李 娟12吳亞軍12 喬?；?23 王均智12 左秀婷12

(1中國科學(xué)院上海天文臺上海200030)

(2中國科學(xué)院射電天文重點實驗室上海200030)

(3中國科學(xué)院大學(xué)北京100049)

TM65m望遠(yuǎn)鏡譜線觀測系統(tǒng)的頻率校準(zhǔn)?

李 娟1,2?吳亞軍1,2 喬?；?,2,3 王均智1,2 左秀婷1,2

(1中國科學(xué)院上海天文臺上海200030)

(2中國科學(xué)院射電天文重點實驗室上海200030)

(3中國科學(xué)院大學(xué)北京100049)

頻率校準(zhǔn)是進(jìn)行譜線天文觀測前必做的準(zhǔn)備工作,對上海天文臺TM65m射電望遠(yuǎn)鏡的譜線終端DIBAS(Digital Backend System)進(jìn)行了頻率校準(zhǔn)及測試工作,發(fā)現(xiàn)它有良好的性能.首先,進(jìn)行了PCAL信號注入測試,對DIBAS終端的頻率分辨率、頻率漂移、譜之間間隔的穩(wěn)定性進(jìn)行了測試.1 h內(nèi),單個尖峰頻率漂移的最大變化幅度為0.03通道,尖峰之間間隔的最大起伏為0.05通道.然后,通過對大質(zhì)量恒星形成區(qū)的H2CO脈澤與吸收線的觀測,以及與GBT(Robert C.Byrd Green Bank Telescope)觀測結(jié)果的比較,發(fā)現(xiàn)頻率校準(zhǔn)的結(jié)果是正確的.最后,對W3(OH)進(jìn)行了1個多小時的羥基脈澤觀測和5個多小時的甲醇脈澤觀測,發(fā)現(xiàn)譜線的譜型保持一致,觀測噪聲與理論噪聲一致,說明頻率校準(zhǔn)程序是穩(wěn)定可靠的.

技術(shù):測光,譜線:證認(rèn),射電譜線:星際介質(zhì),星際介質(zhì):分子

1 引言

上海天文臺TM65m射電望遠(yuǎn)鏡坐落于上海市松江區(qū),口徑65 m,是一個全方位可動的地平式射電天文望遠(yuǎn)鏡,總重量達(dá)到2 700噸,設(shè)計最高工作頻率43 GHz.望遠(yuǎn)鏡采用高精度實面板,指向精度優(yōu)于15′′,并安裝有主動面調(diào)整系統(tǒng),目前可以在L(1.25～1.75 GHz)、C(4.0～8.0 GHz)、S/X(2.15～2.45/8.2～9.0 GHz)、Ku(12.0～18.0 GHz)波段工作,不久的將來還將配備K(18.0～26.5 GHz)、Ka(30.0～34.0 GHz)和Q(40.0～46.0 GHz)波段接收機[1?4].

分子譜線觀測是TM65m射電望遠(yuǎn)鏡的重要研究方向之一,較寬的頻率覆蓋使其能夠觀測氫原子21 cm譜線、羥基脈澤、甲醇脈澤、水脈澤、氨分子、一氧化硅分子、甲醛吸收線及氫離子、氦離子、碳離子的復(fù)合線等.利用這些譜線可以做很多工作,如銀河系內(nèi)恒星形成與化學(xué)演化、銀河系大尺度結(jié)構(gòu)等方面的研究,利用譜線的速度信息還能夠進(jìn)行分子云動力學(xué)方面的研究,表1列出了落在TM65m望遠(yuǎn)鏡觀測范圍內(nèi)的比較強的譜線.

一般星際分子譜線觀測有5個重要參數(shù)——譜強度、譜線線心速度、譜線速度范圍、譜線半功率寬度以及譜線輪廓.由于地球自轉(zhuǎn),各臺站的運動速度沿視線方向的分量是不同的,且隨時間變化.為了全世界觀測的一致,需要改正這一效應(yīng),也就是說各個臺站不同時間觀測的時候,都要對數(shù)據(jù)進(jìn)行多普勒改正.頻譜儀本身的性質(zhì)如譜響應(yīng)、譜分辨率,對于上述分子譜線參數(shù)的測量也是非常重要的[5].本文首先介紹TM65m射電望遠(yuǎn)鏡的終端系統(tǒng)DIBAS的系統(tǒng)組成與譜線觀測模式,之后介紹了譜線終端系統(tǒng)頻率校準(zhǔn)的原理,最后給出了我們利用PCAL信號對頻譜儀譜響應(yīng)測量的結(jié)果,以及用頻率校準(zhǔn)后的DIBAS終端進(jìn)行的譜線試觀測結(jié)果.

