SAGE巡天介绍Ⅰ——测光系统和数据处理

SAGE(Stellar Abundance and Galactic Evolution)巡天采用一套对恒星大气参数敏感的独特测光系统,包括uSC,vSAGE,g,r,i,Hα_n,Hα_w和λ_(DDO51)(David Dunlap Observatory,DDO)共8个波段。该系统对恒星大气参数(有效温度T_(eff)、表面重力lg g和金属丰度[Fe/H])和星际消光的测量比传统的uvbyβ系统(Str?mgren-Crawford,SC)更敏感。由于g,r,i波段带宽较宽,因而观测效率较高,对恒星大气参数的测量精度和观测效率均超过uvbyβ系统和宽带测光系统。利用美国亚利桑那大学Steward天文台2.3 m Bok望远镜、新疆天文台南山1 m望远镜和乌兹别克斯坦MAO(Maidanak Astronomical Observatory)1 m望远镜已展开巡天观测。项目计划在约4年时间内完成所有的巡天观测,北天天区覆盖面积约12000(~?)~2,高精度测光(信噪比为100σ)深度约15 mag(V波段);5σ探测极限可深至约20 mag(V波段)。最终将探测约5×108颗恒星,并得出其恒星大气参数以及星际消光。该样本比之前的u,v,b,y,β测光巡天,如GCS(Geneva-Copenhagen Survey)巡天和HM(Hauck and Mermilliod 1998)巡天,扩展到更深的区域,即深度达到7～8 mag(V波段)。利用观测得到的大样本恒星测光星表,可以开展如下课题的研究:(1)得到银河系约5×10~8颗恒星大样本的金属丰度分布,并根据恒星演化模型得到其年龄分布;(2)预期搜寻到一批贫金属星候选体,并利用其他望远镜进行下一步观测;(3)结合高质量的uSC波段数据,预期可以找到一批白矮星;(4)结合其他星表,预期找到一批长周期变源以及移动天体;(5)结合uSC波段数据和其他星表,预期可以找到一批类星体。     

SAGE测光巡天数据处理方法研究

元素丰度与星系演化(Stellar Abundance and Galactic Evolution,SAGE)是自主设计的能够准确计算恒星大气参数以及消光的新测光系统。对北天除银盘外共计约12 000 deg2的天区开展了SAGE系统测光巡天,计划获取约5亿颗恒星的高精度测光数据。单次曝光条件下100σ完备星等uSC～17. 3,vSAGE～16. 8(AB星等),这些为研究银河系提供宝贵的测光资料。介绍了巡天专用的数据处理程序的研究和开发,主要研究了针对单幅图像的快速自动化处理过程,重点介绍数据改正、天体测量校正、测光和流量定标过程,以及数据结果和数据质量检测等。     

The Cannon:一种基于光谱数据的恒星参数测量方法

新一代大规模光谱巡天项目产生了近千万条低分辨率恒星光谱,基于这些光谱数据,介绍一种名为The Cannon的机器学习方法。该方法完全基于已知恒星大气参数(有效温度、表面重力加速度和金属丰度等)的光谱数据,通过数据驱动来构建特征向量,建立光谱流量特征和恒星参数的函数对应关系,进而应用到观测光谱数据中,实现对恒星光谱的大气参数求解。The Cannon的主要优势为不直接基于任何恒星物理模型,适用性更广;由于使用了全谱信息,即便对于低信噪比光谱也能得到较高可信度的参数结果,该算法在大规模恒星光谱的数据处理和参数求解方面具有明显的优势。此外,还利用The Cannon得到LAMOST光谱数据中K巨星和M巨星的恒星参数。     

深度光学/近近红外巡天中恒星-星系自自动识别的研究进展

首先介绍了几个相关的深度巡天;随后介绍了目前深度巡天中常用的几种恒星-星系自动识别方法,包括双参数空间识别法、神经网络法、图像轮廓拟合法、光谱能量分布拟合法,并结合近期的研究进展对这些方法在处理恒星-星系自动识别问题时的具体适用范围和精度作了系统的介绍和评述;最后,结合有关方法对深度巡天中恒星-星系自动识别问题的研究现状和趋势作了简单总结和展望。     

