СКАНИРУЮЩИЙ ИНТЕРФЕРОМЕТР ФАБРИ-ПЕРО НА 6-М ТЕЛЕСКОПЕ САО РАН
←
→
Транскрипция содержимого страницы
Если ваш браузер не отображает страницу правильно, пожалуйста, читайте содержимое страницы ниже
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ, 2021, том 76, № 3, с. 380–406
УДК 520.872; 520-14(084.121); 520.84(084.121); 520.36
СКАНИРУЮЩИЙ ИНТЕРФЕРОМЕТР ФАБРИ–ПЕРО НА 6-М
ТЕЛЕСКОПЕ САО РАН
c 2021 А. В. Моисеев1*
1
Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия
Поступила в редакцию 14 мая 2021 года; после доработки 17 мая 2021 года; принята к публикации 17 мая 2021 года
Сканирующий интерферометр Фабри–Перо (ИФП) — старейший из методов оптической панорамной
(3D) спектроскопии. Он до сих пор не потерял актуальности благодаря возможности обеспечить
высокое спектральное разрешение в большом поле зрения. В данной работе рассматривается история
применения этого метода для исследования протяженных объектов (туманностей и галактик). Обсуж-
даются методики обработки и анализа данных. Основное внимание уделяется реализации наблюдений
со сканирующим ИФП на 6-м телескопе САО РАН. В настоящее время он применяется здесь в
составе многорежимного редуктора светосилы SCORPIO-2. Выполнен краткий обзор результатов
исследования различных галактических и внегалактических объектов с помощью сканирующего ИФП
на 6-м телескопе: областей звездообразования и молодых звездных объектов, спиральных, кольцевых,
карликовых и взаимодействующих галактик, газовых подсистем, связанных с конусами ионизации
активных галактических ядер, галактическими ветрами и т.п. Обсуждаются дальнейшие перспективы
исследований с помощью сканирующего ИФП в САО РАН.
Ключевые слова: техника: интерферометрия — техника: обработка изображений — техни-
ка: спектроскопия изображений — инструменты: интерферометры
1. ВВЕДЕНИЕ Фабри–Перо») является изображение — интер-
ферограмма, на которой смешана пространствен-
Интерферометры Фабри–Перо (ИФП), осно- ная и спектральная информация, так что каждой
ванные на принципах, впервые описанных в ра- точке (x, y) в плоскости изображения соответству-
боте Fabry and Perot (1901), уже более столетия ет длина волны λ, меняющаяся с расстоянием от
применяются для исследования движений ионизо- оптической оси (рис. 1). На таком кадре измерить
ванного газа в различных астрофизических объек- доплеровские скорости можно только в отдельных
тах. Успешные измерения распределения лучевых областях туманности, для которых выполняется
скоростей в туманности Ориона были выполнены условие максимума интерференции:
с помощью интерферометра, состоящего их двух nλ = 2lµ cos θ, (1)
плоскопараллельных зеркал, незадолго до начала
Первой мировой войны (Buisson et al. 1914). После где l и µ — зазор и коэффициент преломления
некоторого перерыва эта техника изучения газо- среды между пластинами интерферометра, а θ —
вых туманностей была возрождена в Марсельской угол падения лучей, пересчитываемый в радиус
обсерватории (Courtès 1960) и стала широко рас- интерференционного кольца. Идея сканирующе-
пространяться и совершенствоваться. В практику го интерферометра состоит в изменении величи-
советской астрономии такие наблюдения были вве- ны правой части выражения (1). И хотя впервые
дены во многом благодаря П. В. Щеглову (Sheglov возможность механического перемещения пластин
1963). На разработанных им ИФП с помощью ИФП была реализована еще в 1920-х гг., в на-
48-см и 125-см телескопов Крымской станции блюдениях сперва использовали более надежные
ГАИШ МГУ проводились многочисленные иссле- схемы — наклон интерферометра к лучу зрения
дования кинематики остатков сверхновых и других или же изменение давления, а следовательно, и
эмиссионных туманностей (Lozinskaya 1969; 1973). µ среды, в которую помещен эталон. Подробное
описание истории развития различных технических
Результатом наблюдений ИФП с фиксирован- решений, завершившейся применением пьезоэлек-
ным расстоянием между пластинами («эталона трических сканирующих систем, обеспечивающим
контролируемое изменение l, приведено в работе
*
E-mail: moisav@sao.ru Atherton (1995).
380
СКАНИРУЮЩИЙ ИНТЕРФЕРОМЕТР ФАБРИ–ПЕРО НА 6-М ТЕЛЕСКОПЕ САО РАН 381
Рис. 1. Слева: сканирующий ИФП ET50-FS-100 и контроллер CS100, используемые в наблюдениях на 6-м телескопе.
Справа: исходный куб «сырых» интерферограмм, полученных со SCORPIO-2 в феврале 2020 г. в линии Hα;
показан каждый шестой канал. Кольца равномерной яркости — эмиссионные линии ночного неба в разных порядках
интерференции. Видны области H II галактики NGC 4535.
В 1969 г. на 2.1-м телескопе обсерватории 2014, Weitzel et al. 1996). Для решения спектро-
Kitt Peak c помощью ИФП, на котором сканиро- фотометрических задач оптимальной оказалась
вание осуществляется изменением давления, были комбинация микролинз и световолокон (Courtes
выполнены наблюдения движений ионизованного 1982), впервые реализованная в спектрографе
газа в линии Hα в галактике M 51. Детектором яв- MPFS на 6-м телескопе САО РАН (Afanasiev et al.
лялись фотопластинки, которые затем сканирова- 2001; 1990b).
лись на микроденситометре. В результате удалось В спектрометрах с последовательной регистра-
построить набор спектров эмиссионной линии, за- цией (ИФП и Фурье-спектрографы) третья коор-
полняющих изображение этой галактики (Tully дината в кубе данных появляется благодаря до-
1974). Сходные принципы применялись в приборе полнительным экспозициям. В случае сканирую-
«Galaxymetr», использовавшимся для построения щего ИФП речь идет о наборе интерферограмм,
полей скоростей газа в галактиках различных типов полученных при изменении оптического пути lµ
(de Vaucouleurs and Pence 1980). между зеркалами (рис. 1). В этом случае воз-
можно, хотя и в узком спектральном диапазоне,
С этих наблюдений берет начало оптическая обеспечить большое поле зрение в комбинации с
панорамная (называемая также 3D) спектроско- высоким спектральным разрешением. Последнее
пия, оперирующая понятием «куба данных» в важно для изучения дисперсии лучевых скоростей
пространстве (x, y, λ). Здесь длины волн λ (или газа по уширению эмиссионных линий в областях
доплеровские скорости в определенной спек- звездообразования (Melnick et al. 1987, Roy et al.
тральной линии) являются третьей (спектральной) 1986).
