文章：Identification of stars in a J1744.0 star catalogue Yixiangkaocheng

作者：S.-H. Ahn

论文索引：doi:10.1111/j.1365-2966.2012.20413.x

我们系里有两位教授都不约而同的用了同一句话作为座右铭：“Basic research is what I am doing when I don’t know what I am doing.” 我觉得这篇文章也颇有这个味道。这篇文章与其说是天文，倒不如说是考古，而且从作者的叙述来看，有点像是在图书馆翻了一下午的古书得来的灵感，开头的章节也好像book review一样介绍《仪象考成》各章节，读起来很是有意思。

翻MNRAS的时候能看到汉字还真是很让人惊喜的

文章的思路很简单：将喜帕恰斯星表中的亮星结合它们的自行进行反推，与《仪象考成》中的星比较。《仪象考成》是18世纪中期，清代官员在西洋天文学家的帮助下修订的一部星表，Pan 1989 (《中国恒星观测史》)推断其基于Flamsteed星表。这篇文章通过比较其与喜帕恰斯星表的差异，发现测量精度在半个角分以内（肉眼观测不可能达到如此精度）。另外，赤纬-30度以南的星误差明显较大，暗示了《仪象考成》中的星可能有两个不同的来源。根据这一现象，其中一个来源应该是在北纬60度左右的望远镜测定的星表。除此之外，作者还重点研究了密集星区，发现所有的星都包含于Flamsteed星表中，后者中部分较暗的星则没有被收录。这些现象都支持了Pan的推断。

作者猜测《仪象考成》中南天的数据来自于哈雷的南天星表，这有待进一步研究。

四十多年前，人们很惊讶的发现很多漩涡星系的旋转曲线并不遵循牛顿的引力定律，星系外围的恒星的速度变得跟其与星系中心的距离无关[1]。在星系尺度上，是什么提供了额外的引力效应？
十年前，人们通过超新星标准烛光的测量，得知宇宙的膨胀在加速。是什么在抵抗引力，或者，是什么削弱了引力效应？

自1916年 Albert Einstein 提出了广义相对论（GR），甚至在很快被实验验证之后，人们仍然在思考，广义相对论真的是无懈可击的么？后来有人提出的 Kaluza-Klein 理论，scalar-tensor 理论以及 Brans-Dicke 理论等，尝试为 GR 所不能为之事。

再后来宇宙学迅猛发展，一个常常用来作为标杆的模型—— LCDM 模型建立起来。LCDM 基本是在 GR 基础上发展起来的。人们在宇宙学原理基础上使用 GR，并且出于多种原因（星系旋转曲线，物质演化，加速膨胀等），引入了暗物质和宇宙学常数（暗能量），以此来作为我们的宇宙的一个近似描述。在很多方面这个模型非常成功，看起来，剩下的只是引入合适的物质来对模型修修补补的事情了。

果真如此么？

第一部分 为什么要修改引力

LCDM 模型中，有两个地方让我们摸不着头脑，一个是冷暗物质（CDM），另一个是宇宙学常数. 我们并不能直接看到 CDM，CDM是什么我们还不清楚。至于宇宙学常数，更是离奇。如果我们认为这是 QFT 所给出的零点能，那么理论预测和观测结果相差120个数量级；如果我们认为这是暗能量，那么这种暗能量的物态方程方程为 -1，正的能量密度提供负压强。这两点都非常怪异。

那么我们可以不引入暗物质和暗能量么？

对于暗物质，我们确实有很好的理由来引入，但是它真的是必需的么？

我们可以使用中学生就可以很好的理解的方式来重新考察一下星系旋转曲线。当我们发现了星系的旋转曲线的异常行为，我们可以认为有我们看不见的物质提供了额外的引力，或者，我们也可以重新考虑我们所使用的引力理论。这种旋转曲线这种情况下，牛顿的引力理论应当是一个合理的近似，（ 为加速度， 为中心质量， 为绕中心旋转的恒星的质量， 为引力常数， 为恒星与中心的距离）

(1)  

为了跟星系的旋转曲线符合，那么我们想要当 很大的时候，加速度趋向于一个跟 成反比的式子，这样就可以保证恒星的旋转速度 是一个常数。那么我们可以引入一个函数，使得

(2)  

其中 满足当 很大时， 趋于 ，如此一来，正好保证了恒星的速度

(3)  

使用合适的参数，总可以得到一个合适的 函数。

这是一个很好的例子，虽然是非常幼稚的模型，它甚至不能解释Bullet cluster，但这在一定程度上给了我们一点曙光：我们可能并不是只能不断的向宇宙中引入奇奇怪怪（“看不见”，奇怪的物态方程等）的物质，相反，我们有希望保留我们对物质结构的理解，而对引力理论进行修正。何况，在宇宙尺度上，我们并没有一个很严格的实验来完美的验证 GR，那么修改 GR，就理应是一个值得尝试的方向。

作为一个更好的例子，我们用类似的逻辑来看一下暗能量。

我们先看一下 LCDM 的作用量。

(4)  

现在假设我们没有暗能量，在这个简单的模型中，也就是作用量的物质项中没有宇宙学常数 。要解释宇宙的加速膨胀，我们就只需要将 项放到时空背景部分即可。:)

(5)  

当然，这是个玩笑。虽然这确实是一种最最最简单的修改引力的方式，但是实际上并没有提供很多的帮助。下面我们可以来看一下比较流行的 f(R) 引力理论的情况。f(R) 引力是说，我们可以把 GR 中的标量曲率 换做 的函数，即

(6)  

取合适的 f(R) 形式我们可以很自然的在没有宇宙学常数帮助的情况下，得到宇宙加速膨胀的结论。那么什么叫做合适的形式呢？f(R) 理论有很多的限制，不详细提及，不过有一点，要解释加速膨胀，这一项在当今的值需要为负，这样才能像 LCDM 模型一样，提供一个加速膨胀的效果。比如，我们可以取 f(R) 为

(7)  

其中 , , 为正[2]。这个函数有个特点，就是总是为负，也就是起到了 LCDM 模型里面 的作用，当 很大的时候，f(R) 就退化为一个常数，这个常数就等价于 LCDM 中的 。

很好，这样一个没有暗能量的模型就可以建立起来了，代价是，Einstein 的 GR 被修改了。当然 GR 依然在其适用范围内与这样一个修改引力理论的模型吻合。

总结一下上面两个例子：既然我们并没有真正的在宇宙学的尺度上检验过 Einstein 的 GR，当我们在宇宙学中遇到了很多困难的时候，我们可以创建一些新的引力理论来解释一些现象，这样修改引力给我们提供了一个理解宇宙的新的可能性。

第二部分 如何修改引力

那么，如果我们要构建一个新的引力的理论，这个理论看起来应该是什么样的呢？或者如何知道这个理论是否合适？

这是一个非常难以回答的问题，新理论可能引入了高阶导数项，可能引入了更高的维度，可能的情况很多。但是，至少从渐进的角度我们知道，这个新的引力理论必须满足以下两个极端近似：

• 高物质密度的地方，新理论必须渐进接近 GR。

原因之一就是为了满足太阳系的限制，因为 GR 在太阳系内是一个很好的理论。

• 低物质密度的区域，新理论能够产生“第五种力”，用来得到加速膨胀的宇宙。

这主要为了配合超新星的观测数据。

这样，就需要有一个”screening mechanism”，即必须有一个机制把第五种力屏蔽在高物质密度区域之外。[3]这是我们可以修改引力的一个关键所在。至于具体细节，此处只得略去。

另外，我们物理上要求一个物理的场要能量正定，并且质量为实数，也就是说，修改引力，需要避开 Ghost 和 tachyon.

