高源鴻

摘 要：本文利用IDL Hammer程序，人眼檢查了中國(guó)科學(xué)院國(guó)家天文臺(tái)的郭守敬望遠(yuǎn)鏡（簡(jiǎn)稱(chēng)LAMOST）的20000條M型星光譜數(shù)據(jù)。發(fā)現(xiàn)LAMOST一維光譜數(shù)據(jù)處理軟件基本能準(zhǔn)確的對(duì)M 型星進(jìn)行光譜分類(lèi)，在這20000條光譜中，有90% 是M型星。這些M型星中有約100條晚型M巨星，通過(guò)卡塔利娜網(wǎng)站，根據(jù)它們的赤經(jīng)赤緯位置，能得到它們?cè)趲啄陜?nèi)的多次V波段星等。其中有一顆晚型M巨星有明顯的光變周期，它的光變曲線擬合的很好。 它的光變周期、顏色和星等變化幅度都符合米拉變星的特征，初步判斷它是一顆M巨星米拉變星。

關(guān)鍵詞：郭守敬望遠(yuǎn)鏡；LAMOST；光譜；M矮星；M巨星；米拉變星

中圖分類(lèi)號(hào)：P158 文獻(xiàn)標(biāo)識(shí)碼：A 文章編號(hào)：1671-2064（2017）14-0245-02

郭守敬望遠(yuǎn)鏡，英文名為L(zhǎng)arge Sky Area Multi-Object Fibre Spectroscopy Telescope（LAMOST），中文意思是：大天區(qū)面積多目標(biāo)光纖光譜天文望遠(yuǎn)鏡（簡(jiǎn)稱(chēng)LAMOST），也稱(chēng)為“郭守敬望遠(yuǎn)鏡”。它坐落于國(guó)家天文臺(tái)興隆觀測(cè)站，兼具大口徑和大視場(chǎng)，每次曝光可以獲得四千根光纖，是目前世界上光譜獲取率最高的望遠(yuǎn)鏡，在這方面居于國(guó)際領(lǐng)先的地位。

郭守敬望遠(yuǎn)鏡獲得的原始二維圖像，經(jīng)過(guò)減天光和本底、除平場(chǎng)、追跡和抽譜后，成為一維光譜，再經(jīng)過(guò)一維光譜處理軟件，對(duì)它們進(jìn)行光譜分類(lèi)和天體識(shí)別。對(duì)于大多數(shù)光譜數(shù)據(jù)，一維光譜處理軟件都能進(jìn)行正確高效的自動(dòng)分類(lèi)和光譜識(shí)別。但是對(duì)于一些特殊、稀少天體和低信噪比天體，為了保證光譜分類(lèi)和天體識(shí)別的準(zhǔn)確性，還需要人眼檢查或者利用補(bǔ)充軟件進(jìn)行專(zhuān)門(mén)處理。例如，M型星由于質(zhì)量小，星等暗，光譜信噪比低，通常需要對(duì)一維光譜處理軟件分類(lèi)為M型的光譜進(jìn)行人眼查看，尤其是在郭守敬望遠(yuǎn)鏡剛運(yùn)行的初期。

筆者有幸參與了郭守敬望遠(yuǎn)鏡DR1數(shù)據(jù)中20000條M型星人眼復(fù)核工作，在這些數(shù)據(jù)中有約100顆晚型M巨星，其中一顆M 巨星的光變周期、顏色特征和星等變化幅度都符合米拉變星的特征，因此，步判斷它是一顆米拉變星。

1 郭守敬望遠(yuǎn)鏡光譜數(shù)據(jù)M型星的人眼檢查

1.1 恒星光譜分類(lèi)和M矮星特征

不同的恒星具有不同的參數(shù)特征：如質(zhì)量、溫度、表面重力金屬豐度等等，這些表現(xiàn)為不同的光譜形狀和吸收線/帶或者發(fā)射線/帶。恒星的分類(lèi)就是基于這些特征譜線和譜帶，以及這些特征線/帶的相對(duì)強(qiáng)度和連續(xù)譜的能量分布。恒星光譜類(lèi)型主要分為OBAFGKM七種，目前最流行的光譜分類(lèi)方法叫做摩根-基南系統(tǒng)（MK system）。M矮星又叫做紅矮星，是主序恒星中質(zhì)量最小、溫度最低的一類(lèi)恒星。通常他們的質(zhì)量范圍為0.075到0.4倍太陽(yáng)質(zhì)量，表面溫度小于4000開(kāi)。由于低表面溫度，M矮星光譜中出現(xiàn)了很多中性金屬譜線和分子譜線，如氧化物和氫化物譜線鉀雙線、鈉雙線、氧化釩、氧化鈦和氫化鈣是最主要的特征線（KI，NaI，VO，TiO和CaH）。這些特征主要集中在7000-9000埃。

