鄭 捷， 趙 剛， 王 煒， 范 舟， 趙景昆， 談克峰

(1.中國科學(xué)院光學(xué)天文重點(diǎn)實(shí)驗(yàn)室(國家天文臺(tái))，北京 100101；2.中國科學(xué)院大學(xué)天文與空間科學(xué)學(xué)院，北京 100049；3.中國科學(xué)院南美天文中心(國家天文臺(tái))，北京 100101)

為了能夠更高效、更精確地獲得恒星的大氣參數(shù)，結(jié)合多種測光系統(tǒng)的優(yōu)勢(shì)，加入全新設(shè)計(jì)的濾光片，組成了新測光系統(tǒng)：SAGE系統(tǒng)①。該系統(tǒng)由8個(gè)濾光片組成：Str?mgren-Crawford u，SAGE v，SDSS g， r， i，DDO51，Hαwide， Hαnarrow(依次簡稱為 uSC，vSAGE，g，r， i，DDO51，Hαw， Hαn)。 8片濾光片透過率曲線見圖1，中心波長和帶寬等見表1。SAGE系統(tǒng)的詳細(xì)介紹見腳注①，其中還詳細(xì)介紹了SAGE巡天的方案和科學(xué)目標(biāo)等。SAGE測光系統(tǒng)可以提供關(guān)于恒星元素豐度和銀河系演化的大量信息。自2013年起計(jì)劃進(jìn)行Str?mgren-Crawford巡天[1]，之后改用更加優(yōu)秀的SAGE測光系統(tǒng)進(jìn)行原巡天計(jì)劃。

圖1 歸一化后的SAGE測光系統(tǒng)濾光片透過率曲線Fig.1 The normalized transmission curves of the SAGE filters

表1 SAGE測光系統(tǒng)定義Table 1 The SAGE photometric system

對(duì)北天的SAGE系統(tǒng)測光巡天計(jì)劃覆蓋大約12 000 deg2的天區(qū)，高精度測光(S/N＝100 σ)完備星等覆蓋范圍為uSC～11.0-17.5等，vSAGE～10.0-16.5等，gri～9.0-15.5等，相當(dāng)于類太陽恒星的完備距離為～1 kpc。5σ探測極限uSC～21.5等，vSAGE～21等，gri～19.5等，到太陽鄰域～6.4 kpc的距離。本巡天于2015年展開，計(jì)劃在4～5年內(nèi)完成測光巡天觀測以及流量定標(biāo)、天測定標(biāo)，得到一個(gè)深度均勻的北天SAGE測光星表，并利用該星表開展一系列以銀河系為主的科學(xué)研究。

1 巡天觀測

本巡天覆蓋赤緯Dec＞-5°的北天天區(qū)，并且避開了亮星密集的銀盤部分(銀緯 b＜ 10°)， 避免了過多的亮星以及圖像污染。此外，基特峰和南山站秋冬季氣象條件較好，為集中觀測秋冬季天區(qū)，以期在有限的時(shí)間內(nèi)獲取較為優(yōu)質(zhì)的觀測數(shù)據(jù)，避開了12 hr＜R.A.＜18 hr的區(qū)域。圖2展示了本巡天計(jì)劃覆蓋的約12 000 deg2天區(qū)。

圖2 SAGE巡天計(jì)劃覆蓋天區(qū)Fig.2 Covering fields of the SAGE survey plan

為了便于流量校正，每個(gè)觀測天區(qū)和相鄰天區(qū)之間都留重疊區(qū)域。在制定巡天規(guī)劃時(shí)，以同一赤緯為一個(gè)條帶劃分天區(qū)。在同一赤緯，相鄰天區(qū)之間有約20%的重疊，而不同赤緯之間，南北條帶之間也有約20%的重疊。圖3展示了Bok望遠(yuǎn)鏡6 352號(hào)觀測天區(qū)與相鄰天區(qū)之間的重疊情況，南山1 m望遠(yuǎn)鏡觀測天區(qū)重疊情況類似，但是不同望遠(yuǎn)鏡由于視場大小不同，天區(qū)劃分并不相同。此外，圖中僅展示了視場的外輪廓，CCD內(nèi)部的拼接縫未體現(xiàn)。

