A Uniform Database of 2.4 - 45.4 μm Spectra from ISO/SWS

　アブストラクト　

　１．イントロダクション　

　２．ポストパイプライン処理のアルゴリズム　

表１．SWS スペクトル区分 　 　用語　 IDA = ISO Data Archive. 部分処理された SWS データが取ってこられる。 AAR = Auto-Analysis Result. IDA が提供する OLP 処理データ。 OLP = Off-Line Processing パイプライン。データは 2001 公開。

図１．色点＝ AAR データのサンプル。上＝ α Boo. 下＝ NGC 6537. 実線＝我々のポストパイプライン処理データ。異なるスペクトル細片ごとに 色分けした。右上に SWS スペクトル分類と TDT 番号。

図２．α Boo のバンド２（ 5 - 7 細片）スペクトル。 上＝ dynadark 有りで処理。下＝ dynadark 無しで処理。赤菱形＝"-" 方向 スキャン。青菱形＝ "+" 方向スキャン。dynadark の使用はバンド 2C (7-12 μm)データを改善する。 バンド 2B では勾配が少し変わるだけ だが、バンド 2A（4.1-5.3 μm) では dynadark はスキャン方向の 違いで生じるミスマッチを改善する。

図３．α Vir のバンド 1B スペクトル。上＝メディアンフィルターを 掛けたデータ。下＝区分の最終スペクトル。

表２．波長区分

図４．SWS アパーチャの波長による変化。

図５．α Vir のバンド１とバンド２スペクトル。灰色線＝非規格化。 黒線＝最終規格化データ。

表３．規格化領域

図６．α Vir の最終規格化後データ。

表４．規格化定数の比較。

　３．アトラス　

図７．上＝α CMa. 下＝γ Dra. 黒線＝ swsmake の結果。 灰色線＝ Cohen et al 1992 と Cohen et al 1996 の結果。

図８．図７と同じだが、縦軸を λ2Fν に変更。この方が構造無しの星連続光からのずれがはっきりする。

図９．swsmake の結果を Vandenbussche et al 2002 のバンド１の結果と比較。 黒線＝ swsmake は比較のためずらした。

表４．規格化定数の比較。

図１０．Z Cyg.スペクトル変化の比較。 黒線＝ swsmake 使用と 灰色線＝onaka et al 2002 との比較。

図１１．銀河スペクトルの比較。 黒線＝ swsmake 使用と 灰色線＝Sturm et al 2000 との比較。

図１２．上＝W51 IRS 2、中＝ NGC 7027, 下＝V CrB. 黒線＝ AOT1 swsmake 使用。灰色線＝AOT6 スペクトル。

図１３．黒線＝ swsmake 結果。灰色線＝ ISO browse product. 三角＝ IRAS 測光。

図１４．γGru の二つのスペクトル。バンド 2C のメモリー補正がどう 影響するかを示す。上＝ dynadark は完全には補正されていない。 下＝補正がより良いので二つのバンドの切れ目が滑らかになった。

図１５．スパイクの例。

図１６．バンド1D と 1E の重なり合い領域。

図１７．K3-50 のバンド 3C データ。フリンジの例。

図１４．γGru の二つのスペクトル。バンド 2C のメモリー補正がどう 影響するかを示す。上＝ dynadark は完全には補正されていない。 下＝補正がより良いので二つのバンドの切れ目が滑らかになった。

図１５．スパイクの例。

図１８。ＲＳＲＦと αLyr の比較。