原则上来说，修改引力往往触及到更深刻的物理。对引力理论的修改，很可能会涉及到很多很基本的原理，例如引力质量与惯性质量是否相等，马赫原理是否正确，参考系的是否是物理的等等。这样的问题往往是争论最激烈的地方。关于如此等等，这里也都略去。

假设我们现在根据这样的条件，构建了一个新的引力理论，那么如果想要确认其是否合适，除了要理论上要自洽，还要经过观测的考验：SN, CMB, Matter, ISW, Lensing等. 因为修改后的引力理论会影响宇宙背景的演化，我们上面提到的那个 f(R) 的具体例子就是如此——它在宇宙演化的晚期会产生于 LCDM 不同的“第五种力”。同样，修改引力也会导致对扰动的变化，比如加速膨胀的速率变化之后，必然导致物质的演化不同，最终导致物质的功率谱不同。

第三部分 有哪些修改引力理论

目前已经有很多的修改引力理论。其中比较有名的有
Brans-Dicke, Scalar-tensor, f(R), DGP, Galileon, Gauss-Bonnet, R/2+f(G)等, 甚至有些Lorentz violating的理论。

这些理论大都比较复杂，甚至复杂到找到一个符合观测的模型也不太容易。这里面做的比较多的是 f(R) 理论，该理论仅仅产生了4类（或5类）可能是符合观测的具体模型，由此可见，修改引力之后，要找到合适的模型的挑战是非常大的。

第四部分 总结

作为总结，我绘制了一张 mind map. 希望各位在读完这篇文章之后有所收获。

（若无法阅读，请点击此处查看大图，或者点击ModifyingGravity来获得Mindmanager源文件，你可以在此基础上自己完善这张 mind map。）

[1] http://en.wikipedia.org/wiki/Galaxy_rotation_curves | (Back)

[2] arXiv:0705.1158
关于 f(R) 的一点点额外的介绍，也可以读我以前的科普文。 | (Back)

[3] 两个比较好的例子是 Vainshtein mechanism和 Chameleon mechanism。前者考虑标量场的自相互作用，后者考虑标量场和周围物质的耦合。| (Back)

[4] 本文参考了 Kazuya Koyama 的几份 lecture notes，可以在这里看到一个合集。

[5] arXiv:1106.2476是一篇很好的修改引力和宇宙学的 review 文章。

(今天给大家简短的介绍一下一篇挺好玩的小文章，这文章并非有什么重大发现，只是利用新的仪器对一个老的问题做了研究，好玩的地方在于本文使用的观测技术：Lucky Imaging，正好借着这篇文章简单的介绍一下吧。)

文章：High-resolution optical imaging of the core of the globular cluster M15 with FastCam

• 作者：Anastasio Díaz-Sánchez, Antonio Pérez-Garrido, Isidro Villó, Rafael Rebolo, Jorge A. Pérez-Prieto, Alejandro Oscoz, Sergi R. Hildebrandt, Roberto López, Luis F. Rodríguez
• 论文索引：astro-ph/1204.5340

Take Home Message：

本文的研究目标是球状星团的中心，这里是恒星密度非常高的地方，在典型的球状星团中心，每立方秒差距内的恒星数目可以达到百万的量级，在这样的密度下，很多非常稀有的恒星动力学过程，比如恒星的碰撞和并和成为了可能，从而成为了研究这些恒星活动的最佳场所；同时，球状星团还可能在中心拥有致密天体（所谓的中等质量黑洞，不过目前还没有很好的证据），其发现和研究必须要依赖于中心恒星的运动学研究；在如此高的恒星密度下，观测能达到的实际分辨率就成为了关键问题，其解决办法有三个，最直接的就是使用空间设备，比如用HST进行观测，再有就是在地面使用自适应光学成像；不过这两种方法各有缺点，前者主要是观测机会比较少，缺乏必要的连续性，后者主要受到视场小的困扰；除此之外的第三种方法，就是本文中使用的Lucky Imaging技术。

什么是Lucky Imaging技术呢，其实这个名字已经出卖了他，简单的说就是撞大运，怎么样，听上去就很科学吧；学过实测的同学应该知道，在光学波段，地面观测制约分辨率早已不是望远镜口径，而是地球大气的湍动的干扰，这样的干扰使得视宁度变糟；但是大气的扰动是存在着一定的时标的，简单的说，如果你的观测曝光时间短于这个扰动的时标，实际上，你的图像上就存在着一定的几率受到很小很小的干扰，当然，这个只能全凭运气了，同样是10秒的曝光，这个10秒和下个10秒得到的图像就可能完全不一样；怎么办呢？很简单，暴力破解，多拍就是了嘛。这样总结下来，对Lucky Imaging的一个通俗的理解就是在地面利用连续的大量短曝光进行观测，并从中挑选出图像质量最好的部分进行叠加，从而得到一个等效于高分辨率长曝光的图像。听上去很简单，但是实际上所需要的技术要难的多，首先，从观测上，Lucky Imaging的前提就是连续的短曝光，这就必须要使用能够快速读出，且读出噪声很低的CCD。进行过实际观测的同学应该知道，在望远镜做成像观测后，可以选择不同的读出模式，读出越快，往往读出噪声也越大，一般说，在做观测源确认的时候往往使用快读，但是在获取科学图像的时候更倾向于使用最慢的读出速度，对于一个大CCD，这个时间就已经超过了Lucky Imaging所需的曝光时间；好在目前的CCD技术已经让这样的快读出，低噪声CCD成为了可能，不过目前这样的CCD还不能做到很大，像本文中使用的FastCam上的512×512的CCD就不算小了；除此之外，如何从一次获得的大量图像中挑选质量最好的，如何叠加也是很重要的问题，因为不同的图像中往往存在很小的位移，需要通过对场中天体位置的精确控制来保证叠加不会损失分辨率。总而言之，地面中等孔径望远镜上的Lucky Imaging技术是一种相对廉价的获得高分辨图像的方法，在球状星团中心成像，密近双星研究，系外行星直接成像，甚至是彗星结构研究上都有着很好的前景；更好的是，在地面望远镜上，自适应光学技术和Lucky Imaging技术可以结合起来，真正的把望远镜的实力榨干，比如Hale 5m望远镜上的自适应光学+Lucky Imaging就曾经达到了0.025角秒的令人发指的地面分辨率。