圖3 巡天天區(qū)重疊情況示意圖Fig.3 Overlap between survey fields

本巡天使用了3臺(tái)望遠(yuǎn)鏡共同完成觀測工作：美國亞利桑那大學(xué)斯圖爾德天文臺(tái)位于基特峰的博克約2.3 m望遠(yuǎn)鏡(簡稱Bok望遠(yuǎn)鏡)，中國科學(xué)院新疆天文臺(tái)南山觀測站的1 m大視場望遠(yuǎn)鏡(簡稱南山1 m望遠(yuǎn)鏡，NOWT)，以及烏茲別克斯坦科學(xué)院兀魯伯天文研究所邁丹內(nèi)克天文臺(tái)的1 m蔡司望遠(yuǎn)鏡(MAO Zeiss-1 000 Telescope， Maidanak Astronomical Observatory， Ulugh Beg Astronomical Institute，UBAI，簡稱MAO望遠(yuǎn)鏡)。

1.1 Bok望遠(yuǎn)鏡

Bok望遠(yuǎn)鏡是一臺(tái)口徑約2.3 m的赤道式望遠(yuǎn)鏡，隸屬于美國亞利桑那大學(xué)斯圖爾德天文臺(tái)，位于基特峰， 北緯 30°57′46″.5， 西經(jīng) 111°36′01″.6， 海拔高度 2 017 m， 典型視寧度優(yōu)于 1″.5。

本巡天使用Bok望遠(yuǎn)鏡位于主焦點(diǎn)的90Prime大視場相機(jī)，終端設(shè)備由4塊藍(lán)敏背照式4 K×4 K CCD拼接而成。視場的大小約為1.08°× 1.03°， 每像元大小約0″.454。 CCD 之間有接縫(赤經(jīng)方向?qū)捈s 166″，赤緯方向?qū)捈s54″)。為提高讀出速度，每個(gè)CCD由4門并行讀出。在選用慢速讀出模式下，全視場讀出需要約37 s，讀出噪聲約6～10個(gè)電子。90Prime的布局如圖4，圖中單位為像元數(shù)且并未完全按照比例繪制。

由于Bok望遠(yuǎn)鏡口徑相對(duì)另外兩臺(tái)望遠(yuǎn)鏡較大，集光性能強(qiáng)，臺(tái)址大氣透明度較高，而且相機(jī)在藍(lán)端效率較高，所以用于藍(lán)端的兩個(gè)窄波段uSC和vSAGE的觀測。

圖4 90Prime拼接式相機(jī)布局示意圖，圖中單位為像元，并未完全按比例繪制Fig.4 Layout of 90Prime， unit is pixel， not to scale

1.2 南山1 m望遠(yuǎn)鏡

中國科學(xué)院新疆天文臺(tái)的1 m大視場望遠(yuǎn)鏡位于烏魯木齊市西南的南山觀測站，北緯43°16′45″.0， 東 經(jīng) 87°10′38″.3， 海 拔 高 度 約2 081 m[2]，平均視寧度約為2″.0。該望遠(yuǎn)鏡為地平式，主焦點(diǎn)上配備了大視場相機(jī)，有效視場約1°.5×1°.5，裝備有4 K×4 K藍(lán)敏背照式CCD，由4個(gè)門進(jìn)行并行讀出。典型的讀出時(shí)間約40 s，讀出噪聲約8～10個(gè)電子。本巡天使用了該望遠(yuǎn)鏡配備的SDSS g，r，i濾光片。望遠(yuǎn)鏡采用文[3]開發(fā)的電控系統(tǒng)軟件進(jìn)行控制。

由于SDSS完成了北天的大部分天區(qū)，和本巡天計(jì)劃天區(qū)之間有約9 000 deg2的重疊且深度滿足要求，所以只需要對(duì)SDSS覆蓋之外約3 000 deg2進(jìn)行補(bǔ)充觀測即可。

1.3 MAO望遠(yuǎn)鏡

烏茲別克斯坦科學(xué)院兀魯伯天文研究所的1 m蔡司望遠(yuǎn)鏡目前正在進(jìn)行技術(shù)改造，改造之后將具有37′×37′的視場。該望遠(yuǎn)鏡為赤道式1 m反射式望遠(yuǎn)鏡，位于邁丹內(nèi)克觀測站，北緯66°53′47″，東經(jīng)38°40′22″，海拔高度約2 593 m②http：//www.maidanak.uz。計(jì)劃在MAO望遠(yuǎn)鏡上進(jìn)行Hαw和Hαn的觀測。

1.4 觀測進(jìn)度

本巡天自2015年秋季開始正式觀測。截止2017年底，各波段進(jìn)展見表2。Bok望遠(yuǎn)鏡的uSC和vSAGE觀測預(yù)計(jì)于2019年完成，而在南山1 m的g，r，i波段在2018年可以觀測完成。MAO望遠(yuǎn)鏡目前正在升級(jí)改造中，預(yù)計(jì)于2018年可以開始進(jìn)行觀測。

表2 SAGE巡天觀測進(jìn)度(截止2017年底)Table 2 The progress of the SAGE survey(by the end of 2017)

