Обзор

Для обработки данных FFOREST мы используем собственный программный пакет DECH. В отличие от многих других астрономических программных пакетов и систем обработки, DECH разработан для операционной системы Microsoft Windows. Однако это ограничение можно обойти с помощью эмуляторов Windows, что позволяет DECH беспрепятственно работать на платформах Linux и Mac OS. Пакет DECH был разработан по принципу "астроном создает программное обеспечение для своих коллег-астрономов", что привело к созданию дружественного и простого интерфейса. Использование командной строки сведено к минимуму и, в основном, ограничивается этапом предварительной обработки спектральных изображений, который происходит перед извлечением (щкстракцией) спектров. Извлечение и последующий анализ спектров выполняются в концепции “рабочий стол”, когда все необходимые инструменты собраны в одной/двух программах, что минимизирует необходимость взаимодействия с командной строкой.

Наблюдения

Высокое качество данных наблюдений может быть утеряно из-за неадекватных или некачественных калибровочных данных. Для обеспечения оптимальных результатов даже при нестабильных погодных условиях примите во внимание несколько простых рекомендаций: • Необходимое количество изображений bias зависит от желаемого соотношения сигнал/шум (S/N). Для большинства ПЗС-детекторов при стабильной работе и стандартном S/N~100-200, как правило, достаточно 10-20 изображений bias для последующего получения среднего изображения ( superbias) . Если требуется очень высокое соотношение сигнал/шум (800 - 1000+) необходимо получить 100-150 изображений bias , чтобы свести к минимуму шум в усредненном superbias . • Усредненный спектр плоского поля ( superflat ) также должен иметь соотношение сигнал/шум, по меньшей мере равное таковому в спектрах наблюдаемых объектов во всем диапазоне длин волн. Особое внимание следует уделять синей части спектра, где эффективность лабораторных источников света не очень высока. Как правило, для получения superflat с адекватным уровнем сигнала на всем диапазоне длин волн требуется минимум 10 изображений flat- field . Однако, если требуется отношение сигнал/шум ~800-1000 или выше, количество необходимых экспозиций плоского поля может превысить 100. Разделив исходные спектры (изображения) на усредненное плоское поле, можно эффективно устранить влияние неоднородности чувствительности пикселей и влияние интерференционных полос (fringes), которое особенно выражено в красной области спектра. • Оптимальное время экспозиции. Как правило, для определения оптимального времени экспозиции астрономических объектов используются специальные онлайн-калькуляторы. Однако такая оценка времени экспозиции часто оказывается далекой от оптимального значения, как из-за неточных исходных данных, так и по причинам, связанным с погодными условиями. Мы рекомендуем следующий подход: в первую очередь следует сделать короткую экспозицию (одна минута или одна секунда, в зависимости от яркости объекта). Затем оценить уровень накопления сигнала, достигнутый при этой короткой экспозиции, а затем рассчитать оптимальное время экспозиции так, чтобы достичь примерно 70% полной емкости используемой ПЗС (обычно ~65000). Таким образом, максимальный накопленный сигнал не должен превышать 40000–45000 в пиковом значении. Не забудьте вычесть уровень подложки ( bias ) при оценке величины накопленного сигнала. • Космические частицы. Чувствительность ПЗС- детекторов к космическим частицам не позволяет получать изображения с очень большой экспозицией Для эффективной очистки изображений от следов космических частиц рекомендуется наблюдать каждый объект не менее двух раз с одинаковой экспозицией. Это позволит более эффективно очищать спектры от следов космических частиц на этапе усреднения полученных спектров. Продолжительность каждой экспозиции не должна превышать ~60 минут. Такой подход обеспечивает надежную калибровку даже при сильном шуме детектора или изменениях погодных условий.

