1、 国际上的光谱巡天项目
天文学是一门观测的科学, 发展大型的天文望远镜是天文学发展的必由之路, 也成为学科发展的重要战略组成部分. 巡天观测是对天体进行普查, 通常是使用大视场望远镜对天空进行覆盖式观测, 这对于天文学研究来说是基础性的工作. 根据终端仪器的区别, 巡天观测分为多色成像巡天和光谱巡天.
多色成像是在望远镜的焦面上放置滤光片和探测器进行观测, 可同时获得多个天体的位置和不同波段上的亮度信息. 而光谱观测则是在望远镜焦面上放置光谱仪, 以获得天体的光谱信息.
利用天体的光谱, 不但能够确定天体的化学组成, 而且可以确定天体的温度、压力、密度、磁场和运动速度等物理条件. 在 21 世纪, 天文学进入“多波段、大样本、高信息量”时代, 大规模的光谱巡天成为天文观测的突破口, 其目的是获取数以十万、百万甚至千万计天体的光谱, 可以得到成像巡天所不能提供的更加丰富的天体信息. 十多年来国际上开展了一系列的天体光谱巡天项目, 如下所述.
(1) 2dF 项目
英澳天文台的 2dF 项目是使用在澳大利亚的英澳天文台的 3.9 m 英澳望远镜, 视场为 2°, 400 根光纤.于 1997 年开始试观测, 2002 年完成观测任务, 共获得了 220000 条星系的光谱和 23000 条类星体的光谱.
(2) 6dF 项目
使用在澳大利亚的英澳天文台的 1.2 m UK 施密特望远镜, 视场为6°, 150根光纤. 在2001-2006年完成了 12 万个星系的光谱观测.
(3) SDSS 项目
SDSS 项目使用美国 APO 天文台的口径为 2.5 m的光学望远镜. 它所配备的仪器一是用于成像巡天的大型拼接 CCD 相机, 观测时可以同时得到 5 个波段上的天空图像, 另外是两台光纤光谱仪, 可以同时测量640个天体的光谱. 该项目于 1999 年开始试观测, 于 2005 年完成第一期观测, 2008 年完成第二期观测, 目前正在进行第三期观测.
(4) RAVE
使用英澳天文台的 1.2 m UK 施密特望远镜, 视场为6°, 150根光纤. RAVE光谱巡天的设计目标是获得南天百万恒星的视向速度以研究银河系的结构和动力学演化. RAVE 在 2003–2005 年进行试观测, 之后进行正式的南天恒星光谱巡天, 在 2013 年发布了57 万颗恒星的窄波段光谱.
(5) Gaia
Gaia 是欧洲空间局的一颗天体测量卫星, 于2013 年 12 月发射. Gaia 将对全天进行多历元的测光和低分辨光谱观测. 它将获得 10 亿颗恒星的三角视差和自行, 还将得到 1.5 亿颗恒星的视向速度和几百万颗恒星的大气参数.本文将以国外的 SDSS 项目和我国自主研制的新型大视场兼大口径光学天文望远镜(LAMOST)为主来介绍大规模天文光谱巡天的结果.
2、 SDSS 巡天项目
SDSS 是斯隆数字化巡天 (Sloan Digital SkySurvey)项目的简称, 是美国、日本和德国等国的大学和研究所的合作项目. 该项目计划进行成像巡天和光谱巡天的观测, 所获得的观测资料将被用以研究宇宙的大尺度结构、星系的形成与演化等天体物理学的重大前沿课题.
SDSS 使用了一架口径为 2.5 m 的光学望远镜,这样的望远镜在世界上算是中小型的, 但它配备的仪器则是世界领先的. 一是用于成像巡天的大型拼接 CCD 相机, 在相机中有 30 个 CCD 组成了成像部分, 观测时可以同时得到 5 个波段上的天空图像; 在相机中还有 20 个 CCD 用于天体的精确位置测量. 另外是两台光纤光谱仪, 可以同时测量 640 个天体的光谱. 除了 2.5 m 望远镜外, SDSS 还配备了其他辅助的设备, 一个是用于对巡天图像进行光度定标的口径为 0.5 m 的测光望远镜, 另外还有用于对天文观测条件进行监测的“视宁度监视仪”和“红外云量照相机”等仪器.
2.1 SDSS 成像巡天
在 SDSS 的成像巡天计划中, 对整个天空的三分之一天区进行了 5 个波段上的成像观测, 这些天区是银河系星际物质对光线的吸收效应最小的天区(图 1).
【图1-8略】
SDSS 成像巡天的深度和观测到的天体数目达到前所未有的水平, 它将观测到所有亮于 23 星等的天体,主要包括约五千万个星系、一百万颗类星体和八千万颗恒星. SDSS 在获得成像巡天的观测数据后, 通过自动处理软件来对巡天图像中的天体进行检测, 并确定它们的位置、形态和在 5 个波段上的亮度(五色星等).
利用 SDSS 成像巡天所得到的上亿个天体的参数, 可以将星系和类星体从中挑选出来. 例如, 利用天体形态的延展性来挑选出星系, 而利用天体的五色星等可以将类星体从绝大多数恒星中区分出来(图2). SDSS 将依此选择出一百万个星系和十万个类星体来进行光谱巡天的观测.
