姜東飛

摘 要：CANDELS巡天是哈勃空間望遠(yuǎn)鏡歷史上最大的多波段圖像觀測(cè)項(xiàng)目，其科學(xué)目標(biāo)主要是借助高分辨率WFC3（Wide Field Camera 3）/近紅外波段圖像數(shù)據(jù)，研究高紅移（z > 1）星系的形成與演化。CANDELS巡天包含5個(gè)觀測(cè)區(qū)域，總面積約800平方角分。獨(dú)一無(wú)二的空間條件和很深的圖像深度已使CANDELS在天體物理學(xué)領(lǐng)域取得越來(lái)越多重要的科學(xué)成果。根據(jù)國(guó)內(nèi)相關(guān)研究者的需要，該文對(duì)CANDELS巡天的觀測(cè)、數(shù)據(jù)結(jié)構(gòu)、圖像數(shù)據(jù)預(yù)處理給予簡(jiǎn)要的介紹，以使國(guó)內(nèi)感興趣的同仁對(duì)該巡天項(xiàng)目有初步的了解。

關(guān)鍵詞：CANDELS 哈勃空間望遠(yuǎn)鏡（HST） 多波段 圖像巡天

中圖分類號(hào)：P157 文獻(xiàn)標(biāo)識(shí)碼：A 文章編號(hào)：1672-3791（2015）12（a）-0115-04

哈勃空間望遠(yuǎn)鏡（Hubble Space Telescope，HST）是人類的第一架空間望遠(yuǎn)鏡，于1990年4月25日被部署在距離地面約600 km的近地軌道，大約每100 min環(huán)繞地球一周。經(jīng)過了五次維護(hù)，哈勃空間望遠(yuǎn)鏡的性能得到了充分發(fā)揮。尤其是其先進(jìn)巡天照相機(jī)（Advanced Camera for Surveys，ACS）和第三代廣域照相機(jī)（Wide Field Camera 3，WFC3）的安裝和啟用，使其空間分辨率有了極大提高。

為了充分利用空間環(huán)境的優(yōu)點(diǎn)，如良好的大氣透明度、視寧度，沒有大氣散射造成的背景光，還能觀測(cè)到未被臭氧層吸收的紫外線等，由 Sandra M. Faber 和 Henry C. Ferguson 領(lǐng)導(dǎo)開展CANDELS（Cosmic Assembly Near-infrared Deep Extragalactic Legacy Survey）巡天項(xiàng)目。CANDELS巡天是HST歷史上最大的多波段圖像觀測(cè)項(xiàng)目，擁有902個(gè)軌道環(huán)繞時(shí)間，相當(dāng)于HST連續(xù)工作四個(gè)月，而實(shí)際觀測(cè)則需要三年時(shí)間（2010—2013年）[1]。CANDELS巡天的核心設(shè)備是高分辨率的WFC3/近紅外相機(jī)。它可以測(cè)量由于宇宙膨脹而波長(zhǎng)變長(zhǎng)到近紅外波段的電磁波，因而可以得到距現(xiàn)在更久遠(yuǎn)的、更臨近宇宙大爆炸時(shí)期的天體發(fā)出的輻射。也會(huì)用到ACS/可見光相機(jī)，這樣就可以得到從可見光到近紅外的多波段圖像數(shù)據(jù)。CANDELS將利用這些數(shù)據(jù)來(lái)追溯宇宙演化的早期，進(jìn)一步理解星系的形成和演化歷史[2]。

1 CANDELS巡天觀測(cè)

CANDELS巡天包含Deep場(chǎng)和Wide場(chǎng)兩大部分，其中Deep場(chǎng)包含GOODS-S和GOODS-N，Wide場(chǎng)包含COSMOS、EGS和UDS，再加上哈勃超深場(chǎng)（HUDF）構(gòu)成了類似多層蛋糕的結(jié)構(gòu)，這是對(duì)河外星系非常有效的調(diào)查方法[2]。CANDEL的目標(biāo)是用WFC3/IR的觀測(cè)數(shù)據(jù)覆蓋一個(gè)連續(xù)的區(qū)域，同時(shí)，ACS/WFC并行（parallel）曝光也可以疊加起來(lái)獲得較深的圖像，還要求盡可能的讓新數(shù)據(jù)覆蓋在已經(jīng)獲得相關(guān)數(shù)據(jù)的天區(qū)上。

