1、 國際上的光譜巡天項目
天文學是一門觀測的科學, 發展大型的天文望遠鏡是天文學發展的必由之路, 也成為學科發展的重要戰略組成部分. 巡天觀測是對天體進行普查, 通常是使用大視場望遠鏡對天空進行覆蓋式觀測, 這對于天文學研究來說是基礎性的工作. 根據終端儀器的區別, 巡天觀測分為多色成像巡天和光譜巡天.
多色成像是在望遠鏡的焦面上放置濾光片和探測器進行觀測, 可同時獲得多個天體的位置和不同波段上的亮度信息. 而光譜觀測則是在望遠鏡焦面上放置光譜儀, 以獲得天體的光譜信息.
利用天體的光譜, 不但能夠確定天體的化學組成, 而且可以確定天體的溫度、壓力、密度、磁場和運動速度等物理條件. 在 21 世紀, 天文學進入“多波段、大樣本、高信息量”時代, 大規模的光譜巡天成為天文觀測的突破口, 其目的是獲取數以十萬、百萬甚至千萬計天體的光譜, 可以得到成像巡天所不能提供的更加豐富的天體信息. 十多年來國際上開展了一系列的天體光譜巡天項目, 如下所述.
\\(1\\) 2dF 項目
英澳天文臺的 2dF 項目是使用在澳大利亞的英澳天文臺的 3.9 m 英澳望遠鏡, 視場為 2°, 400 根光纖.于 1997 年開始試觀測, 2002 年完成觀測任務, 共獲得了 220000 條星系的光譜和 23000 條類星體的光譜.
\\(2\\) 6dF 項目
使用在澳大利亞的英澳天文臺的 1.2 m UK 施密特望遠鏡, 視場為6°, 150根光纖. 在2001-2006年完成了 12 萬個星系的光譜觀測.
\\(3\\) SDSS 項目
SDSS 項目使用美國 APO 天文臺的口徑為 2.5 m的光學望遠鏡. 它所配備的儀器一是用于成像巡天的大型拼接 CCD 相機, 觀測時可以同時得到 5 個波段上的天空圖像, 另外是兩臺光纖光譜儀, 可以同時測量640個天體的光譜. 該項目于 1999 年開始試觀測, 于 2005 年完成第一期觀測, 2008 年完成第二期觀測, 目前正在進行第三期觀測.
\\(4\\) RAVE
使用英澳天文臺的 1.2 m UK 施密特望遠鏡, 視場為6°, 150根光纖. RAVE光譜巡天的設計目標是獲得南天百萬恒星的視向速度以研究銀河系的結構和動力學演化. RAVE 在 2003–2005 年進行試觀測, 之后進行正式的南天恒星光譜巡天, 在 2013 年發布了57 萬顆恒星的窄波段光譜.
\\(5\\) Gaia
Gaia 是歐洲空間局的一顆天體測量衛星, 于2013 年 12 月發射. Gaia 將對全天進行多歷元的測光和低分辨光譜觀測. 它將獲得 10 億顆恒星的三角視差和自行, 還將得到 1.5 億顆恒星的視向速度和幾百萬顆恒星的大氣參數.本文將以國外的 SDSS 項目和我國自主研制的新型大視場兼大口徑光學天文望遠鏡\\(LAMOST\\)為主來介紹大規模天文光譜巡天的結果.
2、 SDSS 巡天項目
SDSS 是斯隆數字化巡天 \\(Sloan Digital SkySurvey\\)項目的簡稱, 是美國、日本和德國等國的大學和研究所的合作項目. 該項目計劃進行成像巡天和光譜巡天的觀測, 所獲得的觀測資料將被用以研究宇宙的大尺度結構、星系的形成與演化等天體物理學的重大前沿課題.
