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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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