在APEX 的观测经历 — (2) 测量和校准

Zhiyu同学远赴大不列颠开会,由我来代发这篇;另外,Chentao同学升级了我们网站的LaTeX支持,目前有了很大的提高,详情请见“投稿须知”部分。

首先解答上期问题的答案:视频中的望远镜正在使用LABOCA (辐射热计)使用螺旋线扫描成图(Raster Spiral mapping) 的模式进行连续谱观测. 本文主要集中于观测总结,重点介绍如何使用射电单镜采用位置调试模式进行测量所使用的较为标准的步骤,特别是各种校准过程. 希望能对大家的观测有些帮助. 我这里抛砖引玉, 也希望有使用其他望远镜观测(特别是光学,使用过兴隆2米镜子的人不在少数, 还有使用过青海站OTF模式观测过的同学应该也有很多了.)的同学们能够分享自己的观测经验.

  • 编辑整理:紫金山天文台/MPIfR 张智昱

以单纯天体物理研究的角度,天文观测的什么因素最为重要? 我想这个问题大部分人的回答应该是:灵敏度和分辨率. 而对观测,本身作为科学实验的测量过程来说,什么是最重要的? 一个字, 质量! 测量精度!天体物理是一门实验科学,其基础建立在准确精准的观测之上, 实验精度或者说实验的可信度是物理实验测量的灵魂. 设想任何一个测量过程,由于种种原因,测到的物理量不够准确,可信度不高,也就是说实验没有可重复性(天体瞬变源除外), 那么你如何可以进行进一步的科学分析呢? 例如, 使用同一个望远镜观测同一个天体, 今天测出来是1 Jy,明天测出来变成2 Jy了,你如何相信这个变化是由于天体本身发射的变化,还是你的观测精度不够导致的’测量误差’,或者仪器/观测方法出现的‘系统偏差’, 甚至直接就是’测量错误’?

在观测中如何保证测量的准确性, 这个可能是天文观测中最重要的环节之一. 所谓的校准(calibration),正是为了保证观测的质量和精度而引入的一系列参考标准. 在之前的AstroLeaks 文章中 已经简单的介绍过一些射电天文中常用的校准方法,但是在实际观测中,如何运用这些校准方法进行实际操作?

下面我参考自己在 APEX 的观测经历,简单的介绍一些常用的校准过程. 值得注意的是,由于APEX 观测所在的亚毫米波段的天空水汽对观测影响很大,并且高频观测所选取校准强源和低频有所不同, 而且在高频率下望远镜波束很小,所以有些校准过程是针对亚毫米波望远镜的观测进行了改进.

下面这段文字是使用 APEX-2 接收机进行的一个采用简单的位置调制模式进行谱线观测的操作记录, 我用 ***** 将观测中要注意到的重要细节圈出.

###########################################
#####Project M0020_87 #################
#####11-Aug-2011 #################
#######SHFI receiver calibration #########
###########################################
When from cabin C switch to cabin A (SHFI is in cabin A)

1. move the telescope to zenith
APECS> zenith
APECS> switch_c_optics ‘c’

2. ssh to the user’s account and open ASPEC windows
change the window ‘apecs’ to common window
change the window ‘obslog’ go obslog window

3. setup the APEX-2 receiver
APECS> execfile ‘/homes/software/apecs/start_het230.apecs’

2.1 initial band
tools–> init band

********************************************
*check the I-V curve to be free from spikes*
********************************************

4. apply the Tiltmeter measurement (the telescope tilting could be changed during the zenith)
APECS> apply_tilts

5. switch to continuum mode (for focus & pointing)
APECS> setup_shfi(mode=’cont’)

6. Select a Planet Saturn for focusing
APECS> source ‘saturn’

7. move the telescope to Saturn
APECS>go
##Here it may let you to tune ( 12CO 3-2 by default. for the pointing)

8.use the slewing time to setup observer & operators’ names
APECS> observer_id ‘ZZH’
APECS> operator_id ‘NN’

9. make a hot/cold calibration
APECS>calibrate

****************************************************
*check the Trec (T receiver) to be about 100- 150 K*
*to ensure that the receiver is working properly *
****************************************************

