关于云南天文台2.4米望远镜YFOSC的CCD的平场

姚保安，张春生

（1.中国科学院上海天文台，上海 200030；2.中国科学院紫金山天文台，江苏南京 210008）

关于云南天文台2.4米望远镜YFOSC的CCD的平场

姚保安1，张春生2

（1.中国科学院上海天文台，上海 200030；2.中国科学院紫金山天文台，江苏南京 210008）

与国家天文台兴隆站2.16 m安装的北京天文台暗天体分光成像仪（BAO Faint Object Spectrograph and Camera，BFOSC）系统相似，云南天文台2.4m望远镜安装了云南暗弱天体光谱及成像仪（Yunnan Faint-Object Spectrograph and Camera，YFOSC），对它在直接照相时的CCD平场性能做了测定。使用不同旋转角度拍摄平均而得的平场，可以使不同位置拍摄的像场，所受最大误差≤0.015mag。但与卡焦的VersArray CCD照相机不同，即使在视场中间直径6.'5的圆内，误差约在0.010～0.013mag之间，达不到≤0.005mag的精度。

CCD平场；2.4m望远镜；YFOSC

2009年云南天文台2.4m反射望远镜安装了位于卡焦的VeryArray CCD照相机（视场4'48″×4'40″）。该CCD的平场性能已被测定［1］。文［1］指出，使用平均平场，可以使平场引起的最大误差≤0.005 mag。2011年，2.4m安装了与国家天文台兴隆站2.16m的BFOSC相似的YFOSC仪器，用于直接照相或低色散光谱。YFOSC的视场扩大到10'×10'，并且是不同类型的仪器。作为文［1］的延续，本文使用V滤光片，对YFOSC直接照相时的平场性能做了测定。

1 YFOSC直接照相模式下的平场

1.1 观测

2012年4月2日早晨，用V滤光片拍摄了YFOSC的平场。当时天空晴朗，在CCD旋转器的4个角度分别依次拍摄。拍摄次序为：0°、0°、90°、90°、180°、180°、270°、270°。然后再重复一轮。随着天光变亮，露光时间由开始的10 s减少到0.2 s。因为YFOSC不采用瞳孔式快门，不存在快门函数问题，所以可以拍摄短到0.2 s的露光。每个角度拍摄4幅，共拍得16幅。

1.2 旋转器固定时的情况

文［1］指出，由于残余散射光的存在，用卡焦的VeryArray CCD照相时，平场像的照度不均匀，有某种梯度（见图1和图2）。YFOSC经过准直和缩焦，平场像元照度的这种梯度大大减弱，见图1左，对其对角线的扫描见图1右。

由图可见，其照度分布有一定的中心对称性。导致文［1］的图1显出照度梯度的残余散射光仍然存在，但影响较小。在所拍摄的16幅平场中，对每个角度的4幅彼此两两相除，绝大多数相除的商图均匀，其最大梯度＜0.2％，梯度最大的是270°拍摄的首尾两幅之商。其一露光2 s，其二0.2 s，两幅露光前后相差7min，天空亮度约变亮12倍。由于太阳东升引起的散射光的变化，导致商图显露梯度（见图2左），但≤0.3％（见图2右）。（这种现象的原因，早在1997年拍摄2.16m望远镜平场时已做了说明［2］）。本文忽略此影响，把每个角度拍摄的4幅加以平均处理。

图1 图左为V波段拍摄的YFOSC平场像，图右为沿其对角线的扫描，可见其像元照度分布有一定的中心对称性Fig.1 The left-hand panel is a V-band YFOSC flatfield image.The right-hand panel is the flatfield along a diagonal of the image，showing certain symmetry about the center

图2 图左为同一旋转角度拍摄的两幅平场相除之商，其一露光2 s，其二为0.2 s。拍摄时间相差7min，天空变亮约12倍。图右为沿其对角线的扫描.梯度存在，但≤0.3％Fig.2 The left-hand panel is the division of one flatfield image from another with the same CCD orientation.The two images have exposures of 2s and 0.2s，respectively，with a separation of 7min.The sky brightness increased by about 12 times between the exposures.The right-hand panel is a diagonal cross-section of the division image，showing gradients only on the level of≤0.3％.