2.2 SDSS 光谱巡天
SDSS 光谱巡天的主要任务是确定宇宙的大尺度结构, 其方法是对一百万个星系进行光谱观测(图3(a)-(f)), 有了星系光谱就能得到星系的红移, 根据红移就有可以确定星系的距离, 由此可以得到星系在宇宙中的三维分布(图 4), 从而可以研究宇宙的结构和星系的演化等问题. 由于 SDSS 观测星系光谱的数目比以前多了十倍, 因此可以更加精确地揭示出宇宙中的结构是什么样的. 同时, 通过 SDSS 的光谱巡天, 不但可以了解星系和类星体在空间上的分布,而且可以了解它们在时间上的演化. SDSS 观测到的星系和类星体可以远达数十亿光年甚至上百亿光年,也就是看到它们在数十亿年到上百亿年前的样子.
因此, 比较不同距离上的星系和类星体的物理特性,就可以研究它们随时间的演化过程. 另外, SDSS 所获得的上百万个类星体的光谱可以用来探测宇宙中遥远的星系间的物质分布. 这是因为类星体距离我们十分遥远, 在其光线传播过程中会被星系间的物质吸收掉特定波长上的光, 从而可以用来研究宇宙的演化历史.
SDSS 在 2013 年 7 月发布的 DR10 数据集, 其中包括近 500 亿天体的测光数据, 以及 180 万星系光谱、31 万类星体光谱、74 万恒星光谱等. 当前, 世界上已有了近十架口径为 8–10 m 的光学望远镜, 而SDSS 使用的望远镜只能算是中小型的 . 但由于SDSS 项目选择了大视场巡天的目标, 并使之达到了前所未有的深度、广度和精度, 因此 SDSS 将会极大地推动人类对宇宙的认识. 近些年来, SDSS 一直是被学术论文引用最高的天文设备, 甚至超过了耗资巨大的地面和空间大型天文设备.
3、 LAMOST 光谱巡天
3.1 LAMOST 的特点
LAMOST 的全称是“大天区面积多目标光纤光谱天文望远镜”(The Large Sky Area Multi-object FiberSpectroscopic Telescope).
LAMOST 的光学系统是视场 5° 、通光孔径3.6–4.9 m 的主动反射施密特系统(王-苏反射施密特系统), 它由施密特改正镜 Ma、球面主镜 Mb 和焦面组成(图 5). 其反射施密特改正镜 Ma(5.72 m×4.40m)是由 24 块对角线长 1.1 m、厚度为 25 mm 的六角形子镜拼接而成. 球面主镜 Mb(6.67 m×6.05 m)是由37 块对角线长 1.1 m、厚度为 75 mm 的六角形球面子镜拼接而成. LAMOST 球面主镜固定在地基上, 反射施密特改正镜放置在主镜北端, 两者之间通过 40多米的高精度镜筒连接, 望远镜的焦平面位于镜筒内.
观测天体时, 通过 Ma 跟踪就可将赤纬-10°到+90°的天体尽收眼底. 天体的光经 Ma 反射到 Mb,再经 Mb 反射后成像在焦面上. 焦面上放置的光纤将天体的光传输到光谱仪的狭缝, 最终通过光谱仪分光后由 CCD 照相机记录下天体的光谱.
LAMOST 开创了一种新的望远镜类型(大视场兼大口径望远镜), 打破了大视场望远镜不能兼有大口径的瓶颈, 被国际上誉为“建造地面高效率的大口径望远镜最好的方案”. LAMOST 首次在世界上在一块大镜面上同时应用薄镜面(可变形镜面)主动光学技术和拼接镜面主动光学技术; 首次在世界上实现六角形的主动可变形镜面; 首次在世界上在一个光学系统中同时采用两块大口径的拼接镜面; 首次在世界上应用 4000 根光纤的定位技术. LAMOST 成为我国最大的光学望远镜(主镜口径为 6 m), 将成为国际上最大的大视场望远镜, 将使人类观测天体光谱的数目提高一个数量级, 使我国在大视场多目标光纤光谱观测方面处于国际领先地位.
LAMOST 将对人类认识宇宙的起源、星系的形成与演化、银河系的结构、恒星的演化等诸多的研究领域做出重大的贡献. 在建设 LAMOST 过程中发展起来的新技术大大的推动了我国在光学仪器的制造、精密机械、电子技术、海量数据处理等技术科学领域的发展, 并为我国正在预研的下一代 30–100 m极大光学/红外望远镜、为我国的科研、生产和国防建设的发展提供可靠的技术储备.
3.2 LAMOST 巡天观测
LAMOST 项目作为重大科学工程于 1997 年 8 月由国家立项, 2001 年 8 月开工, 2009 年 6 月通过国家验收. 经过两年紧张有序的调试和科学试观测后, 启动了 LAMOST 的巡天观测(图 6).