10. Start from pointing–focusing–pointing (1) Wobbler-Continuum-Pointing
APECS> wcpoint

*******************************************************************************
*It will calculate the pointing calibration automatically using the online results,
*so each time we NEED to check the pointing results to make sure the correction is
*correct. repeat it when the correction is larger than 4″.
*******************************************************************************

11.apply the pointing correction
APECS> pcorr

12. continue with a focus (2) Wobbler Focusing in Z
APECS> wfz

*************************************************************************
*apply the focus correction from the automatically generated online
*correction, which MUST be checked by eye. It MUST be good,
*which means the fitted focus curve should cover enough length to
*constrain the peak of the focus. repeat when the correction is more than 0.4 mm.
*************************************************************************

13. apply the wfz calibration results
PECS> fcorr

14. continue with a focus (3) Wobbler Focusing in Y
APECS> wfy

**********************
the same as focus Z
**********************

15.apply the wfy calibration results
fcorr

16. continue with a focus (4) Wobbler Focusing in X
APECS> wfx

***********************************************************
the same as focus Z,
some times repeat focus Z after focusX if sensitivity is important
**********************************************************

17.apply the wfx calibration results
fcorr

18. Make another pointing on Saturn.

APECS> wcpoint
**************************************************************************
get a CALIBRATED flux density and compare with the modeled value,
so that it can be used to determine the FLUX calibration & main beam efficiency.
If the derived flux density is more than 20% different to the model, Stop
the observation and call the experts.
*************************************************************************

19. setup the SHFI receiver to be spectral line mode
APECS> setup_shfi(mode=’spec’)

20. Go to a line calibrator, make a line calibration
APECS> setup_shfi(mode=’spec’)
APECS> source(‘SgrB2-M’)
APECS> execfile ‘M0020_87-target-11.apecs’

**********************************************************
Compare with Line Survey Result
Nummelin et al. 1998
make sure the reference spectrum matchs the reference
**********************************************************

21. move to a pointing source nearby the scientific target
APECS> source(‘RAFGL1865’)
APECS> go

22. make a Hot-cold load calibration for the line pointing observations.
APECS> calibrate

************************************************************************
Important to check Tsys, Trec, and also spikes in the bandpass response.
***********************************************************************

23. make a 5 points line calibration (because we have made a calibration
#already, so here we set cal=0)

APECS> wlpoint(cal=0)

******************************************************************************
5 point line calibration are mostly based on CO rich AGB stars, or masers.
This pointing MUST be done for each of your scientific target, so you need to
select a pointing source nearby for each of them (better similar elevation).
******************************************************************************

24. reduce a line pointing result

file in ../scidata/M-087.F-0020-2011-2011-08-07.apex
lpoint 50214 50214 3 -140 110 -42 11 * 4
new
lpoint 50214 50214 3 -140 110 -42 11 * 4
new

**********************************************************************
If the pointing error is big, apply the correction and redo pointing,
until the error reach to about 1-2 “.
**********************************************************************

25. Apply the pointing correction
—————————————-
APECS> pcorr(-1.8,-0.84)

#######################################################
############# run project m-087.f-0027-2011 ##########
#######################################################
26. execute the file of receiver/backend setup file, and the target catalog files:
execute ‘M0020_87-het230-setup.cat’
sourcecats(‘M0020_87-new.cat’)

27. tune the receiver to scientific frequency

28 execute the observation
execfile ‘M0020_87-target-11.apecs’

************************************************************************
Repeat pointing every 1-2 hour and focusing every 6 hours, depending on
the weather condition.
************************************************************************

从上述日志可以看到,整个观测过程,绝大部分操作都在进行各种校准工作。
其中大致的过程为:

1)进行聚焦 (Focus)前要先进行指向校准,之后分别对Z,Y和X方向进行聚焦校准.

聚焦的过程大概就是在各个方向伸缩副面,然后测量不同位置(APEX和IRAM 30m通常是5个位置Effelsberg)下测到的流量, 然后使用高斯拟合找到峰值流量所对应的副面位置. 如果聚焦不准,望远镜的副面反射镜不在合适的位置,焦平面将偏离应有的位置,导致望远镜的灵敏度将受到极大的影响. 之所以要做聚焦主要因为在不同的天体条件下(主要是阳光照射所导致的温度变化), 望远镜会热胀冷缩产生形变, 焦平面会发生偏移.