1.3 使用单一旋转角度平场的误差估计

地平式与赤道式望远镜对平场精度的要求不同［1，3］，兴隆观测站的2.16m为赤道式，如果它的平场不够准确，在做时间序列较差的测光时，只要待测星像位于CCD固定像元上，就能得到高精度的测光。对于2.4m，即使自动导星把待测星像永远固定于CCD的像元上，由于跟踪天体时CCD不停旋转，就要求使用不同旋转角度拍摄的平场，但实践中不可行。因此，必须比较不同旋转角度平场的差别，估计使用单一平场引起的误差。

假定开始观测时拍摄了0°的平场，当把它用于其它角度拍摄的星场时，为了估计误差，把0°拍摄的平场分别与90°、180°和270°的平场相除，其商像见图3。

图3 0°旋转角度平场分别与90°（a）、180°（b）、270°（c）平场相除之商Fig.3 Divisions of a flatfield image with the CCD orientation at 0°from those with the CCD orientation at 90°（a），180°（b），and 270°（c），respectively

由图可见，与卡焦的VeryArray CCD照相机的平场不同［1］，图像并非呈现简单的梯度。图4是图3中各分图的等光图，更清楚显示其复杂图案。

图4 图3各分图的等光图Fig.4 Contourmaps of the images in Fig.3

图5是图3中各分图的扫描图。为显示最大误差，不是简单的沿对角线扫描。把各扫描图中的极大、极小值，代入文［1］的（4）式估计，最大误差约为0.02～0.03mag。

图5 图3各分图的一段扫描Fig.5 Certain sections of the images in Fig.3

1.4 使用平均平场的结果

文［1］指出，对卡焦的VeryArray CCD照相机，使用平均平场的效果显著。对于YFOSC，把4个角度拍摄的16幅平场加以平均，得到YFOSC的平均平场。把它与各旋转角度拍摄的平场分别相除，见图6。

图6 平均平场与0°（a）、90°（b）、180°（c）、270°（d）旋转角度平场相除的商Fig.6 Divisions of the average flatfield image from the flatfield images with the CCD orientation at 0°（a），90°（b），180°（c），and 270°（d），respectively

分别对图6的各分图做扫描，见图7。把各扫描图中的极大极小值，分别代入文［1］的（4）式计算，便可得出估计的最大误差，d（Δm），约在0.013～0.015mag之间。

使用平均平场比使用单一角度平场的误差小了约一半。在图6各分图的中央，有一直径约为6.'5的圆，在此圆内，大体分为差别明显的黑白两半。其d（Δm）约在0.010～0.013mag之间。

图7 对图6各分图的一段扫描Fig.7 Certain sections of the images in Fig.6

2 讨论

2.4m卡焦的VeryArray CCD照相机视场为4'48″×4'40″，该视场的对角线长约为6.'7，不计4个角区域，在对角线长约为6.'5的整个视场内，最大误差≤0.005mag［1］。

YFOSC的视场为10'×10'，即使在其像场中央直径6.'5的圆内，采用平均平场后的最大误差仍在0.010～0.013mag之间，亦即为卡焦VeryArray CCD的2倍。

为什么YFOSC的这类系统误差比卡焦VeryArray CCD的大?作者认为，后者的这种误差，源于2.4m本身主副镜挡光筒的残余散射光（不能做到绝对黑）；而前者叠加了YFOSC仪器内部的附加散射光。

使用YFOSC的观测者，也许更关注其拍摄低色散光谱的能力，特别是该仪器能够在测光和光谱模式间快速转换。对于许多工作来说，0.015mag已经属于高精度的测光。但如文［1］指出的，对测光精度要求高的观测者，卡焦的VeryArray CCD照相机似乎更合适。当然，未来卡焦的CCD换成更大尺寸（更大视场）后，还需测定其大视场内的测光精度。由于观测时间的限制（获得的两夜观测时间，共有黄昏和清晨4次拍摄天空平场的机会，但只有最后一次天空放晴，其它都在薄云上拍摄，不可用），因此只拍摄了V波段。但是，因为这类系统误差源于残留散射光，其它波段估计大小相差不大。

