观测计划. 2

BATC巡天. 2

服务观测. 2

超新星. 3

BATC组正在开展以及计划开展的超新星研究课题. 3

超新星观测要求. 4

小行星. 4

小行星天区的分类和编号. 4

小行星天区的选择和观测. 5

观测资料的预处理和小行星数据的记带. 6

观测资料的小行星处理. 6

小行星数据处理有关程序清单. 10

变星. 12

流量定标. 12

BATC星等标准星(standard stars) 12

星等测光Photometry 13

提取图像头中的信息. 13

消光曲线. 13

消光的变化. 13

对消光变化的拟合. 14

迭代(Iteration) 14

程序的运行. 14

读图像并计算消光系数,仪器零点和天气变化. 15

检验处理过程和结果. 16

获得定标后星等. 19

 

 观测计划

BATC巡天

 

BATC巡天是系统科学工程,工作内容涉及仪器设备、观测、数据处理、数据库、课题研究; BATC追求高的科学目标,面向当代天体物理前沿; BATC所开展的系统性的课题研究具有宽广的学科领域及紧密的内在联系; BATC利用国内中小设备做前沿性、挑战性的研究。

BATC巡天的总体科学目标,就是利用北京天文台一台60年代的中小型望远镜,即60厘米/90厘米施密特望远镜,经过改造,配以大面积CCD及15色中带滤光片,对高银纬天区进行暗至B=21等的多色高精度测光,获得天体的SED,利用它开展一系列前沿的天体物理研究,以较小的投入参与国际竞争。在八五期间,我们着重于仪器系统改造,测光性能的研究,九五重大项目则着重于课题的开拓。

在基础性工作方面:我们进一步致力于发展观测设备,提高数据产出的质量。加强了观测的规范管理,观测人员的培训。多年来积累了许多观测资料,保证了课题的全面展开。在观测上,实行以观测人员为主,研究人员为辅的方式。在保障数据质量的同时,研究人员把主要精力放在科学产出上。在硬件上,我们正在计划更新CCD探测器和控制器,改造自动导星系统。

在实质性研究进展方面:我们重点放在为扩大BATC课题而展开的国内外合作上。在同国内多个创新团组之间的合作基础上,同日本科学家开展了星系团方面的合作研究,通过与俄罗斯合作,在类星体方面有了很大的进展。HH天体方面又有许多新的发现并发表了一批学术论文。星系星族合成方面的研究取得了阶段性的成果,课题正在向深入和展开两方面发展。继续发现多颗小行星并初步开始了小行星物理的研究工作。除上述BATC工作外,我们还进行了活动星系核研究及对BATC天区源的交叉证认工作。总体来看,与本课题实质相关的科学产出有较大提高 。

目前,我们开展了很多前沿的研究,却面对着国内人才的流失和体制转换。为了保证观测数据的质量、数量和扩大本课题的科学产出,我们把所有BATC专职研究人员用在仪器、观测和数据处理上。我们把研究及论文产出放在与国内外人员的合作上。通过近年来的实施,我们利用这套系统,对若干天体物理前沿领域,进行了开创性及奠基性的研究,并取得一系列可喜的成果,证明了原定的科学目标的可行性.

 

 

 

服务观测

to be continued

 

超新星

  

 BATC组正在开展以及计划开展的超新星研究课题

  

随着近几年随着国际上众多大口径望远镜的加入,小口径、小视场望远镜在超新星巡天方面的竞争力逐渐丧失。近两年国内60cm发现的超新星数目较之以前有明显下降,而系统的测光工作也是缺乏的。我们觉得的国内超新星的观测工作重点应转向亮超新星的测光观测。国外的超新星测光工作开展很早,但仅限于UBVRI几个颜色。多个颜色的中带测光系统是BATC组开展这一课题研究的优势:相对宽带系统,15个颜色的中带滤波片能给出更详细的能量分布信息。

 

1近星系亮超新星的多色测光

1.1观测计划及科学目标

 

我们计划选15颗亮的超新星(主要是Ia型的超新星),利用60/90cm望远镜的多色测光系统对其进行短期的多色测光观测,以期获得一批超新星在光极大附近的多个颜色的中带光变曲线数据。滤波片的选择主要依据不同类型超新星的特征谱线,即尽量使得所选的滤波片落在特征谱线上。如对Ia型超新星,我们选的滤波片为j,h(落在SiII的强吸收线上),i以及m, n(落在Ca II的红外三重线处)。首先,通过研究这些特征线的相对强度变化(与连续谱比较),以期建立起它们同Ia超新星峰值光度的联系。从更为物理的角度检验引起Ia超新星光度变化的原因,力图对观测到的峰值光度光变曲线形状的经验相关给出合理的解释。其次,多个颜色的测光有利于更准确判断超新星母星系的消光情况。而当前的消光研究仅限于两三个颜色,并且不同方法给出的估计有较大差异。在解决和澄清以上的问题后,我们将利用这些超新星的中波段测光系统定出的峰值光度构筑哈勃图,用于测定哈勃常数以及其它宇宙学目的的研究。这是当前宇宙学中最为热门的研究课题。 同时对某些特别亮的超新星(如亮于13 mag)进行10 - 15个颜色(400 nm 1 000 nm)的长周期观测,以期得到光谱能量分布(SED)演化特征(即粗分辨率的光谱演化)。超新星的SED数据将为研究不同波段光变曲线形状的差异(如Ia超新星IR波段光变曲线在极大后25天左右出现的二次极大)以及超新星爆发的前身星模型提供很好的研究资料。

