在APEX 的观测经历 — (1) 背景
2011年8月2日至16日，我和MPIfR所里的同事们一道前往位于智利的APEX望远镜进行服务观测. 在这2周内，我们轮流操作望远镜为MPIfR所有处于列表中等待观测的项目进行观测. 下面希望能够写一点观测经历总结， 和大家同享经验. 本文是一个开头，首先对APEX望远镜进行一些煎蛋简单的介绍, 随后系列中还会送上观测总结，ALMA游记以及风土人情,精美图片欣赏等环节，希望大家喜欢. 我这里抛砖引玉, 也希望有过任何观测经历的同学们能够和大家一起分享自己的观测经验.
- 编辑整理：紫金山天文台/MPIfR 张智昱
背景：
APEX, 全名叫做 Atacama Pathfinder EXperiment, 是一面直径12米的亚毫米波望远镜. 其工作波段为230 GHz （1.2 mm） 到 1.1 THz (300 um). 如其名，APEX 坐落在智利Atacama 约5100米的Chajnantor高原上，是ALMA的探路者”Pathfinder”之一.
APEX的”胡须”:
APEX的位置距离ALMA只有2 km 左右, 而距离未来的CCAT可能不到一公里(CCAT 将比APEX高一点，在APEX旁边的半山腰上). APEX是多家单位合作的天文机构，其中除了智利时间外, MPIfR(Max Planck Institut für Radioastronomie )占50%， OSO(Onsala Space Observatory)占23%, ESO (European Southern Observatory)占27%. 在科学和技术上，APEX从2005年建成至今一直处于领先地位。 由于届时ALMA将完全运行, APEX预计将在2016年左右关闭. 在下面的链接中，北方的建筑是APEX， 南部的建筑是ALMA，而CCAT将建在APEX东北部的那座山包的半山腰上.
仪器：
APEX 差不多可以说是在这个工作波段中最成功的望远镜之一 (JCMT是另一个), 它的优势在于频率高，天气条件好，技术支持和仪器设备非常强力. 在APEX上的接收机主要分为2类： 辐射热计 (Bolometer Receiver) 和 超外差接收机 (Heterodyne Receiver).
辐射热计 Bolometer：
基于TES (大家不要忘了AstroLeaks试稿中侯磊同学介绍的跃迁边缘传感器 (TES) 简介)的Bolometer的大致原理是: 一些特殊材料在吸收光子的时候由于温度变化而导致电阻变化，那么测量这种微小的电阻变化则可以还原出温度的变化从而换算出接收到光子辐射的剂量.
APEX装配了 LABOCA 和SABOCA 2个TES的 bolometer.
LABOCA工作在 345 GHz, 实际响应曲线大概覆盖了300-400GHz的范围,如下图:
LABOCA 在西班牙语里是嘴巴的意思, 望远镜好像一张大嘴吞噬着天空信号.
SABOCA工作在 850 GHz, 实际响应曲线大概覆盖了750-950GHz的范围， 如下图：
SABOCA 在西班牙语里是外省人，粗野人的意思 — 国际友人们来到智利’粗野’的观测.
使用LABOCA和SABOCA, APEX进行了一系列的巡天工作， 其中很多工作还未发表或未完全发表.
其中可能最重要的巡天之一的就是ATLASGAL巡天, 这是一个沿银道面银经方向正负100度， 银纬正负10度的大尺度巡天.
对比于将要完工的SCUBAII, 可能LABOCA和SABOCA显得不是那么强大，但是APEX内部的人有这么一句话： 虽然他们可以3个月内完成我们几年的工作, 但是”下个月就能做出来”这句话,他们已经喊了3年了.
APEX正在为LABOCA装配偏振器，PolKa. 预计不久的将来就可以对亚毫米波连续谱进行偏振观测.