表1 TM65m望遠(yuǎn)鏡能夠觀測的主要分子/原子發(fā)射線的靜止頻率Table 1 List of the rest frequency of molecular/atom emission lines that could be observed with the TM65m radio telescope

2 望遠(yuǎn)鏡的譜線終端

TM65m望遠(yuǎn)鏡采用DIBAS終端進(jìn)行譜線觀測,該終端同時也是TM65m望遠(yuǎn)鏡的脈沖星終端.整個設(shè)備包括數(shù)據(jù)采集、數(shù)據(jù)處理、存儲和觀測控制4部分(見圖1),由上海天文臺和美國國家射電天文臺(National Radio Astronomy Observatory,NRAO)共同研制完成.

DIBAS終端支持29個不同的譜線觀測模式,這些模式可分為單窗口模式和多窗口模式,單窗口模式又分為寬帶和窄帶兩種模式.模式1、2、3為單窗口的寬帶模式,這些模式能夠覆蓋很寬的頻率范圍,帶寬最高達(dá)1.5 GHz,最多有16 384個通道,最高頻率分辨率61 kHz(對應(yīng)C波段速度分辨率2.7 km·s?1).利用寬帶模式可以同時觀測多條譜線,極大地提高了觀測效率.模式4～19為單窗口的窄帶模式,這些模式主要用來進(jìn)行高頻率分辨率的觀測,頻率分辨率最高可達(dá)0.02 kHz(對應(yīng)C波段速度分辨率0.000 9km·s?1).模式20～29為多窗口模式,共有8個帶寬24 MHz或16 MHz的窗口,頻率分辨率最高達(dá)0.24 kHz(對應(yīng)C波段速度分辨率0.01 km·s?1).這些窗口可以置于接收帶寬內(nèi)的任意位置,可以以很高的頻率分辨率同時觀測多條譜線.總之,DIBAS終端既能夠提供寬的頻率覆蓋,又能夠提供高頻率分辨率模式,極大地提高了TM65m望遠(yuǎn)鏡厘米波段分子譜線的觀測能力,將有助于觀測者更高效地利用TM65m望遠(yuǎn)鏡進(jìn)行天文觀測,并利用觀測數(shù)據(jù)得到最大限度的科學(xué)產(chǎn)出.表2給出了DIBAS譜線模式1～29的窗口數(shù)目Nband及帶寬BW、通道數(shù)目Nchan、頻率分辨率Δf及對應(yīng)各個頻段的速度分辨率Δv.如表2所示,模式6只有一個帶寬187.5 MHz的窗口,131 072個通道,頻率分辨率1.4 kHz,在L、C、X、K、Q波段的速度分辨率分別為0.25、0.06、0.05、0.02、0.01 km·s?1左右.模式20則有8個帶寬23.44 MHz的窗口,每個窗口有4 096通道,頻率分辨率5.7 kHz,在L、C、X、K、Q波段的速度分辨率分別為1.01、0.26、0.19、0.076、0.038 km·s?1左右.

圖1 DIBAS終端Fig.1 The DIBAS backend

3 頻率校準(zhǔn)

3.1 多普勒校準(zhǔn)

3.1.1 本地靜止坐標(biāo)

由于地球自轉(zhuǎn),各臺站的運動速度沿視線方向的分量是不同的,而且是隨時間變化的.為了改正這一效應(yīng),應(yīng)將臺站的運動歸算到本地靜止標(biāo)準(zhǔn)(Local Standard of the Rest,LSR).對恒星光譜(主要是A到G光譜型)的分析表明:太陽相對其附近的恒星有一系統(tǒng)運動.因此,將LSR定義為,與太陽位置一致的點、以局域的圓運動速度圍繞銀心旋轉(zhuǎn)的坐標(biāo)系.太陽在LSR中以20 km·s?1的速度朝向赤經(jīng)18 h、赤緯30?(1900)的方向運動[6].