координатой. По способу регистрации куба данных До конца прошлого века с помощью сканиру-
спектрографы делятся на два основных типа ющих ИФП было исследовано едва ли не больше
(Monnet 1995): с одновременной и последова- туманностей и галактик, чем всеми остальными
тельной регистрацией. В полевых (integral-field методами 3D-спектроскопии. Отметим вклад таких
spectrographs — IFS) спектрографах одновремен- систем, как TAURUS (Taylor and Atherton 1980),
но регистрируются спектры от всех пространствен- TAURUS-2 (Gordon et al. 2000), HIFI (Bland and
ных элементов, конструктивно выполненных в виде Tully 1989) и CIGALE (Boulesteix et al. 1984), ра-
матрицы микролинз (Bacon et al. 1995), пучка ботающих на телескопах диаметром от 3 метров. К
световолокон (Arribas et al. 1991) или системы сожалению, перечисление всех приборов и резуль-
зеркал — резателей изображений (Bacon et al. татов выходит за рамки данного обзора. Отметим
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 76 №3 2021
382 МОИСЕЕВ
Таблица 1. Системы со сканирующим ИФП на крупных и средних телескопах
Telescope/Device FOV′ R Detector References
10.4-m GTC/OSIRIS 8 400–8001 CCD González et al. (2014)
10-m SALT/RSS 8 1 500 CCD Mitchell et al. (2015)
6.5-m Magellan/MMTF 27 400–1 0001 CCD Veilleux et al. (2010)
6-m BTA/SCORPIO-2 6.1 5001 , 4 000, 16 000 CCD Afanasiev and Moiseev (2011)
4.2-m WHT/GHαFaS 4.7 15 000 IPCS Hernandez et al. (2008)
4.1-m SOAR/SAM-FP 3 11 000 CCD Mendes de Oliveira et al. (2017)
2.5-m SAI MSU/MaNGaL 5.6 500 1
CCD Moiseev et al. (2020)
2.1-m OAN/PUMA 10 16 000 CCD Rosado et al. (1995)
1
режим перестраиваемого фильтра
лишь две важные тенденции. Во-первых, необхо- в таблице 1 телескопов тогда еще не было. Бо-
димость выполнять сканирование в меняющихся лее того, на момент написания данного обзора,
атмосферных условиях делает выгодным страте- согласно информации на сайтах соответствующих
гию многократного повторения циклов интерферо- обсерваторий, часть перечисленных в таблице ин-
грамм с короткими экспозициями. В таком случае струментов находится на реконструкции (систе-
эффективно себя показывают системы счета фо- ма на SALT), либо выведена из эксплуатации
тонов (Image Photon Counting System — IPCS), (MMTF). Треть списка составляют ИФП низкого
которые в других областях спектроскопии вытес- спектрального разрешения, работающие в режиме
нены ПЗС-матрицами с более высокой квантовой перестраиваемого фильтра (tunable filters) с ши-
эффективностью. Во-вторых, сейчас сканирующие риной полосы 10–20 Å: здесь куб данных обычно
ИФП заметно менее популярны, сравнительно с содержит только несколько каналов (изображения
IFS. Это связано как со значительно большей в эмиссионной линии и в близком континууме).
универсальностью последних при наблюдениях в
небольших (менее 1′ ) полях зрения, так и с тем, Из таблицы 1 следует, что 6-м Большой Азиму-
что данные, получаемые с ИФП, часто считаются тальный Телескоп Специальной астрофизической
слишком «сложными и непривычными» с точки обсерватории Российской академии наук (БТА
зрения анализа и интерпретации, сравнительно с САО РАН) остается крупнейшим в мире телеско-
классической спектроскопией1 . Тем не менее в пом, на котором регулярно проводятся наблюде-
областях своей специализации, таких, как иссле- ния методом 3D-спектроскопии со сканирующим
дование кинематики и морфологии ионизованного ИФП высокого (R > 10 000) спектрального раз-
газа, с ИФП возможно выполнять массовые одно- решения. Кроме того, здесь доступны варианты
родные обзоры. Например, в ходе проекта GHASP интерферометров низкого (R < 1 000) и умерен-
была исследована кинематика 203 спиральных и ного (R ∼ 5 000) разрешения. Неудивительно, что
иррегулярных галактик (Epinat et al. 2008). такой широкий набор возможностей для наблю-
В таблице 1 приводятся характеристики со- дений вместе с более чем сорокалетней историей
временных систем на базе сканирующих ИФП на этого метода на 6-м телескопе способствовали
телескопах средних и больших диаметров, резуль- выполнению множества интересных работ по ис-
таты работы которых были опубликованы в по- следованию межзвездной среды как в Галактике,
следние годы: название телескопа и прибора, поле так и за ее пределами. Ниже будет рассмотре-
зрения, спектральное разрешение R = λ/δλ, тип на история смены поколений приборов, исполь-
детектора и ссылка на описание. К сожалению, зующих сканирующие ИФП на 6-м телескопе, и
современный список содержит меньше позиций, характеристики этого метода в составе прибора
чем аналогичный, составленный более 30 лет назад SCORPIO-2 (раздел 2). Далее, после обсуждения
(Bland and Tully 1989), хотя ряда перечисленных особенностей обработки и анализа данных (раз-
дел 3) рассматриваются конкретные опубликован-
1
Мы не рассматриваем здесь инструменты солнечных те- ные результаты, касающиеся изучения кинематики
лескопов, где роль ИФП весьма значительна. различных типов галактик (раздел 4) и воздействия
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 76 №3 2021
СКАНИРУЮЩИЙ ИНТЕРФЕРОМЕТР ФАБРИ–ПЕРО НА 6-М ТЕЛЕСКОПЕ САО РАН 383
звездообразования на межзвездную среду на шка- детально описанная в работе Dodonov et al. (1995),
лах от нескольких парсек до десятка килопарсек в публикациях обычно именовалась CIGALE (от
(раздел 5). В Заключении (раздел 6) обсуждаются «Cinématique des Galaxies») в честь её прототи-
дальнейшие перспективы этого метода на нашем па — автоматизированного редуктора со скани-
телескопе. рующим ИФП и IPCS, созданного марсельской
группой для 3.6-м телескопа CFHT (Boulesteix
2. ИСТОРИЯ ИФП НА БТА et al. 1984). По-видимому, первой публикацией,
основанной на результатах наблюдения CIGALE
Идея применения на телескопе укорачивающей на 6-м телескопе, является исследование кинема-
фокус оптической системы (фокального редукто- тики активной галактики Mrk 1040 (Afanasiev et al.
ра) предложена и реализована Г. Куртесом еще 1990a). Счетчик фотонов КВАНТ был в 1997 г. за-
в 1950–60 гг. (Courtès 1960). Фокальный редук- менен ПЗС-матрицей с низким шумом считывания,
тор обеспечивает оптимальное соответствие уг- форматом 1 K×1 K.
ловых размеров изображений звезд и элементов
детектора, увеличивает эквивалентную светосилу, Также в рамках франко-советского сотрудниче-
что важно для исследования протяженных объ- ства были налажены наблюдения со сканирующим
ектов. Оптика редуктора дает возможность уста- ИФП на 2.6-м телескопе Бюраканской астрофизи-
новки в параллельном пучке между коллиматором ческой обсерватории (БАО) в Армении (Boulesteix
и камерой диспергирующего элемента (гризм или et al. 1987). Первоначально французские коллеги
ИФП), что превращает редуктор в многорежим- привозили туда оригинальную систему CIGALE с
ный спектрограф. На 6-м телескопе изучение дви- CFHT, также побывавшую и на 6-м телескопе.
жений ионизованного газа в галактиках с помо- Позже для 2.6-м телескопа был собран новый
щью ИФП было начато группой из Марсельской редуктор, а в качестве детектора применялась ПЗС
обсерватории во взаимодействии с коллегами из со сдвигом изображения на закрытую половину
САО РАН с помощью гостевого редуктора, обес- чипа. При этом как сами ИФП, так и набор раз-
печивающего в первичном фокусе эквивалентную деляющих светофильтров часто путешествовали из
светосилу F/1.5–F/1.6. Первые интерферограммы одной обсерватории в другую, по разные сторо-
галактики NGC 925 были получены напрямую на ны Кавказского хребта. С 1991 г. речь шла уже
фотопластинки 28 октября 1978 г.; в наблюде- о поездках между разными странами. В начале
ниях в сентябре 1979 г. перед фотокассетой был 2000-х годов по договоренности с коллегами из
установлен двухкаскадный электронно-оптический БАО интерферометр высокого разрешения и филь-
преобразователь производства RSA. На основе тры были переданы в САО РАН для проведения
полученных данных было построено поле лучевых совместных исследований (см. раздел 5).