SDSS 使用了一架口徑為 2.5 m 的光學望遠鏡,這樣的望遠鏡在世界上算是中小型的, 但它配備的儀器則是世界領先的. 一是用于成像巡天的大型拼接 CCD 相機, 在相機中有 30 個 CCD 組成了成像部分, 觀測時可以同時得到 5 個波段上的天空圖像; 在相機中還有 20 個 CCD 用于天體的精確位置測量. 另外是兩臺光纖光譜儀, 可以同時測量 640 個天體的光譜. 除了 2.5 m 望遠鏡外, SDSS 還配備了其他輔助的設備, 一個是用于對巡天圖像進行光度定標的口徑為 0.5 m 的測光望遠鏡, 另外還有用于對天文觀測條件進行監測的“視寧度監視儀”和“紅外云量照相機”等儀器.
2.1 SDSS 成像巡天
在 SDSS 的成像巡天計劃中, 對整個天空的三分之一天區進行了 5 個波段上的成像觀測, 這些天區是銀河系星際物質對光線的吸收效應最小的天區\\(圖 1\\).
【圖1-8略】
SDSS 成像巡天的深度和觀測到的天體數目達到前所未有的水平, 它將觀測到所有亮于 23 星等的天體,主要包括約五千萬個星系、一百萬顆類星體和八千萬顆恒星. SDSS 在獲得成像巡天的觀測數據后, 通過自動處理軟件來對巡天圖像中的天體進行檢測, 并確定它們的位置、形態和在 5 個波段上的亮度\\(五色星等\\).
利用 SDSS 成像巡天所得到的上億個天體的參數, 可以將星系和類星體從中挑選出來. 例如, 利用天體形態的延展性來挑選出星系, 而利用天體的五色星等可以將類星體從絕大多數恒星中區分出來\\(圖2\\). SDSS 將依此選擇出一百萬個星系和十萬個類星體來進行光譜巡天的觀測.
2.2 SDSS 光譜巡天
SDSS 光譜巡天的主要任務是確定宇宙的大尺度結構, 其方法是對一百萬個星系進行光譜觀測\\(圖3\\(a\\)-\\(f\\)\\), 有了星系光譜就能得到星系的紅移, 根據紅移就有可以確定星系的距離, 由此可以得到星系在宇宙中的三維分布\\(圖 4\\), 從而可以研究宇宙的結構和星系的演化等問題. 由于 SDSS 觀測星系光譜的數目比以前多了十倍, 因此可以更加精確地揭示出宇宙中的結構是什么樣的. 同時, 通過 SDSS 的光譜巡天, 不但可以了解星系和類星體在空間上的分布,而且可以了解它們在時間上的演化. SDSS 觀測到的星系和類星體可以遠達數十億光年甚至上百億光年,也就是看到它們在數十億年到上百億年前的樣子.
因此, 比較不同距離上的星系和類星體的物理特性,就可以研究它們隨時間的演化過程. 另外, SDSS 所獲得的上百萬個類星體的光譜可以用來探測宇宙中遙遠的星系間的物質分布. 這是因為類星體距離我們十分遙遠, 在其光線傳播過程中會被星系間的物質吸收掉特定波長上的光, 從而可以用來研究宇宙的演化歷史.
SDSS 在 2013 年 7 月發布的 DR10 數據集, 其中包括近 500 億天體的測光數據, 以及 180 萬星系光譜、31 萬類星體光譜、74 萬恒星光譜等. 當前, 世界上已有了近十架口徑為 8–10 m 的光學望遠鏡, 而SDSS 使用的望遠鏡只能算是中小型的 . 但由于SDSS 項目選擇了大視場巡天的目標, 并使之達到了前所未有的深度、廣度和精度, 因此 SDSS 將會極大地推動人類對宇宙的認識. 近些年來, SDSS 一直是被學術論文引用最高的天文設備, 甚至超過了耗資巨大的地面和空間大型天文設備.
3、 LAMOST 光譜巡天
3.1 LAMOST 的特點
LAMOST 的全稱是“大天區面積多目標光纖光譜天文望遠鏡”\\(The Large Sky Area Multi-object FiberSpectroscopic Telescope\\).