对于II型的超新星,我们主要对II-P型的超新星进行测光。 滤波片选定为f,g,h以及i。 利用平台阶段抛射物的膨胀速度同II-P型超新星光度的相关建立一种独立于Ia超新星距离测定的新方法。

1.2观测进展

2003年9月3日开始我们就已经开始利用BATC多色测光系统监测超新星2002er。这是一颗光极大前被发现的亮超新星,目前对它的监测工作进展顺利, 已获得2.16望远镜的光谱资料。截至11月中旬我们的观测样本已经增加到了5颗,其中有一颗,SN 2002fk, 是今年发现的第二亮的超新星 (极大V星等~13.2 mag)。表1给出列入BATC观测计划的超新星。

     

SN name

 

Host Galaxy   

 

   R.A.

 

   Decl

 

Type

 

Peak magnitude(B)

 

tmax

2002er

UGC 10743

17h11m29.88s

+07°5944.8

Ia

   14.2 mag

9/9

2002gd

NGC 7537

23h14m37s.01

+04°3005.7

II

   16.4 mag

10/14

2002fk

NGC 1309

3h22m05s.71

-15°2403.2

Ia

   13.2 mag

9/24

2002ha

NGC 6962

20h47m18s.58

+0°1845.6

Ia

   14.5 mag

11/04

2002hh

NGC 6946

20h34m44s.29

+60°0719.0

II

  <15.1 mag

11/22

2002ji

NGC 3655

11h22m53s.15

+16°3510.0

Ib/c

   14.7 mag

11/11

 

2在星系团中寻找超新星

当前国际上的超新星巡天主要集中在场星系,而星系团中的超新星搜寻似乎没有引起足够的重视。实际上大的星系团往往包含成百上千个成员星系,若按正常星系的超新星诞生率,象Coma团这样的大星系团每年会有不少超新星爆发。因此,用大视场望远镜对近的星系团(z<0.1)进行搜索,发现超新星的效率理应高于用小视场望远镜在场星系的发现机率。实际上,BATC组早在几年前就有这样的想法,但当时并没有开展起来。

超新星观测要求

US25的观测尽量保证每星期一到两次,起码i片应该保证,时间不会超过半个小时,测光夜 其实也可以插进去观测.

2.  超新星巡天不用滤光片,焦距已经测试好了:20.78+.可在有月夜无法进行巡天时进行观测.暴光时间可以先尝试200秒,天区UA20到UA30,最好最近试拍一遍.

 

小行星

小行星天区的分类和编号

小行星天区主要有以下几种情况:

1   第二点观测天区

指一般在10天之内对已经观测到一点,又经小行星中心计算机证认没有对应的已知天体的目标进行再次观测以获得暂定编号的天区。

天区编号:在当天的天区编号不重名的情况下尽量与第一点观测天区编号相同。对于第一点观测是非小行星天区的情况(第一点天区不是以M打头),第二点观测天区改为以M打头,后三位尽量保持不变。当第一点观测天区的小行星对应于同一天中不同的第二点观测天区,或者按前述原则编号可能造成重名时,其它天区编号取M+<当天JD后两位>+ <顺序号>。每天的顺序号依次由1到9,A到Z,a到z。

2)      后继观测天区

多数是指由我方获得MPC暂定编号、但轨道根数没有确定的小行星在获得编号的两次  观测之后7天到2个月范围内的后继观测。有些情况下是对有轨道根数的特殊小行星的后继观测。

天区编号:M+<当天JD后两位>+ <顺序号>

3)      超新星巡天和小行星巡天天区这是经过专门选择的特定位置的166个天区。天区编号:以S打头,每个天区有固定编号。

4)      小行星试观测天区目前是每天不同的一些特定位置。天区编号:以MDMA打头,每个天区有固定编号。

5)      任选天区

一般应选择尽量偏东的黄道天区。

天区编号:M+<当天JD后两位>+<顺序号>。

以后这类天区将成为固定位置和编号。

 

有时一个观测天区中既有第二点观测目标又有后继观测目标,此时的天区编号按第二点观测天区处理。

小行星天区的选择和观测

如果是无月夜,一般选择观测开始时在偏东半小时左右的小行星。如果是有月夜,则月亮在东边时选择偏西一个半小时的小行星,月亮在西边时选择偏东两小时的小行星,月亮在正南附近时选择偏东两个半小时的小行星。有时还要根据当时的天气状况和具体的要做第二点或后继观测的小行星的位置分布进行适当的调整。

由上述原则给出的小行星赤经范围,再在mpbatch中选择具体的天区......