图一：左图为本文得到的Lucky Imaging观测图像，中间为对左图进行了以Mexican Hat Kernel为窗口的解卷积后的图像，主要用于点源探测；右图为相同天区的HST观测

最后还是说一下这篇文章吧，作者利用加纳利群岛上的2.5m NOT望远镜上的FastCam快速成像设备，对银河系最大的球状星团之一：M15的中心区域做了Lucky Imaging成像观测，利用持续了2个多小时的30秒短曝光做了I-band的测光观测，得到了大量的图像，并从中挑选出了100幅左右的质量最好的图像叠加得到了最终的图像。在30角秒的视场内，观测得到了0.1角秒的有效分辨率和目前位置最深的I波段测光观测。从这批图像中作者提取出了1000多个点源，并和深度相近的HST WFPC2 U和V波段的观测进行了交叉比较，对这个区域得到了详细的星等-颜色分布，认证出了很多有趣的天体，比如蓝离散星这样的极其稀少的天体。

图二:利用本文观测和HST观测得到了M15中心区域的星等-颜色分布。

（本文材料基于Astrophysics Science Division，NASA’s Goddard Space Flight Center的Joan Centrella博士的幻灯片。我其实对数值相对论了解不深，Joan的报告非常精彩，深入简出地探讨了为什么需要数值相对论、数值相对论的困难、历史 和现状。非常可惜的是，Joan的报告的很多出彩的地方并没有用书面的形式写在ppt上，所以我只能尽力回忆，尽力减少错误。如果有朋友比较了解这一领 域，欢迎提出修改意见。）

引力波的背景介绍

至今为止，绝大部分的天文学观测都是基于电磁波携带的信息，从伽马射线一直到 射电波段，几乎每一个可能的波段都被天文学家压榨着。但是光子并非是唯一携带信息的粒子，中微子以及引力波都可以用作天文观测用途，并且大有前途。所谓引 力波，是爱因斯坦广义相对论的自然推广，其实只要是承认引力作用的有限速度，就必然会导出引力波（astroleaks上对引力波有一些综述，比如这篇）。然而，由于引力常数相比真空介电系数小好几个数量级，导致引力波的测量异常困难，甚至在爱因斯坦推导得出引力波后认为它太弱而不可能被测量到。（这个弱是指引力波振幅太小，双黑洞并合包含的能量比伽玛暴还要高一个量级，而伽玛暴会比整个宇宙都亮）

不过，爱因斯坦也不是第一次错了。PSR1913+16给 出了引力波确实存在的间接证据;而以激光干涉仪为代表的引力波探测灵敏度在一步步提高，如今世上最好的探测器LIGO的预期探测率为10年一次事件， 而当正在进行的升级完成后，这一数值将变成每年数十次。同时，中子星和黑洞这样的致密星以及相关的天文观测表明宇宙中确实会存在强烈的引力波源。我们观测 到恒星级黑洞，星系中心的大质量黑洞，并且有理由相信伽马射线暴与恒星质量致密天体的并合息息相关，同时星系的并合过程在理论上也会导致中心黑洞的并合， 在观测上也有证据表明大质量双黑洞的存在。引力波的缺点是它很难和物质作用，但是这同时也是它的优点。致密天体中心的结构是没有方法通过电磁波手段观测的，而对于引力波，则是近乎透明的，通过引力波和电磁波的协同观测，可以获得异常丰富的信息。

前文也提到引力波的信号异常微弱，所以引力波数据的处理也异于普通天文信号的处理。信噪比大于30的信号基本上是不敢奢望的，怎样从如此嘈杂的信号中获得精确的参数？对于双致密星合并，给定他们的几个基本参数，从理论上说就可以解出其对应的引力波波形，使用匹配滤波（matched filter）的 方法就可以找出信噪比最高的波形，将其视为信号所对应的波形。问题在于，如何计算这个波形？如果两个天体相距甚远，使用后牛顿近似还可以快速地获得波形， 然而当引力波辐射掉角动量和能量而使两天体距离极近时，忽略高阶后牛顿项就不能给出准确的波形。两个天体合并成一个黑洞之后的铃荡（ringdown）过 程可以通过微扰法解出，但是这样的微扰在并合时同样会失效。只有并合过程是最复杂，偏偏又是强度最高，信息最丰富的。引力波信号的处理需要一个波形库，而 近似的解析方法在并合时都失效，于是只能转而求助于数值计算——对数值相对论的需求呼之欲出。

数值相对论：40多年的求索

其 实，最早的数值相对论的尝试可以追溯到60年代，两个大牛就为了好玩搞了个小程序模拟双虫洞，用了一堆近似，结果程序死了，他们发了篇paper，说了说 程序的死状，然后就拍拍屁股走人了。可是程序崩溃的梦魇却从此一直困扰这数值相对论界。两个黑洞，放在那里，别说要他们并合，就是让他们走两步，程序都会 崩溃。后来研究者才发现，原来爱因斯坦场方程存在着大量非物理的形式解，这些解往往会导致指数增长，最终程序崩溃。于是程序在每次碰到这些非物理解时，就 会先杀掉他们，然后在顺着物理解走。虽然程序最后还是会崩溃，不过总算是一个进步，黑洞终于可以走上10个史瓦西半径了，不过离走完一圈依然显得遥遥无 期。

一 般的数值模拟，大体的思路就是给出初边条件，给出方程组，然后跑去吧。可是数值相对论就麻烦多了，因为爱因斯坦说了，时间和空间是一个整体，特别是在强引 力场下，时空更显得紊乱，怎么去寻求信号的时空演化？——数值相对论的专家于是使用3+1的方法，把时空分割成3维“空间切片”和1维“时间”。

慢着，黑洞的存在会导致坐标被吸到视界中，什么都做不了了，怎么办？——好，每次算一步都要重新画一下坐标。

说到初边条件，怎么确定？要让时空满足爱因斯坦方程——老实说，这到现在还是一个问题，只能慢慢找，不能解析地给出来。

好了，我们来求解吧，17个方程，~150个变量，耦合的非线性偏微分方程，必须保证解的稳定性……

等一下，数值相对论的目的是算引力波波形，可是规范的选择存在4个自由度，如何知道这个波的存在是由于规范变化引起还是确实是物理的能量变化？

这 么一堆难题，难怪40多年来，数值相对论进展甚微。巨大的困难也吓跑了不少人，据说全世界敢自称是数值相对论专家的，只有35个人。当2004年第一次有 人让双黑洞绕完一圈时已经是欢天喜地的突破性进展了。可是当绕完一圈，坐标开始纠结，不稳定性又一次出现，程序又一次崩溃……

