1、 1 中国科学院知识创新工程重要方向项目 建议书 项目名称： 南银冠 u 波段 巡天 候选项目负责人： 周旭 依托单位： 国家天文台 参加单位： 国家天文台、上海天文台 联系人： 周旭 电话： 010-64852571 E-mail： 所属创新基地：交叉前沿部署 主管专业局 /主管专业处：基础局 /天文力学与空间科学处 中国科学院计划财务局制 2009年 9月 3 日填 2 摘要 随着国际上新的大望远镜的不断出现，在追求高极限星等和高空间分辨本领，对宇宙进行深空观测的同时，通过 SDSS 等巡天 项目，人们越来越意识到大视场多色巡天观测的重要性。 然而，目前除了 SDSS 将观测小部分南银冠
2、天区外，几乎没有对南银冠的 u 波段 (3551 ) 巡天 的项目。随着 SDSS 项目的成功和 LAMOST 在 2008 年 10 月的顺利竣工和试观测的开始，越来越多的天文学家意识到 u 波段 测光数据的重要性，我们希望利用包括 u 波段 在内的测光数据开展恒星和星系多方面的天体物理研究工作，并为 LAMOST 提供观测样本和为 LAMOST 数据处理及流量定标提供支持。根据课题时间的紧迫和目前我国观测设备的限制，我们希望通过国际合作得到多色测光数据 。经过调查和分析国内外望远镜观测能力之后，我们认为美国亚利桑那州 Steward天文台的 90 英寸（ 2.3 米） Bok 望远镜可以有
3、效地完成 u 波段 的观测任务。经过反复协商，我们和美国亚利桑那大学的 Steward 天文台共同认为合作观测南银冠天区是可行的，并双方签署了南银冠 u 波段 巡天计划的协议。巡天计划的主要内容是利用位于美国亚里桑那州基特峰 (Kitt Peak)的 2.3 米望远镜和大视场 CCD 相机 ， 开展 对银纬 b 10 的南银冠天区3700 平方度的天区的 u 波段 （ 3551 ）巡天。通过 5 分钟的曝光积分时间 ， 极限星等将暗于 23等。目前该计划已经启动，美国方面已经在研制新的用于巡天的 CCD 相机。我们希望于今年年底开始观测 ，通过 3 年 （ 每年 9 月份 -12 月份 ） 时
4、间内完成观测，并及时地开展数据处理工作。在观测进行之中和完成之后，我们将得到属于国家天文台的观测数据和新研制的望远镜终端设备。 同时 将 获得 的观测数据与其 它 波段数据结合，我们将取得很多天体物理研究成果 ， 并在国际天文研究上产生重要影响。 一、立项依据 1、项目的科学意义，国内外研究概况及发展趋势 天文巡天是指使用望远镜对天空某些范围进行图像或者光 谱观测。在过去，巡天被局限为一个波段的电磁辐射或者某种类型粒子的流量（如宇宙线）的测量，最后往往得到某 种类型的天体（如亮于某个视星等的亮星）的天文性质的 物理 参数 。近几十年来 ，科学 技术的更新促使 了一大批高性能的天文望远镜 的诞生
5、 ， 各种 国际上的 巡天 项目 不断开展， 而且 越来越多的 巡天 都 逐渐 趋向于多波段 观测 ， 更 多的波段提供给我们 天体 更 多的信息， 可以帮助我们 在 不同波长上 更全面 地了解天体的物理性质 。 对于 u 波段 巡天， 我们可以得到 波长约 3551 天体的 流量 ，结合Pan-STARRS 望远镜的 g (4100 )， r (5500 )， i (6940 )， z (8470 )， Y (9600 )的波段数据，3 我们就可以得到南银冠 3700 平方度 波长范围 从 3500 9600 的谱能量分布，从而进行各种 天体物理 研究。 南银冠 u 波段 巡天 的 科学意义