偏东半小时即小行星的赤经比现在的恒星时大半小时。偏西则对应赤经减小。

 

sun2:/china/bat目录下的mp2night.dat文件存放着需要做第二点观测的小行星的组内编号。此文件应由小行星天区的观测者和处理者根据实际观测和处理情况及时加以维护。已经观测过第二点的小行星,由晚班观测助手在观测资料得到之后(已有3幅图在盘上)将该小行星由文件中删去。处理过程中出现需要做第二点观测的小行星时,由处理者在文件中加上第一点小行星的组内编号。以下几种情况的第一点观测小行星可不做第二点观测:1) 观测在12天之前;2) 观测天区中大多数小行星已有证认(证认为已知小行星或第二点小行星),剩下的一、两个小行星星等均暗于19等;3) 天区内未证认的小行星数小于或等于该天区需做后继观测的目标数(不包括已证认的后继观测目标)。由白班观测助手负责在每天执行mp2prepare之前将以上文件中超过12天的小行星删除。

每天下午4:00左右由白班观测助手在sun2上执行mp2prepare。程序结束后在目录sun2:/china/bat下生成的mp2night.月月日日文件将作为mpbatch程序的当天需做第二点观测目标的输入。

第二点观测天区、后继观测天区、任选天区的选择最方便的是使用周旭编写的mpbatch程序。用法是:在某个X环境下的窗口中cd到sun2:/china/bat(其它机器上此目录一般是/china.data/bat)执行mpbatch文件名 儒略日 月月 日日 。其中文件名是要程序生成的含有在mpbatch的图形窗口中直接选择的天区信息的批处理文件,将作为观测程序batman的输入文件。注意这里生成的文件中,天区的编号只是临时性的,因此在真正观测之前一般都要根据具体情况编辑上述文件,将每个天区的编号重新进行修改,以符合小行星天区编号的规则。

超新星巡天和小行星巡天天区的批文件可由程序“snselect文件名生成。

需要注意的是,以上程序给出的位置均是2000.0历元的坐标。比较方便的是在IRAF中再执行一下郑中原编写的mpepoch输入文件 输出文件,将坐标转换成当前历元。

一般使用中心波长为6660A的i滤光片进行小行星天区的观测,积分时间240s,每组选择二至五个天区交替进行三或四轮观测。比较合适的是从中天前半小时选三、四个天区进行三轮观测。天气状况不稳定时每轮不要选太多天区。天气很差时尽量选择对较亮小行星的第二点观测或后继观测。观测时间较紧时(比如只有天文昏影终以前或天文晨光始以后的半小时左右时间),选择一个天区(尽量选择距第一点观测时间较近的第二点观测)进行连续三或四轮的观测(根据时间、天区和天气情况有时可以选择拍4轮曝光时间小于240秒的图象)。M天区和S天区的观测应在图象读出时转动望远镜,并在每幅图的观测结束后,直接执行coord进行该图象的位置定标。此外,对于M天区和S天区的观测,对同一天区的不同幅图之间,应稍微移动一下望远镜,以使坏象元在合并图象上的轨迹不是沿直线方向。比较方便的做法是,相对于第一轮观测位置,第二轮位置只改变赤经,在时秒的个位上加1或减1(如该位小于等于5则加1,大于5则减1);第三轮位置只改变赤纬,在角秒的十位上加2或减2(如该位小于等于5则加1,大于5则减1);第四轮位置(如果有的话)则按前面的方法赤经赤纬同时改变。对天区观测,应尽量避免总是沿着同一个方向移动望远镜。有第二点观测目标的天区的观测结束之后,应及时在sun2:/china/bat/mp2night.dat文件中将已做第二点观测的小行星删除。有后继观测目标的天区观测结束之后,应将/npa4/DOSWARE/minor目录(以后将改成/minor盘下的目录)中相应目标的历表文件移到该目录的done子目录之下。

目前的巡天观测数据因每个天区、滤光片均连续拍3幅以上,一般都可用于小行星处理。测光夜观测时,对于天区观测可在不影响实际观测的情况下,交替使用星多星少的滤光片,比如滤光片的观测顺序采用i,b,h,d,g,m,j,以便更好地从中提取小行星信息。对此处的例子,可以考虑使用同一天区的i,h,g,j的数据进行小行星处理。

每晚观测过程中,当有适合做小行星观测的天区时,晚班观测助手应把待做小行星处理的天区的观测情况填在“每日小行星处理情况记录表”上并签字。

观测资料的预处理和小行星数据的记带

对儒略日JJJJ观测资料的平场观测结束后,由白班观测助手按次序依次执行下述步骤(如无特殊说明,指在bat机用ccdev帐号):

(1)    /pip1/data目录下执行prepip JJJJ

(2)    /pip1/data/pipJJJJ目录下执行batpip。程序结束后通知当班观测人员完成postpip

(3)    如果有JJJJ的小行星天区观测,则在class1机上对小行星天区原始数据进行记带(选择合适的MDtt,在/china.data/data目录下执行mt_put JJJJ > /minor/raw/MDtt.n.JJJJ; 换备份带MBK1,执行mt_put_bk JJJJ > /minor/raw/MBK1.n.JJJJ)

同时在/pip1/minor.tmp/pipJJJJ.m下执行compress_mp

(4)    如果有JJJJ的超新星巡天和小行星巡天天区观测,则在class1机上对超新星巡天和小行星巡天天区原始数据进行记带(选择合适的SDtt,在/china.data/data目录下执行mt_put_sn JJJJ > /minor/super/raw.s/MDtt.n.JJJJ; 换备份带SBK1,执行mt_put_bk_sn JJJJ > /minor/super/raw.s/SBK1.n.JJJJ)

