張居甲，范玉峰，常 亮，王傳軍，易衛(wèi)敏

(1.中國(guó)科學(xué)院國(guó)家天文臺(tái)/云南天文臺(tái)，云南 昆明 650011;2.中國(guó)科學(xué)院天體結(jié)構(gòu)與演化重點(diǎn)實(shí)驗(yàn)室，云南 昆明 650011)

2010年9月，云南天文臺(tái)與哥本哈根大學(xué)尼爾斯波爾研究所合作研制的云南暗弱天體光譜及成像儀——YFOSC，在麗江2.4 m望遠(yuǎn)鏡上完成安裝及調(diào)試工作，并開始實(shí)驗(yàn)觀測(cè)。這是一臺(tái)基于縮焦器的多模式天文終端，它具有直接成像，中、低色散分光3種觀測(cè)模式，可以根據(jù)天氣情況、觀測(cè)對(duì)象和觀測(cè)者的要求做相應(yīng)改變。YFOSC和單一功能的終端相比，能夠?qū)崿F(xiàn)測(cè)光與光譜的準(zhǔn)同步觀測(cè)，從而提高了望遠(yuǎn)鏡的觀測(cè)效率，是2.4 m望遠(yuǎn)鏡多模式終端的理想解決方案［1－2］。

長(zhǎng)縫光譜模式作為低色散光譜解決方案，能夠有效地研究亮于19 Vmag的目標(biāo)，獲得豐富的光譜信息。該模式具有10'的視場(chǎng)，一方面可以對(duì)點(diǎn)源進(jìn)行光譜觀測(cè)，同時(shí)能夠利用周圍的信號(hào)，較好地去除天光背景;另一方面通過移動(dòng)狹縫做空間掃描，可以獲得二維天體的光譜信息，從而研究一些參數(shù)在空間上的變化。在用YFOSC長(zhǎng)縫光譜進(jìn)行空域掃描觀測(cè)二維天體時(shí)，先把狹縫移入光路拍一副圖像，然后再把光柵移入光路，拍一副光譜，這樣方便后期的數(shù)據(jù)處理和圖像拼接，獲得光譜的二維分布。該模式在目前沒有積分視場(chǎng)光譜儀的前提下為觀測(cè)者提供了一種可行的二維光譜解決方案［3］。

1 YFOSC概述

YFSOC的結(jié)構(gòu)如圖1，從機(jī)械結(jié)構(gòu)圖中可以看到3個(gè)轉(zhuǎn)輪，分別用于安裝狹縫、濾光片以及光柵，通過選擇不同的器件實(shí)現(xiàn)成像或者光譜觀測(cè)。出于安裝的考慮，望遠(yuǎn)鏡的光經(jīng)棱鏡偏折后，進(jìn)入準(zhǔn)直系統(tǒng)再平行照射在濾光片輪上。如果是成像，將直接進(jìn)入成像系統(tǒng)，最后被CCD接收，如光路圖所示。而將合適的狹縫、光柵(棱柵)轉(zhuǎn)入光路中，即可進(jìn)行光譜觀測(cè)。YFOSC各轉(zhuǎn)輪的切換速度很快，從而大大提高觀測(cè)效率。

YFOSC光譜模式分為長(zhǎng)縫光譜以及交叉色散光譜。長(zhǎng)縫光譜使用單塊棱柵進(jìn)行色散，獲得低光譜分辨率的光譜;交叉色散光譜則采用低色散棱柵和中階梯光柵(Echelle)進(jìn)行交叉色散，從而獲得中等光譜分辨能力。

在長(zhǎng)縫光譜模式下有7種不同寬度的狹縫(表1)以及5塊不同色散的棱柵(表2)可供使用。表2中Grism3、Grism14、Grism15的光譜范圍較大，會(huì)出現(xiàn)二級(jí)光譜混入，觀測(cè)時(shí)可以考慮在濾光片輪上安裝濾光片進(jìn)行藍(lán)端截?cái)啵瑥亩苊膺@一問題。

