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      LAMOST DR1數(shù)據(jù)中發(fā)現(xiàn)了米拉變星

      2017-08-17 08:27高源鴻
      中國科技縱橫 2017年14期
      關(guān)鍵詞:光譜

      高源鴻

      摘 要:本文利用IDL Hammer程序,人眼檢查了中國科學(xué)院國家天文臺的郭守敬望遠(yuǎn)鏡(簡稱LAMOST)的20000條M型星光譜數(shù)據(jù)。發(fā)現(xiàn)LAMOST一維光譜數(shù)據(jù)處理軟件基本能準(zhǔn)確的對M 型星進(jìn)行光譜分類,在這20000條光譜中,有90% 是M型星。這些M型星中有約100條晚型M巨星,通過卡塔利娜網(wǎng)站,根據(jù)它們的赤經(jīng)赤緯位置,能得到它們在幾年內(nèi)的多次V波段星等。其中有一顆晚型M巨星有明顯的光變周期,它的光變曲線擬合的很好。 它的光變周期、顏色和星等變化幅度都符合米拉變星的特征,初步判斷它是一顆M巨星米拉變星。

      關(guān)鍵詞:郭守敬望遠(yuǎn)鏡;LAMOST;光譜;M矮星;M巨星;米拉變星

      中圖分類號:P158 文獻(xiàn)標(biāo)識碼:A 文章編號:1671-2064(2017)14-0245-02

      郭守敬望遠(yuǎn)鏡,英文名為Large Sky Area Multi-Object Fibre Spectroscopy Telescope(LAMOST),中文意思是:大天區(qū)面積多目標(biāo)光纖光譜天文望遠(yuǎn)鏡(簡稱LAMOST),也稱為“郭守敬望遠(yuǎn)鏡”。它坐落于國家天文臺興隆觀測站,兼具大口徑和大視場,每次曝光可以獲得四千根光纖,是目前世界上光譜獲取率最高的望遠(yuǎn)鏡,在這方面居于國際領(lǐng)先的地位。

      郭守敬望遠(yuǎn)鏡獲得的原始二維圖像,經(jīng)過減天光和本底、除平場、追跡和抽譜后,成為一維光譜,再經(jīng)過一維光譜處理軟件,對它們進(jìn)行光譜分類和天體識別。對于大多數(shù)光譜數(shù)據(jù),一維光譜處理軟件都能進(jìn)行正確高效的自動分類和光譜識別。但是對于一些特殊、稀少天體和低信噪比天體,為了保證光譜分類和天體識別的準(zhǔn)確性,還需要人眼檢查或者利用補(bǔ)充軟件進(jìn)行專門處理。例如,M型星由于質(zhì)量小,星等暗,光譜信噪比低,通常需要對一維光譜處理軟件分類為M型的光譜進(jìn)行人眼查看,尤其是在郭守敬望遠(yuǎn)鏡剛運(yùn)行的初期。

      筆者有幸參與了郭守敬望遠(yuǎn)鏡DR1數(shù)據(jù)中20000條M型星人眼復(fù)核工作,在這些數(shù)據(jù)中有約100顆晚型M巨星,其中一顆M 巨星的光變周期、顏色特征和星等變化幅度都符合米拉變星的特征,因此,步判斷它是一顆米拉變星。

      1 郭守敬望遠(yuǎn)鏡光譜數(shù)據(jù)M型星的人眼檢查

      1.1 恒星光譜分類和M矮星特征

      不同的恒星具有不同的參數(shù)特征:如質(zhì)量、溫度、表面重力金屬豐度等等,這些表現(xiàn)為不同的光譜形狀和吸收線/帶或者發(fā)射線/帶。恒星的分類就是基于這些特征譜線和譜帶,以及這些特征線/帶的相對強(qiáng)度和連續(xù)譜的能量分布。恒星光譜類型主要分為OBAFGKM七種,目前最流行的光譜分類方法叫做摩根-基南系統(tǒng)(MK system)。M矮星又叫做紅矮星,是主序恒星中質(zhì)量最小、溫度最低的一類恒星。通常他們的質(zhì)量范圍為0.075到0.4倍太陽質(zhì)量,表面溫度小于4000開。由于低表面溫度,M矮星光譜中出現(xiàn)了很多中性金屬譜線和分子譜線,如氧化物和氫化物譜線鉀雙線、鈉雙線、氧化釩、氧化鈦和氫化鈣是最主要的特征線(KI,NaI,VO,TiO和CaH)。這些特征主要集中在7000-9000埃。