当使用R、I波段观测时（特别是I），会有干涉条纹叠加（所谓的fringe）。这与本文所讨论的误差来源（残留散射光）无关。它源于夜天的发射线在CCD硅片内部产生的光干涉。V波段的夜天发射线较少较弱，并且短波易被硅片吸收，迄今没有关于V波段呈现干涉条纹的报道。而长波段的夜天发射线较多较强，并且长波不易被硅片吸收。平场改正是使用相除的方法，但要去掉干涉条纹，不是除而是减，需要做出标准的干涉条纹图，然后把它从所拍的CCD图像中减去。原理简单，但要做出准确的一张干涉条纹图用于所有的CCD图像并不容易。因为夜天的发射线和连续谱强度会变化；CCD的温度有小变化，导致硅片厚度的变化；还有望远镜不同位置弯沉不同，入射光的入射角度变化，都会影响干涉条纹。文献中已有报道如何去掉干涉条纹的方法，可以参考。

参考文献：

［1］姚保安，李少昆.关于云南天文台2.4m地平式反射望远镜的CCD平场［J］.中国科学院上海天文台年刊，2010，31：80-88.Yao Baoan，Li Shaokun.Note on the CCD Flat Fielding at the 2.4m alt-azimuth Reflector of Yunnan Observatory［J］.Annals of Shanghai Astronomical Observatory Chinese Academy of Sciences，2010，31：80-88.

［2］姚保安，林清.关于CCD平场快门效应的改正及有关问题［J］.天文学报，1997，38（3）： 312-323.Yao Baoan，Lin Qing.Some notes on the shutter-free flatfielding for CCD cameras［J］.Acta Astronomica Sinica，1997，38（3）：312-323.

［3］姚保安，王叔和，唐正宏.关于地平式反射望远镜的CCD平场［J］.天文学进展，2008，26（4）：369-378.Yao Baoan，Wang Shuhe，Tang Zhenghong.On the CCD flat fielding at altazimuth mounted reflector［J］.Progress in Astronomy，2008，26（4）：369-378.

Notes on the CCD Flatfields of the YFOSC on the 2.4m Reflector of the Yunnan Observatory

Yao Baoan1，Zhang Chunsheng2
（1.Shanghai Astronomical Observatory，Chinese Academy of Sciences，Shanghai 20030，China，Email：yba@shao.ac.cn； 2.Purple Mountain Observatory，Chinese Academy of Sciences，Nanjing 210008，China）

Similar to the BFOSC mounted on the 2.16m reflector of the National Observatories at the Xinglong station，the YFOSC instrument is mounted on the 2.4m reflector of the Yunnan Observatory.We measured the CCD flatfields of the YFOSC in the direct imaging mode in the V band.We constructed an average flatfield for the flatfields observed at different CCD orientation angles.Ithas themaximum error of0.015mag.Unlike the direct-imaging VersArray CCD camera at the Cassegrain focus，themaximum error for the YFOSC cannot be less than 0.005mag even within the 6.'5-diameter central circular region of its field of view.The causes for the difference are as follows.The errors for the VersArray CCD are only due to the uncorrected scattered light from the baffles of the 2.4m reflector，but those for the YFOSC are further contributed by the uncorrected scattered light inside the YFOSC itself.We expect that errors for the B-，R-，and I-band flatfields are similar since the same error sources are present.Fringeswill appear in R-and I-band images obtained with the YFOSC.This is due to the interference of the night-sky emission lineswithin the silicon of the CCD.A V-band image does not suffer from this effect because shorter-wavelength emission lines are absorbed more by the silicon，and are weaker and fewer.The fringing is an additive effect.The fringing patternsmust be subtracted from CCD images.

CCD flatfield；2.4m Telescope；YFOSC

P112

：A

：1672-7673（2013）03-0283-05

2012-07-29，修定日期：2012-08-12

姚保安，男，研究员.研究方向：实测天体物理.Email：yba@shao.ac.cn

CN 53-1189/P ISSN 1672-7673