6、如下： （ 1） 对 恒星 、 星系 、 活动星系核及类星体的初步分类判定需要多色测光 ，而 u 波段 的 测光会显著提高分类的准确性和可靠性 。 从形态上可以分出恒星和近邻星系 ：恒星是点源，星系是展源。从双色图上可以初步判断出天体的类型。 图 1 中 分别 显示了 恒星 、 星系和类星体在双色图上的分布，我们可以看出这三种 类型的天体在双色图的中的位置 分布 是不同的，因此 ， 我们可以通过 双色图上的位置 来初步判断天体的类型。 从 图 1 中可以看出在使用了 SDSS 的 u 波段 测光后 ，恒星、星系和类星体的分布更加广，分得更开，这样就有利于 提高 我们对未知天体的类型进行初步判断
7、 的准确性和可靠性 。 本项目拟用美国 Kitt Peak 天文台 2.3 米 Bok 望远镜进行 u 波段 的观测，得到的测光数据将用来研究上述问题。 图 1： SDSS 测光中的恒星（ ），星系（ ）和类星体 （ 其中 红移 z 2 的观 测样本还很少，因为像 SDSS 这样的巡天还不足以进行准确的统计研究。 LAMOST 的观测样本将在较大的红移范围内精确地测量类星体的相关函数。我们希望用类星体的成团性来 研究 类星体暗物质晕的质量和类星体活动的时标。进而，大规模 的类星体样本将有利于建立不同质量和其他类星体性质的子样本，如中心 黑洞质量。这些新的限制可以有力限制类星体演化的模型和黑洞活
8、动性与星系演化的关系。 作为独立于 LAMOST 的巡天项目，我们南银冠 u 波段 巡天的深度可能达到 23 等。结合其他波段观测的结果所选出的类星体样本，比 LAMOST 巡天的深度深很多 。即使没有光谱观测，测光红移选的类星体样本本身，就可以有效地开展类星体光度函数的测量，和高红移类星体角相关函数。 本项目拟用 Bok 2.3 米望远镜观测得到南银冠 3700 平方度范围的 u 波段 测光，结合别的波段的测光，将发现一大批红移 z 1 的星系，因此 ， 我们可以 利用 u波段 优先观测高红移星系。 图 4：测光红移 和光谱红移的比较 6 对于低红移 （ z 0.2， u 波段 也给出了很强
9、的限制。 对于高红移星系，比如， 0.3 z 1，地面 u 波段 相当于观测了这些遥远星系的紫外辐射。这对研究星系的恒星形成，星系气体的演化过程非常重要。最近的研究结果表明，今天我们看到的星系中，有 50的恒星是在宇宙的最近 8 Gyr（ z 1）形成的。紫外辐射主要来自大质量的恒星。 这些恒星示踪了星系中气体的演化。因此，高质量的 u 波段 的数据，对于研究 z1 的星系恒星形成是非常重要的。 在星族合成方面 u 波段 在星族合成中，对于区分老年 星族 和 年轻星族起着关键的作用。对于有足够的空间分辨率 （ 比如： 大于 10 10） 的星系，高精度的 u 波段 测光对确定星系的恒星形成的二
10、维分布将会有很大的帮助。这将加深我们对邻 近星系的恒星形成历史的了解。其结果也可以为检验各种星系形成模型 （ 如：并合模型，独立演化模型等 ） 提 供参考。 对于本星系群的成员星系，我们将获得极高的空间分辨率，达到星团 和 星云 的 尺度。这使我们能够仔细地研究星系的各空间成份，如旋臂，核球，晕的星族成分。 我们将 进一步， 我们 将 深入 研究 星系的恒星形成历史， 从而 理解星系的形成 和演化 过程（ 从星系的 形态 到 星族 分析 ）。 （ 4）包括 u 波段 的多色测光 将 有助 于发现星暴星系的候选者。 星暴星系 中年老的 星 族 与年轻星族同时存在，而 g， r 和 i 波段得到的
11、色指数可能 对于年龄不敏感 ，我们 可以利用 对星族年龄敏感的 u 波段 并 结合其他波段 来 分析 星族的年龄 。 星暴星系中存在大量的年轻的刚诞生的恒星， 这些恒星在蓝端有较强的辐射，在 u 波段 的辐射很强，所以 u 波段 的观测对于研究星暴星系的性质具有非常重要的作用。 图 5：星暴星系 M82 7 Hopkins et al. (2003) 通过比较其它恒星形成率的指标（ Halpha， OII 和远红外），证明了 u 波段 测光是测量星系恒星形成率的很好 指标。 （ 5）在银河系结构研究方面， 包含 u 波段的 多色测光的数据有利于恒星类型的判定，控制观测对象的完备性。 对于银河系