скоростей в линии Hα. Несмотря на усреднение Несмотря на такие недостатки, как плохое каче-
наблюдаемых скоростей в довольно крупных «пик- ство изображений на краю поля зрения, невысокое
селях» размером 14′′ × 14′′ , удалось не только по- пропускание оптики и отсутствие автоматизации,
строить кривую вращения галактики, но и оценить описанный выше фокальный редуктор использо-
возмущения в движении газа, вносимые спираль- вался на БТА более десяти лет, пока не встал
ной волной плотности (Marcelin et al. 1982). В вопрос о его коренной модернизации. В 1999 г. в
октябре 1980 г. и январе 1981 г. были получены САО РАН под руководством В. Л. Афанасьева и
первые интерферограммы эмиссии ионизованно- при участии автора обзора были начаты работы по
го газа в M 33, NGC 925 и VV 551 с помощью созданию нового редукторы светосилы SCORPIO
марсельского IPCS «COLIBRI» (от «Comptage (Afanasiev and Moiseev 2005), увидевшего «первый
linéaire de Brillance», Boulesteix et al. 1982). По свет» 21 сентября 2000 г.
четырем интерферограммам было построено поле
SCORPIO2 представлял собой многорежимный
скоростей спиральной галактики NGC 2403 и ее
прибор, в котором ИФП являлся лишь одним
кривая вращения (Marcelin et al. 1983).
из вариантов наблюдений наряду с прямыми
С 1985 г. в САО РАН на основе коммерческих снимками, спектроскопией с гризмами и спек-
фотообъективов был создан фокальный редуктор трополяриметрией. Эквивалентная светосила в
для интерферометрических наблюдений, дающий первичном фокусе БТА — F/2.6 (первоначальная
эквивалентную светосилу F/2.2. ИФП с пьезо- светосила до замены оптики в 2003 г. состав-
электрическим сканированием фирмы Queensgate ляла F/2.9). В качестве детектора до 2003 г.
Instruments Ltd. (Англия) был приобретен в рам- использовалась ПЗС-матрица TK1024, размером
ках совместного проекта с CNRS (Франция). В 1024 × 1024, позже замененная на EEV 42-40
качестве детектора использовался счетчик фотонов
КВАНТ (Afanasiev et al. 1987) форматом 512 × 512 2
После реконструкции, проведенной в 2019 г., прибор
элементов с масштабом 0.46′′ /px. Вся эта система, продолжил работу на БТА под названием SCORPIO-1.
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 76 №3 2021
384 МОИСЕЕВ
форматом 2048 × 2048 пикселей. Поле зрения при Таблица 2. Параметры сканирующих ИФП в
этом изменилось незначительно (с 5 .′ 4 до 6 .′ 1), SCORPIO-2 (для λ = 6563 Å)
так как геометрический размер пикселя у данных
ПЗС составлял 24 и 13.5 мкм соответственно. IFP20 IFP186 IFP751 IFP501
Обычно наблюдения с ИФП проводятся в режиме
аппаратного биннинга с целью уменьшения вре- n 20 188 751 501
мени считывания и повышения отношения S/N . В
∆λ, Å 328 34.9 8.7 13.1
случае EEV 42-40 в основном применялся биннинг
4 × 4 или 2 × 2 px, что соответствует масштабу δλ, Å 13 1.7 0.44 0.80
0 ′′. 72 и 0 ′′. 36.
F 25 21 20 16
Универсальность прибора, высокая квантовая
эффективность, возможность быстрой смены про- nz – 40 40 36
граммы наблюдений в зависимости от текущих
атмосферных условий привели к тому, что начиная
с 2006 г. около 50% всех ночей на 6-м телескопе полуширина аппаратного контура, которая опре-
распределяются для наблюдений, выполняемых с деляет спектральное разрешение; F = ∆λ/δλ —
помощью SCORPIO (Afanasiev and Moiseev 2011). добротность (finesse), в первую очередь, зависит
Однако за более чем десять лет работы прибор за- от характеристик отражающих покрытий зер-
метно устарел, запросы и пожелания наблюдателей кал интерферометра; nz — число каналов, на
также постоянно росли. Поэтому под руководством которое разбивается свободный спектральный
В. Л. Афанасьева в САО РАН был разработан интервал, задающее размерность куба данных
новый фокальный редуктор SCORPIO-2, первые по «спектральной» координате. Интерферометр
наблюдения с которым состоялись 22 июня 2010 г. самого низкого порядка (IFP20) используется для
С 2013 г. наблюдения с ИФП на БТА про- наблюдений в режиме перестраиваемого фильтра,
водятся только в составе SCORPIO-2. Прибор когда выполняется сканирование только неболь-
имеет ту же эквивалентную светосилу. В качестве шой части от ∆λ, поэтому параметр nz здесь
детектора до 2020 г. применялась ПЗС E2V 42-90 неактуален. Подробнее об этом виде наблюдений
форматом 4612 × 2048 с тем же размером пикселя см. Moiseev et al. (2020).
13.5 мкм, что сохраняло тот же угловой масштаб Интерферометры IFP751, IFP186 и IFP20
изображений, что и на старом SCORPIO. С 2020 г. изготовлены для САО РАН английской фирмой
начаты наблюдения с новой камерой на базе ПСЗ IC Optical Systems Ltd.3 (бывшая Queensgate
E2V 261-84 форматом 4096 × 2048 с физическим Instruments) в 2009, 2012 и 2016 гг. соответствен-
размером пикселя 15 мкм, что дает масштаб 0 ′′. 8 но. Интерферометр IFP501 использовался для
и 0 ′′. 4 в режимах считывания с биннингом 4 × 4 и наблюдений в системе CIGALE еще в 80–90 г.
2 × 2 соответственно. С обоими «прямоугольны- прошлого века, а после — в SCORPIO. Он все еще
ми» ПЗС полный формат детектора используется в рабочем состоянии, но IFP751 предпочтительнее
только при наблюдениях в спектральных режимах, для большинства задач, решаемых с высоким спек-
а в случае ИФП или прямых снимков вырезается тральным разрешением. Старый интерферометр,
квадратный фрагмент 2048 × 2048 px. работающий в n(Hα) = 235, применявшийся в
Все перечисленные выше ПЗС-камеры с азот- CIGALE и SCORPIO, сейчас неработоспособен
ным охлаждением изготовлены в лаборатории пер- и заменен на IFP186.
спективных разработок САО РАН, последняя вер-
сия этих камер описана в работе Ardilanov et al. Необходимость работать с разными n вызвана
(2020). двумя основными причинами. Во-первых, как и
в случае с классической спектроскопией, низкое
разрешение — это возможность добиться с те-
2.1. Набор ИФП в САО РАН ми же экспозициями большего отношения S/N в
каждом спектральном канале, т.е. наблюдать более
Список сканирующих пьезоэлектрических ин- слабые объекты, чем с высоким разрешением. Но,
терферометров типа ET50-FS-100 (световой когда линия объекта практически совпадает по
диаметр 50 мм), доступных для наблюдений со длине волны с линиями излучения ночного неба,
SCORPIO-2, дан в таблице 2. Здесь: n — порядок более высокое разрешение может стать актуаль-
интерференции по центру поля зрения для наблю- ным. Во-вторых, так как технически сложно до-
дений в несмещенной линии Hα; ∆λ = λ/n — биться F > 30, для достижения высокого спек-
расстояние между соседними порядками, опреде-
ляющее свободный спектральный диапазон; δλ — 3
https://www.icopticalsystems.com/
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 76 №3 2021
СКАНИРУЮЩИЙ ИНТЕРФЕРОМЕТР ФАБРИ–ПЕРО НА 6-М ТЕЛЕСКОПЕ САО РАН 385
трального разрешения δλ требуются высокие по- третьей области с n ≈ 1100 почти для всех вы-
рядки интерференции n: бранных пар линий выполняется «жесткий» кри-
терий (2). С такими интерферометрами (n = 1051,
λ λF 1353) выполнялись первые наблюдения на БТА
R= = = nF. (Marcelin et al. 1982). Но при этом ∆v < 300 км с−1
δλ ∆λ в линии Hα, что слишком мало для многих за-
Это, в свою очередь, приводит к уменьше- дач внегалактической астрономии. Кроме того, по-
нию расстояния между соседними порядками ∆λ, скольку с ростом R уменьшается ширина интерфе-
ограничивая доступный для однозначного изме- ренционных колец, необходимо следить, чтобы по
рения диапазон скоростей. Так, IFP751 обеспе- всему полю зрения кольца уверенно разрешались
чивает в линии Hα инструментальный контур с элементами детектора.