LAMOST 先导巡天自 2011 年 10 月 24 日开始,到 2012 年 6 月 24 日结束, 共观测 401 个天区, 获得54 万条信噪比大于 10 的恒星光谱和 37 万颗恒星参数星表. 2012 年 9 月 28 日, LAMOST 正式巡天启动,2013 年 6 月 15 日圆满结束第一年巡天观测, 共观测689 个天区(图 7), 获得 117 万条信噪比大于 10 的恒星光谱和 71 万颗恒星参数星表. 包括先导巡天和第一年正式巡天的光谱数据——DR1 数据集于 2013 年8 月 26 日正式释放, 供国内用户和国外合作者使用.
DR1 释放光谱数共计 220 万, 其中信噪比大于 10 的恒星光谱 172 万条, 已然超过目前世界上所有已知恒星巡天项目的光谱总数. 在 DR1 发布的数据中, 还包括一个 108 万条恒星光谱参数星表, 也是目前世界上最大的恒星光谱参数星表.
截止到 2013年底, 利用 LAMOST巡天光谱数据已经取得了一系列较高质量研究成果. (1) 在M31/M33 及其邻近的 135 平方度区域内新发现 500多颗类星体, 这是目前我国天文学家利用自主设备在该天区发现的世界上数目最多的类星体样本等.
这些类星体可用来探测 M31/M33 及其周围子结构中星际介质的化学组成、分布和运动学信息. (2) 发现了近 3000 颗白矮星, 其中 206 颗是新发现的 DA 型白矮星. 白矮星是恒星演化晚期的代表性产物, 它可用来独立确定星团年龄. 白矮星的光度函数可确定恒星形成率和银河系的演化历史. (3) 捕获 28 颗白矮-主序双星, 其中发现 2 颗是共包层后双星候选体, 共包层后双星是激变变星和 Ia 型超新星的前身,对研究共包层演化具有重要意义. (4) 从 157 颗天琴 RR 变星中探测到了 3 颗天琴 RR 变星存在超高声速激波现象. 天琴 RR 变星对恒星结构与演化,银河系的形成和宇宙学的研究有重要意义. (5) 新发现了 17 颗贫金属恒星候选体, 为研究银河系形成和化学演化及早期宇宙中的恒星形成提供了观测限制.
(6) 在 LAMOST 先导巡天的数据中共发现了 10 个激变变星, 其中 2 个是最新发现. 激变变星对研究恒星和密近双星的结构演化、检验和发展吸积盘理论具有重要的作用和意义. (7) 美国合作团队对 LAMOST先导巡天期间获取的 400000 颗恒星的大样本光谱进行分析研究, 发现银河系盘星的运动模式并非简单的圆周运动. (8) 新发现一颗距地球最近的超高速.
2013 年 9 月 10 日, LAMOST 第二年正式巡天顺利启动. 从先导巡天开始到 2014 年 3 月, LAMOST光谱巡天已经获得超过 300 万的天体光谱, 其中有270 万恒星光谱. 利用 LAMOST 所获得的恒星光谱巡天数据, 可以得到海量的恒星光谱参数即有效温度、表面重力、化学组成和视向速度等(图 8). 结合国内外其他的天文观测数据, 天文学家们不仅可以探知银河系的物质(特别是暗物质)分布, 还将揭示银河系中各组分的化学和动力学特征. 恒星的化学组成就如同化石一样, 可以用来追踪银河系漫长的演化历史, 探究星系起源和演化的规律. 这些研究将使人们对银河系的了解提高到前所未有的高度, 也将启发人们对宇宙的形成和演化产生更加深刻的认识.
LAMOST 恒星光谱巡天有望在 5 年时间里获得超过 500 万条高质量的恒星光谱, 海量的恒星光谱数据将成为“数字银河系”的重要基石, 对于研究银河系的结构、运动、形成和演化具有重要的科学研究价值. 基于 LAMOST 光谱数据开展的研究, 将取得一系列标志性科研成果, 培养一批实测和理论天体物理学家, 为我国在相关领域跻身世界先进行列做出重大贡献.
4、 结论
自伽利略发明第一台折射望远镜以来的 400 年间, 光学天文学一直在天文学中占据主导地位, 光谱分析也是目前天文学研究中最为成熟的工具之一.
大规模光学光谱巡天不仅可以提供河外、河内的天体的红移或速度信息来研究宇宙的大尺度结构、银河系结构, 可以对观测到的海量星系、类星体、恒星进行分类并进行其性质的统计研究, 还可以搜寻各种特殊天体. 这些巡天还建立各种天体的数据库, 为多波段甚至全波段研究各类天体提供全面的光学信息.
目前正在进行的天文大规模光谱巡天项目有SDSS、LAMOST 和 Gaia. 作为光谱获取率最高的天文望远镜, LAMOST 对光学天文学的意义是不言而喻的, 正如 LAMOST 国际评估报告(2005 年 6 月)所指出的那样: “LAMOST 将会是一个适合于研究广泛领域中重大天体物理问题的世界级巡天设备.”
“LAMOST 将会有非常好的科学产出. 望远镜一定能够在河外天文学与银河系天文学方面产生世界级的研究成果.”
