5.2 Наблюдения кривых вращения FGC галактик

Для наблюдений были отобраны галактики северного неба $\delta>+38^\circ$, 1-го и 2-го индекса поверхностной яркости (по классификации FGC) с видимым отношением осей a/b>8 и ограничением по большой оси $0.\!^\prime6<a<2'$. Нижняя граница размеров связана с пределом FGC каталога, верхняя -- с длиной щели используемого спектрографа. Также исследовались 29 галактик с HI данными, полученными в Аресибо, для привязки наблюдений. Наблюдения проводились на 6-и метровом телескопе Специальной Астрофизической Обсерватории Российской Академии Наук с использованием светосильного спектрографа первичного фокуса [1]. ПЗС-камера $530\times580$ в сочетании с дифракционной решеткой 1302 штрихов на мм обеспечивала в области ${\rm H}_\alpha$ обратную линейную дисперсию 1.5/элемент со спектральным разрешением 3 и пространственное разрешение $0.\!\!^{\prime\prime}\!4$ на элемент.

В каждом случае щель спектрографа была ориентирована вдоль большой оси галактики с точностью (1-2)$^\circ$. Для большинства объектов мы получали по два спектра с типичной экспозицией 15 минут, чем облегчалось исключение следов космических частиц. Как правило, спектры сравнения снимались между экспозициями галактик.

Наблюдения проводились, начиная со второго полугодия 1995 года. Обзор был завершен во втором полугодии 1999 года. За это время были получены спектры для 306 галактик. Наблюдательная программа была выполнена на 94%.

Обработка полученных данных состояла из стандартной последовательности редукции ПЗС изображений, а также построения дисперсионной кривой по спектру сравнения. Кривая вращения галактики определялась по эмиссионной линии ${\rm H}_\alpha$, которая преобладала по яркости у всех наблюдавшихся плоских галактик. Для представления профиля линии использовалась аппроксимация гауссианой. Средняя ошибка определения лучевой скорости не превышала $\sim15$ км/с. Положение центра галактики определялось по профилю яркости непрерывного спектра или же по симметрии удаляющейся и приближающейся сторон галактики при отсутствии чёткого ядра. Амплитуду $V_{\rm max}$ мы находили по максимуму сглаженной кривой вращения. Для вычислений использовался пакет MIDAS с контекстом LONG, применяемого для обработки данных, полученных на спектрографах с длинной щелью.