F W HM ≈ 20 км с−1 , что позволяет изучать рас- Разумеется, оптимальным было бы использо-
пределение дисперсии скоростей и многокомпо- вание единственного ИФП, позволяющего точно
нентную структур эмиссионных линий в областях менять зазор между пластинами от 10 до 500 мкм,
звездообразования (раздел 5). При этом рабочий что перекрывает весь требуемый диапазон n. К со-
диапазон наблюдаемых скоростей составляет всего жалению, это невозможно для доступных на рынке
∆v ≈ 390 км с−1 , что меньше разброса скоростей во пьезоэлектрических интерферометров, а лабора-
взаимодействующих или активных галактиках. По- торные разработки не были завершены (Marcelin
этому, используя только данные интерферометра, et al. 2008).
мы уже не можем отличить линию на длине волны λ
от компонента с доплеровским смещением λ + ∆λ.
Иногда это удается сделать с привлечением допол- 2.2. Узкополосные фильтры
нительной информации, например, длиннощелевой В соответствии с выражением (1), в случае
спектроскопии. Зато с IFP186 ( ∆v ≈ 1600 км с−1 ) немонохроматического излучения в каждом пиксе-
интерпретация таких кинематических компонент ле интерферограммы присутствует сигнал на дли-
будет практически однозначной, но ценой потери нах волн, соответствующих разным порядкам ин-
разрешения (здесь F W HM ≈ 77 км с−1 ). терференции, так что nλ = const. При рассмот-
Дополнительная проблема при наблюдениях со рении куба данных это означает «упаковку» из-
сканирующим ИФП возникает в «красном» спек- лучения с разными длинами волн внутри узкого
тральном диапазоне, где разница длин волн между спектрального интервала (см. рис. 3, а также Fig. 2
яркими близкими линиями ионизованного газа со- в статье Daigle et al. 2006). Поэтому необходимо
ставляет около 15 Å, что меньше ∆λ для n > 400. выделить изучаемый спектральный интервал, что-
Речь идет о системах линий Hα+[N II]λ6548, 6583 и бы уменьшить паразитную засветку от изучаемого
[S II]λ6716, 6731. Поскольку узкополосные филь- объекта, а также от линий ночного неба. Идеаль-
тры с F W HM = 12–25 Å, описанные в следую- ным решением было бы применение узкополосного
щем разделе, не полностью подавляют излучение фильтра с прямоугольным профилем пропуска-
соседних линий, важно, чтобы разница длин волн ния шириной ∆λ, центрированного на требуемую
линий различалась на не целое число ∆λ. Оп- эмиссионную линию. Близкой к этому идеальному
тимальным является разделение линий с длинами варианту является система двух ИФП с сильно
волн λ1 и λ2 на полпорядка, т.е. условие: различающимися порядками интерференции, на-
строенными так, чтобы при сканировании их пики
λ1 пропускания всегда совпадали на требуемой длине
|λ2 − λ1 | = (0.5 + k)∆λ = (0.5 + k) , (2)
n волны. Спектральное разрешение задается интер-
где k = 0, 1, 2.... Рисунок 2 иллюстрирует проблему ферометром с большим зазором (n ≈ 200–1000),
выбора n для оптимального разделения всех пере- а свободный спектральный интервал определя-
численных выше пар близких спектральных линий, ется интерферометром с n = 10–30. Последнее
которым соответствуют различные наклонные ли- дает для линии Hα ∆λ = 200–600 Å. Выделение
нии на графике. Разумеется, добиться идеального столь широкой полосы не представляет проблем
выполнения соотношения (2) для всех пар невоз- для современных среднеполосных интерференци-
можно, но если задаться более мягким критери- онных фильтров и практически реализовано в слу-
ем — разделением линий в пределах (0.3–0.7)∆λ, чае ИФП в режиме перестраиваемого фильтра
то ему удовлетворяют несколько диапазонов значе- (Moiseev et al. 2020, Veilleux et al. 2010). Системы
ний n. Первый соответствует k = 0 и n ≈ 150–200. на базе сдвоенных ИФП давно и эффективно ра-
Параметры IFP186 были выбраны, исходя из этого ботают на солнечных телескопах (см., к примеру,
критерия. Следующая «оптимальная» область с Kentischer et al. 1998) и даже применялись для
n ≈ 750 соответствует интерферометру IFP751. В наблюдений ярких комет (Morgenthaler et al. 2001).
25 АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 76 №3 2021
386 МОИСЕЕВ
Рис. 2. График изменения относительного расстояния между близкими линиями в зависимости от порядка интерференции
(на длине волны Hα). Линиями различного типа показаны разные варианты пар λ1 –λ2 . Горизонтальными штрихами вы-
делена область «хорошего разделения», где наблюдаемое расстояние между линиями лежит в диапазоне (0.5 ± 0.2)∆λ.
Серая заливка соответствует диапазонам n, где данное условие выполняется.
К сожалению, автору не известны результатив- нирующему ИФП с тем же световым диаметром.
но работающие системы для ночных наблюдений В-третьих, профиль пропускания таких фильтров,
с помощью сдвоенного сканирующего ИФП, хотя как правило, близок к гауссову. Это может при-
соответствующие проекты неоднократно анонси- водить к существенным вариациям пропускания
ровались (Marcelin et al. 2008, Rangwala et al. внутри рабочего спектрального диапазона, а также
2008). В качестве частичного исключения мож- к паразитной засветке из соседних порядков интер-
но рассматривать прибор WHAM, применявшийся ференции в крыльях профиля пропускания филь-
для исследованию диффузного газа как Млечного тра. Отметим также, что длина волны максимума
Пути (Haffner et al. 2003), так и Большого Ма- пропускания узких фильтров заметно (в единицах
гелланового Облака (Ciampa et al. 2021). Высо- F W HM ) меняется с температурой окружающей
кое спектральное разрешение и чувствительность среды.
достигаются с помощью двух эталонов Фабри– Линии наблюдаемого объекта, «приходящие»
Перо с фиксированным зазором, но низкое угловое из соседних порядков интерференции, часто рас-
разрешение (1◦ ) не позволяет использовать его для сматриваются наблюдателями как мешающий фак-
исследования большинства галактик и туманно- тор. Автору известны статьи, в которых исследо-
стей. ватели ошибочного принимали эмиссию [N II] из
Простым и распространенным решением для других порядков за вторую подсистему ионизован-
выделения требуемого участка спектра являет- ного газа в линии Hα. С другой стороны, если при
ся применение узкополосных фильтров с полосой выборе параметров интерферометра соблюдалось
пропускания F W HM & ∆λ. Но при этом возни- условие (2), а эмиссионные линии в исследуемом
кает сразу несколько причин, ограничивающих эф- объекте достаточно узкие для их уверенного раз-
фективность наблюдений. Во-первых, для выделе- деления, то возникает возможность исследования
ния эмиссионных линий галактик в заданном диа- кинематики газа сразу в двух эмиссионных линиях.