在實(shí)際觀測(cè)中發(fā)現(xiàn)這些二級(jí)光譜的強(qiáng)度很弱，對(duì)流量定標(biāo)精度的影響有限。以Grism3為例，其較寬的播放長(zhǎng)范圍，一次曝光就能獲得320.0～920.0nm的光譜，非常適合一些對(duì)流量定標(biāo)精度要求不是很高的目標(biāo)。比如本文第3節(jié)介紹的利用Grism3觀測(cè)超新星，效果就很好，目前已經(jīng)對(duì)多顆超新星進(jìn)行了光譜證認(rèn)。另外Grism5在波長(zhǎng)大于1200.0nm的地方出現(xiàn)的二級(jí)光譜，并不影響實(shí)際觀測(cè)，可以忽略。

圖1 YFOSC結(jié)構(gòu)圖。上圖:機(jī)械結(jié)構(gòu);下圖:光路結(jié)構(gòu)Fig.1 The structural diagram for YFOSC.Upper panel:The overall mechanical configuration;Bottom panel:Optical layout

表1 YFOSC用于長(zhǎng)縫光譜的狹縫Table 1 The long slits for the YFOSC Long-Slit Spectrograph

表2 YFOSC用于長(zhǎng)縫光譜的各棱柵實(shí)測(cè)參數(shù)Table2 The measured parameters of the Grisms for the YFOSC Long-Slit Spectrograph

2 光柵參數(shù)測(cè)定及定標(biāo)燈譜證認(rèn)

2.1 系統(tǒng)響應(yīng)曲線

為了除去大氣以及望遠(yuǎn)鏡對(duì)效率測(cè)量的影響，獲得YFOSC儀器本身的波長(zhǎng)響應(yīng)曲線，作者利用色溫為3200 K的鹵素?zé)魧?duì)表2中的5塊棱柵進(jìn)行測(cè)試。在改正燈光黑體譜后得到了YFOSC系統(tǒng)在不同光柵下的波長(zhǎng)響應(yīng)曲線，如圖2。由于YFOSC各光學(xué)元件在紅端的響應(yīng)普遍高于藍(lán)端，而且CCD的量子效率峰值也在500.0nm左右，因此藍(lán)敏棱柵Grism14放入系統(tǒng)后，總體上也是紅端效率偏高。測(cè)量發(fā)現(xiàn)Grism14在波長(zhǎng)大于680.0nm的部分存在一個(gè)明顯的突起，不僅是效率的突然提升，并且色散能力也隨之下降，這可能是光柵加工方面的問題，不建議使用Grism14在波長(zhǎng)大于680.0nm后的光譜。

2.4 m望遠(yuǎn)鏡計(jì)劃于2012年夏天進(jìn)行主副鏡鍍膜，屆時(shí)望遠(yuǎn)鏡的效率將恢復(fù)到出廠水平。此時(shí)在測(cè)光夜的條件下，視寧度取該臺(tái)站的平均水平，即1″;選用0.8″長(zhǎng)縫進(jìn)行觀測(cè)，信噪比要求20，YFOSC各棱柵需要的曝光時(shí)間與目標(biāo)星等之間的關(guān)系如圖3。

圖2 YFOSC不同光柵在長(zhǎng)縫光譜模式下的整體波長(zhǎng)響應(yīng)曲線Fig.2 The response function of the YFOSC Long-Slit Spectrograph

圖3 YFOSC長(zhǎng)縫光譜模式下各光柵曝光時(shí)間和探測(cè)星等的關(guān)系Fig.3 The relation between exposure time and object magnitude

從圖中可以看到Y(jié)FOSC能夠獲得大量暗弱天體低色散光譜數(shù)據(jù)，非常適合開展類星體以及超新星的成像及光譜研究。

2.2 波長(zhǎng)定標(biāo)

為了便于波長(zhǎng)定標(biāo)，作者分別對(duì)YFOSC使用的3盞定標(biāo)燈做了證認(rèn)，如圖4～7。目前使用的這些定標(biāo)燈存在的共同問題是藍(lán)端譜線很弱，證認(rèn)困難。在鐵氬燈和氖燈的證認(rèn)圖中發(fā)現(xiàn)500.0nm以下區(qū)域存在較多發(fā)射線，但是強(qiáng)度比紅端低了兩個(gè)量級(jí)，此時(shí)即便大幅增加曝光時(shí)間也難以有效提高藍(lán)端強(qiáng)度。因此建議在觀測(cè)前后，利用空余時(shí)間拍攝多幅鐵氬證認(rèn)光譜進(jìn)行合并，再對(duì)強(qiáng)度取對(duì)數(shù)提高藍(lán)端譜線的對(duì)比度。

