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超新星巡天

floating超新星并不常见,为了积累足够多的数据,必须进行系统的巡天。下面就以清华的超新星巡天项目为例简单介绍下观测流程。

清华天体物理中心的超新星巡天项目用的TNT(清华天体物理中心-国家天文台望远镜)望远镜是是标准的卡塞格林式望远镜,口径80厘米,焦比 f/10, 由德国AstroOptik公司制造,后端探测器为普林斯顿仪器公司生产的PI VA1300B型CCD, 视场11.2角分×11.2角分。整套装置位于燕山主峰南麓的国家天文台兴隆基地,海拔960米。清华有50%的使用时间。也就是说我们每隔一星期观测一次。每次持续一周,如果天气理想、设备工作正常的话,每夜将拍摄300-500个目标星系。

观测结束后数据自动传回基地进行后期处理。除完本底平场之后将巡天照片与对应的模版图片(以前拍摄的同一天区的照片)相减,这样就更容易发现增亮的目标。但是由于计算机图像识别功能不够完善,仍需要观测者人工筛选。程序最常误认的是点状或线状的宇宙射线,由于其能量高、截面小,成像明锐,没有在正常星像中常见的过渡边缘(其实下图中就有两个宇宙线)。

巡天照片中的遥远星系

一旦发现可疑亮点,便要调出原始图像进行核对,排除软件错误,宇宙射线干扰和仪器光学误差等因素之后,便要进行星图认证,由于我们的视场星等一般在15等以上,目标星等甚至会暗至20等,因此无法使用普通的星图软件和星表检索,先要在DSS数字巡天网站中检索目标所在星系的位置参数——赤经、赤纬,然后用赤经赤纬反查出该处的小视场照片进行比对(但DSS项目是扫描照相底板,所以同CCD拍摄的效果会有不同)。通过此步确认之后便要尽快重复观测该天区(因为巡天目标较多,按照正常程序,对同一星系的重复观测至少要在半个月之后)。如果目标是小行星,彗星等天体,将不会在重复观测中出现。一旦在重复观测中复现目标,便要估计出位置、星等基本参数进行上报了。

最新确认的超新星都会出现在SuperNovae网站中,便于世界各地的天文学家尽快进行后续观测。

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我所理解的超新星宇宙学

天文观测中最困难的就是距离测量,因为我们直接看到的只是天体的二维投影,于是几千年来流传的只有星座的神话,直到18世纪以后,用三角视差法测量了较近的天体(150光年以内),人们才开始了解宇宙空间的三维图像。二十世纪中叶,天文学家们终于找到了更有效的距离尺度——造父变星,他的光变周期和亮度有着确定的关系,哈勃用它首先证明仙女座大星云其实是和我们一样的星系,并发现整个宇宙都在膨胀(哈勃定律)。造父变星也从此获得 “量天尺”的美誉。但是恒星的亮度毕竟有限。对于众多尚无法分辨出成员恒星的遥远星系便无能为力了。这种方法所能确定的最远距离只有3亿光年左右。

1987年在大麦哲伦星系中发现的超新星

而超新星爆发时,它的亮度会超过整个星系。《宋史》中所记录的1054年超新星,连续23天白天可见!一千年后它的遗迹仍在星际间扩散,被称为蟹状星云。如果能够想办法得到它们的绝对亮度,再与我们所观测到的亮度(视亮度)相对比,便能够估计出距离。而光速是有限的,对于遥远的天体,我们只能看到它的历史,但也正是如此,我们才有可能获得早期宇宙的信息!

但是超新星爆发时很少见的,对于银河系这样的星系平均50-100年才会有一颗。不过宇宙中星系是相当多的,通过长期监测大量星系,我们总可以发现其他星系中的超新星。在积累了足够多的数据之后天文学家们终于在被称做Ia型的超新星中首先发现了规律:它们爆发后的亮度变化曲线与亮度极大值有关。只要我们及时发现它,记录下整个爆发过程的亮度变化,就能够得出距离!

从前的宇宙和我们现在会有什么不同呢?1998年Adam Riess(巴尔蒂摩太空望远镜研究所)和Saul Perlmutter(加州大学伯克利分校)先后发表了他们的超新星数据:那些遥远的(高红移)超新星比我们期望的要暗!也就是说比哈勃定律所预言的更远!而哈勃定律在邻近的星系中是普遍成立的,较近的超新星数据也证实了这一点,这意味着宇宙并不是匀速膨胀的,现在膨胀的比从前更快——宇宙是在加速膨胀!

此前人们普遍认为由于引力的作用,宇宙膨胀肯定是减速的,那么到底是什么为整个宇宙提供了加速的动力?现在这仍是个谜……

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所谓本底、暗流和平场

这几个名词都是数码摄影中的基本概念,对后期图片处理具有重要意义,这里就我自己的理解做一个较为详细的叙述。

1、本底(Bias):

零秒曝光下,在无信号输入时,所记录的CCD输出。CCD作为半导体材料,由于制作工艺的精度限制,不同的像元不可能完全一致,即使有相同的启动栅偏压,也有不同的预加电荷数,也就是说只要CCD一启动背景就不是均匀的了。从数学上来讲,无信号时像元的光子计数值应均为0,如果计数零点不同(0、1、2、3……都有可能),则要在计数结果中减去初始值,才是真实获得的光子数。这是CCD的固有属性,与温度、时间无关。通常选取最短的曝光时间(0.01秒以下)——这时热噪声可以忽略,不开镜头盖(注意防止漏光),拍5-10张进行叠加。