пазоне красных смещений необходим набор филь- В случае Hα+[N II] речь идет о линиях с разным
тров с перекрывающимися кривыми пропускания, механизмом возбуждения. Становится возможным
центрированных на соответствующие системные исследовать эффекты, связанные с ударными вол-
скорости. Во-вторых, изготовление интерференци- нами, за фронтом которых возможно усиление на-
онных фильтров достаточно большого диаметра с блюдаемого свечения в запрещенных линиях азо-
шириной полосы несколько нанометров, имеющих та относительно линий серии Бальмера. Поэтому
пропускание в максимуме не ниже 70–80%, со- распределение яркости и лучевых скоростей в этих
пряжено с рядом технических трудностей. Такие линиях могут различаться. Рисунок 3 показывает
фильтры предлагаются лишь несколькими произ- пример одновременного наблюдения линий азо-
водителями в мире и весьма дороги. Набор из та и водорода в галактике NGC 1084 (см. также
10–15 таких фильтров близок по стоимости к ска- раздел 5). Такой режим наблюдений актуален и
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 76 №3 2021
СКАНИРУЮЩИЙ ИНТЕРФЕРОМЕТР ФАБРИ–ПЕРО НА 6-М ТЕЛЕСКОПЕ САО РАН 387
ным совместным программам и грантам. Начало
коллекции было положено несколькими фильтрами
для наблюдения вблизи линии Hα, предостав-
ленными коллегами из БАО и изготовленными
фирмой Barr Associates Inc. (США) по заказу
Марсельской обсерватории. Этот набор был рас-
ширен фильтрами, изготовленными для САО РАН
в НИИПП (г. Москва). В дальнейшем из разных
источников приобретались фильтры производ-
ства Andover Corporation (США). К сожалению,
через 15 лет использования покрытия фильтров
НИИПП частично деградировали. Сейчас эти
фильтры практически все заменены на аналоги
от Andover Corporation. Большинство фильтров
имеют световой диаметр 50 мм (2 дюйма) — рас-
пространенный стандарт у многих производителей.
К сожалению, этого размера не хватает, чтобы
перекрыть поле зрения по диагонали, поэтому
в углах кадров имеет место виньетирование,
заметное на интерферограммах на рис. 1. Хорошим
компромиссом между размером и стоимостью
являются квадратные фильтры с шириной стороны
Рис. 3. Линии ионизованного газа в галактике
NGC 1084 (Moiseev 2000). Вверху: схема взаимного 50 мм, изготовленные в Custom Scientific, Inc.
расположения в шкале длин волн линий Hα+[N II] (США). Они практически полностью перекрывают
(серая заливка) и узкополосного фильтра (жирная поле зрения SCORPIO-2.
линия). Подписаны порядки интерференции (n = ..),
разделенные интервалами ∆λ. Внизу: наблюдаемый с
На основе опыта по разделению близких
ИФП спектр. линий из соседних порядков, наша команда в
САО РАН сейчас отдает предпочтение фильтрам
с F W HM ≈ 30 Å, что в два раза шире, чем те, с
при исследовании ионизованного газа в галактиках которыми начинались наблюдения на БТА с ИФП.
ранних типов, в центральных областях которых Одно из преимущество таких фильтров — близкий
линия Hα скрывается в мощной абсорбционной к прямоугольному профиль кривой пропускания, в
подложке от спектра звездного населения, тогда отличие от гауссовского у более узких фильтров.
как [N II] продолжает быть видимой. В то же время
в областях H II на периферии звездного диска
линия Hα значительно ярче, чем [N II]. Пример од- 3. ОБРАБОТКА И АНАЛИЗ ДАННЫХ
новременного построения полей лучевых скоростей
в этих линиях для галактики NGC 7742 приводится Первичная обработка данных, получаемых со
в работе Sil’chenko and Moiseev (2006). сканирующим ИФП, включает в себя как стан-
C имеющимися в SCORPIO-2 фильтрами для дартные процедуры редукции ПЗС-кадров (учет
наблюдений доступны объекты с лучевыми ско- тока смещения, плоского поля и удаление сле-
дов космических частиц), так и специфические:
ростями от −200 до 13 500 км с−1 в линии Hα до
поканальная фотометрическая коррекция, переход
примерно 6 000 км с−1 в линии [S II]λ6717 и при- в шкалу длин волн с помощью учета фазового
мерно до 17 000 км с−1 в [O III]λ5007. Разумеется, смещения. Основные принципы и алгоритмы до-
с этим набором можно наблюдать и другие линии. статочно подробно описаны в ряде работ: Bland and
Так, поле скоростей полярного кольца на z = 0.06 Tully (1989), Gordon et al. (2000), Moiseev (2002).
(Vsys ≈ 18 000 км с−1 ) было построено в линии Hβ Подробное описание пакета программ IFPWID,
(Finkelman et al. 2011). Актуальный список филь- используемого для обработки наблюдений с ИФП
тров доступен на странице прибора4 , там же можно на SCORPIO, дано в работе Moiseev and Egorov
получить последнюю версию программы для под- (2008); там же рассмотрена методика вычитания
бора оптимального фильтра на выбранную линию с бликов, приводится оценка точности измерения лу-
учетом красного смещения и температуры воздуха. чевых скоростей и дисперсии скоростей с разными
Этот набор светофильтров собирался в ИФП. Дополнительные процедуры, используемые
САО РАН в течение многих лет, благодаря различ- для повышения точности построения шкалы длин
волн с помощь «Λ-куба», описаны в статье автора
4
https://www.sao.ru/hq/lsfvo/devices/scorpio-2/ обзора в 2015 г.
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 76 №3 2021 25*
388 МОИСЕЕВ
Рис. 4. Вычитание линий ночного неба на примере наблюдений галактики UGC 4115. Верхний ряд — наблюдаемые
кадры, нижний — они же в полярной системе координат (r, φ). Слева направо: исходная интерферограмма, вычитание
неба при простом усреднении (полиномом степени 0) и при описании линий неба полиномом 4-й степени.
3.1. Вычитание фона неба точно определять центр системы интерференцион-
ных колец от линий неба. В пакета IFPWID преду-
Рассмотрим подробнее процедуру вычитания смотрен режим автоматического поиска центра по
фона ночного неба в пакете IFPWID, в которую минимуму отклонений усредненного профиля фона
были внесены некоторые важные модификации, не от наблюдаемого.
описанные в статьях 2002–2015 гг. При наблю-
дениях с системой счета фотонов вариации ярко- При наблюдениях объектов низкой яркости ста-
сти фона (эмиссионные линии верхней атмосфе- новятся существенными отклонения картины фона
ры Земли, рассеянный свет Луны и т.д.) усред- неба от простой концентрической модели из-за ва-
няются в итоговом кубе благодаря многократно- риаций по полю аппаратного контура, связанного с
му повторению циклов сканирования с короткими аберрациями оптики, настройками ИФП, наклоном
(10–30 с) временами накоплений отдельных интер- детектора и т.п. Отклонения возрастают к краю
ферограмм. Это позволяет производить его вы- поля зрения, где интерференционные кольца тонь-
читание из спектров, переведенных в шкалу длин ше, и важно как можно более точно построить
волн, усредняя по площадкам, свободным от излу- модель фона. Ранее нами применялась методика
чения объекта, подобно тому, как это обычно дела-
усреднения фона в отдельных секторах по углу ϕ.