同时在/pip1/super.tmp/pipJJJJ.s下执行compress_sn

观测资料的小行星处理

小行星处理对专门观测的小行星天区和其它适于测定小行星的天区(同一2048×2048大小的天区至少观测3幅,每两幅之间曝光开始时刻至少间隔4分钟)均应进行。

一个天区的小行星处理一般分成准备工作、找星、资料整理三个阶段。不同天区小行星处理的三个阶段可以交叉或同时进行。

1.  准备工作

根据“每日小行星处理情况记录表”(以下简称每日登记表)给出的小行星处理天区和当时的盘区、机时情况,在/pip1或/minor(或在这两个盘区空间不够时通过当班人员在充分考虑山上其他人员的计算机使用情况后在其它盘区)的minor.tmp目录下建立拟处理天区的子目录(一般起名为儒略日天区号.处理者)。然后将该天区对应的p*.fit拷贝(对T天区)或移盘(对完成压缩的M天区和S天区)到相应的目录之下。根据拟采用的小行星处理程序(dm或mpfinder),在每日登记表相应的位置记录盘区名(如pip1),并在处理者栏下登记该天区处理者的拼音首字母缩写。

2.  小行星自动搜寻和找星

目前SCAP的小行星处理主要使用两类自动处理程序,一种是郑中原编写的IRAF环境下的zminor程序,经过薛随建编写的用户界面的包装,包括predm,dm,postdm三个任务;另一种是周旭编写的直接在unix环境下的mpfinder和mpblink程序,及相应的辅助程序mpplot。

如果使用zminor,则首先应进入IRAF环境(在有login.cl文件的目录下执行cl)。然后执行predm JJJJ。程序将由p*.fit图象生成c_JJJJ.fit,s_p*.fit,lisJJJJ。如果观测图象p*.fit不是恰好4幅,predm结束后应编辑lisJJJJ文件使之为4行,按照观测次序每行一个文件。只有3幅图象时应将lisJJJJ的第3行拷贝一行成为第4行(vi lisJJJJ后按GYpZZ)。(在bat机上的程序已改好,lis文件自动为4行?) 接下来检查是否已经有ximtool图象窗口,如果没有,则可在unix环境下执行ximtool &ximtool1 &,或者在IRAF环境下执行!ximtool &!ximtool1 &。有人的高低分辨率窗口是两个不同的窗口,因此ximtool和ximtool1都要执行。然后执行high,这将使得接下来的图象显示输出到高分辨窗口。然后执行dm JJJJ 100。程序将在高分辨窗口中显示所处理天区的一幅经过处理减去所有固定特征的合并图象。在图象窗口中同一位置点几下鼠标以得到放大4倍的局部图象,此时窗口的右上角有一个小的示意窗口,其中给出了放大图象在整幅图象中的相对位置。在示意窗口中按鼠标中键会改变放大窗口在整幅图象中的相对位置。在示意窗口的角上按住鼠标左键拖动可以改变示意窗口的大小。在示意窗口中按住鼠标左键拖动可以改变示意窗口在放大窗口中的相对位置。效率较高的小行星候选目标的搜索方法是先将示意窗口缩小一些,并把它放到图象窗口的下部,然后通过在示意窗口中由下到上、由右到左移动放大窗口在整幅图象中的相对位置使得放大窗口可以完整地在整幅图象中巡视一遍(在每次从最底下开始往上移动之前,应沿水平移动示意窗口在放大窗口中的位置以检查示意窗口背后是否有小行星),并在每个位置处寻找小行星候选体(表现为沿一条直线方向的几个亮点)。在放大窗口中将光标移到小行星候选体处,按p选定。然后寻找下一个候选体。用放大窗口对整幅图象进行搜寻之后,按q。此时程序将继续显示第一个候选体附近100×100大小的4幅局部图象。在光标在图象窗口中变成圆圈,程序等待输入时,按B退出dm程序,回到IRAF环境(提示符一般是cl>)。程序将选择的各个候选体的行列坐标和顺序号存放在文件JJJJ_xy中。此时键入low以将随后的图象显示设成低分辨窗口。再执行dm JJJJ 100,此处100是要闪烁比较所选目标附近局部图象的大小,对很快速移动或者每幅之间曝光时刻间隔很长的小行星,此值应取得更大。对程序的提问回答y之后,程序将自动对开始在高分辨窗口时选择的目标逐个显示4幅100×100大小的图象,此时可用Ctrl-F和Ctrl-B向前和向后逐幅显示同一区域的4幅图以确认此处是否有小行星。如有小行星,则应按1至4幅的顺序,对每一幅上的小行星,将光标移动到小行星处,按三次中键将它放到最大,然后将光标指到小行星的中心位置(以几何形状的对称中心为主,并适当考虑亮度分布),按a键。然后再按中键回到放大前的图象。按Ctrl-F可转到下一位置。一颗小行星的4点位置都测过之后,按q转到下一颗星。检查过所有候选体之后,程序退回到IARF环境(出现提示符cl>)。此时程序已将测量的每点行列坐标和星等值存放在文件minorJJJJ中。如果没有选出小行星,则可跳过以下的步骤。如果有小行星,则最好在这步把这个文件作一个备份(cp minorJJJJ minorJJJJ.bak)。接着执行postdm JJJJ,程序将显示整幅减星后的合并图象,并在上面以红色的短条标出每颗小行星的位置,以粉圈和兰圈标出每颗小行星前一天和后一天的位置,及每颗星的编号,回车后显示每颗星的坐标。当坐标显示超过一页时,按q,否则按回车,程序继续显示每颗星的以角分为单位的每日运动速度,然后退出。测出的小行星坐标存放在文件JJJJrdm中,速度存放在文件JJJJ_v中。

