云南暗弱天体光谱及成像仪长缝光谱研究＊

张居甲，范玉峰，常 亮，王传军，易卫敏

(1.中国科学院国家天文台/云南天文台，云南 昆明 650011;2.中国科学院天体结构与演化重点实验室，云南 昆明 650011)

2010年9月，云南天文台与哥本哈根大学尼尔斯波尔研究所合作研制的云南暗弱天体光谱及成像仪——YFOSC，在丽江2.4 m望远镜上完成安装及调试工作，并开始实验观测。这是一台基于缩焦器的多模式天文终端，它具有直接成像，中、低色散分光3种观测模式，可以根据天气情况、观测对象和观测者的要求做相应改变。YFOSC和单一功能的终端相比，能够实现测光与光谱的准同步观测，从而提高了望远镜的观测效率，是2.4 m望远镜多模式终端的理想解决方案［1－2］。

长缝光谱模式作为低色散光谱解决方案，能够有效地研究亮于19 Vmag的目标，获得丰富的光谱信息。该模式具有10'的视场，一方面可以对点源进行光谱观测，同时能够利用周围的信号，较好地去除天光背景;另一方面通过移动狭缝做空间扫描，可以获得二维天体的光谱信息，从而研究一些参数在空间上的变化。在用YFOSC长缝光谱进行空域扫描观测二维天体时，先把狭缝移入光路拍一副图像，然后再把光栅移入光路，拍一副光谱，这样方便后期的数据处理和图像拼接，获得光谱的二维分布。该模式在目前没有积分视场光谱仪的前提下为观测者提供了一种可行的二维光谱解决方案［3］。

1 YFOSC概述

YFSOC的结构如图1，从机械结构图中可以看到3个转轮，分别用于安装狭缝、滤光片以及光栅，通过选择不同的器件实现成像或者光谱观测。出于安装的考虑，望远镜的光经棱镜偏折后，进入准直系统再平行照射在滤光片轮上。如果是成像，将直接进入成像系统，最后被CCD接收，如光路图所示。而将合适的狭缝、光栅(棱栅)转入光路中，即可进行光谱观测。YFOSC各转轮的切换速度很快，从而大大提高观测效率。

YFOSC光谱模式分为长缝光谱以及交叉色散光谱。长缝光谱使用单块棱栅进行色散，获得低光谱分辨率的光谱;交叉色散光谱则采用低色散棱栅和中阶梯光栅(Echelle)进行交叉色散，从而获得中等光谱分辨能力。

在长缝光谱模式下有7种不同宽度的狭缝(表1)以及5块不同色散的棱栅(表2)可供使用。表2中Grism3、Grism14、Grism15的光谱范围较大，会出现二级光谱混入，观测时可以考虑在滤光片轮上安装滤光片进行蓝端截断，从而避免这一问题。

在实际观测中发现这些二级光谱的强度很弱，对流量定标精度的影响有限。以Grism3为例，其较宽的播放长范围，一次曝光就能获得320.0～920.0nm的光谱，非常适合一些对流量定标精度要求不是很高的目标。比如本文第3节介绍的利用Grism3观测超新星，效果就很好，目前已经对多颗超新星进行了光谱证认。另外Grism5在波长大于1200.0nm的地方出现的二级光谱，并不影响实际观测，可以忽略。

图1 YFOSC结构图。上图:机械结构;下图:光路结构Fig.1 The structural diagram for YFOSC.Upper panel:The overall mechanical configuration;Bottom panel:Optical layout

表1 YFOSC用于长缝光谱的狭缝Table 1 The long slits for the YFOSC Long-Slit Spectrograph

表2 YFOSC用于长缝光谱的各棱栅实测参数Table2 The measured parameters of the Grisms for the YFOSC Long-Slit Spectrograph