LAMOST 的光學系統是視場 5° 、通光孔徑3.6–4.9 m 的主動反射施密特系統\\(王-蘇反射施密特系統\\), 它由施密特改正鏡 Ma、球面主鏡 Mb 和焦面組成\\(圖 5\\). 其反射施密特改正鏡 Ma\\(5.72 m×4.40m\\)是由 24 塊對角線長 1.1 m、厚度為 25 mm 的六角形子鏡拼接而成. 球面主鏡 Mb\\(6.67 m×6.05 m\\)是由37 塊對角線長 1.1 m、厚度為 75 mm 的六角形球面子鏡拼接而成. LAMOST 球面主鏡固定在地基上, 反射施密特改正鏡放置在主鏡北端, 兩者之間通過 40多米的高精度鏡筒連接, 望遠鏡的焦平面位于鏡筒內.
觀測天體時, 通過 Ma 跟蹤就可將赤緯-10°到+90°的天體盡收眼底. 天體的光經 Ma 反射到 Mb,再經 Mb 反射后成像在焦面上. 焦面上放置的光纖將天體的光傳輸到光譜儀的狹縫, 最終通過光譜儀分光后由 CCD 照相機記錄下天體的光譜.
LAMOST 開創了一種新的望遠鏡類型\\(大視場兼大口徑望遠鏡\\), 打破了大視場望遠鏡不能兼有大口徑的瓶頸, 被國際上譽為“建造地面高效率的大口徑望遠鏡最好的方案”. LAMOST 首次在世界上在一塊大鏡面上同時應用薄鏡面\\(可變形鏡面\\)主動光學技術和拼接鏡面主動光學技術; 首次在世界上實現六角形的主動可變形鏡面; 首次在世界上在一個光學系統中同時采用兩塊大口徑的拼接鏡面; 首次在世界上應用 4000 根光纖的定位技術. LAMOST 成為我國最大的光學望遠鏡\\(主鏡口徑為 6 m\\), 將成為國際上最大的大視場望遠鏡, 將使人類觀測天體光譜的數目提高一個數量級, 使我國在大視場多目標光纖光譜觀測方面處于國際領先地位.
LAMOST 將對人類認識宇宙的起源、星系的形成與演化、銀河系的結構、恒星的演化等諸多的研究領域做出重大的貢獻. 在建設 LAMOST 過程中發展起來的新技術大大的推動了我國在光學儀器的制造、精密機械、電子技術、海量數據處理等技術科學領域的發展, 并為我國正在預研的下一代 30–100 m極大光學/紅外望遠鏡、為我國的科研、生產和國防建設的發展提供可靠的技術儲備.
3.2 LAMOST 巡天觀測
LAMOST 項目作為重大科學工程于 1997 年 8 月由國家立項, 2001 年 8 月開工, 2009 年 6 月通過國家驗收. 經過兩年緊張有序的調試和科學試觀測后, 啟動了 LAMOST 的巡天觀測\\(圖 6\\).
LAMOST 先導巡天自 2011 年 10 月 24 日開始,到 2012 年 6 月 24 日結束, 共觀測 401 個天區, 獲得54 萬條信噪比大于 10 的恒星光譜和 37 萬顆恒星參數星表. 2012 年 9 月 28 日, LAMOST 正式巡天啟動,2013 年 6 月 15 日圓滿結束第一年巡天觀測, 共觀測689 個天區\\(圖 7\\), 獲得 117 萬條信噪比大于 10 的恒星光譜和 71 萬顆恒星參數星表. 包括先導巡天和第一年正式巡天的光譜數據——DR1 數據集于 2013 年8 月 26 日正式釋放, 供國內用戶和國外合作者使用.
DR1 釋放光譜數共計 220 萬, 其中信噪比大于 10 的恒星光譜 172 萬條, 已然超過目前世界上所有已知恒星巡天項目的光譜總數. 在 DR1 發布的數據中, 還包括一個 108 萬條恒星光譜參數星表, 也是目前世界上最大的恒星光譜參數星表.
截止到 2013年底, 利用 LAMOST巡天光譜數據已經取得了一系列較高質量研究成果. \\(1\\) 在M31/M33 及其鄰近的 135 平方度區域內新發現 500多顆類星體, 這是目前我國天文學家利用自主設備在該天區發現的世界上數目最多的類星體樣本等.