恒星大气参数测量

从恒星的研究意义谈起,介绍了恒星大气参数的基本概念及研究意义;阐述了恒星参数测量方法的分类:直接测量和间接测量。着重评述了间接测量方法,包括测光方法、红外流量方法、巴尔默线轮廓拟合、谱线比例方法、线指数方法、金属线诊断法、光谱模板拟合和机器学习方法等。指出在大型巡天数据中光谱模板拟合与机器学习方法的优势及其广泛应用。对于高分辨率光谱,金属线诊断仍然备受天文学家青睐;红外流量方法的测量结果常用来定标。     

Mg超丰恒星的性质及其起源的研究

Mg超丰恒星([Mg/Fe]1.0)的特殊丰度模式无法用普通恒星的Mg元素起源和银河系化学演化机制解释。对这类特殊天体的起源和演化及化学丰度性质的研究,有助于深化理解恒星核合成及星系演化中一些特殊过程。首先介绍了目前文献中由高分辨率光谱证认的Mg超丰恒星,并对这些恒星的大气参数、运动学参数和化学丰度特征等性质及其起源机制进行了分析。其次统计了在斯隆巡天数据中系统搜寻的Mg超丰恒星候选体的大气参数和运动学分布特征,并且筛选了其中C超丰的候选体。研究发现绝大部分Mg超丰恒星表现了C超丰;在Mg超丰恒星中,存在中子俘获元素超丰的那些恒星都存在于双星系统中,其演化过程受到了AGB伴星的影响;而没有表现中子俘获元素超丰的那些恒星极有可能起源于第一代低能量超新星,部分恒星具有很高的空间速度,这类空间速度大于300 km/s的Mg超丰恒星可能是搜寻第一代恒星([Fe/H]-5.0)的最好样本。     

恒星临边昏暗系数的测定

介绍一种新的一级挖和二级近似描述恒星大气临边昏境现象方法,其临边昏境系数可通过有关物理量的直接测量或测量流量和辅助量恒星表面温度的方法间接给出。与太阳观测比较和数值模型大气方法比较,均显示新方法能够以很精确的方式描述恒星临边昏境关系,或确定其相应系数 方法对太阳观测的１７６个数据比较了统计方差,其中直接法的一级挖和二级挖分别为０．３８％和０．２６％;间接法的方差与此相近而略大;与数值模型大气比较其     

一个大质量恒星形成复合体的动力学性质

恒星形成于分子云之中, 分子外向流是恒星形成正在进行的重要动力学特征, 也是研究和认识恒星形成的重要契入点. 利用紫金山天文台青海观测站德令哈13.7m毫米波望远镜, 采用5种分子谱线探针(包括¹²CO、¹³CO、C¹⁸O、HCO$^+$ $J=1-0$和CS $J=2-1$, J为角动量量子数), 对一个包含IRAS 19230+1506、IRAS 19232+1504和G050.3179--00.4186这3个源的大质量恒星形成复合体进行了成图观测研究. 通过对以上分子谱线数据并结合红外波段巡天数据的分析, 在这3个源中首次探测到了分子外向流活动, 并确定了分子外向流的中心驱动源. 最后对这3个源进行了分子外向流相关物理量参数的计算, 分析了这些物理量参数之间的关系, 结果表明分子外向流的性质与中心驱动源的性质息息相关.     