2 光栅参数测定及定标灯谱证认

2.1 系统响应曲线

为了除去大气以及望远镜对效率测量的影响，获得YFOSC仪器本身的波长响应曲线，作者利用色温为3200 K的卤素灯对表2中的5块棱栅进行测试。在改正灯光黑体谱后得到了YFOSC系统在不同光栅下的波长响应曲线，如图2。由于YFOSC各光学元件在红端的响应普遍高于蓝端，而且CCD的量子效率峰值也在500.0nm左右，因此蓝敏棱栅Grism14放入系统后，总体上也是红端效率偏高。测量发现Grism14在波长大于680.0nm的部分存在一个明显的突起，不仅是效率的突然提升，并且色散能力也随之下降，这可能是光栅加工方面的问题，不建议使用Grism14在波长大于680.0nm后的光谱。

2.4 m望远镜计划于2012年夏天进行主副镜镀膜，届时望远镜的效率将恢复到出厂水平。此时在测光夜的条件下，视宁度取该台站的平均水平，即1″;选用0.8″长缝进行观测，信噪比要求20，YFOSC各棱栅需要的曝光时间与目标星等之间的关系如图3。

图2 YFOSC不同光栅在长缝光谱模式下的整体波长响应曲线Fig.2 The response function of the YFOSC Long-Slit Spectrograph

图3 YFOSC长缝光谱模式下各光栅曝光时间和探测星等的关系Fig.3 The relation between exposure time and object magnitude

从图中可以看到YFOSC能够获得大量暗弱天体低色散光谱数据，非常适合开展类星体以及超新星的成像及光谱研究。

2.2 波长定标

为了便于波长定标，作者分别对YFOSC使用的3盏定标灯做了证认，如图4～7。目前使用的这些定标灯存在的共同问题是蓝端谱线很弱，证认困难。在铁氩灯和氖灯的证认图中发现500.0nm以下区域存在较多发射线，但是强度比红端低了两个量级，此时即便大幅增加曝光时间也难以有效提高蓝端强度。因此建议在观测前后，利用空余时间拍摄多幅铁氩证认光谱进行合并，再对强度取对数提高蓝端谱线的对比度。

氦灯在440.0～730.0nm的范围内均匀分布着8条强度相差不太悬殊的谱线，基本能够胜任Grism3、5、15等棱栅的定标需要。

图4 YFOSC铁氩灯光谱证认图。左图为蓝端光谱;右图为红端光谱Fig.4 The spectrum of a FeAr lamp as observed by the YFOSC Left-hand panel:Blue-end spectrum;Right-hand:Red-end spectrum

图5 YFOSC氖灯光谱证认图从上到下分别是蓝端、中段以及红端部分Fig.5 The Neon-lamp spectrum observed by the YFOSC.Upper to bottom panels:Blue-end，Middle，and Red-end spectra，respectively

图6 YFOSC氦灯光谱证认图Fig.6 The Helium Spectrum by YFOSC

图7 YFOSC月球光谱证认图上图为蓝端光谱;下图为红端光谱Fig.7 The Lunar spectrum observed by the YFOSC.Upper panel:Blue-end spectrum;Bottom panel:Red-end panel

在实际观测中人们经常采用拍摄一些熟悉的明亮天体的方法进行波长定标。比如月夜条件下可以通过拍摄月亮光谱的方法来进行谱线证认。图6为Grism3拍摄的月亮光谱，经过归一化处理，在390.0～850.0nm的波长范围内均匀分布着电离钙线、巴尔默线、铁线、钠D线以及水气吸收等多条很强的吸收线可用于波长定标。由于月球相对地球的角速度为零，因此无需考虑波长红移，并且月光强度很强，只需要1 s的曝光即可获得高信噪比的光谱。除此之外，一些明亮的发射线天体也可以作为天然的优质定标灯。比如行星状星云在蓝端拥有巴尔默线(H10、H9、H8、Hε、Hδ)以及S、Ne、O等元素的电离线等十多条强发射线可用于波长定标。