CANDELS全部區(qū)域的面積約800平方角分，Deep場(chǎng)大約125平方角分，深度是10個(gè)軌道環(huán)繞的時(shí)間，Wide場(chǎng)的深度是2個(gè)軌道環(huán)繞的時(shí)間，每個(gè)場(chǎng)的每個(gè)波段的最終的圖像都是由很多圖像塊拼接而成，而每個(gè)圖像塊也不是一次拍攝就可以完成的，是通過多次曝光多次拍攝才可以達(dá)到需要的深度。對(duì)于GOODS-N和GOODS-S，是由3×5（6.5'×10.8'）的矩形塊組成，對(duì)于Wide場(chǎng)，每個(gè)場(chǎng)布局都是一個(gè)矩形區(qū)域，COSMOS和UDS由4×11（8.6'×23.8'）的矩形塊組成，EGS是由3×15（6.5'×32.5'）拼接塊組成，具體的圖像塊拼接情況和天區(qū)分布見圖1。CANDELS的圖像數(shù)據(jù)由三臺(tái)相機(jī)獲得，分別是WFC3/IR，WFC3/UVIS，ACS/WFC，其中，WFC3作為主要的觀測(cè)設(shè)備。三臺(tái)相機(jī)共有9個(gè)濾光片可以使用，得到的圖像數(shù)據(jù)也就分成了9個(gè)波段，每個(gè)波段的星等零點(diǎn)都不同，CANDELS的源位置的測(cè)量是基于F160W的，詳細(xì)的波段和星等零點(diǎn)等信息見表1。

所有的CANDELS的近紅外的觀測(cè)都來(lái)自WFC3/IR探測(cè)器，它由1024×1024像素組成，中心區(qū)域1014×1014區(qū)域用來(lái)拍攝圖像（覆蓋130"，大約0.128"每像素），臨近邊緣的5像素的條形區(qū)域，用來(lái)追蹤本底的改變。曝光使用的是WFC3/IR-FIX孔徑。所有的曝光都采用MULTIACCUM模式，使用SPARS50或SPARS100讀出，能無(wú)損的讀出50 s或100 s采樣。

可見光和UV觀測(cè)用的是WFC3/UVIS和ACS/WFC相機(jī)，他們擁有相似的結(jié)構(gòu)，ACS/WFC的探測(cè)器的尺度是4144×2048像素，WFC3/UVIS的尺寸是4146×2051像素。ACS的可用區(qū)域是4096×2048像素，WFC3的是4096×2051像素，都位于鄰近的近似方形的區(qū)域內(nèi)。

CANDELS巡天采用的半個(gè)像素的Dither模式。采用Dither模式，可以消除壞像素（Bad pixel）對(duì)圖像的影響，也可以防止某些天體源總是落在的探測(cè)器與探測(cè)器拼接（mosaic）的空隙中，還可以防止在疊加圖像的時(shí)候?qū)е抡`差也成倍的增加，可以提高信噪比。而CANDELS 采用的是每半個(gè)像素的Dither，可以顯著地提高最后疊加的圖像的分辨率。

2 CANDELS巡天數(shù)據(jù)結(jié)構(gòu)

CANDELS圖像的處理和拼接使用的是“Mosaic Drizzle”管線（Pipeline），這里介紹一下由HST拍攝到的圖像到最后公開的圖像的處理過程。

最初的圖像，無(wú)論是來(lái)自WFC3/IR、WFC3/UVIS或ACS/WFC，都需要先進(jìn)行圖像定標(biāo)（Image Calibrate），定標(biāo)需要對(duì)每次曝光單獨(dú)進(jìn)行處理。定標(biāo)的主要操作包括，對(duì)圖像上的壞像素進(jìn)行填充，減本底，去暗場(chǎng)，除平場(chǎng)和做增益（gain）修正。針對(duì)WFC3/IR的圖像，還需要進(jìn)行的是減去“第零次（Zeroth-read）”讀出噪聲，做非線性修正，用up-the-ramp方法初步去宇宙線。

做完了定標(biāo)，還需要做一些修正。對(duì)于ACS/WFC的曝光，首先需要修正的是本底的條帶噪聲（Bias Striping），這是由SIDECAR ASIC電子系統(tǒng)帶來(lái)的，是低頻（0.001——1 Hz）噪聲。其次，還要修正來(lái)自探測(cè)器的影響，包括探測(cè)器的電荷轉(zhuǎn)換效率（CTE）的退化和放大器的象限修正等[3]。對(duì)于WFC3/IR，則需要對(duì)一些特定的像素進(jìn)行標(biāo)記，如熱像素等。接下來(lái)需要做交叉相關(guān)微調(diào)（Cross-Correlation Shifts），主要是dither圖像的處理過程。

然后是去宇宙線操作。首先對(duì)于每個(gè)曝光圖像創(chuàng)建Drizzle圖像，隨后使用Multi Drizzle中的“min med”算法創(chuàng)建一個(gè)中值圖像。這個(gè)干凈的中值圖像就是直接用來(lái)對(duì)觀測(cè)圖像剪除宇宙線的。一個(gè)像素被定義為宇宙線，采用的是如下的定義：