拷贝JJJJrdm到儒略日天区号.处理者.coo,并编辑该.coo文件,首先去掉测量时位置无法定准的点(行),去掉星等定不准(比如该点附近测量时在绿圈的2倍半径之内有其它亮星)的星等值,对于只有3幅观测图象的天区,还要将每颗小行星的第4点(行)删除,然后对每颗星的星等值,只保留离该星的平均星等值最接近的那点的星等值。注意.coo文件中除空行外每行必须是80列,因此对于不要的星等值应用空格替换。

执行“cp -rp .coo /minor/coo/.。如果该天区是第二点观测天区,则应执行!mpcomp儒略日天区名 第一点儒略日天区名,检查生成的.opt文件,判断要观测第二点的所有第一点小行星是否已经找到了对应的第二点。第一点小行星的编号可由hselect c.fit object得到。如果有要找的第二点小行星未找到,则应根据/minor/coo/第一点儒略日天区名.*.coo中相应点的第一点位置和第二点天区的观测时刻(已有小行星时可从.coo文件中得到;该天区前面没找到小行星时,由hselect c*.fit time得到观测UT时间,再执行!utconvert将其换算成日的小数部分),执行!mppredict得到第二点赤经和赤纬,然后编辑文件ad(第一行是c_儒略日.fit,第二行是2049,第三行开始每行是一对赤经赤纬值),再执行!ad2xy ad > xy。检查xy文件,如果其中有行列值均在1到2047范围内的点,则应在将儒略日_xyminor儒略日文件备份之后,将xy文件中有关点的XY值加上一列顺序号,形成新的儒略日_xy文件。在对此文件中的各点重新执行dm,注意这次根据两天的间隔情况,开始时的闪视窗口的大小往往要取得大一些,一般要取到200甚至500。找到小行星位置之后,可以重新生成 _xy文件,再取100左右的窗口进行测量。如果有新找到的小行星,则应合并两次得到的minor儒略日文件,重新执行postdm,并重新生成 .coo文件。对于应该有而没有找到的小行星,应填写小行星天区重新处理登记表

如果使用mpfinder程序,应首先执行\ls p*.fit > list,然后执行mpfinder list。程序正常结束之后,如果找到的小行星数目不为0,再运行mpblink list,程序将对找到的小行星候选体依次逐幅显示各个位置附近100×100像元的单幅观测图象及合并图象,选b可对当前的候选体重新闪视,如果认为是小行星,按a选定,如果不是小行星,按n跳过,程序将继续显示下一个候选体的图象。所有候选体都检查过之后,按鼠标的任一键退出图象窗口,然后按y生成含有各个选定小行星的合并图象的PS文件。对于仅使用mpfinder,而不再使用zminor/dm进行处理的情况,应将儒略日天区号.coo文件换名为儒略日天区号.处理者.coo(用mv),删去多余的位置或星等值(见前面对zminor的说明中有关部分),然后拷贝到/minor/coo/.下(用cp -rp)。

对于第二点观测天区,同样需要用mpcomp(或mpcomp4)判断与第一点匹配的情况。对于需要增加进行检查的点,应将其坐标放在另一个文件中,然后重新执行mpblink list文件名。最后对包括所有找到小行星的.coo文件修饰之后拷贝到/minor/coo/.目录下。

需要注意的是,特别是对于两天相隔很近的情形,有时会从第二点天区的小行星得知在第一点天区中漏找了小行星。在这种情况下,应填写“小行星天区重新处理登记表”。

3.  资料整理

在每日登记表相应位置记录找到的小行星数。.coo文件拷贝到/minor/coo/.目录下之后,在登记表mp.coo栏下打V

对于使用zminor的情形,在postdm完成之后,应使用imexam,在图象窗口中显示的合并图象上对天区中所有找到的小行星按顺序依次显示等强度图(将光标对准红色短线的中部按e),并存在儒略日天区号.gki文件中(先按g转到图形模式,然后执行:.w儒略日天区号.gki,再按i返回图象模式准备测下一点),所有小行星处均画过等强度图之后,按q退回IRAF环境,然后根据小行星的个数,执行gkim儒略日天区号.gki nx=ix ny=iy,再用:.sn tp:g将等强度图打印出来。此外,应关闭图象窗口中的小示意窗口和坐标窗口,然后通过移动鼠标右键调节图象窗口中合并图象的灰度,使得整幅图背景是白的,视场中亮星周围略有一点轮廓,然后另外开一个snapshot的窗口(注意图象窗口前景不能有任何其它窗口),对合并图象进行snapshot(在snapshot窗口按snap,再在图象窗口上面某个特定的边缘处按鼠标左键。snapshot完成之后可在snapshot窗口选view查看是否正确),然后在snapshot窗口选save,回答天区数据所在的目录名,文件名取成儒略日天区号. snap,将结果图象存盘。然后在snapshot窗口上方选Print,将图象打印。