Предварительная обработка

Предварительная обработка спектральных изображений включает следующие продедуры: (i) Получение superbias - арифметического среднего группы изображений без засветки ( bias) . Для очистки отдельных изображений от следов космических частиц перед усреднением изображений предварительно используется медианный фильтр; (ii) Получение superflat - арифметического среднего группы изображений спектрального плоского поля ( flat- field ). Для очистки отдельных изображений от следов космических частиц перед усреднением изображений также предварительно используется медианный фильтр; (iii) Вычитание superbias из всех изображений, включая superflat. Перед выполнением процедур усреднения рекомендуется предварительного контролировать однородность исходных данных - у усредняемых изображений должен быть примерно одинаковый уровень накопления. Для этого удобно использовать поперечные (перепендикулярно направлению основной дисперсии) разрезы изображений. Важное замечание касательно учета плоского поля: дело в том, что коррекция спектров астрономических объектов с помощью спектра плоского поля может выполняться двумя способами: (1) на этапе обработки изображений, путем деления спектральных изображений объектов на изображение нормализованного плоского поля или, (2) выполнять коррекцию плоским полем уже после экстракции спектров, путем деления экстрагированных спектров объектов на экстрагированный спектр superflat . Для щелевых спектрографов следует использовать первый способ. Это связано с переменным от объекта к объекту распределением сигнала по высоте щели. Характерный пример - спектрографы UVES (oбсерватория Paranal) или MIKE (обсерватория Las Campanas), где высота щели значительна и, как результат, ширина и/или положение спектральных порядков по высоте щели меняется в зависимости от яркости объекта, качества изображений на небе, качества гидирования и др. факторов. Для оптоволоконных спектрографов (включая FFOREST ) предпочтительнее второй способ. Для учета плоского поля первым способом, то есть до экстракции спектров, необходимо предварительно вычесть рассеянный свет из всех изображений объектов и спектра superflat. Очевидно, для этого сначала определяется положение и ширина спектральных порядков во всех спектрах. После вычитания рассеянного света, изображение superflat должно быть нормализовано. Дaлее изображения объектов с вычтенным рассеянным спектром делятся на нормализованное изображение superflat . Предварительная обработка данных, полученных с помощью оптоволоконных спектрографов, в том числе FFOREST, проще и выполняется в два этапа. Сначала получают superbias , затем его вычитают из всех остальных изображений. Следующий этап - экстракция спектров.

Экстракция спектров

Процедура экстракции (извлечения) предварительно обработанных спектральных изображений FFOREST включает следующие операции: • создание маски, то есть определение положения (траектории вдоль дисперсии) и границ спектральных порядков (их ширины поперек оси дисперсии); • вычитание рассеянного света; • собственно экстракции, которая заключается в интегрировании накопленного сигнала в направлении, перпендикулярном направлению основной дисперсии или по наклонной, если наклон щели имеет место (см. ниже), то есть по ширине спектрального порядка, в границах, определяемых маской, и по всей длине порядка. Извлечение выполняется отдельно для каждого спектрального порядка, результат сохраняется в файле формата FITS. • В некоторых эшелле-спектрографах спектральные линии могут отклоняться от перпендикулярности к основной дисперсии, причем степень отклонения может изменяться как вдоль порядков, так и вдоль направления основной дисперсии. Обычная экстракция спектра из таких изображений приводит к потере спектрального разрешения и искажению профиля спектральных линий в извлеченных спектрах. В программном пакете DECH предоставлено решение для корректного извлечения спектров с наклонными спектральными линиями, в т.ч. с переменным наклоном. Более подробную информацию см. в «Руководстве по обработке данных FFOREST».

Измерения и анализ

Оптоволоконный спектрограф FFOREST оптимизирован для высокоточной спектроскопии. Обработка данных FFOREST включает стандартные для подобных инструментов процедуры. После экстракции спектра все спектры объектов делятся на экстрагированный спектр superflat . Это исправляет попиксельные вариации чувствительности и интерференционный эффект fringes . Затем строится шкала длин волн для одного или, при необходимости, нескольких (всех) спектров сравнения. Спектр ThAr-лампы обеспечивает опорные линии излучения. Перед анализом спектры нормализуются на континуум с использованием интерактивной или автоматической аппроксимации кубическим сплайном. Программный пакет DECH предоставляет широкий выбор методов спектрального анализа и способов измерения спектральных линий. Например: (i) измерение эквивалентных ширин различными методами, в т.ч. путем деления бленд; (ii) определение инструментальной или абсолютной лучевой скорости как методом интерактивной подгонки прямого и зеркального профилей так и методом кросс- корреляции; (iii) определение лучевой концентрации для оптически тонких или умеренно насыщенных линий; (iv) обработка больших массивов данных, в т.ч. автоматизированный пакетный анализ большого количества спектров, например, для обнаружения экзопланет с учетом разлучных инструментальных и астрономических поправок и др.