| ||
|
|
|
ОТЧЁТ студента 1-ого курса астрономического отделения физического факультета Московского Государственного Университета имени М. В. Ломоносова Копосова Сергея о проделанной в САО работе в период с 13 по 30 июля |
|
Введение.
В данном отчете приведено достаточно краткое перечисление того, чем я занимался в течение второй части летней практики в САО, с краткими результатами. Отчет, кроме введения содержит 2 части: 1) Наблюдения. 2) Анализ, обработка и первичная редукция фотометрических данных. 1. Наблюдения. В период прохождения 2-ой части летней практики (с 13 по 30 июля) большое внимание уделялось наблюдениям. Поэтому с 12 по 19 июля я под руководством В.П.Михайлова и В.В.Власюка наблюдал/участвовал в наблюдениях по различным программам: мониторинг AGN, оптическая переменность AGN, мониторинг вспышки блазара 3С345. Наблюдения проводились на Цейсс-1000 (1-метровом телескопе САО РАН), со штатным ПЗС фотометром, через стандартные широкополосные фильтры UBVRI, с ПЗС матрицей 530х580 каналов. Управление телескопом осуществлялось дистанционно - через компьютер, с помощью программы работающей в операционной системе DOS. Управление же фотометром осуществлялось при помощи контекста NICE (разработанного в САО в 1994-2000 г.) для программы Midas, работающей в операционной системе Linux. По вышеперечисленным программам было получено большое число прямых снимков различных объектов. Например, сейфертовских галактик: E1821+643, Arp 102B, NGC 5548, 3С 390.3 и других объектов. Естественно, что кроме этих объектов снимались звезды-стандарты, для того, чтобы впоследствии получать звездные величины объектов в стандартной системе. Для выявления оптической переменности NGC 5548, были получены большие временные ряды прямых снимков, которые впоследствии могут быть использованы для получения точных фотометрических данных об NGC 5548 (интегральные звездные величины галактики в стандартной системе, в разных фильтрах как функции времени). Также по ходу наблюдений, в двух фильтрах (V и R), был снят внепрограммный объект - галактика NGC 80. Данные, полученные по NGC 80, впоследствии обрабатывались. Методы и результаты будут представлены в следующем пункте. Также я принимал участие в спектральных наблюдениях на Цейссе-1000 (на приборе UAGS). Эти наблюдения проводились под руководством В.В.Власюка 25 и 28 июля. В ходе этих наблюдений была продолжена программа мониторинга AGN (по галактикам NGC 5548, E1821+643), но уже спектральными методами. Спектры этих объектов снимались в разных цветовых диапазонах (что достигалось изменением угла наклона дифракционной решетки в спектрографе) с экспозициями порядка 30 минут. Причем спектры объектов чередовались со спектрами сравнения (неона), для точного построения дисперсионной кривой. Для того, чтобы получить спектр достаточно высокого разрешения, необходимо было следить за тем, чтобы объект целиком (или самой яркой частью), в течение всей экспозиции (ведение телескопа к сожалению не идеально, и объект достаточно медленно, но постоянно "съезжал" со щели), "проваливался" в щель, что контролировалось при помощи телевизионного подсмотра в спектрографе и корректировалось движением телескопа с малыми скоростями из аппаратной. Результаты проведенных наблюдений могут быть, как и в случае с фотометрическими наблюдениями, быть использованы для детального исследования AGN и их переменности. 2. Анализ, обработка и первичная редукция данных. Основной задачей в этой области, было освоить методы первичной редукции ПЗС изображений и получить собственно окончательное изображение объекта, которое уже можно было бы фотометрировать. В качестве исходных данных были взяты ПЗС изображения галактики NGC 80, снятой В.П.Михайловым и С.Е.Копосовым 19 июля 2001 года (см. выше). Также в моем распоряжении были, снятые в ту же ночь, так называемые BIAS'ы, и изображения плоского поля в разных фильтрах (по 5 изображений на фильтр), причем изображения плоского поля были сделаны на сумеречном небе в поле NGC 5548 (см. выше), которая к концу съемки плоских полей стала попадать в кадр. Таким образом, необходимо было синтезировать точный flat field, с учетом того, что фон неба непрерывно менялся с каждой экспозицией, и с учетом того, что на кадрах стала появляться галактика. Также существенной задачей была задача восстановления бездефектного изображения галактики, с учетом того, что стоявшая на фотометре матрица 530х580 содержала достаточно много дефектов, как то дефектные столбы и прочее. Нужно сказать, что вышеупомянутые проблемы легко разрешаются, если использовать медианные фильтры и медианное усреднение. В итоге, так как существует два достаточно популярных пакета для первичной редукции данных: пакет Midas (ESO) и пакет FORTC (САО), мы решили