如果使用mpblink,则执行psp儒略日天区号.ps输出每个小行星附近的合并图象(相应于前面的等强度图)。目前尚无与前面snapshot图象对应的打印文件,以后将在mpplot中解决此事。

接下来,执行“more *.coo *v > 儒略日天区号.prn,将该天区的坐标文件和速度文件并入一个 .prn文件,然后打印该文件(在工作站上进入该目录执行hp2p -5 *.prn,或在586上执行atp儒略日天区号.prn > ps; psp ps; \rm ps)。为存档和使用方便起见,应尽量将此 .prn文件打印到前面等强度图的背面。当一个天区中只有一、两颗小行星时,尽量将等强度图和 .prn文件一起打印在snapshot图的背面(一个小行星时等强度图采用nx=2 ny=1,两个时用nx=2 ny=2nx=3 ny=1.prn打印在另一侧的空白处,并使得 .prn正向的背面是snapshot图象的正向)。

将该天区的snapshot图象,等强度图,.prn文件装订起来,使得前面一页的正面是snapshot图象,最后一页的背面是 .prn文件,订书钉斜订在第一页的左上角。然后在第一页右下角处依次写上儒略日天区号(观测目标)处理者(签字),处理日期。其中观测目标对有第二点观测时仅注明第一点的儒略日天区号即可,对任选天区目前可暂时统称为mp。在每日登记表的打印栏下打V

对于有第二点观测目标的天区,应根据前面mpcomp的结果,将该天区中所有确认为第二点的小行星,在其打印出的 .prn文件上各小行星的星等值附近的空白处注明对应的第一点观测小行星的组内编号(打头的字母j不写)。然后在每日登记表的对上点数栏下写上该天区确认为第二点的小行星的数目。在每日登记表的未对上数栏下写上在本天区中应该有第二点但没有找到的小行星数。对于第一点亮于18等,相隔时间在7天之内的没有找到的小行星,应将第一点的组内编号重新输入sun2:/china/bat/mp2night.dat文件,并填写小行星重新处理登记表

接下来,删除该天区当前目录下的所有fits文件(rm *.fit)。然后回到上一级目录(cd ..),执行cp -rp儒略日天区号.处理者 /minor/home2/.,将该天区所有处理文件拷贝到/minor/home2/.目录下,确认无误之后,再执行\rm -rf儒略日天区号.处理者删除minor.tmp目录下的该天区的目录。在每日登记表的home2栏下打V

对于有后继观测目标的天区,可以使用“mpcheck儒略日天区号检查找到的小行星中是否有要找的后继观测目标。目前该程序需要将输出结果与/npa4/DOSWARE/minor/done目录(以后将改成/minor盘下的目录)下相应目标的历表进行比较判断。以后该程序将改成自动执行。

一组天区处理出来后,应在适当的时候对各个天区中没有“对上”第二点和没有确认为后继观测目标的小行星进行证认。首先最好确认/npa4/DOSWARE/tmp目录(以后将改成/minor盘下的目录)中没有其它名字为儒略日天区号的文件。执行mpidentify,依次回答要做证认的天区(儒略日天区号),最后输入q退出程序。然后进到/npa4/DOSWARE/tmp目录(cd /npa4/DOSWARE/tmp),将所有儒略日天区号文件做一个目录文件(比如\ls 0* > list),并将各文件合成一个大文件(比如cat 0* > 1),然后在一个窗口中vi该文件。从另一个窗口中登录小行星中心的计算机(用ppp-on,telnet qso,以minor登录,再执行mpc;或使用procomm拨号,登录qso或高能所计算机,然后再telnet),打开屏幕拷贝功能(工作站上的xterm或xgterm窗口及586上的xgterm窗口可通过按下Ctrl键的同时按鼠标左键,再选弹出窗口第三行的Log to file之类的选项,或在seyon的Misc选项中选Capture),进到主菜单后,使用Copy-Paste功能将文件(上例中是1)的内容送到小行星中心,最后选q退出小行星中心计算机,然后再logout远程计算机,挂断电话。对生成的屏幕拷贝文件执行fromdos(586上)或dos2unix(工作站上),将其转换为正常的文本文件,然后执行mpidentex,分别回答刚生成的文本文件名和list文件名,程序将在当前盘上自动生成各天区的证认文件(儒略日天区号.ident)。执行mpident,依次回答要证认的儒略日天区号,并将程序的结果在打印出的 .prn文件上注明(在组内编号左侧写上证认小行星编号)。对已经经过证认的天区,由证认者在 .prn文件的下方注明i-证认者YYMMDD。然后在每日登记表的证认星数栏下填写包括后继观测目标证认结果在内的该天区小行星得到证认的个数。

对于天区中所有小行星均已经对上相应的第一点观测的情形,不用再作以上的证认,而直接在每日登记表的“证认星数”栏下打“X

对天区中没有对上第二点,也没有证认为其它已知目标的小行星,应及时将其组内编号输入在sun2:/china/bat/mp2night.dat文件中。然后在每日登记表的第二点表栏下打V。如果该天区没有要做第二点观测的小行星,则在该栏下打X

如果观测天区中找到每日移动超过30角秒的物体(可能是近地小行星),或者发现有明显弥散(排除了天气影响之后)的运动物体(可能是彗星),均应在进一步确定测量无误的同时,可能的话先进行一下证认,马上向朱进报告。对未能证认为其它已知小行星的此类目标应优先安排第二点观测。