12、结构方面的研究，我们需要有 u 波段 +Pan-STARRS 的 测光 数据 对恒星的类型进行判断 ， 这样 我们 就可以保证 LAMOST 观测恒星类型的完备性 。 另外， 与 CCD 图像测光观测不同， LAMOST 不可能逐一观测视场内 所有 的恒星。因此， 我们可以利用 u 波段 +Pan-STARRS 的测光 数据 先为 LAMOST 的观测提供一个完备的恒星类型样本 作为输入星表 ， 这样 才能达到较好的完备性 以及 空间均匀性。如 图 6 所示， 我们可以看到， 不同光谱型的恒星的颜色是不同的。大质量的恒星颜色较蓝，小质量的恒星颜色较红。 而 不同类型恒星 的谱能量分布 的差异
13、在 u 波段要比 其它 的波段 更 为 明显 ， 所以 u 波段的观测就显得非常重要。 图 6：不同类型恒星的颜色分布 不同光谱型的恒星 在双色图上的位置也不同 （见图 7） 。大质量的恒星颜色偏蓝，处于双色图的左下方，而小质量的恒星颜色偏红，处于双色图的右上方。我们可以通过恒星在双色图上的位置来判断其光谱型和质量。 8 图 7：不同类型恒星的双色图分布 （ 6） 结合 其它 波段 的 观测 ， u 波段测光可以帮助我们很好地 估计星系中星族的金属丰度。 无论是恒星还是近邻星系（ 红移 z 0.1）， 在 谱能量分布 SED 中， u 波段 随年龄和金属丰度的变化都 显著 大于其它波段 ，因此
14、 ， 可以利用 u 波段 结合 其它 波段来估计星系中星族的金属丰度 。 图 8：太阳金属 丰度 ， 不同年龄的简单星 族的 SED。 可以看出， 在 u 波段 的波长处 变化幅度 最 大，因此 u 波段 可以很好的帮助我们区别不同年龄的星族。 图 9 显示了 u 波段 对年轻星族的年龄和金属丰度的决定的重要性。 左边 是 V- (B-V) 颜色星等图，右边是 V- (U-V)的颜色星等图， 我们可以 很 明显 地看出 色指数 (U-V)可以很好的区分不同年龄和金属丰度的星族。 9 图 9： 500 Myr 和 600 Myr 年龄星团的模型颜色 星等图，金属丰度分别是 Z=0.008 和 0
15、.004。我们可以看到包含u 波段 的颜色星等图可以很好的把两种星族的红巨星分开，但是 ， 如果没有 u 波段 的 颜色星等图却不能分开。 图 10 是 星族合成 模型给出的不同年龄的星族的谱能量分布，我们可以很明显的看出， u 波段相对于其 它 波段的测光而言，在星族演化中的谱能量分布影响最大。 图 10：太阳金属丰度下不同年龄的星团的模型谱能量分布 对于年龄 t 1 Gyr 的年轻星团的分析，最好的颜色是 UBRI 和 UBVI，都 不能缺少 u 波段 。在任何情况下， u 波段 对于年轻星族的年龄，金属丰度和消光都起着非常重要的作用。在典型的测光精度下 ( mag0.05)，多色测光对于
16、年龄和金属丰度简并的解除效果和典型信噪比下光谱的能力是相当 的（ Cardiel et al. 2003）。 u 波段 观测数据对识别恒星系统内的恒星成分、研究星系及星团的演化历史有着至关重要的10 作用。 图 11： 1 个太阳质量，年龄是 1 Gyr 的谱能量分布随金属丰度的变化 图 12：年龄是 1Gyr，金属丰度 Z=0.019 的谱能量分布随恒星质量的变化 从图 11-12 中 ， 我们可以看 出 ， 星系中 星族的 谱能量分布 SED 无论在 在随质量还是随金属丰度的变化 ， 在 u 波段 的变化都是最显著的。 （ 7） LAMOST 需要近期测光图像来确定太阳系附近的小质量（暗弱，大自行）恒星的位置。 作为与 LAMOST 同时进行的巡天项目 ， 从我们 u 波段 巡天的图像资料中可以提取最新的恒星位置信息。这些恒星位置坐标测量的结果可以参与对太阳系附近暗弱的小质量恒星自行的判定，也为 LAMOST 确认和提高定位精度提供了依据。
