniya krivoi vrasheniya.

  gde

  (6.4)

  
  
  Po suti, eto ploskaya krivaya vrasheniya s tverdotel'nym vrasheniem v centre. Takzhe mozhno zametit', chto dannaya krivaya vrasheniya perehodit sovsem v ploskuyu krivuyu vrasheniya pri . Zametim, chto zdes' radius uplosheniya krivoi vrasheniya vyrazhen kak nekaya konstanta, umnozhennaya na eksponencial'nuyu shkalu diska.

Teper' vernemsya k vyboru odnoi iz etih modelei. Snachala, nuzhno otmetit', chto konechno privedennyi spisok modelei ne pretenduet na polnotu - sushestvuet bol'shoe chislo razlichnyh drugih modelei, gorazdo bolee slozhnyh, luchshe opisyvayushih galaktiki i s bOl'shim chislom parametrov (sm. naprimer [Courteau 1997]), no v nashei rabote krivye vrasheniya ochen' chasto predstavlyayut soboi nebol'shie piki yarkosti razmerom v desyatok-dva pikselei, tak chto nevozmozhno, a tochnee, ne imeet smysla ispol'zovat' slozhnye modeli, poetomu my i ogranichivalis' prosteishimi. Itak nami v itoge byla vybrana model' s ploskoi krivoi vrasheniya i tverdotel'nym vrasheniem v centre i peremennym radiusom, gde nastupaet uploshenie. A teper' perechislim prichiny, pochemu byli otvergnuty drugie modeli.

• Universal'naya krivaya vrasheniya byla otvergnuta po neskol'kim prichinam. Vo-pervyh, dlya galaktik dostatochno bol'shoi svetimosti (a tak kak my nablyudaem galaktiki na bol'shih krasnyh smesheniyah nam estestvenno ne udaetsya videt' galaktiki nizkoi svetimosti) universal'naya krivaya vrasheniya prakticheski ne otlichaetsya ot ploskoi krivoi vrasheniya. Vtoraya prichina zaklyuchaetsya v tom, chto universal'naya krivaya vrasheniya - eto empiricheskaya model', prokalibrovannaya po blizkim galaktikam, no so svoistvami, zavisyashimi ot svetimosti, tak chto, ispol'zuya etu krivuyu vrasheniya na sovershenno drugih galaktikah (kotorye molozhe na 5-7 milliardov let), mozhno poluchit' ploho predskazuemye sistematicheskie smesheniya rezul'tatov.
• Funkciya arktangens byla otvergnuta po chisto nablyudatel'nym prichinam. Delo v tom, chto eta funkciya ochen' medlenno vozrastaet. Takim obrazom, eta funkciya zamechatel'no rabotaet, kogda ploskaya krivaya vrasheniya proslezhivaetsya do bol'shih rasstoyanii (do 3-10 , naprimer) (sm. [Courteau 1997]). No v nashem sluchae, krivye vrasheniya ochen' malen'kie, i uploshenie krivoi vrasheniya vidno na ochen' korotkom ee uchastke (sm. naprimer ris. 6.6). Poetomu fitting etimi modelyami privodil k ochen' bol'shim znacheniyam i sootvetstvenno skorostei. Eto bylo provereno na neskol'kih nablyudaemyh krivyh vrasheniya i bylo prinyato reshenie otkazat'sya ot takoi modeli.
• V itoge, osnovnym voprosom dlya nas stal vopros vybora mezhdu ploskoi krivoi vrasheniya i krivoi vrasheniya s tverdotel'nym uchastkom, a takzhe fiksirovat' li koefficient v modeli 6.4. Otmetim opyat' zhe tot fakt, chto ploskaya krivaya vrasheniya yavlyaetsya model'yu 6.4 s , tak chto, v itoge, glavnyi vopros dlya nas byl - kakoe znachenie otnosheniya (gde - radius, na kotorom proishodit uploshenie krivoi vrasheniya, a - eksponencial'naya shkala diska) my dolzhny ispol'zovat' v modeli, i dolzhny li my ego voobshe fiksirovat'. V principe, dlya etogo otnosheniya estestvenno ozhidat' znacheniya okolo, naprimer, 2-h, 3-h (esli ne predpolagat' slishkom submaksimal'nyh diskov [Courteau, Rix 1999]).

  Takzhe, k voprosu o tom, fiksirovat' li eto otnoshenie, stoit zametit', chto dlya togo rezhima nizkogo otnosheniya signal-shum, vsegda polezno isklyuchenie dopolnitel'nyh parametrov modeli (esli ih ispol'zovanie ne prinosit sushestvenno men'shih znachenii), tak kak eto uvelichivaet stabil'nost' i bystrotu shodimosti algoritma minimizacii.