小行星数据处理有关程序清单

 

mp2prepare     准备第二点观测文件

mpbatch     选择小行星观测天区 (周旭)

snselect       选择超新星巡天和小行星巡天天区

 

predm          小行星天区图象合并 (郑中原、薛随建)

dm          寻找、测定小行星 (郑中原、薛随建)

postdm      输出小行星处理结果 (郑中原、薛随建)

 

mpfinder       小行星自动搜寻 (周旭)

mpblink     小行星候选目标挑选 (周旭)

mpplot      小行星候选目标显示 (周旭)

 

mpspeed     计算小行星运动速度

utconvert      转换UT时间

 

mppredict      小行星位置预报

mp2night       小行星第二点观测位置计算

mpcheck     后继观测目标位置计算

mpcomp      小行星天区交叉证认 (陈锐)

 

mpidentify     准备小行星证认输入文件

mpidentex      整理小行星证认输出文件 (邓李才)

mpident     小行星天区证认


 

 变星

 

现在找小行星的mpfinder已经加上找变星的功能。Mpfinder在小行星或其它同视场图象上找出所有位置相同但星等不同的源。变星的定义为:位置差别<1像元,星等差别 >3  sigma 。sigma为同样星等的星在不同图象上星等测量的方均根误差值。

 

程序调用方法:

1,和找小行星一样用mpfinder对多幅图象找小行星。找完小行星后产生名为*.var的文件。文件中第一行为坐标和顺序图象中的星等值,第二行为坐标和顺序图象中的星等误差值。

2,用varplot可图形显示变星光变情况。横坐标为图象顺序,纵坐标为星等(V),误差棒的程度为+-sigma(或2 x sigma).图形上方是坐标(2000),右边中间给出第一点星等值,上下为窗口星等范围。

注:   同一颗星测量星等变化的原因很复杂,找到的变星可能真的不多。

 

流量定标

 

 BATC星等标准星(standard stars)

 

我们使用了Oke & Gunn(1983)4颗流量标准星进行BATC的流量定标。 它们分别是BD+17d4708, BD+26d2606, HD19445HD84937。这些星的绝对流量取自Fukugita et al.(1996) Yan et al.(1999)论文中对BATC星等的定义和从光谱卷积得到BATC星等的方法做了较详尽的介绍。 通过BATC用这4颗流量标准星在测光夜的观测数据,我们对他们的流量进行了相互交叉检验(ZHOU,et al. 2000)。由此我们还对这4颗标准星的流量进行了修正。表1给出了这4颗流量标准星的BATC星等 (ZHOU et al. 1999)

   No

  Filter

Wavelength

 HD19445

 HD84937

BD+262606

BD174708

   1

   a

 3371.5

 9.238

 9.477

 10.813

 10.703

   2

   b

 3906.9

 8.653

 8.805

 10.231

 10.071

   3

   c

 4193.5

 8.448

 8.629

 10.061

 9.829

   4

   d

 4540.0

 9.293

 8.528

 9.940

 9.699

   5

   e

 4925.0

 8.189

 8.430

 9.855

 9.595

   6

   f

 5266.8

 8.073

 8.331

 9.731

 9.497

   7

   g

 5789.9

 7.969

 8.258

 9.630

 9.390

   8

   h

 6073.9

 7.935

 8.240

 9.614

 9.363

   9

   i

 6655.9

 7.885

 8.212

 9.577

 9.330

   10

   j

 7057.4

 7.852

 8.181

 9.531

 9.292

   11

   k

 7546.3

 7.826

 8.169

 9.518

 9.256

   12

   m

 8023.2

 7.800

 8.149

 9.488

 9.234

   13

   n

 8484.3

 7.790

 8.153

 9.479

 9.236

   14

   o

 9182.2

 7.784

 8.151

 9.463

 9.212

   15

   p

 9738.5

 7.801

 8.172

 9.486

 9.229

 

  

 

 星等测光Photometry

沿用我们以前的测光方法(Yan,1999),用半径为15像元的孔径来进行孔径测光。目前暂时使用Bertin的测光程序Source Extractor来测量星等。 测光参数的选取列在文件dingbiao.set中。 文件bindbiao.param指定了输出星表dingbiao.cat中所包含的内容。 注:所输出的星表dingbiao.cat是一个临时文件。在其被使用后将被删除。在输出星表中中心最亮的不饱和星将被认证是所要的标准星。为了使用方便, 得到的这个仪器星等在与其BATC星等比较之前,我们把它归算到300秒(5分钟)曝光的仪器星等。

提取图像头中的信息

从所处理图像的图像头中 ,我们可以得到图像的中心坐标(RA和DEC),观测日期,观测时刻和曝光时间。 中心坐标和观测时间可用来计算图像的大气质量。曝光时间可用来归算仪器星等到同一曝光时间。 

消光曲线

消光曲线是仪器星等相对于大气质量的变化曲线。将星等对大气质量图进行线性拟合我们可以得到地球大气的消光系数和测光系统的仪器零点。这里的星等是仪器星等和标准星BATC星等的差值