3.1.2 多普勒改正

為了將速度轉(zhuǎn)換到LSR坐標(biāo),需要改正4個運動成分的影響,即太陽相對LSR速度的視向分量、地月質(zhì)心相對太陽速度的視向分量、地心相對地月質(zhì)心速度的視向分量以及觀測者相對地心速度的視向分量.下面分別介紹這幾個速度分量的計算方法,此處主要參考了中國科學(xué)院上海天文臺李綱博士的學(xué)位論文[7].

表2 譜線模式參數(shù)表Table 2 The parameters of molecular line observing modes

(1)太陽相對LSR速度的視向分量Vsun

設(shè)觀測歷元射電源的坐標(biāo)為(α,δ),太陽向量的坐標(biāo)為(R,D),則:

(2)地月質(zhì)心相對太陽速度的視向分量VEM

如圖2所示,S為太陽,ABCD為地月質(zhì)心軌道,E為質(zhì)心位置,→r為太陽到質(zhì)心的向徑,ω為近日點日心黃經(jīng),f為真近點角,設(shè)a、e分別為軌道的半長軸與偏心率,n為質(zhì)心繞太陽的平均角速度,則質(zhì)心速度可分解為兩項:垂直于向徑的分量垂直于AC軸的分量設(shè)觀測歷元射電源的黃道坐標(biāo)為(λ,β),則:

其中ω、f和章動序列的基本角引數(shù)的關(guān)系為:

式中fM=l′為平近點角.

圖2 地-月質(zhì)心軌道示意圖,S為太陽,ABCD為地月質(zhì)心軌道,E為質(zhì)心位置,→r為太陽到質(zhì)心的向徑,ω為近日點日心黃經(jīng),f為真近點角,a為軌道的半長軸[7].Fig.2The sketch map of orbit for the centroid of the Earth-Moon system.Sstands for the Sun.ABCDstands for the orbit for the centroid of the Earth-Moon system.Eis the position of the centroid.→ris the radius vector between the Sun and the centroid of the Earth-Moon system.ωis the heliocentric ecliptic longitude of perihelion.fis the true anomaly.ais the semi-major axis of the orbit[7].

(3)地心相對地月質(zhì)心速度的視向分量VE

其原理與計算VEM完全類似,因此只給出計算公式:

式中各量含義如下(對月球軌道):e′為軌道偏心率;n′為月球平均角速度;a′為軌道半長軸;ω′為近地點平月黃經(jīng);f′為真近點角;81.3為地月質(zhì)量之比;(λ′,β′)為源的白道坐標(biāo).ω′、f′和章動序列的基本角引數(shù)的關(guān)系為:ω′=F?l,=l,真近點角f′與平近點角fM′的關(guān)系見(2)式.

(4)觀測者相對地心速度的視向分量Vobs

設(shè)觀測者的測地緯度及海拔高度分別為?′和h,將?′轉(zhuǎn)換成地心緯度?:

式中a=692.743′′,b=1.163′′,c=0.0026′′.觀測者的地心距離為:

式中A=6367489.8 m,B=10692.6 m,C=22.4 m.設(shè)觀測時刻的地方恒星時為L,則:

式中ω=7.292×10?5rad·s?1為地球自轉(zhuǎn)角速度.因此有:

以上算法未考慮行星對地球軌道的攝動及太陽相對太陽系質(zhì)心的運動,這給V帶來約0.02 km·s?1的誤差.各速度分量對視向速度V的貢獻(xiàn)見表3.

表3 各速度分量對視向速度V的貢獻(xiàn)Table 3 Contribution toVfrom di ff erent velocity components

3.2 PCAL信號注入測試

在頻譜儀的輸入端輸入單頻PCAL信號,在頻譜儀的輸出端,將會觀測到一系列尖峰組成的譜線.測量尖峰半功率寬度,就可以得到頻譜儀的頻譜特性.南京大學(xué)鄭興武教授和紫金山天文臺雷成明老師曾用這一方法對紫金山天文臺13.7 m望遠(yuǎn)鏡的聲光頻譜儀進(jìn)行了仔細(xì)的頻譜工作性能測定[5].

