張居甲，范玉峰，常 亮，王傳軍，易衛(wèi)敏

(1.中國科學院國家天文臺/云南天文臺，云南 昆明 650011;2.中國科學院天體結構與演化重點實驗室，云南 昆明 650011)

2010年9月，云南天文臺與哥本哈根大學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望遠鏡上完成安裝及調試工作，并開始實驗觀測。這是一臺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種觀測模式，可以根據天氣情況、觀測對象和觀測者的要求做相應改變。YFOSC和單一功能的終端相比，能夠實現測光與光譜的準同步觀測，從而提高了望遠鏡的觀測效率，是2.4 m望遠鏡多模式終端的理想解決方案［1－2］。

長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，獲得豐富的光譜信息。該模式具有10'的視場，一方面可以對點源進行光譜觀測，同時能夠利用周圍的信號，較好地去除天光背景;另一方面通過移動狹縫做空間掃描，可以獲得二維天體的光譜信息，從而研究一些參數在空間上的變化。在用YFOSC長縫光譜進行空域掃描觀測二維天體時，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，這樣方便后期的數據處理和圖像拼接，獲得光譜的二維分布。該模式在目前沒有積分視場光譜儀的前提下為觀測者提供了一種可行的二維光譜解決方案［3］。

1 YFOSC概述

YFSOC的結構如圖1，從機械結構圖中可以看到3個轉輪，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現成像或者光譜觀測。出于安裝的考慮，望遠鏡的光經棱鏡偏折后，進入準直系統(tǒng)再平行照射在濾光片輪上。如果是成像，將直接進入成像系統(tǒng)，最后被CCD接收，如光路圖所示。而將合適的狹縫、光柵(棱柵)轉入光路中，即可進行光譜觀測。YFOSC各轉輪的切換速度很快，從而大大提高觀測效率。

YFOSC光譜模式分為長縫光譜以及交叉色散光譜。長縫光譜使用單塊棱柵進行色散，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)進行交叉色散，從而獲得中等光譜分辨能力。

在長縫光譜模式下有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，會出現二級光譜混入，觀測時可以考慮在濾光片輪上安裝濾光片進行藍端截斷，從而避免這一問題。

在實際觀測中發(fā)現這些二級光譜的強度很弱，對流量定標精度的影響有限。以Grism3為例，其較寬的播放長范圍，一次曝光就能獲得320.0～920.0nm的光譜，非常適合一些對流量定標精度要求不是很高的目標。比如本文第3節(jié)介紹的利用Grism3觀測超新星，效果就很好，目前已經對多顆超新星進行了光譜證認。另外Grism5在波長大于1200.0nm的地方出現的二級光譜，并不影響實際觀測，可以忽略。

圖1 YFOSC結構圖。上圖:機械結構;下圖:光路結構Fig.1 The structural diagram for YFOSC.Upper panel:The overall mechanical configuration;Bottom panel:Optical layout

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

表2 YFOSC用于長縫光譜的各棱柵實測參數Table2 The measured parameters of the Grisms for the YFOSC Long-Slit Spectrograph

2 光柵參數測定及定標燈譜證認

2.1 系統(tǒng)響應曲線

為了除去大氣以及望遠鏡對效率測量的影響，獲得YFOSC儀器本身的波長響應曲線，作者利用色溫為3200 K的鹵素燈對表2中的5塊棱柵進行測試。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響應曲線，如圖2。由于YFOSC各光學元件在紅端的響應普遍高于藍端，而且CCD的量子效率峰值也在500.0nm左右，因此藍敏棱柵Grism14放入系統(tǒng)后，總體上也是紅端效率偏高。測量發(fā)現Grism14在波長大于680.0nm的部分存在一個明顯的突起，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在波長大于680.0nm后的光譜。

2.4 m望遠鏡計劃于2012年夏天進行主副鏡鍍膜，屆時望遠鏡的效率將恢復到出廠水平。此時在測光夜的條件下，視寧度取該臺站的平均水平，即1″;選用0.8″長縫進行觀測，信噪比要求20，YFOSC各棱柵需要的曝光時間與目標星等之間的關系如圖3。