3 观测实例

3.1 畸变校正

YFOSC长缝光谱拥有10'视场，在使用中发现其垂直色散的方向上发生了明显的畸变，如图8，这是在YFOSC长缝光谱模式下拍摄的一幅恒星光谱，竖直方向为色散方向。左图是未经处理的原始图像，可以明显地看到垂直色散方向上的天光发射线不是直线而是弧线。这一畸变会对目标附近背景的去除造成影响，尤其在观测二维天体时会降低波长定标精度。利用图像处理及分析程序(Image Reduction and Analysis Facility，IRAF)，先对定标灯谱进行分段定标，即灯谱的二维证认，获得二维图像中波长随图像坐标(x，y)变化函数后再对目标光谱进行畸变矫正。矫正后的图像如右图，所有的天光线均已平直。

图8 畸变改正前后光谱对比图。左图为原始图像;右图为改正后的图像Fig.8 Comparison between two spectral images.Left-hand side:the raw image;Right-hand side:the image after the distortion correction

另外从图8可以看出YFOSC长缝光谱在色散方向上没有形变，这表明YFOSC很好地矫正了色散，这或许就使得其在狭缝方向上的场曲校正不理想。

值得注意的是当目标高度角接近30°时，大气色散将导致严重的色差，此时的星像会沿着高度轴方向散开。观测时可以将YFOSC色散方向垂直的大气色散方向避免因大气色散而损失光谱两端的信号。

3.2 超新星光谱实例

由于YFOSC具有快速转轮系统能够非常迅速地在测光及光谱模式中进行切换，因此通过多波段测光以及中低色散光谱研究超新星爆发后的不同演化阶段的物理过程是该仪器一个很好的科学目标。

图9是一条经过定标后的超新星2011iy的光谱，通过分析硅线等特征谱线可以认定其为Ia型超新星。通过591.67 nm位置上的NaD吸收线，计算出红移z～0.00402，与该超新星的宿主星系NGC4984的实测距离相符。而NaD线的出现也预示着该光谱是在光极大1～2周后获得。

图9 观测实例:超新星2011iy光极大后1～2周的光谱Fig.9 The spectrum of Supernova2011iy in NGC4984 1 to2 weeks after the luminosity peak

目前利用YFOSC在2.4 m望远镜上获得了大量优质的超新星光谱数据，其中包括M101中爆发的极亮超新星SN2011fe的15条极早期的光谱演化序列，以及3条晚期演化光谱。最早的光谱始于该超新星光极大前16 d，是迄今获得最早的Ia型超新星光谱之一，这对超新星前身星的大小和性质提供了重要限制。

4 结论

在2.4 m望远镜上利用YFOSC开展长缝光谱观测，能够有效地对亮于19 Vmag的天体进行中低色散分光研究。比如对超新星等瞬变源的光谱加测光的长期研究可以获得不同演化阶段的重要数据。另外，YFOSC在对暗弱目标探测上的良好表现，可以有效地对大量新发现的类星体候选体进行光谱证认，或者研究这类天体长周期的光谱变化。而利用长缝扫描研究星系等面源的二维光谱，可以在一定程度上充当积分视场光谱仪。总而言之，YFOSC的长缝光谱模式将为我国中低色散光谱研究提供一个优质平台［4－5］。

［1］岑学奋，谭徽松.高美古2 m级望远镜的多模式终端——YFOSC方案 ［J］.云南天文台台刊，2002(1):21－28.Cen Xuefen，Tan Huisong.A proposal for the multi-mode instrument YFOSC attached to the2m telescope at the Gaomeigu station ［J］.Publications of The Yunnan Observatoty，2002(1):21 －28.

［2］B Buzzoni，B Delabre，H Dekker，et al.The ESO Faint Object Spectrograph and Camera(EFOSC) ［J］.ESO Messenger，1984，12:9 －13.

［3］张居甲，程向明，宋佳阳，等.光纤式积分视场光谱仪实验研究 ［J］.天文研究与技术——国家天文台台刊，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.

［4］S D'Odorico，S Cristiani，R G Clowes，et al.Observations of QSOs and related objects with EFOSC［C］//Govind Swarup，V K Kapahi.Proceedings of the IAU Symposium.Bangalore，1986:57.

［5］E Kalfountzou，M Trichas，M Rowan-Robinson，et al.EFOSC2 spectroscopy of SWIRE-CDFS galaxies［J］.Monthly Notices of the Roval Astronomical Society，2011，413(1):249－261.