2、读出噪声(readout noise,台湾译作“轉換雜訊”):

是由电子线路中电荷转移、信号放大、模数变换等环节的问题所导致的读取结果与CCD实际数据之间的误差,包括像元复位噪声(KTC噪声)、1/f噪声及固定图形噪声等。如果忽略短时间曝光的热噪声,两幅本底相减应得到完全黑的图像,但实际结果中每个像元仍有不为零的读数,这就是由CCD的读出噪声引起的。它与曝光时间无关,但CCD温度越低,读出噪声越小(与热噪声类似)。读数噪声随机出现,不能直接测量,但可以通过多幅照片叠加来消除。

3、暗流(dark current noise,也称“热噪声”):

CCD器件是将接收到的光子转换为电子进行计数,但是由于电子的随机运动(随温度升高而加剧,故称热运动),在没有光照时CCD势阱中也会有电子积聚,产生输出,便为暗流。暗流也是随机产生的,符合高斯分布。

暗流随温度而改变,一般每升高5~7℃,暗流就增加一倍。而且天文摄影曝光时间较长,感光元件会因长时间使用而升温,图像质量迅速下降,因此数码相机的曝光时间不能太长。通常以叠加消除。业余CCD系统则多采用半导体制冷,而专业CCD常用液氮制冷,温度低于 -110℃,此时暗流很小,可以忽略不计。

4、平场(flat field):

由于CCD各像元的灵敏度并不完全一致,即使是对均匀光源面的反应也会出现差别。因此观测天体之后,还要拍摄均匀光源作为比对标准,称作平场。均匀光源可以采用白炽灯均匀照射的白布,黄昏或晨光中的天光背景等,选择一定的曝光时间拍摄多幅图像,叠加平均便得平场。其中选择天光背景时每拍一张之后都要旋转望远镜,以防止最终的平场图像中出现星点。假设每个像元从均匀光源面接收到100个光子应转换出60个电子(设CCD平均量子效率为60%),但是各像元处的实际数目可能为59、62、57……,那么同为1000个电子的像元所接收的光子数可能并不相同,这时要从最终的电子计数结果中除以各像元对应的平场值,便得到准确的相对亮度。

5、亮帧和暗帧(light frame & dark frame)

通常在CCD控制软件中才能见到,区别只在于是否打开快门。比如本底、暗流一般用暗帧来拍可以避免光学系统漏光的影响,而平场和天体则必须用亮帧。对于数码相机来说,所有的照片都是在亮帧下获得的。

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《环宇孤心》随想

从架上取下这本书时,印象并不好,因为封面上的“环宇”是简化字滥用的产物(虽然字典上也承认),按本义应用“寰”。

四位译者显然也缺乏足够的学科背景,不知道“梅西耶”、“莫纳克亚山”、“钱德拉塞卡”、“银河系漫游指南”,“思想实验”等名称,甚至混淆“量化”和“量子化”。但是这本书的内容实在太丰富了,它回顾二十世纪后半叶50多年的天文学发展脉络,涵盖宇宙学天体物理,实测天文,粒子物理等最前沿科技,连缀哈勃、惠勒(美国物理学奠基人)、霍金(不用多做介绍)、格拉肖(1979年诺贝尔物理学奖获得者)等十几位天文物理学家们的探索历程,即使是专业人员也未必通晓所有的细节。在这样的前提下译者们为此付出的努力是令人尊敬的,所犯的错误也是可以理解的。作者丹尼斯·奥弗比作为《纽约时报》科学版的副总编辑,他高超的叙述技巧在很大程度上弥补了译文的不足,此书仍然引人入胜。

五十年前,为了较为精确的测定空间距离,天文学家们需要几十年的时间积累数据,再凭肉眼从获得的照相底片中筛选目标、比对、测量……工作时间都是用年来计算。而二十年后,年轻一点凭借新的方法和技术,在几年之内便推翻了前辈们耗费几十年的精力所得出的结论,生命的价值就这样被否定,无关才智。

现在我重复同样的工作,输入几个简单的字母,轻敲回车,再等待一首歌的时间,便完成了从前半年的工作,以更高的精度。但研究并未因此变得轻松,各地天文台一年积累的数据比那个时代的观测者一生所见过的还要多!我需要更快的计算机,更好的程序,更多的努力……

三思书评在线全文阅读版本信息

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梅西耶天体资料集 V1.0

今年六七月份比较闲,便参与了梅西耶中文资料的翻译工作,梅西耶资料中文站SEDS梅西耶资料站的中文镜像站,由Steed主持。翻译了最后二十个天体的基本页面,并制作了chm版本,方便爱好者离线查阅。也算是完成了我大学的一个夙愿。

不过我在翻译过程中发现,中文这方面的资料非常有限,许多名词甚至至今都没有统一的中文译名,比如“Milky Way Patch”,“Schiefspiegler Telescope”……相比之下,德语,法语,意大利语的分站已经非常完善,日本自己做的梅西耶资料站也很有特色,我们还有很长的一段路要走

现在的版本是1.0 ,日后的更新我都会在这里发布。

下载地址一下载地址二

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