氦燈在440.0～730.0nm的范圍內(nèi)均勻分布著8條強(qiáng)度相差不太懸殊的譜線，基本能夠勝任Grism3、5、15等棱柵的定標(biāo)需要。

圖4 YFOSC鐵氬燈光譜證認(rèn)圖。左圖為藍(lán)端光譜;右圖為紅端光譜Fig.4 The spectrum of a FeAr lamp as observed by the YFOSC Left-hand panel:Blue-end spectrum;Right-hand:Red-end spectrum

圖5 YFOSC氖燈光譜證認(rèn)圖從上到下分別是藍(lán)端、中段以及紅端部分Fig.5 The Neon-lamp spectrum observed by the YFOSC.Upper to bottom panels:Blue-end，Middle，and Red-end spectra，respectively

圖6 YFOSC氦燈光譜證認(rèn)圖Fig.6 The Helium Spectrum by YFOSC

圖7 YFOSC月球光譜證認(rèn)圖上圖為藍(lán)端光譜;下圖為紅端光譜Fig.7 The Lunar spectrum observed by the YFOSC.Upper panel:Blue-end spectrum;Bottom panel:Red-end panel

在實(shí)際觀測(cè)中人們經(jīng)常采用拍攝一些熟悉的明亮天體的方法進(jìn)行波長(zhǎng)定標(biāo)。比如月夜條件下可以通過拍攝月亮光譜的方法來進(jìn)行譜線證認(rèn)。圖6為Grism3拍攝的月亮光譜，經(jīng)過歸一化處理，在390.0～850.0nm的波長(zhǎng)范圍內(nèi)均勻分布著電離鈣線、巴爾默線、鐵線、鈉D線以及水氣吸收等多條很強(qiáng)的吸收線可用于波長(zhǎng)定標(biāo)。由于月球相對(duì)地球的角速度為零，因此無需考慮波長(zhǎng)紅移，并且月光強(qiáng)度很強(qiáng)，只需要1 s的曝光即可獲得高信噪比的光譜。除此之外，一些明亮的發(fā)射線天體也可以作為天然的優(yōu)質(zhì)定標(biāo)燈。比如行星狀星云在藍(lán)端擁有巴爾默線(H10、H9、H8、Hε、Hδ)以及S、Ne、O等元素的電離線等十多條強(qiáng)發(fā)射線可用于波長(zhǎng)定標(biāo)。

3 觀測(cè)實(shí)例

3.1 畸變校正

YFOSC長(zhǎng)縫光譜擁有10'視場(chǎng)，在使用中發(fā)現(xiàn)其垂直色散的方向上發(fā)生了明顯的畸變，如圖8，這是在YFOSC長(zhǎng)縫光譜模式下拍攝的一幅恒星光譜，豎直方向?yàn)樯⒎较?。左圖是未經(jīng)處理的原始圖像，可以明顯地看到垂直色散方向上的天光發(fā)射線不是直線而是弧線。這一畸變會(huì)對(duì)目標(biāo)附近背景的去除造成影響，尤其在觀測(cè)二維天體時(shí)會(huì)降低波長(zhǎng)定標(biāo)精度。利用圖像處理及分析程序(Image Reduction and Analysis Facility，IRAF)，先對(duì)定標(biāo)燈譜進(jìn)行分段定標(biāo)，即燈譜的二維證認(rèn)，獲得二維圖像中波長(zhǎng)隨圖像坐標(biāo)(x，y)變化函數(shù)后再對(duì)目標(biāo)光譜進(jìn)行畸變矯正。矯正后的圖像如右圖，所有的天光線均已平直。

圖8 畸變改正前后光譜對(duì)比圖。左圖為原始圖像;右圖為改正后的圖像Fig.8 Comparison between two spectral images.Left-hand side:the raw image;Right-hand side:the image after the distortion correction

另外從圖8可以看出YFOSC長(zhǎng)縫光譜在色散方向上沒有形變，這表明YFOSC很好地矯正了色散，這或許就使得其在狹縫方向上的場(chǎng)曲校正不理想。

值得注意的是當(dāng)目標(biāo)高度角接近30°時(shí)，大氣色散將導(dǎo)致嚴(yán)重的色差，此時(shí)的星像會(huì)沿著高度軸方向散開。觀測(cè)時(shí)可以將YFOSC色散方向垂直的大氣色散方向避免因大氣色散而損失光譜兩端的信號(hào)。