1.2 Hammer程序人眼檢查M型星

本次工作是從有物理單位的一維光譜開(kāi)始。工作中使用的軟件是國(guó)家天文臺(tái)老師改進(jìn)了的、用IDL語(yǔ)言編寫(xiě)的Hammer 程序，這個(gè)程序能讀出fits文件并畫(huà)出光譜，根據(jù)M矮星的特征線的強(qiáng)弱，它能自動(dòng)對(duì)M型星進(jìn)行光譜分類(lèi)，并且允許進(jìn)行人眼查看后手動(dòng)對(duì)比M型星的模板，對(duì)Hammer自動(dòng)分類(lèi)結(jié)果進(jìn)行修改。之所以進(jìn)行人眼檢查，是因?yàn)镸型星質(zhì)量小，光度小，光譜信噪比低，人眼檢查是為了避免程序分錯(cuò)光譜型或者分類(lèi)誤差大。

1.3 人眼檢查結(jié)果總結(jié)

筆者對(duì)LAMOST一維光譜處理程序分類(lèi)為M型的20000多個(gè)光譜數(shù)據(jù)進(jìn)行了人眼檢查。圖1展示了人眼復(fù)核工作Hammer程序的工作界面，紅色的是模板光譜，白色的是LAMOST觀測(cè)光譜。工作界面有ODD，BAD，SMOOTH， DONE，BACK，BREAK，LATER和EARLIER按鈕，分別用于以下操作：標(biāo)注奇特天體如雙星、標(biāo)注壞光譜、平滑低信噪比光譜、完成人眼檢查開(kāi)始檢查下一條、返回上一條光譜檢查、終端程序、更晚光譜型和更早光譜型。這些光譜中，有大約90%M型星，其它有一些是壞光譜，有一些是光譜形狀有些類(lèi)似早型M型星的星系、晚型碳星等。這說(shuō)明LAMOST一維光譜處理軟件對(duì)M型星的分類(lèi)已經(jīng)比較準(zhǔn)確，但是如果想發(fā)現(xiàn)稀少天體或者未知天體，還是需要人眼查看光譜。另外統(tǒng)計(jì)發(fā)現(xiàn)，M型星中有大約5%是M巨星，只有95%左右是M矮星。

1.4 M型星中的M巨星米拉變星

在這20000條M型光譜中有約100條晚型M巨星（晚于M7）。這些晚型M巨星有數(shù)顆在Catalina數(shù)據(jù)庫(kù)中有連續(xù)幾年時(shí)間內(nèi)多次測(cè)光星等觀測(cè)數(shù)據(jù)，其中有一顆具有非常明顯的光變信號(hào)，光變曲線擬合的也非常好。下文將詳細(xì)介紹這顆變星的情況。

2 LAMOST數(shù)據(jù)中的一顆米拉變星

2.1 M巨星光譜特征簡(jiǎn)介

M巨星相比較M矮星有不同的吸收波段和光譜形狀。對(duì)于早型M巨星，憑6800-7000埃的CaH吸收線比較好識(shí)別，它們擁有比較淺的吸收帶，使得6500-7000埃之間形成一個(gè)“對(duì)號(hào)”形狀。而M矮星的光譜因具有比較深的吸收帶，6800-7000埃附近形成一個(gè)“W”字母的形狀。M巨星也具有比較淺的中性堿金屬線，如：7600埃的鉀雙線（KI）和8180埃的鈉雙線（NaI）。晚型M巨星憑堿金屬吸收線比較好識(shí)別。

2.2 卡塔利娜（Catalina）巡天項(xiàng)目

卡塔利娜巡天的使命是搜尋近地天體，如彗星和小行星，項(xiàng)目位于美國(guó)亞利桑那州南部的圖森市卡塔利娜山上的萊蒙山天文臺(tái)。項(xiàng)目允許多次觀測(cè)同一個(gè)天體，從而多次得到天體的V波段星等，它測(cè)量星等精度非常高，所以能探測(cè)到同一個(gè)天體在不同時(shí)間的星等變化，能探測(cè)凌星現(xiàn)象或者變星。筆者這次在老師的指導(dǎo)下，在卡塔利娜數(shù)據(jù)庫(kù)中輸入了100顆晚型M巨星的赤經(jīng)赤緯，根據(jù)它們的赤經(jīng)赤緯位置搜尋它們的V波段星等，找到了LAMOST數(shù)據(jù)中的一顆米拉變星。

2.3 米拉變星簡(jiǎn)介

米拉變星是脈動(dòng)變星，它們的顏色非常紅，光變周期超過(guò)100天，且光度變化超過(guò)一個(gè)視星等。它們位于赫羅圖上恒星演化至非常后期的位置（在漸近巨星分支），是紅巨星，即將逐出外面的氣體殼層成為行星狀星云，并將在幾百萬(wàn)年后成為白矮星。