难 道没有别的办法么？2005年，一次调程序的手误，让Joan的黑洞“动”了起来。因为黑洞中心的起点在数值计算时很不好处理，一般都是用穿刺法，即用已 知黑洞解来替代黑洞，从而规避了奇点。而在之前的计算中，黑洞都是被按在网格上的，这次调试的无心插柳，竟然让两个黑洞欢快地演化下去，一直到并合结束， 程序都没有再崩溃！之后的会议上，他们的结果一度受到人们的质疑，直到UT  Brownsville的研究组在同一个会议上公布了他们用同样的方法得到的独立结果时，才让人们严肃对待起来。回去以后他们也这么做了，他们的程序也欢 快地跑起来了。

当程序的稳定性不再是绊脚石以后，程序的精确性就成了新的要求，不同组的程序都是独立完成的，而他们给出的结果吻合度之高， 让人们对其充满信心。一些新的课题也顺利展开，比如两个黑洞初始位置改变会影响波形么？不同方向，不同大小的自旋对结果有什么影响？黑洞并合后，反冲的大 小和方向是如何的？此外，如何调和双致密天体并合过程的三个阶段的波形也是一个大问题。內旋（inspiral）过程使用后牛顿近似，并合 （merger）是数值相对论，而铃荡（ringdown）则是微扰法，三个阶段，三个不同的方法，如何将信号平滑地拼合在一起形成一个完整的模板库依然 是一个大问题。

如今的数值相对论自从2005年的奇迹之后突飞猛进，越来越多的人关注起来，现在的代码效率比05年又高了一个量级，这是一个快速发展的领域，值得大家关注。

总结

数 值相对论同其他数值模拟问题一样，由于非线性偏微分方程而无法解析求解，而且更甚：方程更多，变量更多，变量的耦合，等等。同时，数值相对论有其独特之 处，首先存在大量非物理解会导致程序崩溃，其次，数值相对论要面对的是物理量随时间的演化，时间和空间纠缠在一块;想要研究物理量随空间分布，坐标系会不 断被黑洞吞噬。数值相对论的难度可想而知，而这个领域的学者取得如此成就实为不易。

附：两个不错的中文介绍

http://songshuhui.net/archives/18241

http://amssshangyu.blog.163.com/blog/static/12266483320104955114204/

注：未附特别说明，版权均属于NASA

(大家好，我又回来了，这段时间让大家久等了，多亏了智昱兄和其他兄弟的帮助；前段时间不知道为什么我这里无法访问国台系统的网页，连带着Astroleaks也无法访问，现在问题终于解决了，希望以后可以慢慢的恢复正常的更新频率了；今天给大家介绍的是很久之前看的一篇很好玩的文章，里面介绍的问题看似简单到了都不像是一个值得研究的问题，一起来看看吧)

文章： The UBV(RI)c colors of the Sun

• 作者：I. Ramirez, R. Michel, R. Sefako, M. Tucci Maia, W. J. Schuster, F. van Wyk, J. Melendez, L. Casagrande, B. V. Castilho
• 论文索引：astro-ph/1204.0828

Take Home Message：

可能所有学过天体物理的同学都能熟记着一些太阳的参数，比如质量，光度，光谱型等等，但如果问你太阳的光学颜色是啥，我猜大多数人可能一下子反映不过来，或者首先想到的是太阳有效温度的黑体谱对应的颜色，这样的说法没有太大问题，但在某些时候是远远不够用的。在恒星物理的研究中，太阳有一个很重要的物理地位，那就是一切恒星大气或者恒星演化模型的最重要的校准天体；这些模型的一个作用之一就是实现恒星观测性质，比如颜色，谱线强度等和物理性质，比如有效温度，金属丰度，重力系数之间实现转化，可是对于太阳，这些观测性质的测量很难做到和其他恒星在方法上的一致，比如其光学波段的颜色。历史上有过一些的直接的太阳颜色测量，但是发现这样的测量给出来的颜色有着比较大的弥散，比如B-V颜色总是在0.62到0.69之间波动，这样的范围看似不大，但是已经对应于260K的有效温度范围，对精确的限定恒星模型有很大的问题，甚至在这个问题上有过不少的争论

为了解决这个问题，天文学家早就发现了一种曲线救国的方法，那就是在茫茫星海中寻找“长相”和太阳很相似的恒星，利用其性质对太阳的颜色进行推测。这些恒星，根据最初的定义，需要和太阳有相同的光度，光谱型和非常接近的金属丰度，他们被称为Solar Analog Stars；而随着对这些恒星的不断搜索和研究，天文学家还找到了其他一些更为珍贵的“孪生”太阳，这些被称为 Solar Twins的恒星在具体光谱细节上和太阳都非常一致。本文正是整理了目前最大的Solar Analogs和Solar Twins的BVRI测光系统的观测数据，并利用其物理性质和颜色的关系对太阳的颜色进行了依赖模型和不依赖模型的推断，得到了精确到0.01个星等的一致结果。

图一：利用Solar Analogs和Solar Twins得到的太阳的光学宽波段颜色

当然，这样的方法看似非常直观，但并非是那么的容易，首先需要对临近大量的恒星进行观测，通过光谱获得准确的金属丰度和重力系数估计，再利用所谓的红外流量方法对有效温度进行准确的估计，进而得到依赖于金属丰度的有效温度-颜色关系；随后还需要得到一个可靠的Solar Analog和Solar Twins的样本以及相关参数的估计，在利用上面得到的关系对太阳的参数给出颜色的估计。这里面有不少需要极其细致的光谱和测光观测，即便到了现在，利用完全相同的方法，不同的作者给出的颜色还是存在着一定的误差，而本文的工作，其实就是这个争论中的一方，希望通过一个更完善的类太阳恒星的使用得到可靠的结果。

最后，值得提一下的是，本文的一作曾经拿到过Carl Sagan Fellowship在Carnegie天文台做过一期博后，一直从事着关于Solar Twins的研究；在他的研究中，Solar Twins不再简简单单的是一些和太阳很像的临近恒星，而是研究恒星演化和行星系统形成之间的最好的实验室。简单的说，我们目前唯一已知存在生命的类地行星就是地球，一个简单的逻辑就是，至少我们确定的是太阳性质的恒星周围可以存在这样的行星系统，那么在我们可观测的范围内仔细的寻找和太阳相近的恒星，看看他们是否有行星系统，在具体的环境和元素丰度性质上有什么样的差别，可以直接的得到太阳系形成的一些线索；这就好像从一组初始条件差别很小的原初系统开始，看看为什么他们会在行星系统的性质上有这些差别。

图二：有效温度和不同的光学颜色的关系，以及其对金属丰度的依赖，图中的红色空心数据为Solar Analogs，实心数据为Solar Twins

(读了这些篇文章, 最大的感触并不只是新的仪器带来的新科学的震撼, 更多的是在思考, 假设是自己在第一时间拥有这些数据的话, 能向什么方向来思考, 最终能做出来什么样的科学呢. 科学和技术的发展是相辅相成的, 大抵来说上一流的科学真的需要一流的先进仪器. 同时, 也只有经过长期的科学训练之后, 才能有足够的能力来用一流的科学思维驾驭一流的仪器设备吧. 经大家提醒, 下面我直接列出这个系列在Astro-ph 发表文章的索引, 大家可以按图索骥, 点击查看自己钟爱的文章. )

1)  一句话: 新的分子 SH 在W49N中处于 1383 GHz 的频率被发现了!
Discovery of interstellar mercapto radicals (SH) with the GREAT instrument on SOFIA

2)  一句话: 用 [CII] 和 12CO J=13-12看 HII 区的扩张对触发恒星形成的影响, 很遗憾, 在总体上没看到辐射触发恒星形成的机制有明显作用.