2 圖像預(yù)處理

圖像預(yù)處理主要對(duì)圖像本身進(jìn)行改正，消除設(shè)備帶來的不一致性，以及由設(shè)備引起的部分圖像缺陷。主要包括過掃描改正(Overscan)、本底改正、平場改正、串?dāng)_改正等步驟，但是對(duì)暗流不做改正。

2.1 過掃描改正

在Bok望遠(yuǎn)鏡和南山1 m望遠(yuǎn)鏡拍攝的圖像中，都提供了過掃描區(qū)，過掃描區(qū)表達(dá)了圖像讀出時(shí)的電壓水平，是針對(duì)本幅數(shù)據(jù)的本底。圖5展示了Bok望遠(yuǎn)鏡的每個(gè)門過掃描區(qū)和圖像區(qū)之間的布局關(guān)系，單位為像元(未按比例繪制)。南山1 m望遠(yuǎn)鏡的過掃描區(qū)分布與此類似，但是寬度為32像元。

改正時(shí)，程序?qū)γ恳婚T圖像的過掃描區(qū)逐行取中值，然后對(duì)圖像區(qū)的每一行數(shù)據(jù)，減去該行對(duì)應(yīng)的過掃描區(qū)中值，完成過掃描改正。由于過掃描區(qū)數(shù)據(jù)起伏較大，因此對(duì)求出的中值進(jìn)行了高斯平滑。平滑前后的過掃描區(qū)片段如圖6。

對(duì)于所有的單次曝光圖像，包括本底、平場、科學(xué)圖像等，都是先進(jìn)行過掃描改正，然后再進(jìn)行后續(xù)處理。

圖5 Bok望遠(yuǎn)鏡過掃描區(qū)分布示意圖，未按比例繪制(像元)Fig.5 Layout of image and overscan of Bok，not to scale(pixel)

圖6 過掃描改正片段(紅色)以及平滑后的曲線(藍(lán)色)Fig.6 ADU of overscan region(red)and a smoothed curve(blue)

2.2 本底改正

觀測人員在每個(gè)晚上的觀測前后各拍攝一組本底，通常是10幅。對(duì)每一幅本底圖像進(jìn)行過掃描改正后，對(duì)每個(gè)像元的多次觀測取中值得到本底的結(jié)構(gòu)。在后續(xù)的平場圖像和科學(xué)圖像數(shù)據(jù)處理時(shí)，在進(jìn)行了自身的過掃描區(qū)改正之后，都會(huì)利用合并之后的本底結(jié)構(gòu)進(jìn)行改正。

2.3 暗 流

Bok望遠(yuǎn)鏡和南山1 m望遠(yuǎn)鏡都采用液氮制冷的方式，CCD在冷卻之后，暗流很小。經(jīng)測定，Bok望遠(yuǎn)鏡的CCD暗流約為7.2e-/pixel/hr，而南山1 m望遠(yuǎn)鏡則不超過2e-/pixel/hr。由于本巡天采用的曝光時(shí)間都小于60 s，暗流帶來的影響相比讀出噪聲等可以忽略不計(jì)，因此未進(jìn)行暗流改正。

2.4 平場改正

2.4.1 Bok望遠(yuǎn)鏡平場改正

在Bok望遠(yuǎn)鏡觀測時(shí)，在每夜觀測前后都為每個(gè)波段各拍攝一組(通常是10幅)圓頂平場，并進(jìn)行合并。圓頂平場的優(yōu)點(diǎn)是不受天氣條件影響，單幅ADU值高(通?？刂圃?0 000至30 000)，信噪比高，能夠較好地反映像元之間的差異性。但是圓頂平場的照明并不能很好地反映望遠(yuǎn)鏡上的真實(shí)入射情況。另一方面，利用每晚實(shí)際觀測得到的科學(xué)圖像(每晚大約200到400幅)進(jìn)行中值合并，得到當(dāng)晚的超級(jí)平場。超級(jí)平場反映了真實(shí)的望遠(yuǎn)鏡照明分布，例如比較均勻的入射光場，和觀測時(shí)相同的光路等。但是由于單幅科學(xué)圖像的天光背景約在20～40 ADU(隨波段不同)，即使將每個(gè)晚上的全部圖像合并，超級(jí)平場的ADU值較低，信噪比仍不高，不能反映像元之間的各像元差異，不適合直接用于平場改正。因此，參考北京-亞利桑那巡天(Beijing-Arizona Sky Skuvey，BASS)[4]的數(shù)據(jù)處理方法，利用二維高斯平滑后的超級(jí)平場對(duì)圓頂平場進(jìn)行大尺度的照明改正，這樣既充分利用超級(jí)平場改正了照明分布的大尺度結(jié)構(gòu)，也發(fā)揮了圓頂平場的高信噪比優(yōu)勢(shì)，改正了CCD像元之間的效率差異。