這些類星體可用來探測 M31/M33 及其周圍子結構中星際介質的化學組成、分布和運動學信息. \\(2\\) 發現了近 3000 顆白矮星, 其中 206 顆是新發現的 DA 型白矮星. 白矮星是恒星演化晚期的代表性產物, 它可用來獨立確定星團年齡. 白矮星的光度函數可確定恒星形成率和銀河系的演化歷史. \\(3\\) 捕獲 28 顆白矮-主序雙星, 其中發現 2 顆是共包層后雙星候選體, 共包層后雙星是激變變星和 Ia 型超新星的前身,對研究共包層演化具有重要意義. \\(4\\) 從 157 顆天琴 RR 變星中探測到了 3 顆天琴 RR 變星存在超高聲速激波現象. 天琴 RR 變星對恒星結構與演化,銀河系的形成和宇宙學的研究有重要意義. \\(5\\) 新發現了 17 顆貧金屬恒星候選體, 為研究銀河系形成和化學演化及早期宇宙中的恒星形成提供了觀測限制.
\\(6\\) 在 LAMOST 先導巡天的數據中共發現了 10 個激變變星, 其中 2 個是最新發現. 激變變星對研究恒星和密近雙星的結構演化、檢驗和發展吸積盤理論具有重要的作用和意義. \\(7\\) 美國合作團隊對 LAMOST先導巡天期間獲取的 400000 顆恒星的大樣本光譜進行分析研究, 發現銀河系盤星的運動模式并非簡單的圓周運動. \\(8\\) 新發現一顆距地球最近的超高速.
2013 年 9 月 10 日, LAMOST 第二年正式巡天順利啟動. 從先導巡天開始到 2014 年 3 月, LAMOST光譜巡天已經獲得超過 300 萬的天體光譜, 其中有270 萬恒星光譜. 利用 LAMOST 所獲得的恒星光譜巡天數據, 可以得到海量的恒星光譜參數即有效溫度、表面重力、化學組成和視向速度等\\(圖 8\\). 結合國內外其他的天文觀測數據, 天文學家們不僅可以探知銀河系的物質\\(特別是暗物質\\)分布, 還將揭示銀河系中各組分的化學和動力學特征. 恒星的化學組成就如同化石一樣, 可以用來追蹤銀河系漫長的演化歷史, 探究星系起源和演化的規律. 這些研究將使人們對銀河系的了解提高到前所未有的高度, 也將啟發人們對宇宙的形成和演化產生更加深刻的認識.
LAMOST 恒星光譜巡天有望在 5 年時間里獲得超過 500 萬條高質量的恒星光譜, 海量的恒星光譜數據將成為“數字銀河系”的重要基石, 對于研究銀河系的結構、運動、形成和演化具有重要的科學研究價值. 基于 LAMOST 光譜數據開展的研究, 將取得一系列標志性科研成果, 培養一批實測和理論天體物理學家, 為我國在相關領域躋身世界先進行列做出重大貢獻.
4、 結論
自伽利略發明第一臺折射望遠鏡以來的 400 年間, 光學天文學一直在天文學中占據主導地位, 光譜分析也是目前天文學研究中最為成熟的工具之一.
大規模光學光譜巡天不僅可以提供河外、河內的天體的紅移或速度信息來研究宇宙的大尺度結構、銀河系結構, 可以對觀測到的海量星系、類星體、恒星進行分類并進行其性質的統計研究, 還可以搜尋各種特殊天體. 這些巡天還建立各種天體的數據庫, 為多波段甚至全波段研究各類天體提供全面的光學信息.
目前正在進行的天文大規模光譜巡天項目有SDSS、LAMOST 和 Gaia. 作為光譜獲取率最高的天文望遠鏡, LAMOST 對光學天文學的意義是不言而喻的, 正如 LAMOST 國際評估報告\\(2005 年 6 月\\)所指出的那樣: “LAMOST 將會是一個適合于研究廣泛領域中重大天體物理問題的世界級巡天設備.”
“LAMOST 將會有非常好的科學產出. 望遠鏡一定能夠在河外天文學與銀河系天文學方面產生世界級的研究成果.”