聚焦通常采用连续辐射很强的点源. 低频常用一些QSO作为校准点源, 而在亚毫米波段,行星通常是非常好的强连续谱发射源,并且流量得到了很好的监控,所以一些行星经常被用作指向和聚焦的标准源. (Jupiter和Saturn其实并不是非常优秀的指向源,因为它们的个头很大,(有时候达到20″左右), 对角分辨率的观测来说它们是被禁用的, 而火星由于自转,两极和赤道的温度差有时也会引入一些流量误差).

2) 使用点源(连续谱点源或者谱线点源)进行指向校准.

连续谱的点源通常是在点源附近进行一次十字扫描,AZ和EL方向各自沿着一条直线扫描,然后将扫描的结果进行2维高斯拟合,就可以找出望远镜扫描位置同这个点源位置的偏差,从而进行改正.

而天空中强的连续谱点源在亚毫米波波段很少,而且不能均匀的分布在整个天空。因此,大部分的指向需要依靠来自AGB星包层的CO发射来进行。由于发射较弱,连续的扫描往往精度不够,因此常常在天空测量”上下左右中”5个位置, 然后进行二维高斯拟合得到发射中心同望远镜指向的差别.

指向校准对于观测质量至关重要,如果望远镜指向有问题,那么指东打西,测的量就不是你需要的东西。 即使指向偏离不是“太大”,还没有到完全偏离的程度,也会给测到的流量增加非常大的不确信度. 对点源来说, 假设波束大小为9”,如果指向误差达到4″的时候可以损失一半以上的流量(Papadopoulos et al. 2010, ApJ. 715). 即使观测的是展源,如果你的指向有问题,那么成图出来的结果也相当不可信,分辨率被不良的指向模糊了.

3) 斩波轮校准

斩波轮又叫做Chopping,这个校准方式又叫hot-cold load。实际上就是通过分别测量室温黑体和浸泡了液氦的黑体所得到的温度来校准望远镜的增益的校准方式. 这个是射电超导接收机最基本的校准,通过此校准可以得到绝对温标,也就是测量得到的绝对值。 具体描述参见这里

斩波轮校准由于是射电观测最基本的校准,有时候名称也直接省略成”calibration”, 因此如果去一些射电望远镜(例如 IRAM 30m)观测,当操作助手问你: “Please send me a calibration” 的时候,可不要误认为是做指向或者其他的操作哦.

4) 流量/主波束校准
天文观测对于流量的校准大多是参照点源来做的, 主波束校准通常就是使用已知流量的强的连续谱点源进行校准. 使用连续谱的十字扫描模式,在经过校准指向之后对点源进行观测是通常采用的办法。 好处在于你不需要采用网站上给出的一些特征频率下的特征值来代替,而是使用你观测的真实频率以及望远镜的真实状况经过自己测量得到的结果。 自己亲手测到的结果的可信度,谁测谁知道。

5) bandpass校准 (真不知道bandpass怎么翻译, 其实就是通道对频率的响应曲线)
对于一些有强的连续谱背景发射的源,观测谱线的时候会产生驻波。 这些驻波常常并不是正弦波,对不同频率的反应也并不均匀。 在这种情况下,如果想要得到一个好的基线,除了使用快速切换on-off的波束调制模式外, 可能还需要进一步去除驻波影响进行bandpass calibration。所用的方法就是找一个距离你的源尽量近的无发射线的强连续谱源,假设你的源同这个连续谱源的驻波响应接近. (驻波主要来自于强源信号在天线支架和面板之间的反射, 如果你的源和连续谱源距离很近,天线形变很小,预期驻波响应也接近)。 测量你的整个观测带宽对同样频率的响应,通过处以观测连续谱源的频率响应曲线的方式消除驻波影响.

本期小问题:

假设采用青海站以前的单pixel的接收机观测,波束大小60″, 采用on-off 对一个单点观测总时间一分钟(on+off+overhead), 在20km/s速度分辨率下达到rms 水平为 0.1K, 那么使用 OTF模式 对一个20’x 20′ 的区域成图观测,在同样 20km/s 分辨率下达到 0.1 K 噪声水平需要多长时间的观测?

图2. 从APEX望远镜的平台眺望远方. 同大家共勉壮丽的景色.
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3 Replies to “在APEX 的观测经历 — (2) 测量和校准”

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