      1.2 Hammer程序人眼檢查M型星

      本次工作是從有物理單位的一維光譜開始。工作中使用的軟件是國家天文臺老師改進(jìn)了的、用IDL語言編寫的Hammer 程序,這個程序能讀出fits文件并畫出光譜,根據(jù)M矮星的特征線的強(qiáng)弱,它能自動對M型星進(jìn)行光譜分類,并且允許進(jìn)行人眼查看后手動對比M型星的模板,對Hammer自動分類結(jié)果進(jìn)行修改。之所以進(jìn)行人眼檢查,是因?yàn)镸型星質(zhì)量小,光度小,光譜信噪比低,人眼檢查是為了避免程序分錯光譜型或者分類誤差大。

      1.3 人眼檢查結(jié)果總結(jié)

      筆者對LAMOST一維光譜處理程序分類為M型的20000多個光譜數(shù)據(jù)進(jìn)行了人眼檢查。圖1展示了人眼復(fù)核工作Hammer程序的工作界面,紅色的是模板光譜,白色的是LAMOST觀測光譜。工作界面有ODD,BAD,SMOOTH, DONE,BACK,BREAK,LATER和EARLIER按鈕,分別用于以下操作:標(biāo)注奇特天體如雙星、標(biāo)注壞光譜、平滑低信噪比光譜、完成人眼檢查開始檢查下一條、返回上一條光譜檢查、終端程序、更晚光譜型和更早光譜型。這些光譜中,有大約90%M型星,其它有一些是壞光譜,有一些是光譜形狀有些類似早型M型星的星系、晚型碳星等。這說明LAMOST一維光譜處理軟件對M型星的分類已經(jīng)比較準(zhǔn)確,但是如果想發(fā)現(xiàn)稀少天體或者未知天體,還是需要人眼查看光譜。另外統(tǒng)計發(fā)現(xiàn),M型星中有大約5%是M巨星,只有95%左右是M矮星。

      1.4 M型星中的M巨星米拉變星

      在這20000條M型光譜中有約100條晚型M巨星(晚于M7)。這些晚型M巨星有數(shù)顆在Catalina數(shù)據(jù)庫中有連續(xù)幾年時間內(nèi)多次測光星等觀測數(shù)據(jù),其中有一顆具有非常明顯的光變信號,光變曲線擬合的也非常好。下文將詳細(xì)介紹這顆變星的情況。

      2 LAMOST數(shù)據(jù)中的一顆米拉變星

      2.1 M巨星光譜特征簡介

      M巨星相比較M矮星有不同的吸收波段和光譜形狀。對于早型M巨星,憑6800-7000埃的CaH吸收線比較好識別,它們擁有比較淺的吸收帶,使得6500-7000埃之間形成一個“對號”形狀。而M矮星的光譜因具有比較深的吸收帶,6800-7000埃附近形成一個“W”字母的形狀。M巨星也具有比較淺的中性堿金屬線,如:7600埃的鉀雙線(KI)和8180埃的鈉雙線(NaI)。晚型M巨星憑堿金屬吸收線比較好識別。

      2.2 卡塔利娜(Catalina)巡天項(xiàng)目

      卡塔利娜巡天的使命是搜尋近地天體,如彗星和小行星,項(xiàng)目位于美國亞利桑那州南部的圖森市卡塔利娜山上的萊蒙山天文臺。項(xiàng)目允許多次觀測同一個天體,從而多次得到天體的V波段星等,它測量星等精度非常高,所以能探測到同一個天體在不同時間的星等變化,能探測凌星現(xiàn)象或者變星。筆者這次在老師的指導(dǎo)下,在卡塔利娜數(shù)據(jù)庫中輸入了100顆晚型M巨星的赤經(jīng)赤緯,根據(jù)它們的赤經(jīng)赤緯位置搜尋它們的V波段星等,找到了LAMOST數(shù)據(jù)中的一顆米拉變星。

      2.3 米拉變星簡介

      米拉變星是脈動變星,它們的顏色非常紅,光變周期超過100天,且光度變化超過一個視星等。它們位于赫羅圖上恒星演化至非常后期的位置(在漸近巨星分支),是紅巨星,即將逐出外面的氣體殼層成為行星狀星云,并將在幾百萬年后成為白矮星。