3.2.1 譜的寬度

2014年8月,我們用DIBAS模式24,在積分時間內(nèi),頻譜儀的輸入端連續(xù)輸入不同的單頻PCAL信號,間隔為1 MHz,觀測頻譜儀的響應(yīng).模式24有8個窗口,每個窗口帶寬23.44 MHz,65 536個通道,將會觀測到23個尖峰組成的譜線.圖3(左)給出了其中一個窗口的頻譜.

用高斯擬合的方法測量尖峰的半功率寬度,就可以得到頻譜儀的譜分辨率.圖3(右)給出一條典型尖峰譜高斯擬合曲線.從圖3(右)可以看出,尖峰的半功率寬度為1個通道,沒有加寬,也沒有旁瓣.也就是說,DIBAS譜分辨率與通道間隔相同,譜分辨率的誤差遠(yuǎn)遠(yuǎn)小于通道間隔.整個接收系統(tǒng)中譜的形狀是不變的.

圖3 左:DIBAS對PCAL信號的譜響應(yīng).我們用DIBAS模式24,在X波段的中頻輸入端輸入頻率間隔為1 MHz的PCAL信號.本圖給出了其中一個窗口的頻譜.右:一條尖峰高斯擬合的曲線.實線表示觀測結(jié)果.虛線表示高斯擬合曲線.Fig.3Left:the response of DIBAS to a PCAL signal.We inject the PCAL signal with an interval of 1 MHz in X band under DIBAS mode 24.This fi gure gives a spectrum of one window.Right:Gaussian fi tting for a spike in the spectrum.The solid line stands for the observed result,while the dashed line stands for the Gaussian fi tting line.

3.2.2 頻率漂移測試

為了測試頻率漂移情況,按照上述方法,我們注入PCAL信號1 h,觀測頻譜儀的響應(yīng).觀測分為PCAL ON和PCAL OFF兩個狀態(tài),每個狀態(tài)持續(xù)1 min,得到30個scan.用高斯擬合的方法得到每個scan的譜線的第12條尖峰的中心位置.圖4(左)給出第12條尖峰線心位置隨時間的漂移,我們發(fā)現(xiàn)漂移集中在0附近.1 h內(nèi),最大變化幅度為0.03通道,約合0.01 kHz,對于一般譜測量來說,這種漂移影響不大.

3.2.3 譜間隔的穩(wěn)定性測試

為了測試譜之間間隔的穩(wěn)定性,我們用CLASS得到每一個scan得到的譜線的第5個和第20個尖峰之間的間隔數(shù),圖4(右)給出了第5條尖峰與第20條尖峰之間間隔的漂移,漂移仍然集中在0附近.尖峰間隔隨時間的最大起伏為0.05通道,約為0.02 kHz.尖峰間隔的漂移遠(yuǎn)小于通道寬度,因此對于一般測量來說影響不大.

3.3 頻率校準(zhǔn)測試

3.3.1 H2CO吸收線與射電復(fù)合線觀測

2014年3月21日,我們用TM65m望遠(yuǎn)鏡在C波段對幾個恒星形成區(qū)的H2CO吸收線和氫復(fù)合線進(jìn)行了觀測,譜線終端采用DIBAS的模式6,采用位置切換觀測模式, ON SOURCE與OFF SOURCE時間均為2 min.圖5(左)展示了IRAS00338的H2CO吸收線的譜,為了提高信噪比,將速度分辨率平滑至0.36 km·s?1,峰值流量所在速度為?17.41(0.04)km·s?1.Araya等[8]用美國GBT望遠(yuǎn)鏡對這個源的觀測結(jié)果進(jìn)行了比較,得到的峰值流量所在速度為?17.37(0.01)km·s?1,與我們的峰值流量所在速度在誤差范圍內(nèi)一致.圖5(右)展示了大質(zhì)量恒星形成區(qū)NGC 7538的H2CO脈澤與H2CO吸收線的譜,這一源中既有H2CO脈澤又有H2CO的吸收線,脈澤與吸收線成分的峰值流量所在的速度分別為?60.06(0.02)km·s?1、?57.84(0.02)km·s?1、?55.63(0.31)km·s?1. Araya等[8]對NGC 7538的觀測,得到的脈澤與吸收線成分的峰值流量所在的速度分別為?60.12(0.01)km·s?1、?57.91(0.01)和?55.95(0.05)km·s?1.脈澤成分速度之差分別為0.06 km·s?1和0.07 km·s?1,遠(yuǎn)小于速度分辨率.吸收線成分所在的速度在誤差范圍內(nèi)保持一致.以上結(jié)果表明,我們對數(shù)據(jù)所做的頻率校準(zhǔn)是正確的.