M_inst-M_batc = K X + C

这里X是大气质量,K是消光系数,C是仪器零点。我们通过使用这个直线对观测点进行中值拟合来得到消光系数和仪器零点。 拟合程序中调用了程序库中的有关程序。

A program from Numerical Recipe, medfit

消光的变化

按照以前的一贯假设,我们测光系统的仪器零点不会在几小时内有明显的变化。观测中看到的变化主要来自大气消光的变化。因此,需要一个时间项来模拟地球大气变化的影响。在以前的工作中。我们使用一个加在仪器零点上的时间项f(ut)来进行改正。这个时间项与滤光片波长和大气质量无关。 它可以被视作所有变化因素的平均变化。如Yan(1999)论文所述,f(ut)可以很大程度上减小各种变化造成的影响,使许多测光夜的定标误差达到BATC的测光要求。

为了达到更好的效果,我们在目前的工作中, 考虑了颜色和望远镜指向的因素,并把时间改正项加在消光系数上,而不是加在仪器零点上。我们使用两种定消光变化的方式。一个是对每个滤光片的观测数据单独考察变化;另一个是对各种滤光片变化的平均得到消光的变化。取平均时, 考虑了各颜色消光系数对变化的影响。 

对消光变化的拟合

以前我们用一些首尾相连的直线来拟合变化,而现在我们用 对数据点的平滑来得到消光的变化曲线。平滑时使用了正负2小时内的所有观测点。根据时间间隔的大小给与不同的权重。 权重的大小按以下形式确定:

1/(1.0+(T_fit-T_obs)^2)

这里T_fit是所确定点的时刻, T_obs是各观测点的时刻。 

 迭代(Iteration)

要对消光变化有准确的了解, 需要首先很好地确定消光系数和仪器零点。而为了很好地确定消光系数和仪器零点, 又需要知道消光的变化情况。因此, 我们采取反复迭代的方式, 来求消光系数, 仪器零点和天气变化。 幸运的是对于绝大多数的观测夜,经过4次以内的迭代就可收敛。 为了安全起见, 我们不加判断地采取了10次迭代。

 程序的运行

我们发展了两个类似的程序: dingbiao_ds和dingbiao_qs 。它们分别用于分滤光片处理天气变化和求天气各滤光片的平均变化。 这里, 我们用dingbiao_ds来说明程序的使用方法。

简单执行dingbiao_ds , 而不加任何参数, 可以从窗口内看到如下一些简单的帮助信息:

 

这些信息表明了此程序可以完成的4种功能,以下分别予以介绍:

读图像并计算消光系数,仪器零点和天气变化

dingbiao_ds  image-directory  figur-format

如果只有两个参数。那么一个是图像所在目录,另一个是图像格式, 程序将从读图像开始完成全部计算。 图像位置可以给绝对路径名或相对路径名。 常用的图像格式有以下三种:

xw : 把图输出到X-图像窗口内;

gif : 把输出图以gif格式存储到图形文件中。 本说明所用图像就是这样得到的;

ps : 把输出图以postscript格式存储到文件中。 此文件可用于打印和LaTex;

 

如果选择的是 xw , 需要用鼠标点击图像窗口来进行下一步计算并显示后边的图像我们把包括星等, 大气质量等 中间结果存在名为result.dat和stdxxxx.dat的文件中。 xxxx是观测日期儒略日的后4位数字。

 

文件中第一列是滤光片名称; 第二列是观测世界时时刻; 第三列是大气质量; 第四列是归算到300秒曝光仪器星等与BATC星等的差值。

检验处理过程和结果

为了方便检验, 在计算过程中,程序输出了各种图。我们也可以利用中间结果result.dat来重新检查。 方法是用plot代替图像文件目录:

dingbiao_ds  plot  figure-format

在这种情况下, 只有图像格式名可以改变。 计算过程中所显示的图共有五种:

 

 

首先是第一次拟合消光曲线的情况(figures/pf11127.gif)

 

 

 

 

 

其次是仪器零点上反映天气的变化f(ut) of Yan(1999) (figures/rC91127.gif)

 

 

 

 

第三是消光项上反映的大气消光的变化(figures/rK91127.gif)

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

最后是每次迭代后对消光曲线的拟合 (figures/nf91127.gif)

 

 

 

 

  

 

 

 

                                                                                                                 

 

 

 

 

 

 

 

程序在显示图像的同时, 在命令窗口中显示每次迭代的结果。

3, 获得某时刻的消光和仪器零点

从以前计算的中间结果stdxxxx.dat (again, xxxx is Julian date) 中, 我们可以得到当天观测期间内任何时刻各滤光片的大气消光和仪器零点值:

dingbiao_ds  filter-band  Julian-date  UT

需要输入三个参数。 它们分别是滤光片名称, 儒略日和世界时。还以JD1127的观测为例, 我们执行以下命令:

dingbiao_ds d 1127 16.35

就可以得到d滤光片,在1127那天和16.35世界时的大气消光仪器零点如下:

 

获得定标后星等

当输入以下参数: 滤光片名, 儒略日,观测时刻,大气质量,曝光时间和仪器星等。我们就可以得到该星的大气外BATC星等。

dingbiao_ds Filter J.day U.T. AirMs Exposur M_inst

再以JD1127为例。 当执行了如下命令后:

dingbiao_ds d 1127 16.35 1.20 600 17.3

我们就可得到所输入参数情况下的BATC星等: