ГЛАВА 2
СПЕКТРАЛЬНЫЙ МАТЕРИАЛ И МЕТОДИКА АНАЛИЗА СПЕКТРОВ
2.1 Получение и первичная обработка спектров
2.1.1 Спектры САО РАН
Спектральные наблюдения были проведены на 6м телескопе (БТА) САО РАН с 1990 по 1997 гг. В качестве спектральных приборов использовались Основной Звездный Спектрограф и эшелле - спектрометр РЫСЬ.
ОЗСП установлен в фокусе Нэсмита БТА. Он позволяет получать спектральный материал с высоким значением обратной линейной дисперсии. В качестве приемника излучения служила фотоэмульсия на фотопластинках Kodak II-aO и фотопленке А-500 в синей области спектра (?? = 3800 - 5000 A, D? = 9 A?мм-1) и фотопластинках Kodak 103-aF в красной области спектра (?? = 5000 - 7000 A, D? = 14 A?мм-1). Предварительная обработка спектрограмм, перевод почернений спектра в интенсивности и запись спектра в электронном виде была сделана с помощью автоматической системы Крымской Астрофизической обсерватории (Академии наук Украины).
Эшелле-спектрометр РЫСЬ (Панчук и др. [52]) предназначен для спектроскопии объектов с высоким спектральным разрешением в диапазоне длин волн 5000-9000 A. Спектрограф содержит эшелле-решетку 37.5 штр?мм -1 с углом отражения 63.6?. Диаметр коллимационного пучка - 100 мм, фокусное расстояние камеры спектрографа - 365 мм, ПЗС 530x580 пиксель используется как приемник. Обратная дисперсия - 0.109 A?пиксель -1 на длине волны 4370 A и 0.114 A?пиксель -1 на длине волны 7800 A. Количество спектральных порядков, зарегистрированных одновременно приемником, определяется решеткой перекрестной дисперсии. Размер щели на приемнике и устройстве перекрестной дисперсии 0.5x3". Источник спектра сравнения - лампа Th-Ar. Спектрограф установлен на балконе фокуса Нэсмит-2 и является частью спектрального комплекса, имеющего общее управление. ПЗС и запись изображения управляются с помощью компьютера. Эшелле-изображения записываются в FITS формате. Спектр сравнения снимался до и после экспозиций звезд в каждую ночь наблюдений. При наблюдении звезд, как правило, получались парные экспозиции спектров для того, чтобы в дальнейшем удалить следы космических частиц путем сложения парных изображений.
Основные данные о наблюдениях на БТА представлены в табл. 2.1-2.3.
Таблица 2.1
Наблюдения голубых страглеров поля на ОЗСП
Звезда, HDV, mДата/HJDДисперсия, A?мм-1ЭмульсияДиапазон, A3737.787/8.09.9014103aF5000-7000119407.958/9.09.909IIaO3900-5000358636.8116/17.02.929A5003800-4900450428.3216/17.02.929A5003800-4900889237.7016/17.02.929A5003800-49001715667.758/9.09.909IIaO3900-50001896527.993/4.06.919IIaO3900-50001538477.242448411.599A5003800-4900""2448467.549A5003800-4900""2448787.469A5003800-4900
Обработка эшелле-изображений (САО) осуществлялась с помощью пакетов программ UTILS и DECH20 (Галазутдинов [13]). Пакет программ UTILS предназначен для экстракции эшелле-спектров из изображений, записанных в FITS формате. Он позволяет складывать изображения, удалять следы космических частиц, вычитать темновой фон, выделять отдельные эшелле порядки путем наложения маски. Под маской понимается набор координат максимумов распределения сигнала в спектральных порядках. Причем максимумы ищутся не вдоль всего порядка, а лишь в нескольких его точках с последующей аппроксимацией кривой, описывающей порядок полиномом 2-3 степени.
Пакет программ DECH20 предназначен для обработки спектров произвольного размера (в том числе эшелле-спектров). Он поддерживает все необходимые стадии обработки спектров:
Таблица 2.2
Наблюдения ГСП, визуально-двойной звезды VW Ari и Проциона с помощью эшелле-спектрометра РЫСЬ
Звезда, HDV, mHJD, 2440000+Диапазон, AS/N116206A7.89021.5635550-87201001182457.59021.4905550-67001002083627.59169.4445550-78001002196128.18819.4905050-7000100VW Ari A6.719021.18755500-880070""9678.1585035-7185100""9678.1655035-7185100""9678.1865035-7185100""9678.2155035-7185100""9678.2325035-7185100""9678.2475035-7185100""9678.2635035-7185100VW Ari B8.339021.25905500-880050Процион0.379021.30975500-8800250
1) арифметические операции со спектрами (сложение, вычитание, умножение, деление);
2) сглаживание спектра (методом треугольников - по 3 точкам, параболическое - по 7 точкам, Фурье), сдвиг текущего порядка на целое число каналов влево или вправо, учет рассеянного света, удаление "плохих" деталей в спектре, запись любого фрагмента спектра в ASC II как таблицы, состоящей из длины волны и соответствующей ей интенсивности;
3) построение континуума с последующим переводом спектра в относительные интенсивности, построение и использование дисперсионной кривой (в частности, используя спектр лампы Th-Ar);
Таблица 2.3
Спектральные наблюдения звезд типа ? Boo с помощью спектрометра РЫСЬ
HDHRЗвездаV, mJD 2400000+Диапазон, A312591570?1 Ori4.6451080.6114700-86001251625351? Воо4.1848849.3304260-5885192640773629 Cyg4.9548854.4904985-72202040418203-6.4548857.4604985-7110221756894715 And5.5948854.5514985-7220
4) работа с "плоским полем". Под плоским полем понимается спектр источника с равномерным распределением энергии, т.е. без линий. Делением спектра на плоское поле избавляются от влияния неравномерности чувствительности приемника излучения;
5) определение эквивалентных ширин линий различными способами (аппроксимация профилей линий гауссианой, треугольником и прямое интегрирование), разделение бленд;
6) Определение лучевых скоростей по формуле:
(2.1)
где: c ? скорость света; ? ? длина волны линии в системе наблюдателя; ?0 - лабораторная длина волны линии; Va - гелиоцентрическая поправка, учитывающая движение Земли по орбите и ее суточное вращение. Для определения поправки Vа необходимо задать дату и время наблюдений, ? и ? объекта на момент наблюдений, координаты обсерватории (долгота, широта, высота над уровнем моря);
7) поворот порядков спектра для спектров, перво
- Київ+380960830922