圖4 左:1 h內(nèi)第12條尖峰的頻率漂移及其誤差.橫軸為scan號,縱軸為通道數(shù)減去32983的值.右:1 h內(nèi)第5條尖峰與第20條尖峰之間間隔的漂移及其誤差.橫軸為scan號,縱軸為通道數(shù)減去41943的值.Fig.4 Left:frequency shift of the 12th spike within one hour.Horizontal axis gives the scan number, while vertical axis gives the value of channel number minus 32983.Right:frequency shift between the 5th and 20th spikes within one hour.Horizontal axis gives the scan number,while vertical axis gives the value of channel number minus 41943.

圖5 左:2014年3月21日,用DIBAS終端的模式6觀測的IRAS00338的H2CO吸收線的譜,ON SOURCE時間為2 min.右:2014年3月21日,用DIBAS終端的模式6觀測的NGC 7538的H2CO脈澤和吸收線的譜,ON SOURCE時間為2 min.Fig.5Left:We observed the H2CO absorption line of IRAS00338 with DIBAS mode 6 on March 21, 2014.The ON SOURCE time is 2 min.Right:We observed the H2CO maser and absorption line of NGC 7538 with DIBAS mode 6.The ON SOURCE time is 2 min.

3.3.2 OH脈澤觀測

2014年4月17日,我們用DIBAS譜線模式24對W3(OH)的羥基脈澤進(jìn)行了1個多小時的觀測,速度分辨率0.06 km·s?1,共觀測31個scan,每個scan的ON SOURCE和OFF SOURCE時間均為1 min.圖6(左)展示了第1個scan(黑色)、最后1個scan(紅色),以及所有數(shù)據(jù)平均后的譜(藍(lán)色),可以看出,3個譜的輪廓一致.第1個scan、最后1個scan,以及數(shù)據(jù)平均后,峰值流量均在通道32175.第1個scan與最后1個scan的幅度差為6%,表明了天線增益的變化.第1個scan的噪聲(Root Mean Square,RMS)為0.026,則31個scan平均后得到的RMS應(yīng)該近似等于實際對31個scan的數(shù)據(jù)進(jìn)行積分,得到譜線的RMS為0.006,我們認(rèn)為觀測值與理論值是一致的.

2014年7月14日,用DIBAS譜線模式6對W3(OH)的甲醇脈澤進(jìn)行了觀測,速度分辨率0.13 km·s?1,每小時觀測1個scan,共6個scan,見圖6(右),不同顏色代表不同scan的譜.可以看出,不同scan的譜線輪廓一致,因此,在觀測的5個多小時內(nèi),多普勒改正是可靠、穩(wěn)定的.

圖6 左:2014年4月,用DIBAS終端的模式24觀測的W3(OH)的1 665 MHz羥基脈澤的譜,共觀測31個scan,每個scan的ON SOURCE時間為1 min,黑色、紅色、藍(lán)色的線分別表示第1個scan、最后1個scan的譜以及所有數(shù)據(jù)平均后的譜.右:2014年7月,用DIBAS譜線模式6觀測W3(OH)的6.7 GHz甲醇脈澤的譜,每小時觀測1個scan,不同顏色代表不同scan的譜.Fig.6 Left:We observed the spectrum of 1665 MHz OH maser of W3(OH)with DIBAS mode 24 in April, 2014.We observed 31 scans in total,and the ON SOURCE time for each scan is 1 min.The black,red, and blue lines show the spectra of the fi rst scan,the last scan,and the average scan,respectively.Right: We observed the spectrum of 6.7 GHz methanol maser of W3(OH)with DIBAS mode 6 in July,2014.The time interval for di ff erent scan is one hour.The spectra of di ff erent scans are plotted in di ff erent colors.