The structure of hot gas in Cepheus B

3) 一句话: 利用 GREAT 的高速度分辨率, 将 [CII]和 CO, 以及 [CI] 等不同气体形态的 ISM 探针在 M17 SW 这个团块状的 PDR 区进行相互比较, 结果发现[CII]发射难被现有的 PDR 激发模型解释.

The ionized and hot gas in M17 SW: SOFIA/GREAT THz observations of [C II] and 12CO J=13-12

4) 一句话: GREAT 在 THz 的校准很复杂，但是还是做到了很棒的程度, 不明觉厉.

GREAT/SOFIA atmospheric calibration

5) 一句话: 用 [CII], [CI], CO J=4-3, 对 IC1396A 这个HII区的气体动力学和物理状态进行研究, 结果发现[CII]的运动学特征和CO及[CI]并不一致, 而通过谱线比值得到气体密度约为 10 到10 cm.

Dynamics and PDR properties in IC1396A

6) 一句话: 用CO J=13-12 和 J=12-11, 以及 J=2-1, 对原恒星外流Cep E进行谱线形状的比较, 不比不得了,一比吓一跳,啷个多了好些个又热又密的外流子弹 (bullets) 塞?

High-J CO emission in the Cepheus E protostellar outflow observed with SOFIA/GREAT

图1. 外流线翼的几种谱线对比

7) 一句话: 又又, 切克闹, APEX 和 SOFIA 俩好基友, 一起把超新星遗迹 W28 从 3 测到 11, 多条CO的能级; RADEX LVG 模型很强大有木有, 解出来它是 C-shock.

Probing MHD Shocks with high-J CO observations: W28F

图 2. 在SNR W 28上测高能级CO

8) 一句话: 用太赫兹氨分子吸收线研究分子内流.

Terahertz ammonia absorption as a probe of infall in high-mass star forming clumps

图3. 高频和低频的 NH3 谱线对比.

9) 一句话: 天文界正在使用中的最高级的频谱仪, 不明觉厉.

High-resolution wide-band Fast Fourier Transform spectrometers

10) 一句话: 小萝莉分子 OH (羟基) 的 太赫兹发射来自又热又致密的物理环境, 在 W3(OH), G10.62−0.39 和 NGC 7538 这三个充满各色脉泽的大质量恒星形成怪胎中, 作者用RATRAN 给出了 OH 的温度密度丰度等属性.

SOFIA observations of far-infrared hydroxyl emission toward classical ultracompact HII/OH maser regions

11) 一句话: 向 Mordor 前进! 用 [CII] 发射探索恒星状星云 Ring Nebula in Lyra 的气体质量和分布结构, 发现魔戒发光部分的外围材料主要是用 [CII] 和[CI]做的, CO含量小.

Probing the Mass and Structure of the Ring Nebula in Lyra with SOFIA/GREAT Observations of the [CII] 158 micron line

图4. CII 谱线. 背景是H2分子2.12 micron发射.

12) 一句话: high-J CO 和 [CII] 这俩好基友一个来自深度嵌埋双星系统V 1318 Cyg, 一个来自 反射星云 BD+40◦ 4124.

GREAT [CII] and CO observations of the BD+40°4124 region

13) 一句话: 必读! 银心家门口的分子气体是如何做到冰火 2 重天的?

GREAT confirms transient nature of the circumnuclear disk

图 6. 对银心附近两块分子云的CO 谱线 LVG分析.

14) 一句话: 魔法世界, 天鹅座 X 魔法棍的柱头上有颗旋转的 [CII] 球.

Globules and pillars seen in the [CII] 158 micron line with SOFIA

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图 7. 背景 2MASS J,H,Ks. 上图等高线为Spitzer 5.8 micron, 下图等高线为 CII.

15) 一句话: 本系列 “唯一的?” 星系观测. KOSMA PDR 模型解释了近邻星系 IC 342 的核区气体激发. 富有霸气的题目. 这好像有4句话了.

[CII] gas in IC 342

(今天给大家介绍的这篇文章的原始副标题无比霸气: AN UNPRECEDENTED VIEW ……, 我自己改成了极端恒星形成环境下的分子气体,如此以来更通俗易懂童叟无欺一点. 另外此稿在AstroLeaks的草稿箱里躺了接近半年之久, 从文章开始在Astro-ph上出现, 到正式发表, 到至今已经有14篇引用, 我一直还在努力理解这个工作方方面面的方法和意义, 然而一直没有把这篇介绍性的小东西完成. 为我的懒惰和迟钝而抱歉. )

文章: Observations of Arp 220 Using Herschel-SPIRE: An Unprecedented View of the Molecular Gas in an Extreme Star Formation Environment
作者: Rangwala, N.; Maloney, P. R.; Glenn, J., et al.
论文索引: http://adsabs.harvard.edu/abs/2011ApJ…743…94R
编辑整理: 紫金山天文台 张智昱

一句话总结: 由于剧烈的恒星形成, 处于并合晚期的ULIRG, 无敌的近邻极亮红外星系样板 — ARP 220 中的尘埃和气体发射都非常剧烈; 其中气体之多,尘埃之重, 导致其消光从光学一直到远红外波段依然无法被忽略, 而它的分子气体则存在一个经典冷成份以及一个占质量少数但是主导发射光度的热成份, 其温度竟达到1350K, 真不愧是2个湿核之间互相吸引的基情力量啊.

背景介绍:

Fig.1 ARP 220 的HST 光学图像. 本图来自Wikipedia.

Arp 220, 是近邻星系（红移速度小于10000 km/s)中最典型的ULIRG (Ultra Luminous InfraRed Galaxy, 极亮红外星系), 其红外光度高达, 恒星形成率大约每年为100颗恒星,转换为II 型超新星爆发每年大约炸一个. Arp 220 除了是一个晚期的核间距仅 1′ (= 360 pc)的主并合(major merger)外，最引人注目的莫过于在2个星系核周围非常紧致(compact)的星暴(starburst). 在小于1个kpc的区域，集中了整个星系的绝大部分红外光度，并且几乎所有的恒星形成全部聚集于这样的小区域.大量气体集中在环核区域， 大约相当于把银河系所有的分子气体通通聚集在一起，并且压缩在仅仅几百个pc的区域( the Orion nebular的大小 — 450 pc). 因此这里分子气体的密度非常高，同时剧烈的恒星形成造成强烈的反馈作用. 星风，超新星爆发，加上星系并合的运动学特征将进一步对Arp 220中的气体造成压缩和冲击. 更加令人沮丧，或者兴奋的是，由于尘埃的光学厚度太大，甚至连远红外/亚毫米波波段的尘埃都不是光学薄的. VLBI 在射电低频对Arp 220进行高分辨率的观测以及常年监控显示，其中同步加速辐射的很大比重来自于大量的年轻超新星遗迹. 然而 Arp 220 中是否存在 AGN, 至今依然是一个在争辩中的问题.可以确认的是, ARP 220 至少不是射电噪的类型,同时她是一个完全由恒星形成/星暴活动主导的晚期并合星系.