ется в классической спектроскопии. Такой принцип
Она работает хорошо для объектов, занимающих
использовался в пакете ADHOC (J. Boulesteix),
разработанном для обработки данных CIGALE. небольшое поле зрения (Moiseev and Egorov 2008).
Современные модификации этого алгоритма опи- Лучший результат дает построение модели фона в
саны Daigle et al. (2006). Но в наблюдениях с полярной системе координат. Здесь интенсивность
ПЗС ненулевые шум и время считывания требуют фона на данном радиусе r может быть представле-
экспозиций длительностью несколько минут. Здесь на в виде простой функции Ir (ϕ). На рис. 4 пока-
уже нельзя пренебречь вариациями фона внутри заны примеры описания этой функции полиномом,
полученного куба, его необходимо вычитать в каж- где нулевая степень соответствует простому ази-
дом кадре еще до перехода в шкалу длин волн, мутальному усреднению Ir (ϕ) = const. Видно, что
усредняя эмиссию неба по азимутальному углу ϕ полином 4-й степени позволяет добиться лучшего
в концентрических кольцах (Moiseev 2002). Важно результата вычитания фона.
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 76 №3 2021
СКАНИРУЮЩИЙ ИНТЕРФЕРОМЕТР ФАБРИ–ПЕРО НА 6-М ТЕЛЕСКОПЕ САО РАН 389
В настоящий момент в связи с ростом чис- время, очевидна возможность использовать ИФП
ла задач по наблюдениям объектов, занимающих для панорамных наблюдений в линиях поглощения.
все поле зрения прибора (построение мозаик для Определенную проблему составляют переналоже-
близких галактик и т.п.), мы работаем над моде- ние сигнала из соседних порядков и модуляция,
лированием точного распределения интенсивности вносимая в наблюдаемый спектр узкополосным
эмиссионных линий неба с учетом вариации ап- фильтром (раздел 2.2). Поэтому важно, чтобы
паратного контура. Подобный подход применялся, изучаемая спектральная линия была достаточно
например, для данных IFS MUSE (Soto et al. 2016, контрастна и не имела бленд внутри свободного
Streicher et al. 2011). спектрального диапазона ИФП. В 1990-х годах на
1.5-м и 4-м телескопах Cerro Tololo Inter-American
3.2. Представление и анализ куба данных Observatory была выполнена серия успешных мас-
Проблема оптимальной визуализации и пред- совых наблюдений звезд в шаровых скоплениях
ставления кубов данных как в процессе анали- (Gebhardt et al. 1995) и избранных площадок в на-
за, так и в публикациях, является общей для правлении на бар Млечного Пути (Rangwala et al.
всех методов 3D-спектроскопии. Несмотря на из- 2009) с помощью ИФП в линии Ca II λ8542. В по-
вестный прогресс в динамической визуализации следнем случае удалось измерить как лучевые ско-
«объемных» спектральных данных (Punzo et al. рости, так и оценить металличность по EW (Ca II)
2015), для их интерпретации и объяснения по- более чем 3000 звезд. В тот момент этот метод
лученных результатов коллегам удобнее опериро- являлся серьезным конкурентом мультиобъектной
вать двумерными картами и графиками. Специ- спектроскопии в данном конкретном приложении.
фика кубов данных ИФП (большое поле зрения С аналогичной техникой на 0.9-м телескопе той
и малая протяженность по спектральной коорди- же обсерватории было получено поле лучевых ско-
нате) позволяет использовать методы визуализа- ростей звездного компонента и измерена угловая
ции, сходные с теми, что применяются при анали- скорость вращения бара в галактике раннего типа
зе радионаблюдений молекулярного и атомарного NGC 7079 (Debattista and Williams 2004). Отметим
газа. Рисунок 5 демонстрирует это на примере работы этого же коллектива на телескопе CFHT,
карликовой галактики NGC 428, исследованной с где сканирующий ИФП сочетался с системой адап-
ИФП на SCORPIO-2 (Egorova et al. 2019). Пока- тивной оптики (Gebhardt et al. 2000) для исследо-
нальные карты позволяют увидеть пространствен- вания динамики звезд в центре шарового скопления
ное расположение областей с разной кинематикой. M 15 .
Диаграмма «позиция–скорость» (P –V ) концен- В связи с отсутствием фильтров для выделе-
трирует внимание на лучевых скоростях и форме ния красной линии кальция на 6-м телескопе со
спектральных линий вдоль заданного направления. SCORPIO мы пробовали измерять скорости звезд
Карта распределения яркости в эмиссионной линии в скоплениях по абсорбции Hα. В тестовых наблю-
Hα полезна для выделения отдельных областей дениях шарового скопления M 71 одновременно
H II, профили которых можно рассматривать инди- были получены лучевые скорости около 700 звезд
видуально. Распределение лучевых скоростей (по- до mv ≈ 18m с точностью индивидуальных изме-
ле скоростей) может описываться теми или иными рений 2–4 км с−1 (Moiseev 2002). В дальнейшем
модельными приближениями (раздел 4.1), а карта этот метод применялся для измерения лучевых
дисперсии лучевых скоростей σ позволяет изучить скоростей и выделения членов рассеянных скопле-
турбулентные движения газа (раздел 5). Для по- ний Млечного Пути по заявке А. С. Расторгуева
лучения таких карт профиль спектральной линии (ГАИШ МГУ). В 2002–2003 гг. такие измерения
подгоняется функцией Фойгта, представляющей были выполнены для несколько скоплений. К со-
собой свертку профилей Лоренца (описывающего жалению, результаты не были доведены до публи-
инструментальный контур ИФП) и Гаусса (аппрок- кации.
симация исходного профиля, не уширенного при- Мы также проводили на 6-м телескопе экспери-
бором). Ширина инструментального контура опре- менты по построению полей скоростей звезд в га-
деляется по линиям калибровки. Подробнее мето- лактиках с помощью ИФП в линии Ca II λ6495, но
дика построения карт дисперсии скоростей, сво- из-за малого контраста линии точность измерений
бодных от аппаратного уширения, описана Moiseev была невысока. С другой стороны, отражающие
and Egorov (2008). покрытия IFP186 и IFP751 оптимизированы для
наблюдений в том числе в области 8500–9500 Å,
3.3. Наблюдения в линиях поглощения а новый детектор E2V 261-84 обладает относи-
Выше обсуждалось только применение скани- тельно высокой чувствительностью в этом диа-
рующего ИФП для 3D-спектроскопии эмиссион- пазоне при практически полном отсутствии муара
ных линий ионизованного газа. Это наиболее по- (фрингов). Поэтому в случае приобретения соот-
пулярное приложение для данной техники. В то же ветствующих фильтров задачи по картированию
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 76 №3 2021390 МОИСЕЕВ
Рис. 5. Различные представления куба данных для галактики NGC 428. Вверху: поканальная карта. Показан каждый
третий канал, указаны лучевые скорости. Посередине: PV-диаграмма вдоль большой оси галактики (слева) и примеры
спектров эмиссионной линии Hα вблизи ядра (справа). Внизу: карты, построенные в результате аппроксимации спектров
профилем Фойгта: поток в эмиссионной линии, поле лучевых скоростей и дисперсии скоростей.
