系统介绍简介


BATC课题组依托北京天文台兴隆观测站及其望远镜从事大视场多色巡天工作。
在北京天文台60/90厘米 施密特望远镜上建立2048×2048 CCD系统的科学思想,可以追溯到1985年,当时CCD在国际天文界使用不久,我们课题组就在国际上最早提出要在北台的施密特镜上配用CCD。这个科学思想的提出,是基于国际天文发展趋势及我国实际情况出发的,我们意识到在单天体精细研究方面 ,我国处于明显劣势,我们可以在国际上有所竞争的是开展大视场的大样本的天文学,施密特望远镜的大视场是开展大样本天文学的理想望远镜,而传统的施密特望远镜是用照相底片作为探测器,但是在我国使用照相底片观测有许多不利的因素: 进口可靠的天文照相底片需要有畅通的供应渠道;为底片敏化需要高水平的敏化实验室;为使用观测结果需要有高速全自动化的底片测量仪,进行底片信息数字化。在后处理过程中还需要仔细地测出并改正照相底片的非线性。另外,照相底片线性差,量子效率低和动态范围小等因素也限制了天文光度测量的精度。实际上北京天文台的60/90厘米 施密特望远镜已几乎处于闲置状态。1988年,我们首先在北台施密特使用570×384的Thomson CCD并获得成功的经验之后,开始申请经费,建立全套的CCD照相机及数据采集系统。在国内,首次研制成功用于天文CCD的杜瓦瓶,整机于1992年6月首先安装在望远镜测试观测。经过三年运转,我们对该系统进行各种性能测试,改进了控制系统,推进了包括望远镜的改造、建立了CCD图象导星系统、设计并完成一套独特的滤光片系统、实现了圆顶随动和望远镜指向的计算机自动控制、用长时间研究出CCD图象平场改正和进行各种定标的方法。近年来利用这套观测系统,我们已经得到许多研究成果。
技术改造的关键技术及创造点包括:
望远镜和圆顶位置的数字显示
施密特望远镜以前使用照相底片进行观测。望远镜的位置是通过圆顶室内控制台上的机械表来显示,然后用人眼来对准的。它的精度很低(>1角分),无法适应现代天文观测的要求。圆顶天窗的位置以前是通过观测人员在圆顶内不断观察然后通过手动按钮来调整的,十分落后。目前望远镜指向和圆顶位置的数字显示由数显表采集后,信息直接反馈到计算机中。
望远镜和圆顶的微机控制和圆顶随动
望远镜和圆顶位置的数字信号和望远镜的各种控制开关线路引入观测控制室,然后用计算机来采集望远镜和圆顶的位置并控制望远镜和圆顶的转动。这个工作的完成使得BATC所用的施密特望远镜成为一个非常自动的望远镜。观测时,望远镜可以自动地根据计算机中待测目标的任何历元的坐标指向正确的位置,同时圆顶的天窗方向始终跟随望远镜所指方向。这个工作的完成使得一个观测人员即可从容地完成全部观测过程。
独特的滤光片机械及控制系统
BATC计划的观测需要用十五个以上的滤光片,为此我们研制成功一个独特的滤光片机械及控制系统。它的原理很象机械打字机。它已达到很高的自动化程度。它可以根据计算机中的设置,在观测时,自动转换滤光片并将滤光片的状态以多种方式指示和记录在观测得到的图象中。
专用的探测器制冷系统
测光系统所用的制冷系统是国内研制的。杜瓦瓶性能具有国际水平。一次加完液氮后的制冷时间可大于二十四小时。
CCD照相机的计算机控制和数据采集的硬件系统
这部分由CCD探测器,前置放大器,信号采集箱和计算机组成。
观测精度
平场改正方法:平场改正结果的好坏是测光精度能否达到要求的关键。在大视场天文观测上的平场改正困难是国际上普遍存在的问题。经过反复的研究和对研究报告的集体讨论, 确定了一套独特的方法并得到理论上的证明。目前,平场图象的合并和对观测图象的改正由计算机自动完成,精度好于0.003。
天气状况的判断:我们在每个观测夜都用同一颜色对北极天区拍至少一幅100秒的图象,以此来客观地评价天气状况的质量,充分地利用所有观测夜。其结果可以用于在观测之前决定观测的对象; 观测之中监视天气的变化;观测之后评价观测数据的精度。
观测深度的理论计算:从理论上对整个系统的效率进行计算,并将计算结果与实际的标准星观测结果进行比较。结果是在4000埃到8000埃的范围内, 理论与实际观测的结果符合很好, 而在两端, 尤其是红端差异较大。 波长在6660埃,积分时间30分钟, 极限星等可以达到20.9等(s/n=3)。
天体坐标定标:方法是用大量的点源通过比较其在图象上的位置和GSC星表上的坐标来得到用于确定位置的8个系数以达到定标的目的。误差一般小于0.4角秒。
流量定标:BATC测光系统是以4颗分光光度标准星为一级标准建立起来的。 在定义了星等零点之后,有这4颗标准星就有了它们已知的BATC星等。 而对所有目标天区内的天体的BATC星等,是在测光夜里同时观测标准星, 通过比较得到的。