2.4.2 南山1 m望遠(yuǎn)鏡平場改正

南山1 m望遠(yuǎn)鏡沒有提供圓頂平場，所以在每晚的黃昏和晨光時(shí)間，對(duì)每個(gè)波段各拍攝若干幅天光平場。天光平場兼顧了較高的信噪比，以及真實(shí)的照明情況，是進(jìn)行平場改正的最佳選擇。但是天光平場的觀測受天氣影響大，且觀測時(shí)間窗口短，觀測次數(shù)較少，容易出現(xiàn)沒有適合的天光平場的情況。同時(shí)，由于南山1 m望遠(yuǎn)鏡視場較大，天光平場也存在照明不均勻的問題。因此同樣也需要利用當(dāng)晚的超級(jí)平場進(jìn)行照明改正。

在采用天光平場進(jìn)行平場改正時(shí)，如果遇到當(dāng)天晚上未拍攝天光平場，或者拍攝不理想的情況下，通常使用時(shí)間最近的天光平場代替。

2.5 串?dāng)_及其改正

在多門讀出的相機(jī)中，當(dāng)圖像中出現(xiàn)飽和星像時(shí)，會(huì)發(fā)生串?dāng)_現(xiàn)象。即當(dāng)一個(gè)門的圖像中出現(xiàn)飽和時(shí)，在其他門讀出的圖像的相應(yīng)位置也會(huì)出現(xiàn)鏡像映射。通常鏡像信號(hào)和原始信號(hào)之間的數(shù)值比為10-4量級(jí)。在源信號(hào)同一CCD的其它門的串?dāng)_(Intra-CCD crosstalk)，相關(guān)系數(shù)較大且為正相關(guān)，而其它CCD上的串?dāng)_(Inter-CCD crosstalk)則相關(guān)系數(shù)較小，且大部分為負(fù)相關(guān)。

通過分析出現(xiàn)串?dāng)_現(xiàn)象的圖像中串?dāng)_源信號(hào)和鏡像信號(hào)之間的相關(guān)系數(shù)，然后將鏡像信號(hào)從原始圖像中扣減。同樣使用Bok望遠(yuǎn)鏡進(jìn)行觀測的BASS巡天[4]，也采用了類似的方法。

圖7展示了Bok望遠(yuǎn)鏡觀測圖像上一個(gè)典型的串?dāng)_現(xiàn)象，以及修正后的數(shù)據(jù)。圖7(a)為一亮星在其他門圖像相應(yīng)位置引起的串?dāng)_，圖7(b)為改正后的結(jié)果，其中右下角門為串?dāng)_原始信號(hào)，上面的兩個(gè)門為其它CCD中的門，下方3個(gè)門則為串?dāng)_源信號(hào)所在CCD的其它門。

3 天體測量定標(biāo)

天體測量定標(biāo)的目的是找到圖像坐標(biāo)系和天球坐標(biāo)系之間的轉(zhuǎn)換關(guān)系，在觀測時(shí)指向的基礎(chǔ)上進(jìn)行校正，最終確定探測的每個(gè)源的精確天球坐標(biāo)。

3.1 位置定標(biāo)和圖像扭曲改正

本程序使用由Emmanuel Bertin開發(fā)的成熟且被廣泛使用的天文軟件SCAMP[5]進(jìn)行天體測量定標(biāo)。在處理中采用兩輪迭代，從而滿足初始的較大誤差和最終的較高精度。第1輪處理時(shí)，采用較大的匹配誤差限制，這樣可以適應(yīng)初始FITS文件頭中的信息不夠精確的情況；第2輪則采取較小的匹配限制，在第1輪初步校正的基礎(chǔ)上，能夠得到較為精確的最終結(jié)果。使用SCAMP軟件所采用的重要參數(shù)見表3。

圖7 改正前后的串?dāng)_現(xiàn)象。(a)原始數(shù)據(jù)；(b)改正后數(shù)據(jù)；箭頭指向?yàn)榇當(dāng)_源以及鏡像信號(hào)Fig.7 Crosstalk and correction result.(a)original； (b)corrected； source and mirrored signal are pointed