光谱波长位置的确定

波长位置在光谱工作中至关重要。本文讨论和介绍了利用恒星光谱谱线，夜天光谱线，大气吸收线及摄谱仪标准谱灯谱线确定波长位置的方法。     

光谱波长位置的确定

波长位置在光谱工作中至关重要。本文讨论和介绍了利用恒星光谱谱线、夜天光谱线、大气吸收线及摄谱仪标准谱灯谱线确定波长位置的方法。     

恒星大气物理参量的非参数估计方法

恒星大气物理参量（有效温度、表面重力、化学丰度）是导致恒星光谱差异的主要因素．恒星大气物理参量的自动测量是LAMOST等大规模巡天望远镜所产生的海量天体光谱数据自动处理中一个重要研究内容．针对测量大样本的恒星光谱数据估计每个恒星的大气物理参量，提出了一种基于变窗宽核函数的估计算法：变窗宽算法是对固定窗宽算法的改进，分为3个步骤：（1）将历史恒星光谱数据进行PCA处理，得到光谱的低维特征数据；（2）利用特征数据与其物理参数的对应关系，建立一种变窗宽的非参数估计模型；（3）利用该估计模型，直接计算待测恒星光谱的3个物理参量（有效温度、表面重力、金属丰度）．实验结果表明：该方法与固定窗宽估计模型以及在其他文献中报道的方法相比，具有较高的估计精度和鲁棒性．     

大质量恒星形成:外向流和绿色延展天体

恒星作为宇宙的基础组成元素,其形成过程一直是天文学中的重要研究对象。人们已基本了解中小质量恒星(质量小于8M⊙)的形成和演化过程;受到数量少、嵌埋深、演化快和反馈剧烈等因素的影响,大质量恒星(质量大于8M⊙)的形成过程依然谜团重重。介绍了小质量恒星形成的基本理论,以及吸积盘、竞争吸积、并合三种主流的大质量恒星形成模型;回顾了以往使用红外或射电望远镜对大质量恒星形成区的观测和分析,以及现阶段使用多波段巡天观测手段对大质量恒星形成区的研究成果;着重介绍了目前公认的大质量恒星形成的示踪物——分子外向流的理论和观测现状,以及大质量外向流的优秀候选体——绿色延展天体的发现、理论及观测研究情况。最后,对大质量恒星形成的理论和观测研究进行了总结和展望。     

巡天项目中的白矮星搜寻

首先,描述了白矮星的颜色特点和光谱型分类。白矮星是大多数恒星的终极状态,它会随着时间的推移而逐渐冷却。根据表面大气成分,它被划分成DA和DB等不同的光谱型。对某一颗白矮星来说,其光谱型分类可能会随着时间的推移而发生变化,这主要是由于其大气包层中的元素含量被对流过程改变引起的。为了对各类光谱型有更深入的研究,样本的完备性不可或缺。得益于近十几年来大型巡天项目的开展(如斯隆数字巡天、郭守敬望远镜的光谱巡天等),目前通过光谱证认的白矮星已超过4×10~4颗,其中绝大多数是H主导的DA型白矮星,另外还包含2 000多颗He主导的DB白矮星。此外,GALEX项目和GAIA卫星分别提供了有价值的白矮星紫外数据、空间位置和速度等信息。这些数据和信息对于白矮星的研究工作起到了非常大的促进作用。随后,对白矮星的大气参数、质量和运动学等内容作了简单的总结。人们利用模板匹配测量了绝大多数已知白矮星的大气参数,并获得了DB型白矮星的有效温度与紫外颜色间的线性关系。基于斯隆数字巡天的光谱数据,白矮星的质量分布和质量-半径关系也得到了较深入的研究。小质量白矮星具有较大的速度弥散,而大质量的则相反。最后,讨论了白矮星的形成和演化机制,这些机制都是基于现有的理论模型得到的。随着巡天项目中白矮星样本的增加,现有的模型会逐渐被修正和完善,新的模型也将随之建立。     

M31中的恒星观测与研究进展

仙女座星系又称M31,是本星系群中最大的旋涡星系,它距离我们银河系约770 kpc。M31的累积视星等为3.44 mag,M31中的恒星数量大约为1012个。简要回顾了对M31当中恒星观测的发展历程,介绍了M31本地观测坐标系的建立和M31成员星的证认方法;总结了近年来在M31恒星观测上的进展并分析了其中的一些成果;最后讨论了未来的可行科学目标和LAMOST巡天计划在M31恒星观测方面可以做的工作。     