провести первичную редукцию в обоих пакетах и сравнить полученные результаты. Редукция сама заключалась в том, что сначала усреднялись по медиане BIAS'ы. Потом flat'ы приводились к одному среднему потоку, после чего усреднялись по медиане. Из каждого изображения объекта вычитался BIAS. После чего каждое изображение делилось на flat. Из каждого получившегося изображения вычитался фон. А потом все изображения объекта усреднялись по медиане. После чего мы решили проверить наличие несоответствий между изображениями, обработанными разными программами. Мы решили посмотреть, как зависит невязка между изображениями в каждом пикселе от величины потока в этом пикселе (рис.1), и как зависит апертурная фотометрия от методов обработки (рис.2). График зависимости звездной величины в пределах определенной апертуры по одному изображению от звездной величины в той же апертуре, но по другому изображению представлен на рис.2. График смещен относительно нуля, так как два изображения не приведены к одному среднему потоку (что ведет лишь к параллельному сдвигу графика). На первом же графике разница приведена для изображений приведенных к одному среднему потоку.  Рис. 1: График зависимости невязки 2-х изображений от потока в пикселе одного изображения.  Рис. 2: График зависимости зв. величины в круговой апертуре для одного изображения от звездной величины в той же апертуре для другого изображения. Диапазон апертур охватывает всю видимую часть галактики. Рисунок 1 показывает достаточно хорошее соответствие изображений, так как никакой систематики, очевидно, нет, лишь в области больших потоков большая дисперсия, но, если посмотреть на относительное значение среднеквадратической ошибки, то оно почти постоянно вдоль оси Х, и дает соответствие изображений с точностью около 3%. Невязки же в области малых потоков вызваны, судя по всему, немного разной фильтрацией космических частиц. Но, видимо, в области таких малых потоков это нам не будет особо не влияет на точность фотометрии. Рассмотрение второго графика приводит нас к такому же выводу, что апертурная фотометрия у изображений, обработанных разными пакетами, почти одинаковая. Если посмотреть на коэффициент наклона этой прямой, то можно оценить соответствие по апертурной фотометрии приблизительно в 2%. Таким образом, можно сделать вывод, что два рассматриваемых метода обработки дают одинаковые результаты с точностью до 2-3%. Также, необходимо упомянуть, о проделанной работе по исследованию фотометрических параметров NGC 80. Во-первых, нашей первоочередной задачей, когда мы начали обрабатывать галактику, было определение центра галактики и приблизительное определение тех компонентов, из которых состоит галактика (балдж, диск, ядро). Сначала были определены координаты центра галактики. Определялись они следующим образом: в программе Statistica 5.5A для Windows, осуществлялась аппроксимация изображения галактики экспоненциальным законом:  ,
(для поиска балджа Вокулера)
(Рис.6).
 Рис. 4: График зависимости сжатия изофот от расстояния от центра галактики (в пикселах).  Рис. 5: Зависимость поверхностной яркости в инструментальных звездных величинах от расстояния, линией показана сглаженная зависимость.  Рис. 6: График зависимости поверхностной яркости в инструментальных звездных величинах от .
Из рассмотрения графика 4 ясно видно, что NGC 80 содержит центральную сферическую компоненту с характерными размерами около 30 пикселов, а внешние части представляют собой диск достаточно слабой поверхностной яркости, наклоненный под некоторым углом к картинной плоскости. Из рассмотрения графика 5 видно, что структура этого диска более сложна, чем в классическом случае, так как внешние части на графике не представлены обычной прямой, а представлены некоторой кривой. Из рассмотрения графика 6 видно, что центральная сферическая часть тоже не представляется классическим законом Вокулера для эллиптических галактик и балджей спиральных галактик. Исходя из того, что галактика классифицируется, как SA0-, мы заменили модель Вокулера на модель Серсика:  Таким образом, была проведена первичная редукция и фотометрический анализ изображений, позволивший нам: определить точное положение центра галактики на ПЗС матрице, разделить сферическую и дисковую составляющие в галактике, проанализировать распределения поверхностной яркости вдоль радиуса, и определение ориентации диска в галактике NGC 80 в пространстве. Данное фотометрическое исследование не претендует пока еще на полноту, так как требует привлечения фотометрии галактики во многих фильтрах, анализа и интерпретации остатков, модельных и реальных изображений, привлечь которые просто не хватило времени. Но, судя по всему, фотометрическое исследование NGC 80 будет в дальнейшем продолжено. |