考虑到如此多的复杂环境，Arp 220 是一个非常好的近邻宇宙中极端环境中研究恒星形成核星暴现象的实验室, 并且由于其距离我们相对比较近 (~ 80 Mpc), 其中的连续辐射和谱线发射都非常强. 由于高温高密的分子气体的激发非常有效，单是CO J=3-2 分子的发射,已经和距离我们约 4Mpc的普通星系 IC 342 的视强度可以相比拟！ 因此, 在这些意义上 Arp 220 被作为一个 ULIRG 的模板，被人们广泛应用于高红移星系的预言，以及对不同红移的ULIRG进行比较的模板.

然而，也正由于Arp 220中的分子激发非常高，因此大部分谱线在极高的转动能级依然有强烈发射, 并且考虑到尘埃的光学厚度甚至在远红外都无法忽略，则更加需要将整个星系的SED，以及常用分子的SLED (Spectral Line Energy Distribution) 测量准确. 这对地面的大型望远镜来说是不可能完成的任务.

Herschel 空间望远镜的发射，给如此重要的科学带来了前所未有的契机! 超宽带宽的SPIRE, HIFI等仪器，将中远红外波段的红外SED同时观测，并同时观测了其中所有的谱线信息。 尽管谱分辨率较低，但是在无法得到更高的空间分辨率前，已经足够在其中的分子谱线发射中获得足够的信息采样.

基本介绍

VNGS 巡天(Very Nearby Galaxy Survey; PI: C. Wilson) 这是一个使用Herschel对近邻星系进行观测的重点项目，此项目既使用PACS，也使用SPIRE, 最终目的是对一批近邻星系进行从50到700的全带宽覆盖观测. 而本文则仅使用SPIRE的数据,即可得到如此丰富的成果. 可想而知，当整个样本的所有观测都完成之后，将令我们对近邻星系的理解有多大的突破. 那么好,在做了仪器,写了proposal,批了时间,进行了观测之后,那么下面呢?

结果:

1) 尘埃性质：

除了SPIRE的FTS数据结果， 作者还结合了ISO LWS的数据, 以及SPIRE 在250 , 350 , 500 宽带测光的数据, 进行了修正后黑体模型(modified black body)拟合. 结果显示可以用一个温度66.7 K, = 1.83的模型得到. 而Arp 220中的尘埃消光效应非常的大, 在100 m 光学厚度为5, 240m 光学厚度为1. 尘埃质量约为10M, 如果使用100的气尘比(gas-to-dust ratio),则将有约为10M的分子气体质量,气体含量可谓是相当丰富.

Fig.2 ARP 220 中的尘埃 SED.

2) 分子气体激发性质:

尽管技巧性非常强, 但是CO 的多条谱线进行谱线能量分布分析,是分析气体激发性质和物理状态非常有力的工具. 由于ARP 220中尘埃的消光非常严重,甚至消光对亚毫米波段的分子气体谱线发射也有明显的影响, 因此需要对气体发射进行尘埃消光的改正. 本文利用LVG 模型对CO 分子的转动跃迁, 从J=1-0到J=13-12进行了综合分析,得到的基本结果是: 存在一个冷且稀薄的气体成份,其占质量的主导,以及一个热且致密的气体成份,其占高能级CO发射的主导.

Fig.3 ARP 220 的CO SLED -- 谱线能量分布

令人震惊的是, 虽然低温成份不温不火看上去合理可信, 密度10 cm, 温度50K, 然而高温成份的运动学温度则是惊人的1350K, 密度10 cm. 什么概念呢? 打个比方,1350K 基本上已经快要接近 CO 分子的离解所需温度, 如果测到大量气体平均温度是这么高,那么大量的分子已经在离解和复合中挣扎了. 下面作者将分子激发情况和PDR, XDR, CRDR模型进行比较, 发现三者都无法解释如此高的分子激发. 最后,超新星爆发解救了它,剧烈的星风,大量的超新星遗迹的喷发可以导致气体被加热压缩激发到所需要的能量状态.

Fig.4 对ARP 220 中的CO分子进行 LVG 双成份最大似然法拟合结果.

而对HCN 的发射线和吸收线的研究则表明, 大量高能级的HCN被辐射激发, 低能级的HCN 同时存在碰撞激发和辐射激发,然而目前模型还无法合理限制其激发性质.

总结:

这篇文章介绍了VNGS 巡天中的一个典型星系的观测情况， 同时展现了-SPIRE 的强大能力. 文章对Arp 220进行的超宽带宽的谱线观测，并进行了非常经典的分子谱线激发分析，其中最醒目的结果莫过于他们将分子气体区分开来分为2个主要成份，分别是一个低温和一个极高温的成份. 这个观测的频率范围覆盖从 CO J=4-3 到J=13-12, 同时观测带宽覆盖范围内的所有谱线发射和连续谱辐射. 观测探测到了9条明亮的CO 谱线发射，总光度达到的水分子转动跃迁发射， 以及非常高能级(J=12-11 到J=17-16)的HCN多条能级吸收线. 一些较为稀少的分子谱线(OH+,H2O+,HF)则呈现很强的吸收特征.

( 对SOFIA 这架由美国和德国主导的大型的波音 747 机载红外望远镜, Astroleaks的忠实读者应该早已耳熟能详了. 经过半年的试运行调试, SOFIA 上最重要的科学仪器之一， German REceiver for Astronomy at Terahertz Frequencies (GREAT) 也早已通过测试，可以稳定的工作. 近期 A&A 正在准备发表一期专刊，来报道同 SOFIA/GREAT 接收机相关的首批科学成果. 近期在Astro-ph上也涌现了很多相关的文章. 如同上一期黄崧同学介绍的 SOFIA/FORCAST照相机 的相关科学，我在这里带领大家简单的领略一下 SOFIA/GREAT 相关的新科学. 由于 SOFIA/GREAT 相关科学面覆盖很广，而笔者对远红外的很多知识都不熟悉，因此只能对大部分内容”不明觉历”, 只好简单粗略的介绍一下，感兴趣的同学可以点进文章深入阅读.)

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一句话: 什么是SOFIA/GREAT，以及它的功能性能.