（1）

上面公式（1）中， S和S/N 是可以修改的參數(shù)，B是已經(jīng)測(cè)量的天光背景的值。

去宇宙線要執(zhí)行兩次操作。第一次，檢查圖像的每個(gè)像素，使用參數(shù)為S=1.2，S/N=3.5，目的是對(duì)宇宙線像素進(jìn)行標(biāo)記；第二次要在1個(gè)像素寬度的區(qū)域中使用第一次做出的標(biāo)記，同時(shí)使用更加嚴(yán)格的標(biāo)準(zhǔn)，S=0.7，S/N=3.0，同樣進(jìn)行標(biāo)記。之所以標(biāo)準(zhǔn)變得嚴(yán)格，是為了確保暗像素周圍的宇宙線也被標(biāo)記。

下面做絕對(duì)天體測(cè)量修正。HST的絕對(duì)天體測(cè)量的精確度主要被導(dǎo)星的天體測(cè)量的精確度限制，也需要考慮來(lái)自望遠(yuǎn)鏡觀測(cè)的方位角改變帶來(lái)的誤差。由于每個(gè)觀測(cè)被分成了多次曝光，就帶來(lái)了不同曝光圖像中的導(dǎo)星的位置的不同，CANDELS對(duì)精確度水平的要求是要好于0.1像素。解決這個(gè)問題最主要的方法就是與已經(jīng)從地面望遠(yuǎn)鏡獲得的天區(qū)圖像、表格相比較，然后再做相應(yīng)的校正。對(duì)于GOODS-N場(chǎng)，使用的是Capak et al.（2004）[4]的數(shù)據(jù)；GOODS-S場(chǎng)使用的是Arnouts et al.（2001）[5]的數(shù)據(jù)，COSMOS場(chǎng)使用的是Capak et al.（2007）[6]的數(shù)據(jù)，EGS場(chǎng)使用的是Davis et al.（2007）[7]的數(shù)據(jù)，UDS場(chǎng)使用的是Lawrence et al.（2007）[8]的數(shù)據(jù)，詳細(xì)的天體測(cè)量信息見表2。具體過程分為兩步：第一步，使用地面望遠(yuǎn)鏡的盡可能高精確度的天體測(cè)量的表格，這些表格可以提供較高密度的導(dǎo)星來(lái)匹配HST圖像中的導(dǎo)星；第二步，確定所有的表格或者是拼接的參考圖像都被轉(zhuǎn)換到絕對(duì)天體測(cè)量的坐標(biāo)系統(tǒng)。然后就可以進(jìn)行絕對(duì)天體測(cè)量的修正了。

之后，最好進(jìn)行視覺上的識(shí)別和分波段的mask，主要針對(duì)圖像中的衛(wèi)星的尾跡，和其他手段沒辦法辨別的異常的持續(xù)性的信號(hào)。由于HST的軌道相對(duì)較低，拍攝圖像時(shí)可能將剛好經(jīng)過的衛(wèi)星也拍進(jìn)圖像。此外，還要考慮探測(cè)器的量子響應(yīng)，確保圖像中沒有顯著的異常信號(hào)。

對(duì)于HST圖像，移除非天文源的背景發(fā)射線是很必要的，此步驟之前要把曝光圖像拼接成一幅圖像。由于HST工作在地球的環(huán)繞軌道，不可避免的會(huì)接收到來(lái)自地球的電磁輻射，所以，需要將圖像中的這部分信號(hào)除去。除去這部分信號(hào)的辦法是mask掉所有的源，應(yīng)用σ剔除異常像素值，然后對(duì)整個(gè)圖像進(jìn)行平滑。

最后，使用Multi Drizzle來(lái)得到最后可以發(fā)布的圖像，此外還需要進(jìn)行的是測(cè)光確認(rèn)，點(diǎn)擴(kuò)散函數(shù)的確認(rèn)等。

3 結(jié)語(yǔ)

CANDELS巡天作為HST歷史上最大的多波段圖像觀測(cè)項(xiàng)目，以其獨(dú)特的空間位置和得天獨(dú)厚的空間條件，恰當(dāng)?shù)挠^測(cè)方法的選擇，加上高精度的觀測(cè)設(shè)備的使用，使其獲得了接近衍射極限分辨率的圖像；多波段濾光片的使用，覆蓋了從可見光波段一直到近紅外波段；精心選擇的觀測(cè)天區(qū)，都有地面望遠(yuǎn)鏡的圖像數(shù)據(jù)，有些區(qū)域還有光譜數(shù)據(jù)，結(jié)合其他的空間望遠(yuǎn)鏡，如Chandra空間望遠(yuǎn)鏡和Spitzer空間望遠(yuǎn)鏡的其他波段的數(shù)據(jù)，CANDELS已經(jīng)為諸多天文學(xué)家提供了海量的高精度數(shù)據(jù)，更是做出了很多科學(xué)產(chǎn)出。隨著CANDELS測(cè)光表的陸續(xù)公布，必將為國(guó)內(nèi)外天文學(xué)家所廣泛使用。

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