Dlya proverki effekta razlichnyh znachenii otnosheniya na rezul'taty fittinga modelyami 6.4 nami byl zapushena seriya approksimacii krivyh vrasheniya real'nyh galaktik modelyami 6.4 s razlichnymi otnosheniyami . Nas v pervuyu ochered' interesovalo, kak znachenie etogo otnosheniya vliyaet na opredelennuyu algoritmom skorost' vrasheniya i na . Zavisimost' ot pozvolit nam opredelit', zavisyat li rezul'taty voobshe ot ispol'zovannoi modeli, a zavisimost' ot pozvolit opredelit', kakoe znachenie etogo parametra obespechivaet optimal'nyi fit. Rezul'taty predstavleny na risunke 6.4.

Osnovnye vyvody iz grafikov takovy: rezul'taty approksimacii opredelenno zavisyat ot vybora . Tak vybor ploskoi krivoi vrasheniya po sravneniyu s krivoi vrasheniya uploshayusheisya na 2.2 eksponencial'nyh radiusah daet znacheniya skorostei vrasheniya, kotorye ( ) na 40% men'she. V to zhe samoe vremya vidno, chto ploskie krivye vrasheniya dayut znachitel'no bOl'shie znacheniya . A minimal'nye znacheniya obespechivayut ozhidaemye znacheniya okolo 2. T.e. vyvodom vpolne mozhet byt' ideya ispol'zovat' fiksirovannoe znachenie . Odnako, tak kak na grafike 6.4 ukazana zavisimost' srednego po neskol'kim desyatkam galaktik, a posle individual'nogo prosmotra galaktik stalo yasno, chto dlya kazhdoi individual'noi galaktiki optimal'noe ne vsegda dostigaetsya na , poetomu bylo resheno ispol'zovat' v kachestve parametra.

6.4. Nahozhdenie polozheniya centra galaktiki na shelevom spektre.

Poslednii tehnicheskii moment svyazannyi s approksimaciei, stOyashii obsuzhdeniya, kasaetsya opredeleniya polozheniya centra galaktiki na shelevom spektre.

Delo v tom, chto opyat' zhe v sluchae blizkih galaktik, obychno ne voznikaet problem s opredeleniem centra vrasheniya po krivoi vrasheniya ili po spektral'noi linii prosto v silu razmera ob'ektov. V sluchae zhe dalekih galaktik, my ochen' chasto vidim asimmetrichnye i ne ochen' protyazhennye krivye vrasheniya. (takie kak, naprimer, na ris. 6.5). V algoritme approksimacii zhe u nas centr galaktiki fiksirovan. Potomu chto esli by on ne byl fiksirovan, ochevidno, chto v sluchae ris. 6.5 algoritm by zanizil skorost' vrasheniya galaktiki za schet smesheniya centra galaktiki vniz (eto verno i v obshem sluchae: asimmetriya privodit k smesheniyu centra, a smeshenie centra k umen'shennoi skorosti). Poetomu vazhno opredelyat' polozhenie centra galaktiki ne v kachestve svobodnogo parametra pri approksimacii emissionnoi krivoi vrasheniya. V dannoi rabote centr opredelyalsya po polozheniyu centra kontinuuma. Estestvenno ozhidat', chto kontinuum, v silu togo, chto on otslezhivaet svet ot zvezd, a ne gaza(kak emissii), budet v srednem ne stol' asimmetrichnym, kak raspredelenie gaza. Tak chto nado ispol'zovat' pik yarkosti v kontinuume dlya opredeleniya centra galaktiki. Pravda ostaetsya problema v tom, chto dlya bol'shinstva nashih ob'ektov potok v kontinuume isklyuchitel'no slab (dostatochno posmotret' na kartinki na ris. 6.6, gde kontinuuma voobshe ne vidno). No eta problema na samom dele reshaetsya usredneniem bol'shogo kuska spektra (okolo 100 vdol' dispersii) i nahozhdenie pika po takomu profilyu). Obychno pri takom bol'shom usrednenii kontinuum uzhe opredelenno viden i dostatochno horosho, chtoby opredelit' ego centr (naprimer vpisyvaya v nego gaussianu).

---

<< 5. Obrabotka dannyh | Oglavlenie | 7. Evolyuciya sootnosheniya Talli-Fishera >>

Publikacii s klyuchevymi slovami: zavisimost' Talli-Fishera - galaktiki Publikacii so slovami: zavisimost' Talli-Fishera - galaktiki
Sm. takzhe: Zvezdnye potoki v mestnoi Vselennoi Galaktika Sigara ot teleskopov "Habbl" i "Dzheims Vebb" "Glaza" v cepochke galaktik Markaryana NGC 4632: galaktika so spryatannym polyarnym kol'com M82: galaktika so sverhgalakticheskim vetrom NGC 3314: kogda galaktiki perekryvayutsya Prizrak Miraha Vse publikacii na tu zhe temu >>