米拉變星的質(zhì)量一般不會(huì)超過(guò)兩倍的太陽(yáng)質(zhì)量，但是因?yàn)樵诤阈茄莼笃?，它們的半徑膨脹變大，巨大的外殼使他們的光度是太?yáng)的數(shù)百倍。它們的半徑和溫度都隨著時(shí)間在變化，造成光度也隨之改變，光度變化的周期是恒星半徑和質(zhì)量的函數(shù)。一旦了解了光變周期與恒星半徑和質(zhì)量的具體函數(shù)關(guān)系，天文學(xué)家就可以根據(jù)觀測(cè)到的光變周期推測(cè)獲得質(zhì)量和半徑，而質(zhì)量和半徑是非常寶貴的數(shù)據(jù)。另外，理論上，大約有千分之一的米拉變星的光變周期隨著時(shí)間改變。

許多有志于觀測(cè)變星的業(yè)余天文學(xué)家的觀測(cè)目標(biāo)偏向于米拉變星，因?yàn)樗鼈冇袘騽⌒缘牧炼茸兓Ｃ桌冃堑男呛芏?，如：米拉，天兔座R，仙后座R等。本文中發(fā)現(xiàn)的是一顆光譜型為M巨星的米拉變星。

2.4 M巨星米拉變星的位置 、LAMOST光譜和Catalina 光變圖

這顆M巨星米拉變星的赤經(jīng)、赤緯分別是2.40354和37.79200度，它的J-K顏色大約是4.62，其顏色非常紅。之所以說(shuō)它的顏色大約是4.62，是因?yàn)樗亲冃牵堑入S時(shí)間在一直在變化。它的光學(xué)波段LAMOST光譜如圖2所示。圖3展示傅里葉變換擬合所得到的V波段光變曲線，它的光變周期約是293.6天，光變曲線幅度約是1.08星等，星等變化達(dá)到2.16星等。這顆星的顏色特征、光變周期和星等變化幅度均和米拉變星的特征一致，我們初步判定它是一顆米拉變星。后期可以用恒星演化模型估算它的質(zhì)量，還可以用LAMOST再次觀測(cè)它的光譜，看多次光譜觀測(cè)特征有什么不同，從而進(jìn)一步了解它的各方面性質(zhì)特征，研究它的光變周期和質(zhì)量、半徑關(guān)系。

3 總結(jié)與感想

經(jīng)過(guò)對(duì)約20000條M型星光譜數(shù)據(jù)進(jìn)行人眼的檢查與分析，與軟件自動(dòng)分析的結(jié)果進(jìn)行比較，約90%與一維光譜處理軟件自動(dòng)分析的結(jié)果一致，這說(shuō)明科學(xué)家開(kāi)發(fā)的光譜自動(dòng)分析軟件能識(shí)別大多數(shù)光譜并高效率地分類(lèi)。但要想識(shí)別一些特殊天體或未知天體類(lèi)型，還需要人工輔助識(shí)別。比如筆者這次發(fā)現(xiàn)的一顆很有意思的M巨星米拉變星。

筆者從光譜中確認(rèn)出100顆M巨星，并且在卡塔麗娜網(wǎng)站搜尋到了一顆M巨星在連續(xù)幾年內(nèi)的V波段星等，擬合出了比較漂亮的光變曲線。它的光變周期、顏色和星等變化幅度與米拉變星一致，被初步認(rèn)定為米拉變星。

4 致謝

感謝國(guó)家天文臺(tái)郭守敬望遠(yuǎn)鏡數(shù)據(jù)中心提供給我這個(gè)機(jī)會(huì)接觸這樣高技術(shù)水平的望遠(yuǎn)鏡及光譜數(shù)據(jù)。這次與科學(xué)家零距離的接觸并參與直接對(duì)科學(xué)研究有意義的工作，讓我學(xué)到了在書(shū)本上學(xué)不到的東西，讓我在科學(xué)上大開(kāi)眼界，激發(fā)了我對(duì)天文研究的濃厚興趣，成為我日后從事天文科研的強(qiáng)大動(dòng)力。

參考文獻(xiàn)

[1]Luo A.L.， Zhao Y.H.， Zhao G. et al. The first data release （DR1） of the LAMOST regular survey[J]. Research in Astronomy and Astrophysics. 2015（15）：1095-1124.

[2]崔波，葉中付，白仲瑞.LAMOST二維光纖光譜抽譜方法的研究[J].天文學(xué)報(bào)，2008（3）：49-60.

[3]吳悅，羅阿理，施建榮，等.基于郭守敬望遠(yuǎn)鏡（LAMOST）試觀測(cè)數(shù)據(jù)新發(fā)現(xiàn)的貧金屬星候選體[J].天文學(xué)進(jìn)展.2010（4）：404-414.

[4]Covey K.R.， Ivezic Z.， Schlegel D. et al. Stellar SEDs from 0.3 to 2.5 μm： Tracing the Stellar Locus and Searching for Color Outliers in the SDSS and 2MASS [J].Astronomical Journal.2007（134）：2398-2417.