此外，APEX计划在2年之内使用新的KIDS(Kinetic Induced Detector System)多波束系统进行超宽带测量. KIDS系统大致的原理是超导电流的库伯对电子在外接直流电压下会具有一定的运动学能量,而将电场反向的时候则可以将这些能量测出来. 当KIDS吸收来自天空的光子/能量，则会打破一部分库伯对电子，变成单电子，其响应同库伯对电子不同. 因此在测量前述电子运动能量的变化则可以反推出吸收外接的能量–得到天空信号.
超外差接收机(heterodyne receivers):
1. Facility Instrument：
现在在APEX上常备了5个超外差接收机, 其中三个属于多个单位共同使用:
APEX-1 210- 275 GHz, double polarization, SSB (single sideband)
APEX-2 275- 370 GHz, double polarization, SSB
APEX-T2 1250-1390 GHz, double polarization, DSB (double sideband)
现在在前两个接收机上，带宽均为 4 GHz. 前两个使用边带分离(sideband separation )技术，将上边带和下边带信号分开. 但是只能同时接收一个边带的信号.
THz接收机仍然在测试中.
2 PI-instruments:：
FLASH
CHAMP+
这两个接收机均属于MPIfR 由于还都在开发测试阶段，其他单位只能通过合作的方式使用. ESO的操作员甚至不允许接触这些设备,只能由PI单位派人进行观测.
FLASH：
FLASH 曾经具有的2个波段, 460GHz ([CI] 1-0 频率)和810GHz ([CI] 2-1 频率）进行同时观测–现在网页上依然是原始的信息. 但是实际上已经更新成为345 GHz同460GHz这两个波段进行同时观测. 并且在345GHz的波段具有2个channel, 也即可以同时观测上边带(USB)和下边带(LSB)，相差固定的 12GHz. 每个边带均有4GHz带宽，单偏振观测. 而在460GHz波段只有一个单channel的DSB接收机， 也就是说，在345 GHz的下边带，上边带，和460GHz，每个都具有4GHz的带宽并同时观测.
在FLASH上使用了现阶段最先进的频谱仪，带宽高达2.5GHz, 通过2个频谱仪拼接达到4GHz的一次性输出.
在345 GHz 观测的调频(tuning) 使用较新的设计，是电子自动回路控制进行锁频，但是由于在I-V曲线(参见这篇论文 )中有一些来自天大气的干扰信号，因此需要通过调整附加的磁场来手动优化最佳的响应曲线. 经过优化后FLASH通常在345GHz波段的性能(Trec(eiver) 接收机温度) 通常比APEX-2 要更低一些,而且基线(baseline)也更稳定.
但是可惜的是由于在460GHz边带由于大气透射曲线非常复杂， 而且设计较老，还需要使用耿氏振荡器(Gunn oscillator )进行手动调频以及优化, 容易导致损坏， 因此除非富有经验的观测员在望远镜上，平时是不使用的.
FLASH345 275-370 GHz, double polarization, 2xSSB –> Dual sideband
FLASH460 385-500 GHz, double polarization, DSB
CHAMP+：
同时拥有690GHz（CO 6-5) 和810 GHz (CO 7-6 或者 [CI] 2-1) 各7个pixel，并且可以同时观测. 每个pixel都具有4GHz带宽，在810GHz， 角分辨率为8″(有些望远镜的指向误差差不多也就是这个量级).
同FLASH345类似，CHAMP+的每个pixel都需要单独进行优化, 这对观测员要求很高。并且适合这两个频率的观测天气通常需要pwv (Precipitable Water Vapor) < 0.5 mm, 这种天气在Chajnantor 高原每年占的比例只有700小时左右.
上述的所有仪器都同时安装在APEX上，因此APEX内部非常拥挤，仅在C-cabin就有10多个反射镜分别控制来自天空的信号反射进入各个不同的接收机. 从如下这段录像中大家可以一窥其中的拥挤. 右边最大的是CHAMP+，左边被悬挂起来大概45度角的是LABOCA,LABOCA头顶上层是SABOCA，其他的接收机的观测都需要将入射信号反射到左侧的A-cabin进行接收.
最后，给大家共享一下一段小视频，虽然那天天气很差，不过景色很美:)
APEX is nodding.