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 76 №3 2021СКАНИРУЮЩИЙ ИНТЕРФЕРОМЕТР ФАБРИ–ПЕРО НА 6-М ТЕЛЕСКОПЕ САО РАН 391
протяженных объектов в линиях триплета Ca II со 4.1.1. Поиск параметров в узких кольцах
SCORPIO-2 могут иметь интересные перспекти- Относящийся к первой группе метод «наклонного
вы. кольца» (tilted-ring) изначально был применен для
анализа полей скоростей по радиоданным H I в
линии 21 см (Rogstad et al. 1974). Классическое его
4. НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ: описание, ставшее основой популярной процедуры
ОБЪЕКТЫ С ДОМИНИРОВАНИЕМ ROTCUR, вошедшей в пакеты анализа радиодан-
КРУГОВОГО ВРАЩЕНИЯ
ных GIPSY и AIPS, дано в ряде работ Begeman
В этом разделе кратко обсуждаются исследова- (1989), Teuben (2002). Ниже кратко излагаются
ния с ИФП на БТА тех галактик, в которых в на- основы этой методики, адаптированной для анали-
блюдаемой кинематике газа доминирует регуляр- за полей скоростей ионизованного газа (Moiseev
ное круговое вращение. Часто целью их изучения 2014b, Moiseev et al. 2004).
являлся поиск отклонений от этой симметричной В предположении чисто кругового вращения
картины. Поэтому сперва разберем используемые тонкого плоского диска (VR = VZ = 0, Vϕ = VROT )
нами методы выделения круговой составляющей из выражение (3) трансформируется в:
наблюдательных данных. VOBS (r, P A) = VSYS + VROT (R(r))
cos(P A − P Akin ) sin i
× , (4)
4.1. Анализ полей скоростей вращающихся дисков (1 + sin2 (P A − P Akin ) tg2 i)1/2
где r — видимое расстояние от центра вращения
Наблюдаемая лучевая скорость точки, вращаю- в картинной плоскости, P A — позиционный угол.
щейся по орбите, наклоненной к картинной плоско- Расстояние до центра вращения в плоскости галак-
сти на угол i, определяется выражением: тики:
VOBS = VSYS + VR sin ϕ sin i R(r) = r(1 + sin2 (P A − P A0 ) tg2 i)1/2 . (5)
+ Vϕ cos ϕ sin i + VZ cos i, (3)
В формуле (4) P Akin и P A0 — позиционные
где R, ϕ — радиальная и азимутальная координаты углы кинематической оси и линии узлов диска.
в плоскости орбиты, VSYS — системная скорость, В случае чисто круговых движений P Akin ≡ P A0 .
а Vϕ , VR , VZ — соответственно азимутальная, ра- Наблюдаемое поле скоростей разбивается на эл-
диальная и вертикальная составляющие вектора липтические кольца, задаваемые уравнением (5)
скорости. для R = const. В каждом кольце с помощью χ2 -
Методы определения параметров, описываю- минимизации выполняется аппроксимация наблю-
щих движения ионизованного газа в дисках галак- даемой зависимости VOBS (P A) модельной кри-
тик по данным 3D-спектроскопии, можно условно вой (4). В результате на данном R получаем набор
разделить на несколько групп: параметров, характеризующих ориентацию орбит
(P Akin , i), скорости кругового вращения и систем-
ную.
1. Независимый поиск параметров из выраже-
ния (3) в узких кольцах поля скоростей вдоль Если есть уверенность, что в плоскости диска
радиуса — метод «наклонного кольца». нет сильных изгибов, то можно положить наклон
и системную скорость независимыми от радиуса
(i = i0 , VSYS = const), в таком случае радиальные
2. Гармоническое разложение распределения вариации P Akin будут отражать особенности рас-
лучевых скоростей по азимутальному углу в пределения некруговых компонент вектора скоро-
узких кольцах.
сти. В частности, радиальные потоки газа под дей-
ствием гравитационного потенциала галактическо-
3. Одновременная подгонка моделью всего по- го бара приводят к «развороту» P Akin относитель-
ля лучевых скоростей. Возможно использо- но P A0 диска. Сравнение с ориентацией эллип-
вание карты других моментов, определяемых тических изофот позволяет отличить случай бара,
по профилю линии (поверхностная яркость т.е. изменение формы орбит в плоскости галактики,
и дисперсия скоростей), или же результатов от наклонного или изогнутого диска, т.е. круговых
численных расчетов. орбит в другой плоскости (см. обсуждение и ссылки
в Egorova et al. (2019), Moiseev et al. (2004)).
4. Модельное описание всего куба данных в Метод «наклонного кольца» достаточно гибок
заданной эмиссионной линии. и позволяет проверять гипотезы о характере дви-
жений газа, фиксируя различные комбинации па-
Рассмотрим их подробнее. раметров в уравнении (4). Можно также оценивать
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 76 №3 2021392 МОИСЕЕВ
амплитуду радиальных движений, полагая в фор- 4.1.3. Моделирование всего поля
муле (3) Vr 6= 0, что актуально для столкновитель-
ных кольцевых галактик (Bizyaev et al. 2007). В Метод «наклонных колец» позволяет достаточно
работе Sil’chenko et al. (2019) использовалась мо- адекватно понять характер движений в плоском
дификация метода, позволяющая последователь- диске. Если же плоскость диска изгибается, то
ными итерациями описать движение газа в сильно можно получить первое приближение для пара-
изогнутых дисках даже в случае плохого заполне- метров изгиба. Однако оценка параметров при ап-
ния полей скоростей. проксимации наблюдений в узком кольце выраже-
нием (4) бывает неустойчивой, особенно в случае
4.1.2. Гармоническое разложение неполного заполнения кольца точками с надежны-
ми измерениями скоростей. Прежде всего, имеет
Возмущения кругового движения неосесимметрич- место вырождение по VROT –i, особенно при ма-
ным гравитационным потенциалом (спиральная лых углах наклона i < 30–40◦ . Действительно, для
волна, бар, приливное взаимодействие) приводят к M -колец получаем, что полное поле скоростей при
тому, что в правой части выражения (3) появляются фиксированном динамическом центре описывается
гармонические члены вида Aj cos jϕ, Bj sin jϕ, 4 × M свободными параметрами. Для наблюдений
j = 1, 2... Иными словами, распределение лучевых с ИФП галактик размером несколько arcmin, как
скоростей в узком кольце на данном радиусе на рис. 5, это число может составлять несколько
VOBS (ϕ) раскладывается в ряд Фурье, в котором сотен (ширина колец близка к величине простран-
системная скорость — это коэффициент при ственного разрешения). Что, очевидно, чрезмерно.
нулевой гармонике и т.д. Sakhibov and Smirnov На практике VROT , i, P Akin плавно меняются с
(1989) одними из первых применили эту идею радиусом и можно задать простые аналитические
для определения параметров спиральной волны выражения для радиальных изменений ориента-
плотности из полей скоростей, полученных с ции орбит и кривой вращения, положив также
ИФП. Franx et al. (1994) использовали сходную VSYS = const.
методику для определения формы гравитационного Описание поля скоростей в рамках единой дву-
потенциала галактик раннего типа. В работе мерной модели с несколькими свободными па-
Lyakhovich et al. (1997) последовательно изло- раметрами сильно повышает устойчивость реше-
жена идея применения метода Фурье-анализа ния. Так, Coccato et al. (2007) смогли хорошо
полей скоростей для восстановления полного описать поле лучевых скоростей газа в галакти-
трехмерного вектора скорости газа в диске при ках NGC 2855 и NGC 7049 по данным прибора
определенных предположениях о характере спи- VIMOS, используя модель изогнутого диска всего
ральной структуры (раздел 4.2). К сожалению, с семью параметрами. Поскольку при сильных
предложенная методика восстановления вектора
изгибах луч зрения мог несколько раз пересечь
скорости не получила широкого распространения.
