So berechnen Sie das S/N von IFU- oder Langspalt-Galaxienbeobachtungen

Wenn Sie nicht tatsächlich eine "Standard" -Definition für das mittlere oder kollektive SNR finden, gibt es keine Möglichkeit, dies zu beantworten. Wie Sie bemerkt haben, variiert die Signalstärke mit dem Betrachtungswinkel (sowie mit der Wellenlänge), sodass es wirklich keinen einzelnen Wert gibt. Wenn Sie einen definierten Algorithmus haben, der alle Ihre Spektraldaten verarbeitet, um ein endgültiges Bild oder einen endgültigen Analysewert zu erzeugen, können Sie statistische Standardtechniken verwenden, um das SNR der Ausgabe als Funktion des SNR aller beitragenden Faktoren zu berechnen. (Hier bedeutet "Faktor" jede unabhängige Eingangsvariable, dh Spektrallinie). Ich empfehle, sich eine Kopie von Bevington zu besorgen , um zu lernen, wie man das macht. Beachten Sie, dass dies eine nicht unbedingt legale Kopie zu sein scheint; Sie können das echte Ding überall kaufen, z. B. bei Amazon

Es gibt verschiedene Arten von Signal-Rausch-Abständen ($S/N$), die Sie möglicherweise berücksichtigen müssen.

1. Read Noise dominiert$S/N$

   • Extrem schwache Quellen und Hintergrund

   • Oder ein wirklich schlechter Detektor

     Wenn Sie RN-dominiert sind

     • $N\approx\sigma_{\rm RN}$

was bedeutet, dass Ihre$S/N$ist proportional zur Belichtungszeit$t$.

wo$f$ist der spezifische Fluss,$A$ist die Fläche der Hauptspiegelfläche,$\Delta\lambda$ist der Wellenlängenbereich Ihres Filters/Ihrer Optik,$\eta$ist die End-to-End-Effizienz des Systems,$h\nu$ist deine Energie,$t$ist die Belichtungszeit, und$\sigma_{\rm RN}$ist der Leserauschfehler.

2. Quelle dominiert$S/N$
   • Die Quellenzählrate übersteigt die aller anderen deutlich
   • Typisch für helle Quellen
     • $N\approx\sigma_{\rm obj}$

Hier dein$S/N$ist proportional zu$(f_{\lambda}t)^{1/2}$

3. Hintergrund dominiert$S/N$
   • Üblich bei schwachen Quellen oder sehr hellen Hintergründen
   • $N\propto\sigma_{\rm sky}$

wie die vorherigen,$S/N$ist proportional zu$t^{1/2}$

Woher$\mu$ist Oberflächenhelligkeit und$A_B$ist der Hintergrundbereich.

Eine andere Option, die eine TON einfacher sein könnte, je nachdem, warum Sie versuchen, die zu berechnen$S/N$...

Für HST und Keck gibt es auf ihren jeweiligen Seiten Software, die das schätzt$S/N$für eine Beobachtung soll alle Faktoren für ein bestimmtes Instrument + Teleskop erfassen (dh:$\eta_{\lambda}$,$A_{\rm eff}$).

Ich würde sagen, geben Sie den zentralen Wert an (und geben Sie an, ob dies S / N pro Angström oder das von Ihnen verwendete spektrale Binning ist). Wenn Sie den Rest Ihrer IFU-Daten räumlich gruppieren, können Sie das begrenzende S/N angeben, das Sie zur Bestimmung der Klassierung verwendet haben (z$x$").

Die Angabe eines mittleren oder mittleren S/N ist sinnvoll, wenn Sie Ihre Spektren räumlich einteilen, sodass das (kleine) mittlere und die (großen) äußeren Einteilungen ungefähr ähnliche S/N-Werte haben. Oder Sie könnten beschreiben, wie sich das S/N ändert, wenn Sie das Galaxienzentrum verlassen (einige Leute erstellen sogar 2D-Karten des S/N für ihre IFU-Daten).

Wenn Sie viele Galaxien haben, über die Sie sprechen können, würde ich wahrscheinlich nur das zentrale spektrale S/N zitieren.

[Bearbeitet, um die "mittlere" S / N-Idee zu verdeutlichen.]