表3 SCAMP重要參數(shù)設(shè)置Table 3 The configuration of major parameters for SCAMP

標(biāo)準(zhǔn)星方面，采用PPMX(Position and Proper Motions eXtended)星表[6]作為天測參考星表。PPMX星表收錄了全天約1 800萬顆恒星的坐標(biāo)，空間分布均勻，坐標(biāo)精度高，赤經(jīng)和赤緯方向誤差約0″.02。星表中恒星亮度適中，85%以上星等為10.0 mag＜V＜15.0 mag，與本巡天的觀測深度接近，可以很好地與觀測圖像中的源進(jìn)行匹配。并且PPMX星表體積較小，便于在觀測現(xiàn)場進(jìn)行快速數(shù)據(jù)處理。后續(xù)數(shù)據(jù)處理中計(jì)劃改用PPMXL[7]等星表進(jìn)行高精度數(shù)據(jù)處理。

通常天體測量定標(biāo)的目的是擬合圖像坐標(biāo)(x，y)到天球坐標(biāo)(α，δ)的轉(zhuǎn)換公式，然后利用該公式計(jì)算探測到源的天球坐標(biāo)。

先將圖像坐標(biāo)系轉(zhuǎn)換為以圖像中心為原點(diǎn)的坐標(biāo)系，并用(u，v)表示這個(gè)坐標(biāo)系下的坐標(biāo)。在不考慮圖像扭曲的情況下，使用FITS文件頭中的CDi＿j字段(i，j取值1，2)所表達(dá)的線性轉(zhuǎn)換矩陣CD，可以將(u，v)轉(zhuǎn)換為以角度為單位的過渡平面直角坐標(biāo)(ξ，η)，隨后根據(jù)球面投影計(jì)算對(duì)應(yīng)的天球坐標(biāo)(α，δ)，目前使用的球面投影模式是正切投影(TAN模式)。線性轉(zhuǎn)換公式：

由于本巡天使用的望遠(yuǎn)鏡相機(jī)視場較大(大于1 deg2)，并且相機(jī)都位于主焦點(diǎn)，焦面實(shí)際上為曲面，所以需要對(duì)圖像進(jìn)行扭曲改正。通常的做法是利用高階多項(xiàng)式進(jìn)行擬合。在多種圖像扭曲表達(dá)方式中，本程序選擇簡單映射多項(xiàng)式(Simple Imaging Polynomial，SIP)[8]作為圖像扭曲的表達(dá)形式。SIP在(1)式提供的線性轉(zhuǎn)換的基礎(chǔ)上，利用多項(xiàng)式修正函數(shù)f、g對(duì)(u，v)進(jìn)行修正，得到：

在修正函數(shù)f和g中，用Apq和Bpq表示多項(xiàng)式單元upvq的系數(shù)，可以寫出函數(shù)f，g的形式如(3)式。其中，A＿ORDER和B＿ORDER表示在u，v兩個(gè)方向的階數(shù)，通常二者相同。經(jīng)過實(shí)踐測試，本巡天選擇 A＿ORDER＝B＿ORDER＝3。

3.2 天體測量定標(biāo)誤差

天體測量定標(biāo)的誤差來自多方面：(1)星像的中心位置判斷需要通過擬合估計(jì)，會(huì)帶來誤差；(2)使用的參考星表提供的坐標(biāo)自身帶有誤差，本巡天選用的PPMX星表在赤經(jīng)、赤緯方向上各有約0″.02的誤差；(3)星表提供的自行信息帶有誤差；(4)在進(jìn)行匹配時(shí)，參考星和圖像星之間有一定的坐標(biāo)差容忍度。所以，最終得到的天體坐標(biāo)與其真實(shí)值之間存在誤差。

3.2.1 天體測量定標(biāo)外部誤差

通過對(duì)比圖像中探測到的源與參考星表(PPMX星表)之間的差異，將其作為天體測量定標(biāo)的外部誤差。圖8展示了隨機(jī)選擇的一幅圖像的天體測量定標(biāo)外部誤差分布圖，可以看出天體測量的精確性比較高，標(biāo)準(zhǔn)差約0″.1，并且在赤經(jīng)、赤緯方向上偏差很小。

3.2.2 天體測量定標(biāo)內(nèi)部誤差

通過匹配相鄰天區(qū)重疊部分的天體，可以得到天體位置定標(biāo)的內(nèi)部誤差。除了相鄰天區(qū)的重疊部分，還有一些天區(qū)進(jìn)行了多次觀測，也提供了內(nèi)部定標(biāo)誤差的數(shù)據(jù)來源。此外，同一個(gè)天區(qū)的不同波段觀測結(jié)果，也可以得到內(nèi)部誤差。圖9展示了對(duì)同一天區(qū)的兩次觀測的天體測量定標(biāo)內(nèi)部誤差，圖中可以看出， 雙向誤差分別為 δR.A.＝0″.014 ± 0″.145 和 δDec＝-0″.002 ± 0″.166， 彌散很小， 并且在兩個(gè)方向的偏差可以忽略不計(jì)。