диск, то важно было одновременно принимать в
Возможной причиной являлась необходимость
расчет распределение яркости в эмиссионной ли-
весьма кропотливого анализа с привлечением
нии. Сходный подход был применен нами для ис-
также фотометрических данных, так как результат
следования ориентации орбит сильно наклоненного
часто оказывался чувствительным к выбору пара-
метров ориентации диска. С другой стороны, само и изогнутого диска в галактике Arp 212 (Moiseev
по себе применение Фурье-анализа для описания 2008). Удалось найти устойчивое модельное ре-
шение для описания кинематики ионизованного
полей лучевых скоростей как газового, так и газа, распределенного в отдельных изолированных
звездного компонента галактик стало в последнее
время популярно благодаря программе Kinemetry областях H II.
(Krajnović et al. 2006). Здесь опыт гармонического Для плоского слабовозмущенного диска дву-
разложения распределений поверхностной яркости мерная модель позволяет надежно определить па-
обобщен на более высокие моменты функции раметры его ориентации даже в случае положения
распределения лучевых скоростей: на собственно «плашмя» (face-on, i < 20◦ ). В качестве примера
лучевую скорость (1-й момент), дисперсию ско- можно привести наше исследование с ИФП прак-
ростей (2-й момент) и т.д. При этом не требуется тически круглого газового кольца в Объекте Хога
даже допущения о плоском диске, метод может (рис. 6) с i = 18 ± 4◦ . Здесь удалось сделать выбор
прилагаться даже к данным о кинематике звезд между плоской и слегка изогнутой моделью кольца
в галактиках ранних типов. А в случае газа в (Finkelman et al. 2011). В качестве другого примера
дисковых галактиках Kinemetry может исполь- моделирования плоских дисков можно привести
зоваться как фильтр высоких пространственных работу Fathi et al. (2006), в которой используется
частот, выделяющий регулярную компоненту поля параметризация кривой вращения моделью звезд-
скоростей. ного экспоненциального диска.
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 76 №3 2021СКАНИРУЮЩИЙ ИНТЕРФЕРОМЕТР ФАБРИ–ПЕРО НА 6-М ТЕЛЕСКОПЕ САО РАН 393
Кроме того, возможно выполнять прямое срав- скачком скорости вращения в 10 кпк от центра
нение данных численных гидродинамических рас- и заметными некруговыми движениями в дис-
четов с наблюдаемыми полями скоростей, напри- ке. Эти пекулярности интерпретировались либо
мер, для случая галактик с перемычками (Fathi как необычно крупный (20 кпк размером) бар,
et al. 2005). невидимый из-за пылевого поглощения в сильно
наклоненном диске (Amram et al. 1992), либо
4.1.4. Моделирование куба данных как присутствие вихревых структур (Afanasiev and
Мощность современных компьютеров позволяет Fridman 1993). Последняя интерпретация была
перейти от подгонки двумерных полей скоростей связана с гипотезой о гидродинамической генера-
и распределений яркости к более информатив- ции спиральных волн в газовом диске (Morozov
ной аппроксимации всего куба данных. Как и в 1979), альтернативной классической теории волн
случае метода наклонного кольца, впервые такие плотности звездного диска. Для работы гидроди-
алгоритмы были применены к кубам радиоданных, намического механизма требовался резкий скачок
поскольку при наблюдениях в линии 21 см про- скорости вращения, подобный наблюдаемому в
странственное разрешение обычно не велико и су- Mrk 1040, воспроизводимый также в лабораторных
щественен эффект усреднения лучевых скоростей опытах на вращающейся мелкой воде (Fridman
внутри синтезированной диаграммы направленно- et al. 1985). Гигантские вихри, вращающиеся в
сти (beam smearing). А поскольку яркость в этой противоположную сторону относительно вращения
линии связана с плотностью H I, то распределе- галактики (антициклоны), должны наблюдаться
ние интенсивности часто можно задавать в виде в системе координат, связанной со спиралями
гладкой функции по радиусу. Удачным примером и в случае классического механизма генерации.
является популярный пакет TiRiFiC (Józsa et al. Но их расположение отличается от предсказаний
2007), позволяющий исследовать изгибы и другие гидродинамической теории. Соответствующие кри-
особенности пространственной структуры газовых терии приведены в работе Lyakhovich et al. (1997),
дисков. посвященной методу восстановления картины
В случае оптических кубов данных такое моде- трехмерных движений газа на основе Фурье-
лирование актуально, прежде всего, для кинема- анализа полей скоростей.
тики газа в галактиках на больших красных сме-
щениях, где так же важен эффект beam smearing, В рамках совместного проекта Vоrtex (САО
поскольку пространственное разрешение сравнимо РАН, Институт астрономии РАН, ГАИШ МГУ)
с размерами изучаемых объектов. Отметим про- на 6-м телескопе было получено несколько десят-
граммные пакеты GalPak3D (Bouché et al. 2015) ков полей скоростей, для которых был выполнен
и 3D BAROLO (Di Teodoro and Fraternali 2015). Фурье-анализ. К сожалению, до публикации были
Последний потенциально может быть применен и доведены только результаты восстановления трех-
для анализа кубов, полученных с ИФП. В рабо- мерных векторов скорости в дисках спиральных га-
те Bekiaris et al. (2016) уже демонстрировалась лактик NGC 157 (Fridmanet al. 2001a) и NGC 3631
возможность такого анализа с помощью пакета (Fridmanet al. 2001b, Fridman et al. 1998). В обо-
GBKFIT на примере данных наблюдений дисковых их случаях были обнаружены гигантские вихре-
галактик с ИФП в обзоре GHASP. вые структуры, связанные с классическим меха-
низмом генерации волн плотности. Также были
опубликованы результаты анализа кинематики еще
4.2. Спиральные галактики 15 галактик выборки методом «наклонного коль-
Ещё в самых первых наблюдениях с ИФП ца» (Fridman et al. 2005). Здесь были построены
на БТА (раздел 2) были обнаружены возму- кривые вращения, свободные от влияния некруго-
щения полей лучевых скоростей в NGC 925 и вых движений, а также выделены многочисленные
NGC 2903, связанные с их спиральными рукавами области с пекулярной кинематикой ионизованного
(Marcelin et al. 1982; 1983). Позже эти данные газа, в которых отличия от кругового вращения до-
были проанализированы методом гармонического стигают 50–150 км с−1 . Иногда здесь наблюдается
разложения (Sakhibov and Smirnov 1989), что два кинематических компонента в проекции на луч
позволило определить параметры двухрукавной зрения. Столь большие пекулярные скорости не
волны плотности, понять направление радиаль- связаны со спиральными волнами, а обусловлены,
ных движений газа в рукавах, измерить угловую скорее всего, либо «галактическими фонтанами»,
скорость вращения спирального узора и бара (в вызванными звездообразованием (раздел 5), либо
NGC 925). Дальнейшее развитие этого метода взаимодействием с окружением, включая аккре-
анализа было инициированно исследованиями цию газовых облаков. Часть этих пекулярных об-
галактики Mrk 1040 (NGC 931), отличающейся ластей была обнаружена еще в ранних наблюдени-
двухпиковой кривой вращения с необычно резким ях с длиннощелевым спектрографом 6-м телескопа
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 76 №3 2021394 МОИСЕЕВ
Рис. 6. Галактики с доминированием кругового вращения в кинематике газа. Слева направо: изображение из SDSS,
распределения яркости в указанной эмиссионной линии и поле скоростей ионизованного газа, построенные из
наблюдений с ИФП на БТА. Шкала — в км с−1 . Сверху вниз: объект Хога (Finkelman et al. 2011), активная галактика
UGC 7342 (Keel et al. 2015), галактический ветер в NGC 4460 (Oparin and Moiseev 2015), внутренний полярный диск в
линзовидной галактике NGC 3414 (Sil’chenko et al. 2019).
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 76 №3 2021Вы также можете почитать