3.2 超新星光譜實(shí)例

由于YFOSC具有快速轉(zhuǎn)輪系統(tǒng)能夠非常迅速地在測(cè)光及光譜模式中進(jìn)行切換，因此通過多波段測(cè)光以及中低色散光譜研究超新星爆發(fā)后的不同演化階段的物理過程是該儀器一個(gè)很好的科學(xué)目標(biāo)。

圖9是一條經(jīng)過定標(biāo)后的超新星2011iy的光譜，通過分析硅線等特征譜線可以認(rèn)定其為Ia型超新星。通過591.67 nm位置上的NaD吸收線，計(jì)算出紅移z～0.00402，與該超新星的宿主星系NGC4984的實(shí)測(cè)距離相符。而NaD線的出現(xiàn)也預(yù)示著該光譜是在光極大1～2周后獲得。

圖9 觀測(cè)實(shí)例:超新星2011iy光極大后1～2周的光譜Fig.9 The spectrum of Supernova2011iy in NGC4984 1 to2 weeks after the luminosity peak

目前利用YFOSC在2.4 m望遠(yuǎn)鏡上獲得了大量?jī)?yōu)質(zhì)的超新星光譜數(shù)據(jù)，其中包括M101中爆發(fā)的極亮超新星SN2011fe的15條極早期的光譜演化序列，以及3條晚期演化光譜。最早的光譜始于該超新星光極大前16 d，是迄今獲得最早的Ia型超新星光譜之一，這對(duì)超新星前身星的大小和性質(zhì)提供了重要限制。

4 結(jié)論

在2.4 m望遠(yuǎn)鏡上利用YFOSC開展長(zhǎng)縫光譜觀測(cè)，能夠有效地對(duì)亮于19 Vmag的天體進(jìn)行中低色散分光研究。比如對(duì)超新星等瞬變?cè)吹墓庾V加測(cè)光的長(zhǎng)期研究可以獲得不同演化階段的重要數(shù)據(jù)。另外，YFOSC在對(duì)暗弱目標(biāo)探測(cè)上的良好表現(xiàn)，可以有效地對(duì)大量新發(fā)現(xiàn)的類星體候選體進(jìn)行光譜證認(rèn)，或者研究這類天體長(zhǎng)周期的光譜變化。而利用長(zhǎng)縫掃描研究星系等面源的二維光譜，可以在一定程度上充當(dāng)積分視場(chǎng)光譜儀?？偠灾?，YFOSC的長(zhǎng)縫光譜模式將為我國(guó)中低色散光譜研究提供一個(gè)優(yōu)質(zhì)平臺(tái)［4－5］。

［1］岑學(xué)奮，譚徽松.高美古2 m級(jí)望遠(yuǎn)鏡的多模式終端——YFOSC方案 ［J］.云南天文臺(tái)臺(tái)刊，2002(1):21－28.Cen Xuefen，Tan Huisong.A proposal for the multi-mode instrument YFOSC attached to the2m telescope at the Gaomeigu station ［J］.Publications of The Yunnan Observatoty，2002(1):21 －28.

［2］B Buzzoni，B Delabre，H Dekker，et al.The ESO Faint Object Spectrograph and Camera(EFOSC) ［J］.ESO Messenger，1984，12:9 －13.

［3］張居甲，程向明，宋佳陽，等.光纖式積分視場(chǎng)光譜儀實(shí)驗(yàn)研究 ［J］.天文研究與技術(shù)——國(guó)家天文臺(tái)臺(tái)刊，2011，8(2):139－145.Zhang Jujia，Cheng Xiangming，Song Jiayang，et al.The experiment of fiber integral field spectrograph［J］.Astronomical Research ＆ Technology——Publications of National Astronomical Observatories of China，2011，8(2):139－145.

［4］S D'Odorico，S Cristiani，R G Clowes，et al.Observations of QSOs and related objects with EFOSC［C］//Govind Swarup，V K Kapahi.Proceedings of the IAU Symposium.Bangalore，1986:57.

［5］E Kalfountzou，M Trichas，M Rowan-Robinson，et al.EFOSC2 spectroscopy of SWIRE-CDFS galaxies［J］.Monthly Notices of the Roval Astronomical Society，2011，413(1):249－261.