圖8 典型的天體測量定標(biāo)外部誤差Fig.8 External error of the astrometric calibration

圖9 典型的天體測量定標(biāo)內(nèi)部誤差Fig.9 Internal errors of the astrometric calibration

4 流量定標(biāo)

在流量定標(biāo)上，通常有2種方式：(1)使用測光標(biāo)準(zhǔn)星，在測光夜進(jìn)行多次觀測，得到不同大氣質(zhì)量下的消光情況，并擬合出大氣消光曲線，以此計(jì)算不同大氣質(zhì)量下的大氣消光值，從而對(duì)每一幅圖像進(jìn)行大氣消光改正，得到視星等；(2)利用已有的巡天星表，和待測天區(qū)之間重合的部分進(jìn)行定標(biāo)。前者比較復(fù)雜，并且要求在測光夜進(jìn)行，但是定標(biāo)精度高，獨(dú)立性好；后者操作上簡單很多，但是依賴于已知星表的精度，并且在未直接重疊的天區(qū)，通過重疊區(qū)傳遞進(jìn)行定標(biāo)會(huì)損失一定精度。

4.1 定標(biāo)方法

對(duì)于SDSS g，r，i波段， 采用 APASS(The AAVSO Photometric All-Sky Survey)[9]，SDSS，Pan-STARRS1(Panoramic Survey Telescope and Rapid Response System)③https：//arxiv.org/abs/1612.05560等星表作為流量定標(biāo)參考。APASS提供了6千多萬顆恒星的測光數(shù)據(jù)，空間分布上覆蓋了全天，深度適中，10.0 mag＜V＜17.0 mag的恒星超過90%，70%以上恒星的g，r，i波段誤差小于0.1，和我們的觀測深度相比有重疊，適合進(jìn)行定標(biāo)。后期將觀測流量標(biāo)準(zhǔn)星，提高定標(biāo)精度。

而對(duì)于uSC，vSAGE，DDO51，Hαw，Hαn等 5個(gè)波段，從經(jīng)過高精度流量定標(biāo)的恒星光譜庫CALSPEC[10]和NGSL[11]中選擇了與本巡天天區(qū)重合或鄰近的天區(qū)，光譜型覆蓋較全面(A到K型以及白矮星)，星等約12至15等，且非變星的恒星的光譜，和濾光片透光率曲線進(jìn)行卷積，得到這些恒星的視星等，可以作為流量定標(biāo)標(biāo)準(zhǔn)星使用。

在每個(gè)觀測夜都會(huì)對(duì)標(biāo)準(zhǔn)星進(jìn)行5至8次觀測，然后通過擬合得到以(4)式描述的大氣消光曲線。大氣消光曲線是儀器星等相對(duì)大氣質(zhì)量的變化曲線。為方便分析，儀器星等被統(tǒng)一歸算到1 s曝光的儀器星等。由于在相同大氣質(zhì)量下不同波長處的消光略有不同，還需要進(jìn)行顏色改正。定義kx，a為大氣質(zhì)量改正系數(shù)，kx，c為顏色改正系數(shù)，而kx，0為儀器零點(diǎn)。然后利用該消光曲線對(duì)當(dāng)晚的科學(xué)觀測數(shù)據(jù)進(jìn)行流量定標(biāo)。

圖10和圖11是2017年9月Bok望遠(yuǎn)鏡上觀測數(shù)據(jù)得到的消光曲線，分別為23日uSC波段和24日vSAGE波段。其中uSC消光曲線為0.612×airmass＋0.338 mag，擬合殘差標(biāo)準(zhǔn)差為0.003 3 mag，vSAGE消光曲線為0.443×airmass＋0.241 mag，擬合殘差標(biāo)準(zhǔn)差為0.015 4 mag，符合本巡天的精度要求。

后面將在測光夜集中進(jìn)行流量定標(biāo)工作，每晚觀測20～30次標(biāo)準(zhǔn)星，從而獲得更高的定標(biāo)精度，預(yù)計(jì)5～7個(gè)測光夜完成所有天區(qū)的定標(biāo)。

圖10 大氣消光曲線 (2017-09-23)Fig.10 The atmospheric distinction curve Bok uSC(2017-09-23)

圖11 大氣消光曲線(2017-09-24)Fig.11 The atmospheric distinction curve Bok vSAGE(2017-09-24)

4.2 定標(biāo)誤差

如圖3，每個(gè)觀測天區(qū)和每個(gè)相鄰天區(qū)之間有約20%的面積重疊，利用重疊區(qū)內(nèi)匹配到的源可以進(jìn)行多次觀測的誤差分析，此外還隨機(jī)選擇了部分天區(qū)進(jìn)行多次觀測，來分析觀測質(zhì)量。圖12和圖13展示了某個(gè)天區(qū)在兩次觀測中定標(biāo)的差異。圖中紅色曲線為每個(gè)星等差異的標(biāo)準(zhǔn)差。