红团簇巨星的光谱分析及其作为I、K波段标准烛光的研究

基于高分辨率、高信噪比光谱观测资料，确定了19颗贫金属红团簇巨星的恒星大气参数，得到样本星4种α族元素(O、Mg、Ca、Si)的化学丰度．讨论了铁丰度与恒星大气参数的相关性以及α族元素丰度随金属丰度的变化，计算了共58颗红团簇巨星在I、K波段的绝对星等，讨论了它们与恒星铁丰度之间的关系．结果表明，在分析铁丰度范围内相对于I波段，K波段的绝对星等与铁丰度的相关性更弱，并且与利用理论模型得到的红团簇巨星I、K波段绝对星等与铁丰度的关系进行了比较与验证。     

银盘恒星的年龄-金属丰度关系研究

该文回顾了恒星的AMR(年龄-金属丰度关系)研究的历史,评述了研究的现状;介绍和比较了确定恒星年龄和金属丰度的有关方法;分析和讨论了最近有关AMR研究的4个大样本工作,分别利用每两样本之间的共同样本星,详细比较了它们分别给出的恒星年龄、金属丰度和AMR;结果表明样本的选择效应以及确定恒星年龄和金属丰度的方法或采用参数的不同都会影响AMR.通过比较选取了恒星年龄比较一致且金属丰度精度相对较高的2个样本,分别包括4 007和1 042颗恒星,用纯运动学标准确定了各自的星族成分,分别讨论了薄盘和厚盘恒星的AMR,结果显示厚盘恒星的存在明显的AMR,而薄盘恒星的A:MR不如厚盘那么明显,也提出了进一步研究AMR需要开展的几项工作.     

SZ星系团巡天及其宇宙学意义

存在于星系团电离气体中的大量高温电子会对宇宙微波背景的光子产生逆康普顿散射，引起所谓的Sunyaev-Zel‘dovich(SZ)效应，SZ效应是研究星系团的一种非常有效的手段。特别中SZ效应只与星系团的内禀性质有关，而与所处的位置无关，这有利于发现高红移的星系团，因此对星系团的演化有着极其重要的意义，正在建造中的SZ巡天望远望，将提供 条全新的确定宇宙参数的有效途径，如物质密度参量（ΩM），真空能密度参量（ΩΛ）和8h^-1Mpc尺度内的质量涨落均方差（σ8)，SZ星系团巡天确定宇宙参数，特别是定量分析利用SZ星系团巡天确定宇宙参数中可能存在的所有不确定因素，可以更好地限制宇宙学模型。在SZ星系团巡天完成之前，人们必须对这些不确定因素有清楚的了解，以便能利用未来的SZ星系团退天结果有效地测量宇宙参数。     

大气象质衰减参数

介绍了天文成象中湍流大气的象质衰减参数：视宁度参数ｒ０，大气相干时间τ以及波前振幅的起伏（恒星闪烁（σ＾２１）讨论了它们对成象的影响，其中着得讨论了ｒ０的物理本质并对其进行了定量分析。     

R—C系统望远镜的一种装校方法

本介绍了一种用于R－C系统（Rithey-Chrétien）望远镜的装校方法。这种主光路自校的方法不需要晚上观测恒星来进行光学调试，可以不受大气影响，白天在圆项室内进行装调，装校时间短，精度高。这种方法已成功地用于1.56望远镜R－C系统的主光路装校。     

大气象质衰减参数

介绍了天文成象中湍流大气的象质衰减参数：视宁度参数ｒ０，大气相干时间τ以及波前振幅的起伏（恒星闪烁σ２Ｉ），讨论了它们对成象的影响，其中着重讨论了ｒ０的物理本质并对其进行了定量分析。