4 結(jié)論

我們對上海天文臺TM65m射電望遠(yuǎn)鏡的DIBAS譜線終端進(jìn)行了頻率校準(zhǔn)和測試工作,結(jié)果發(fā)現(xiàn)它有良好的性能.測試工作包括:(1)用PCAL信號測試頻譜儀譜分辨率、頻率漂移以及譜之間間隔的穩(wěn)定性;(2)對2個恒星形成區(qū)進(jìn)行了甲醛吸收線的觀測; (3)長時間觀測W3(OH)的羥基脈澤和甲醇脈澤發(fā)射.

結(jié)果表明:(1)DIBAS譜線終端的譜分辨率與通道間隔一致,1 h內(nèi)單個尖峰頻率漂移的最大變化幅度為0.03通道,尖峰之間間隔的最大起伏為0.05通道,均遠(yuǎn)小于通道寬度,對一般觀測影響不大,從側(cè)面也表明了PCAL儀器頻率輸出是穩(wěn)定的;(2)頻率校準(zhǔn)后,峰值流量所在速度與以往觀測結(jié)果在誤差范圍內(nèi)保持一致;(3)頻率校準(zhǔn)后,脈澤譜形在數(shù)小時內(nèi)保持穩(wěn)定,峰值流量落在同一個通道內(nèi),觀測噪聲與理論噪聲一致.下一步我們將進(jìn)行強度校準(zhǔn)的工作,使得TM65m望遠(yuǎn)鏡可開展譜線天文觀測工作.

致謝衷心感謝南京大學(xué)鄭興武教授在TM65m望遠(yuǎn)鏡頻率校準(zhǔn)過程中為我們提供的無私幫助以及論文寫作過程中的悉心指導(dǎo).感謝紫金山天文臺青海站孫繼先老師、新疆天文臺加爾肯研究員對本工作的支持和熱心幫助.

[1]王錦清,虞林峰,趙融冰,等.天文學(xué)報,2015,56:63

[2]Wang J Q,Yu L F,Zhao R B,et al.ChA&A,2015,39:394

[3]虞林峰,王錦清,趙融冰,等.天文學(xué)報,2015,56:165

[4]Yu L F,Wang J Q,Zhao R B,et al.ChA&A,2015,39:524

[5]鄭興武,雷成明.天文學(xué)報,1997,38:446

[6]Rohlfs K,Wilson T L.射電天文工具.姜碧溈,譯.北京:北京師范大學(xué)出版社,2008:11

[7]李綱.天體脈澤源的VLBI觀測方法.上海:中國科學(xué)院上海天文臺,1986

[8]Araya E,Hofner P,Goss W M,et al.ApJ,2007,170:152

Frequency Calibration of Molecular Line Observing System of the TM65m Radio Telescope

LI Juan1,2WU Ya-jun1,2QIAO Hai-hua1,2,3WANG Jun-zhi1,2ZUO Xiu-ting1,2
(1 Shanghai Astronomical Observatory,Chinese Academy of Sciences,Shanghai 200030)
(2 Key Laboratory of Radio Astronomy,Chinese Academy of Sciences,Shanghai 200030)
(3 University of Chinese Academy of Sciences,Beijing 100049)

In order to carry out molecular line observations with the TM65m radio telescope,we carry out the frequency calibration and test observations of DIBAS (Digital Backend System),which is the spectrometer of the telescope.First,we test the performance of DIBAS with PCAL signals.We fi nd that the spectral resolution is equal to the channel width,and the inaccuracy of spectral resolution is much lower than the channel width.Second,we observed H2CO lines toward two sources.The centroid velocity of calibrated data is consistent with GBT(Robert C.Byrd Green Bank Telescope)observations.At last,we observed 1665 MHz OH maser lines toward W3(OH)for one hour.The line shapes keep stable,and the RMS(Root Mean Squares) noise levels are consistent with theoretical values.We also observed 6.7 GHz methanol masers toward W3(OH)for several scans with a separation of about one hour.The line shapes of each scans are well consistent with each other.

techniques:spectroscopic,line:identi fi cation,radio lines:ISM,ISM: molecules

P161

A

10.15940/j.cnki.0001-5245.2015.06.010

2015-03-23收到原稿,2015-05-21收到修改稿

?973項目(2012CB821800)、國家自然科學(xué)基金項目(11103006,11173051)資助?lijuan@shao.ac.cn