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

圖3 YFOSC長縫光譜模式下各光柵曝光時間和探測星等的關系Fig.3 The relation between exposure time and object magnitude

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

2.2 波長定標

為了便于波長定標，作者分別對YFOSC使用的3盞定標燈做了證認，如圖4～7。目前使用的這些定標燈存在的共同問題是藍端譜線很弱，證認困難。在鐵氬燈和氖燈的證認圖中發(fā)現500.0nm以下區(qū)域存在較多發(fā)射線，但是強度比紅端低了兩個量級，此時即便大幅增加曝光時間也難以有效提高藍端強度。因此建議在觀測前后，利用空余時間拍攝多幅鐵氬證認光譜進行合并，再對強度取對數提高藍端譜線的對比度。

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

圖4 YFOSC鐵氬燈光譜證認圖。左圖為藍端光譜;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氖燈光譜證認圖從上到下分別是藍端、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氦燈光譜證認圖Fig.6 The Helium Spectrum by YFOSC

圖7 YFOSC月球光譜證認圖上圖為藍端光譜;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

在實際觀測中人們經常采用拍攝一些熟悉的明亮天體的方法進行波長定標。比如月夜條件下可以通過拍攝月亮光譜的方法來進行譜線證認。圖6為Grism3拍攝的月亮光譜，經過歸一化處理，在390.0～850.0nm的波長范圍內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的吸收線可用于波長定標。由于月球相對地球的角速度為零，因此無需考慮波長紅移，并且月光強度很強，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)質定標燈。比如行星狀星云在藍端擁有巴爾默線(H10、H9、H8、Hε、Hδ)以及S、Ne、O等元素的電離線等十多條強發(fā)射線可用于波長定標。

3 觀測實例

3.1 畸變校正

YFOSC長縫光譜擁有10'視場，在使用中發(fā)現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長縫光譜模式下拍攝的一幅恒星光譜，豎直方向為色散方向。左圖是未經處理的原始圖像，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。這一畸變會對目標附近背景的去除造成影響，尤其在觀測二維天體時會降低波長定標精度。利用圖像處理及分析程序(Image Reduction and Analysis Facility，IRAF)，先對定標燈譜進行分段定標，即燈譜的二維證認，獲得二維圖像中波長隨圖像坐標(x，y)變化函數后再對目標光譜進行畸變矯正。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曲校正不理想。

值得注意的是當目標高度角接近30°時，大氣色散將導致嚴重的色差，此時的星像會沿著高度軸方向散開。觀測時可以將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。

3.2 超新星光譜實例

由于YFOSC具有快速轉輪系統(tǒng)能夠非常迅速地在測光及光譜模式中進行切換，因此通過多波段測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很好的科學目標。

圖9是一條經過定標后的超新星2011iy的光譜，通過分析硅線等特征譜線可以認定其為Ia型超新星。通過591.67 nm位置上的NaD吸收線，計算出紅移z～0.00402，與該超新星的宿主星系NGC4984的實測距離相符。而NaD線的出現也預示著該光譜是在光極大1～2周后獲得。

圖9 觀測實例: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望遠鏡上獲得了大量優(yōu)質的超新星光譜數據，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，這對超新星前身星的大小和性質提供了重要限制。

4 結論

在2.4 m望遠鏡上利用YFOSC開展長縫光譜觀測，能夠有效地對亮于19 Vmag的天體進行中低色散分光研究。比如對超新星等瞬變源的光譜加測光的長期研究可以獲得不同演化階段的重要數據。另外，YFOSC在對暗弱目標探測上的良好表現，可以有效地對大量新發(fā)現的類星體候選體進行光譜證認，或者研究這類天體長周期的光譜變化。而利用長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積分視場光譜儀?？偠灾?，YFOSC的長縫光譜模式將為我國中低色散光譜研究提供一個優(yōu)質平臺［4－5］。

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［3］張居甲，程向明，宋佳陽，等.光纖式積分視場光譜儀實驗研究 ［J］.天文研究與技術——國家天文臺臺刊，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.

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