      米拉變星的質(zhì)量一般不會超過兩倍的太陽質(zhì)量,但是因?yàn)樵诤阈茄莼笃?,它們的半徑膨脹變大,巨大的外殼使他們的光度是太陽的?shù)百倍。它們的半徑和溫度都隨著時間在變化,造成光度也隨之改變,光度變化的周期是恒星半徑和質(zhì)量的函數(shù)。一旦了解了光變周期與恒星半徑和質(zhì)量的具體函數(shù)關(guān)系,天文學(xué)家就可以根據(jù)觀測到的光變周期推測獲得質(zhì)量和半徑,而質(zhì)量和半徑是非常寶貴的數(shù)據(jù)。另外,理論上,大約有千分之一的米拉變星的光變周期隨著時間改變。

      許多有志于觀測變星的業(yè)余天文學(xué)家的觀測目標(biāo)偏向于米拉變星,因?yàn)樗鼈冇袘騽⌒缘牧炼茸兓?。米拉變星的星很多,如:米拉,天兔座R,仙后座R等。本文中發(fā)現(xiàn)的是一顆光譜型為M巨星的米拉變星。

      2.4 M巨星米拉變星的位置 、LAMOST光譜和Catalina 光變圖

      這顆M巨星米拉變星的赤經(jīng)、赤緯分別是2.40354和37.79200度,它的J-K顏色大約是4.62,其顏色非常紅。之所以說它的顏色大約是4.62,是因?yàn)樗亲冃牵堑入S時間在一直在變化。它的光學(xué)波段LAMOST光譜如圖2所示。圖3展示傅里葉變換擬合所得到的V波段光變曲線,它的光變周期約是293.6天,光變曲線幅度約是1.08星等,星等變化達(dá)到2.16星等。這顆星的顏色特征、光變周期和星等變化幅度均和米拉變星的特征一致,我們初步判定它是一顆米拉變星。后期可以用恒星演化模型估算它的質(zhì)量,還可以用LAMOST再次觀測它的光譜,看多次光譜觀測特征有什么不同,從而進(jìn)一步了解它的各方面性質(zhì)特征,研究它的光變周期和質(zhì)量、半徑關(guān)系。

      3 總結(jié)與感想

      經(jīng)過對約20000條M型星光譜數(shù)據(jù)進(jìn)行人眼的檢查與分析,與軟件自動分析的結(jié)果進(jìn)行比較,約90%與一維光譜處理軟件自動分析的結(jié)果一致,這說明科學(xué)家開發(fā)的光譜自動分析軟件能識別大多數(shù)光譜并高效率地分類。但要想識別一些特殊天體或未知天體類型,還需要人工輔助識別。比如筆者這次發(fā)現(xiàn)的一顆很有意思的M巨星米拉變星。

      筆者從光譜中確認(rèn)出100顆M巨星,并且在卡塔麗娜網(wǎng)站搜尋到了一顆M巨星在連續(xù)幾年內(nèi)的V波段星等,擬合出了比較漂亮的光變曲線。它的光變周期、顏色和星等變化幅度與米拉變星一致,被初步認(rèn)定為米拉變星。

      4 致謝

      感謝國家天文臺郭守敬望遠(yuǎn)鏡數(shù)據(jù)中心提供給我這個機(jī)會接觸這樣高技術(shù)水平的望遠(yuǎn)鏡及光譜數(shù)據(jù)。這次與科學(xué)家零距離的接觸并參與直接對科學(xué)研究有意義的工作,讓我學(xué)到了在書本上學(xué)不到的東西,讓我在科學(xué)上大開眼界,激發(fā)了我對天文研究的濃厚興趣,成為我日后從事天文科研的強(qiáng)大動力。

      參考文獻(xiàn)

      [1]Luo A.L., Zhao Y.H., Zhao G. et al. The first data release (DR1) of the LAMOST regular survey[J]. Research in Astronomy and Astrophysics. 2015(15):1095-1124.

      [2]崔波,葉中付,白仲瑞.LAMOST二維光纖光譜抽譜方法的研究[J].天文學(xué)報,2008(3):49-60.

      [3]吳悅,羅阿理,施建榮,等.基于郭守敬望遠(yuǎn)鏡(LAMOST)試觀測數(shù)據(jù)新發(fā)現(xiàn)的貧金屬星候選體[J].天文學(xué)進(jìn)展.2010(4):404-414.

      [4]Covey K.R., Ivezic Z., Schlegel D. et al. Stellar SEDs from 0.3 to 2.5 μm: Tracing the Stellar Locus and Searching for Color Outliers in the SDSS and 2MASS [J].Astronomical Journal.2007(134):2398-2417.

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