圖12 uSC波段流量定標(biāo)誤差與星等關(guān)系圖Fig.12 The error of uSC flux calibration VS mag

圖13 vSAGE波段流量定標(biāo)誤差與星等關(guān)系圖Fig.13 The error of vSAGE flux calibration VS mag

5 天體測光

5.1 圖像源探測

本巡天數(shù)據(jù)處理程序調(diào)用成熟且廣泛應(yīng)用的測光數(shù)據(jù)處理軟件Source Extractor(以下簡稱SE)[12]對(duì)圖像進(jìn)行測光，包括源探測、源定位、源累計(jì)探測器計(jì)數(shù)等。測量所用的重要參數(shù)及取值見表4。相比傳統(tǒng)常用的圖像處理工具包IRAF(the Image Reduction and Analysis Facility)[13]，SE調(diào)用方便，速度快，便于集成到數(shù)據(jù)處理程序中，而且SE能夠一次性完成源探測以及測光，不需要分多步進(jìn)行，還可以同時(shí)進(jìn)行多種模式、多種孔徑測光，效率較高。

表4 SE重要參數(shù)設(shè)置Table 4 The configuration of major parameters for Source Extractor

SE提供了多種測光模式，例如傳統(tǒng)的圓孔徑測光，根據(jù)給定的孔徑進(jìn)行測光，得到流量信息，并計(jì)算出對(duì)應(yīng)的儀器星等。同時(shí)，根據(jù)天光背景信息，以及流量的泊松統(tǒng)計(jì)誤差計(jì)算該星的流量誤差與星等誤差。如果給定了多個(gè)孔徑，SE會(huì)依次進(jìn)行不同孔徑測光，并且輸出一系列結(jié)果。此外，SE還提供了多種不同模型對(duì)星像進(jìn)行測光，常用的如自動(dòng)孔徑測光、等亮度輪廓測光、彼得羅相模型模型測光等。其中彼得羅相模型模型主要用于河外星系的測光，雖然河外星系并非本巡天的主要科學(xué)目標(biāo)，但是對(duì)于巡天中觀測到的河外星系進(jìn)行盡可能的記錄和處理，也是十分有意義的工作。

除了測光信息，SE也提供了大量關(guān)于星像輪廓的信息，如伸長率、半高全寬、輪廓橢圓擬合的長短軸、傾斜角等，還提供了多種不同方式得到的星像中心坐標(biāo)。

參考SDSS巡天、BASS巡天等，本巡天也選擇自動(dòng)孔徑測光模式作為主要輸出。自動(dòng)孔徑模式具有較好的適應(yīng)性，能夠自動(dòng)根據(jù)星像的半高全寬進(jìn)行選擇孔徑，并且采用橢圓孔徑而非圓孔徑，對(duì)恒星的流量能夠進(jìn)行比較全面、精確的估算。與此同時(shí)，也提供多種不同測光模式(包括不同孔徑)的測光結(jié)果供用戶選擇。此外，還對(duì)孔徑測光進(jìn)行了生長曲線改正，以期取得精度較高的測光結(jié)果。

5.2 孔徑測光以及孔徑改正

本程序利用SE的APERTURE測光程序計(jì)算源的圓孔徑測光流量。

對(duì)于孔徑測光，孔徑大小的選擇是影響測光質(zhì)量的重要因素。孔徑增大時(shí)，源的流量能夠更多地包括在其中，因此對(duì)流量的估計(jì)就更加完備。但是隨著孔徑的增大，天光背景噪聲也更多地被包含進(jìn)去，對(duì)暗源的信噪比影響尤為明顯。因此需要根據(jù)源的亮度選擇合適的孔徑。另外一方面，為了正確進(jìn)行流量定標(biāo)，同一圖像中的源應(yīng)以相同的方式進(jìn)行測光。為了提高暗源的信噪比，利用圖像中孤立的、信噪比高的、非飽和的亮星，求出儀器星等相對(duì)孔徑的變化曲線，即孔徑生長曲線，然后利用該曲線對(duì)其他源進(jìn)行孔徑校正。通過生長曲線進(jìn)行孔徑改正測光比單一孔徑測光能夠較好地提高處理質(zhì)量[14-15]。