文章: GREAT: the SOFIA high-frequency heterodyne instrument
作者: S. Heyminck, U.U. Graf, R. Güsten, J. Stutzki, H.W. Hübers, P. Hartogh

GREAT 的简写就是 German REceiver for Astronomy at Terahertz Frequencies, 它是一个工作在远红外 (也即 THz) 波段的双色(频率) 超外差接收机, 具有非常高的谱分辨率. 自2011年4月1日安装完成以来已经进行了多次试运行. GREAT的前端接收机工作频率现在约为 从1250 GHz 到2500 GHz之间, 设计的最高频率将达到4770 GHz, 其设备还正在研发中. 而其后端频谱仪则可以使用多种类型，宽带声光频谱仪 AOS 将提供2x4x1GHz的总带宽, 频率分辨率为~1.6 MHz. 2个CTS 频谱仪虽然带宽只有 220 MHz, 但是频率分辨率达到56 KHz. 而最新的XFFTS 则提供了2.5GHz带宽以及88 KHz的频率分辨率，而且将来还将进一步升级频谱仪以提高分辨率.

观测模式： GREAT 提供经典的位置调制模式– position switching, 波束调制模式 — beam switching, 以及飞行扫描模式– OTF.
角分辨率： 在1250 GHz 左右， ~21; 2500 GHz 左右, ~11.5
主波束效率: ~50%-58%

Fig.1 GREAT接收机安装照片以及结构示意图

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一句话: GREAT 在THz的校准很复杂，但是还是做到了很棒的程度.

文章: GREAT/SOFIA atmospheric calibration
作者: Xin Guan, Ju ̈rgen Stutzki, Urs U. Graf, Rolf Gu ̈sten, Yoko Okada, Miguel Angel Requena Torres, Robert Simon, Helmut Wiesemeyer

现阶段SOFIA的观测飞行高度大概在8-14km之间, 在大部分频率波段，大气透过率都很好. 然而，在一些强吸收线的波段的附近，例如臭氧 O, CO等， 大气透过率则会变的很糟糕. 在这个大气高度下，水气含量 pwv 在比较好的情况下可以达到 几个m 到 50m. 在整个观测波段中，有很多窄的谱线，给校准过程带来了很大的麻烦. 鉴于SOFIA在天空飞行的高度，水气的影响很小，因此观测的校准更着重于对大气透过率的研究，而非简单的从pwv来判断不透明度.

即使可能有同学对具体的校准过程不感兴趣，但是个人依然非常推荐本文的附录部分, 其非常细致的给出了射电到THz波段的各种基础物理概念. 例如equivalent brightness temperature, Antenna temperatures, Main-beam brightness temperature, system temperature 等等. 严重建议将其打印下来挂在随手可取的地方.

Fig.2 大气光学厚度曲线. 上图为干燥情况下的预测，下图为潮湿情况下的预测，不同颜色代表不同模型.

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下面聊聊科学.

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由于SOFIA整体上还处于试运行，以及GREAT等仪器还存在各种优化和提升，因此绝大部分观测都将目光投向比较亮的河内源.

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一句话: 新的分子 SH 在W49N中处于 1383 GHz 的频率被发现了!

文章: Discovery of interstellar mercapto radicals (SH) with the GREAT instrument on SOFIA
作者: D. A. Neufeld, E. Falgarone, M. Gerin, B. Godard, E. Herbst, G. Pineau des Forets, A. I. Vasyunin, R. Gu ̈sten, H. Wiesemeyer, and O. Ricken

W49N 是银河系内最明亮的恒星形成区之一.大质量恒星的产生，伴随着很强的红外辐射以及亚毫米波段的发射, 也同时具有剧烈的同激波或者湍流相观测运动学性质. 而 SH 分子被期待如同CH以及SH类似，会在被激波或者湍流加热的气体成份中出现增丰.SH的临界密度大约为>10cm, 可以示踪非常致密的气体成份. 作者将探测到的SH 同SH+,H2S, 等其它分子的发射进行了对比, 发现在类似的速度范围内，后两者并没有吸收线的出现. 并且作者将SH和H2S的比值同PDR模型，’C’- or ’J’-type 的激波等模型进行了比较，发现现有模型都无法给出合理答案. 更多的结果有待于下面近一步的研究.

Fig.3 SH首次在W49N中被探测到

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一句话: 用THz 氨分子吸收线研究内流.

文章 Terahertz ammonia absorption as a probe of infall in high-mass star forming clumps
作者: F. Wyrowski, R. Güsten, K. M. Menten, H. Wiesemeyer, B. Klein

内流(infall) 是大质量恒星形成不可逾越的关键, 特别在早期, 依靠持续的infall和吸积, 分子云才能从小团快逐渐生长成为大质量恒星. 然而infall 通常发生在很小的物理尺度上, 并且复杂的运动学结构经常会把旋转，速度梯度，外流, 不同速度成份的发射等因素混淆. 通常使用P-Cygni 的蓝不对称轮廓来区分内流. 这种做法经常被使用在低频 NH3 氨分子上, 背景的连续辐射通常是来自已经演化的HII区或者UCHII区的轫致辐射. 目前认为, 在大质量恒星形成区内分子云在形成恒星的早期，形成UCHII区之前, 据信会首先形成一个热(～100K)致密分子气体聚集成大约0.1 pc 尺度的分子云核. 云核内的尘埃发射在远红外THz波段很强, 但是由于处于恒星形成活动的极早期，其它波段和类型的发射都很弱. 因此通过THz的分子谱线吸收线来研究早期恒星形成团块的运动学特征则可以获取以往难以得到的信息. 作者通过将THz观测得到的NH3吸收线同低频NH3以及CO的发射线进行对比，从谱线轮廓上得到了infall 在THz 有P-Cygni谱线轮廓的特征, 由此，估算出infall 的速率大约为3-10

Fig.4 红色上图是THz NH3 吸收线，下图是23GHz NH3发射线. 黑色是RATRAN模型. 虚线是C17O的线心速度.

篇幅有限，今天先介绍到这里，下一期将更集中的介绍 SOFIA/GREAT的相关科学.

( 随着设备和技术的进步，在观测过程中，经常需要采用一些经过特殊设计的步骤来优化观测结果。Dither， 顾名思义，抖动模式, 则是光学和近红外成像观测中比较常用的一种技术手段. 下文安芳霞同学为我们简略的介绍一些和 Dither技术相关的原理和技巧。)

作者: 安芳霞
单位: 紫金山天文台

dither，其实很简单，就是在对同一天区多次曝光时，每次都改变一下望远镜的指向。一般也就改变几到几十个角秒，依CCD的pixel scale与天区的大小 而定。当然对于较深场的观测，由于曝光的次数比较多，一般是周期性的改变望远镜的指向。这样每次曝光的视野会有一些小差异，但大于80%的天区还是重合的，只是同一个源在不同的曝光中对应不同的pixels。而之后在处理图像时，我们只需要对不同的曝光做适当的平移，将相同的源对齐后叠加就可以了。这样做的好处可以归结如下：

1.可以消除坏像素（Bad pixel）对图像的影响。CCD， 特别是近红外的探测器制造，技术上的难题还是比较多的，所以在这些CCD中无一幸免的都会有一些灵敏度较低或本底很大的坏像素。如果望远镜的指向一直不变的话，那么某一个天体发射的光子会一直落在这些坏像素上，这样我们就没有办法得知这个天体的准确信号。而dither的话，每一个天体总会有几次曝光是落在好的像素上的。