补充一个问题：视频中的望远镜在用什么仪器使用什么模式在观测？
第一时间看完，表示其实我更想看ALMA的天仙妹子，另外，痛恨GHz啊，强烈建议X轴上方配上波长，虽然我知道这意见肯定不会有人理的。。。。。。
另外，亚毫米波偏振观测的意义何在？这个是不是主要针对恒星形成研究的？
亚毫米波段连续谱主要是尘埃热辐射 测尘埃偏振主要还是想得到磁场信息吧 说实话这个仪器最终能做什么样的科学，我没什么概念。 希望了解的或者感兴趣的同学多加补充。
在学习submm continuum 的人飘过。
射电波段用Ghz， 光学红外紫外用波长，x-ray、r-ray用kev，是不是个传统，
这不只是传统，更是采样的方式. 通常情况下,
光学谱线观测以等波长间隔来采样，
射电谱线观测以等频率间隔来采样.
也就是说，光学谱线的不同位置，每个通道的波长间隔大致相等，
射电谱线则是频率间隔相等.
X-ray 主要也是观测电子辐射? （不熟，可能不靠谱） 轫致辐射和同步加速辐射. 都应该比较容易的将观测到的能量通过电子电荷换算成伏特. 而电子都是单个计数，所以采样间隔，也可以用eV来算？
Gamma-ray 类似，或者从X-ray的传统延续eV这个系列高能单位.
X-ray观测记录每个入射光子的能量，记录成events list的形式，更高能量的Gamma-ray以及cosmic ray同样。如果是热辐射温度也用keV表示，此时跟MK比较亲近而一般不琢磨电子能量怎样。soft X-ray的分光光谱还是更多用埃的，表示成几埃到几十埃还算方便，但能量再高就不方便了。
用keV也可能跟高能实验有关，测得量都是不同channel的表示的不同的电子能量，所以。。。
一个源申请了三次都没申请到…悲剧啊
S255?
当然不是…是另一个南天的源。两次ESO的，一次MPG的。有一次给了时间，但是因为天气还是什么没排上…
我申请ESO的时间也没有申请上.
OTF?
不好意思，猜错了，这个不是OTF观测:)
摇头丸模式
莫非是传说中的OTF?
这不是OTF观测. 🙂
回归astroleaks。。。。。。
总功率模式？观测一个源然后和附近的某个位置比较
为啥都往超导接收机上想呢？ 换个思路. 🙂
看上去很像是SCUBA的jiggle mapping，不知道是不是类似的模式。
接收机如：LABOCA的带宽很宽啊，这些是不是主要是做谱线的，接收机的本振是多少？中频输出带宽是多少？是不是中频输出后再接频谱仪?
这个是Bolometer Array吧，应该主要是做continuum的，波长响应范围（50%）从313GHz到372GHz，这样算来大概有150
的宽度，中心的响应波长在870
，所以，应该测量的是这个波段上的辐射能量吧。我觉得submm观测设备接近于光学系统吧，应该没有时域信号转换成频域的那些设备，LOBOCA就相当于光学望远镜的CCD吧，只不过响应的方式不同。个人见解，欢迎拍砖。
正解，工作原理的详情请见 跃迁边缘传感器 (TES) 简介 一文.
“APEX装配了 LABOCA 和SABOCA 2个TES的 bolometer.”
SABOCA是TES bolometer, LABOCA不是。
“The heart of LABOCA is its detector array made of 295 semiconducting composite bolometers”
见The Large APEX BOlometer CAmera LABOCA （http://dx.doi.org/10.1051/0004-6361/200811454 ）
和
“SABOCA … Its detector array consists of 39 superconducting transition edge sensor (TES)bolometers with SQUID (Superconducting Quantum Interference Device) amplification and time-domain multiplexing.”
见 A New Facility Receiver on APEX: The Submillimetre APEX Bolometer Camera, SABOCA
（ http://www.eso.org/sci/publications/messenger/archive/no.139-mar10/messenger-no139-20-23.pdf ）
另外APEX的另一个设备APEX-SZ也装了TES。