由于焦面的不同區(qū)域的點(diǎn)擴(kuò)散函數(shù)不同，導(dǎo)致孔徑生長曲線也不同，為此本程序?qū)γ總€(gè)門分別進(jìn)行校正。以Bok望遠(yuǎn)鏡為例，探測器陣列一共由16個(gè)門進(jìn)行讀出，圖14是一組典型的生長曲線。每個(gè)區(qū)域表示對(duì)應(yīng)門，綠色標(biāo)記表示符合條件的亮星在不同測光孔徑的星等，紅色曲線為采用的改正曲線。

6 觀測條件

根據(jù)Bok望遠(yuǎn)鏡在2017年9月共15個(gè)觀測夜的觀測數(shù)據(jù)，對(duì)視寧度、測光零點(diǎn)、天光背景亮度等信息進(jìn)行了統(tǒng)計(jì)分析。

圖14 用亮星得到的每個(gè)門的孔徑生長曲線Fig.14 The growth curves of brightest stars in each amplifier

6.1 視寧度(Seeing)

根據(jù)SE給出的圖像中孤立的亮星的半高全寬進(jìn)行統(tǒng)計(jì)分析基特峰觀測站的視寧度條件，約為1″.5±1″.0?？紤]到望遠(yuǎn)鏡和相機(jī)本身對(duì)星像的展寬，這個(gè)數(shù)值略高于站點(diǎn)的真實(shí)視寧度。圖15展示了上述觀測圖像的視寧度分布。

6.2 測光零點(diǎn)

測光改正零點(diǎn)是儀器星等和視星等之間的改正常數(shù)，反映了觀測時(shí)的大氣等因素對(duì)流量的影響。在進(jìn)行流量定標(biāo)時(shí)，為了避免不同曝光時(shí)間帶來的影響，所有圖像被歸一化到1 s曝光的流量。圖16是2017年9月觀測數(shù)據(jù)的測光零點(diǎn)的分布，其中uSC波段1 612幅圖像，vSAGE波段1 465幅。

圖15 2017年9月Bok望遠(yuǎn)鏡觀測圖像視寧度分布Fig.15 The distribution of seeing at Bok telescope in Sep，2017

6.3 天光背景亮度

天光背景是影響觀測質(zhì)量，尤其是極限星等的重要因素。圖17展示了uSC和vSAGE波段的天光背景分布。由于對(duì)夜天光的流量使用恒星的測光零點(diǎn)進(jìn)行定標(biāo)，而恒星的測光零點(diǎn)還受觀測時(shí)大氣質(zhì)量的影響，所以定標(biāo)得到的夜天光流量與實(shí)際略有不同。相比基特峰之前的天光背景監(jiān)測[16]，亮度基本相似。

圖16 測光零點(diǎn)分布Fig.16 The distribution of zeropoint

圖17 夜天光背景亮度分布Fig.17 The distribution of night sky brightness

7 總結(jié)和展望

本文介紹SAGE測光巡天的數(shù)據(jù)處理過程和處理程序原理，并對(duì)數(shù)據(jù)處理精度進(jìn)行了分析。本數(shù)據(jù)處理程序可以對(duì)不同望遠(yuǎn)鏡取得的數(shù)據(jù)進(jìn)行統(tǒng)一處理，并且得到足夠精度的數(shù)據(jù)。目前本數(shù)據(jù)處理程序主要針對(duì)單次曝光圖像進(jìn)行處理，多次觀測圖像堆疊、相互校正等等，還需要后續(xù)繼續(xù)完善。

SAGE測光系統(tǒng)是一個(gè)自主設(shè)計(jì)的對(duì)恒星大氣參數(shù)非常敏感的系統(tǒng)。SAGE測光巡天自2015年開始，利用3臺(tái)望遠(yuǎn)鏡協(xié)作完成約5億顆恒星的8種顏色的觀測。通過測光數(shù)據(jù)，還將得到高空間分辨率的可靠的星際消光分布。本巡天項(xiàng)目對(duì)恒星物理、銀河系結(jié)構(gòu)和演化等研究將是非常寶貴的觀測遺產(chǎn)，同時(shí)也將河外天體的研究提供大量的觀測數(shù)據(jù)。

致謝：感謝中國科學(xué)院新疆天文臺(tái)馬路正高級(jí)工程師、艾力·伊沙木丁研究員、劉進(jìn)忠副研究員等的大力支持與配合，感謝一米大視場天文望遠(yuǎn)鏡觀測助手白春海、馮國杰、?；⒈搿堒?、許競、王勇、馬樹國、蒲廣新、阿布都等的辛勤工作。在觀測以及數(shù)據(jù)處理過程中，還得到了中國科學(xué)院國家天文臺(tái)蔣兆基研究員、葛亮博士、北京師范大學(xué)苑海波博士等人的幫助，在此一并表示感謝。