2.另一方面，大多数大视场的近红外的探测器（我只接触过近红外的，不过光学的应该也有吧！）都是多个小的探测器拼接（mosaic）的，这样探测器与探测器之间就会有空隙（gap），dither会避免一些源的信号一直落在这些空隙中。

3.为了得到高信噪比的图像，我们最后是将多次曝光的图像叠加在一起的，如果望远镜的指向没有做改变，则平场（flat field）在固定像素处的误差（因为不是随机值）也被叠加了，这样我们最终叠加的图像的信噪比就会受制与平场误差，且很难从图像本身得到一个平的背景。就需要花很多时间在晨昏时段专门去拍一些平场图，费时费力。如果在观测中应用dither技术，则在最后叠加时相同的源对应的像素是不同的，则此处的平场误差也是不同的，就可以避免误差在最终叠加图像时也成倍的叠加。

4.对于大视场的曝光，由于影像的光学变形（optical distortion）， dither的图像就不能简单的平移叠加了。这一方面可以说是dither的不足，另一方面却正是dither技术才可以在不借助任何外部信息的情况下改正掉影像的光学变形。

具体点说即是我们的CCD一般是平的，而天穹是个曲面，所以对于大视场的曝光，越落到探测器边缘的影像就会有越大的光学变形（这个变形可以近似为位置的函数 ， ）。所以dither的一组曝光中同一个源在不同的曝光中离探测器中心的距离是不同的，从而他们的光学变形也是不同的，所以无法对齐叠加。但同样的我们也可以利用这一点来改正掉影像的光学变形。用一个简化的例证来说明一下：假设我的望远镜指向，在每次曝光中向右和上各平移5个角秒，以探测器中心为原点建立坐标系， 如果没有光学变形的话，（0，0）点的信号应该是落在（5，5）点上，但由于存在distrotion， 原点的信号落在了这个点上 。而

x’ 和y’可以直接从第二次曝光的图像中得出，同时一般将F (x, y) 和 G (x, y)近似为x,y的多项式，这样找几个重叠的源，列几组上式方程，然后解方程组就很容易确定出distrotion functions 和 了。进而可以利用distrotion functions 将x’ ,y’ 近似的改正到未发生变形的位置x,y上了。因为这个改正是以像素为单位的，所以每一个源形态的变形也是同时被改正掉了。最后将改正掉光学变形的图像对齐叠加就可以得到我们想要的高信噪比的图像了。

5. 除了采样的问题，dither 技术也可以降低相近 pixel 之间的非线性响应，当然，HST的dither主要是半个pixel 半个pixel，为最后combined image 提高分辨率而设计.

最后，欢迎大家补充不同类型不同情况下使用 Dither 方法提高观测质量的方法.

参考自

天文漫步

(今天给大家介绍一篇昨天的文章，这是一个很给力的发现，想来想去还是写了个很冗长的标题，而且基本把文章的内容都说完了。。。不过还是拿来和大家分享一下吧；文章很短，我也尽量写的短一些)

文章：Detection of atomic carbon [CII] 158 micron and dust emission from a z=7.1 quasar host galaxy

• 作者：B. P. Venemans, R. G. McMahon, F. Walter, R. Decarli, P. Cox, R. Neri, P. Hewett, D. J. Mortlock, C. Simpson, S. J. Warren
• 论文索引：astro-ph/1203.5844

Take Home Message：

高红移类星体的研究几乎一直是现代天体物理研究的一个热点，这些宇宙早期的怪兽不仅展现了星系早期形成的极端图像，还携带着星系和其中心黑洞之间联系的重要信息，如果红移合适，还能对理解再电离有帮助；随着SDSS，UKIDSS等巡天把一批红移在4，5以上的高红移类星体带给我们，天文学家也不再简单的满足寻找到这些天体，估计其光度函数等工作了，各种多波段观测已经展开，比如前不久那篇很惊人的高红移AGN的累加X-ray探测的Nature文章，虽然后来被很多人指出这样那样的错误，但这样文章的出现也显示了我们已经迫不及待的希望用更具体的观测来揭示高红移类星体中心黑洞活动或者是其宿主星系成长的具体信息了。

和前面不靠谱的X-ray研究不同，高红移类星体宿主星系的分子气体和尘埃探测已经在有条不紊的展开，取得了很好的进展，而且这样的进展，有望随着更好的毫米波，submm观测设备的上马而变得更加乐观；本文就又是一个刷新记录的工作：利用PdBI毫米波干涉阵在235.07GHz频率处的多次观测，成功的在一个红移等于7的类星体中探测到了[CII] 158微米远红外发射线以及来自于星系中尘埃的远红外连续辐射。[CII] 158微米线可能是最出名的一根远红外发射线了，也被认为是星系中的Warm的星际介质的最重要的一根冷却线，其发射线的光度在某些极端情况下就可以占到星系远红外总光度的1%。这样的一个观测有什么样的意义？最直接的说，就是告诉我们在宇宙刚刚诞生了740Myr的时候，宇宙中已经有这样的星系存在，其中心已经有了正在拼命吸积成长的活跃大质量黑洞，而在其宿主星系环境中，也已经有了大量的尘埃和分子气体，并且正在进行着快速的恒星形成活动，使得星系在静止波长下的远红外波段处异常的明亮。感兴趣的同学如果仔细的阅读文章会发现作者用了各种详尽的手段想对上面的这个故事给出定量的测量，比如恒星形成率，尘埃质量等等。可信吗？这就得看你自己的判断了，不过需要记住的是，我们对在这样高的红移处各种临近宇宙中看到的经验关系还是否成立并不是十分的有把握，对于这样天体中尘埃的性质也了解的很少，所以，我觉得不妨暂且停留在讲故事的层面上吧。但是这个故事的确是太诱人了，这样的年轻的星系，其中的黑洞为何能如此快的成长？放在宇宙学模拟给出的图像中，这样的星系是否正在由Cold Flow不断的供给“养料”，使得星系的恒星成分和黑洞都能够快速成长？这样的阶段能持续多久？类星体的活动对于星系早期成长有没有反馈影响？宇宙早期的尘埃产生和金属元素富集过程到底是怎样的？和现在有什么不同？等等等等，不过可以乐观估计的是，随着对这些高红移天体中尘埃辐射，远红外线发射，甚至分子气体辐射的观测越来越漂亮，这些怪物的本来面目一定能被限制的更好！

图一：红移等于7处的[CII] 158微米线探测

图二：左右两图分别为[CII] 158微米线辐射和远红外连续辐射的等值线图

图三：在推导出的远红外光度和[CII]线光度与远红外光度比值关系上，本文观测类星体和其他不同红移类星体的比较；可以发现，其[CII]线光度比例比z~2的类星体要低很多，但比另外一个高红移类星体要高一些。