Спектрофотометрия

Спектрофотометрия
Итак, со звездами примерно разобрались. Теперь самое интересное –
спектры!
Спектр – последовательность монохроматических изображений входной
щели (оптоволокна, объекта).
По другому – зависимость распределения энергии от длины волны
(частоты).
Типичный спектр низкого разрешения. Мы видим, что распределение
энергии в спектре не равномерное. В первом приближении оно
определяется планковской кривой. Эта «подложка» называется континуум.
У горячих звезд ранних спектральных классов в спектре мало линий. В этом
случае определить континуум легко. У звезд поздних спектральных классов
провести континуум уже почти невозможно.
Линии в спектре бывают двух типов: абсорбционные и эмиссионные.
Важнейшей характеристикой линии является ее эквивалентная ширина..
Правильное определение эквивалентной ширины зависит от правильного
проведения уровня континуума!
Опять же здесь не обойтись без наших любимых профилей Гаусса))
Ширина линии определяется не только свойствами звезды, но и свойствами
спектрографа.
Можно ввести понятие «аппаратной функции» – наш прибор не может
построить линию уже, чем его аппаратная функция.
В первом приближении она зависит от отношения фокусов коллиматора и
объектива и от ширины щели.
Профиль линии можно хорошо приблизить функцией Гаусса. В
спектрофотометрии весьма часто применяется двумерная аналогия PSFфотометрии.
Одна из важнейших задач спектроскопии – определение лучевых скоростей.
Эффект Доплера!
Смещение линий можно определять разными способами. Наиболее
распространенный – фитирование Гауссом.
Иногда используют метод «зеркального отражения».
Гаусс не всегда работает хорошо!
Симметричные линии нужны.
Зеркало тоже не панацея, но иногда помогает!
Ошибки измерения лучевых скоростей
звезд – держите звезды покрепче!
Расчет ошибок скоростей для двух вариантов функций распределения:
Gaussian:
Moffat:
В отличии от измерений потока, при измерениях лучевых скоростей
звезд – чем хуже качество изображений, тем меньше ошибка!
Для протяженных объектов – эффект несущественен.