關于云南天文臺2.4米望遠鏡YFOSC的CCD的平場

姚保安，張春生

（1.中國科學院上海天文臺，上海 200030；2.中國科學院紫金山天文臺，江蘇南京 210008）

關于云南天文臺2.4米望遠鏡YFOSC的CCD的平場

姚保安1，張春生2

（1.中國科學院上海天文臺，上海 200030；2.中國科學院紫金山天文臺，江蘇南京 210008）

與國家天文臺興隆站2.16 m安裝的北京天文臺暗天體分光成像儀（BAO Faint Object Spectrograph and Camera，BFOSC）系統(tǒng)相似，云南天文臺2.4m望遠鏡安裝了云南暗弱天體光譜及成像儀（Yunnan Faint-Object Spectrograph and Camera，YFOSC），對它在直接照相時的CCD平場性能做了測定。使用不同旋轉(zhuǎn)角度拍攝平均而得的平場，可以使不同位置拍攝的像場，所受最大誤差≤0.015mag。但與卡焦的VersArray CCD照相機不同，即使在視場中間直徑6.'5的圓內(nèi)，誤差約在0.010～0.013mag之間，達不到≤0.005mag的精度。

CCD平場；2.4m望遠鏡；YFOSC

2009年云南天文臺2.4m反射望遠鏡安裝了位于卡焦的VeryArray CCD照相機（視場4'48″×4'40″）。該CCD的平場性能已被測定［1］。文［1］指出，使用平均平場，可以使平場引起的最大誤差≤0.005 mag。2011年，2.4m安裝了與國家天文臺興隆站2.16m的BFOSC相似的YFOSC儀器，用于直接照相或低色散光譜。YFOSC的視場擴大到10'×10'，并且是不同類型的儀器。作為文［1］的延續(xù)，本文使用V濾光片，對YFOSC直接照相時的平場性能做了測定。

1 YFOSC直接照相模式下的平場

1.1 觀測

2012年4月2日早晨，用V濾光片拍攝了YFOSC的平場。當時天空晴朗，在CCD旋轉(zhuǎn)器的4個角度分別依次拍攝。拍攝次序為：0°、0°、90°、90°、180°、180°、270°、270°。然后再重復一輪。隨著天光變亮，露光時間由開始的10 s減少到0.2 s。因為YFOSC不采用瞳孔式快門，不存在快門函數(shù)問題，所以可以拍攝短到0.2 s的露光。每個角度拍攝4幅，共拍得16幅。

1.2 旋轉(zhuǎn)器固定時的情況

文［1］指出，由于殘余散射光的存在，用卡焦的VeryArray CCD照相時，平場像的照度不均勻，有某種梯度（見圖1和圖2）。YFOSC經(jīng)過準直和縮焦，平場像元照度的這種梯度大大減弱，見圖1左，對其對角線的掃描見圖1右。

由圖可見，其照度分布有一定的中心對稱性。導致文［1］的圖1顯出照度梯度的殘余散射光仍然存在，但影響較小。在所拍攝的16幅平場中，對每個角度的4幅彼此兩兩相除，絕大多數(shù)相除的商圖均勻，其最大梯度＜0.2％，梯度最大的是270°拍攝的首尾兩幅之商。其一露光2 s，其二0.2 s，兩幅露光前后相差7min，天空亮度約變亮12倍。由于太陽東升引起的散射光的變化，導致商圖顯露梯度（見圖2左），但≤0.3％（見圖2右）。（這種現(xiàn)象的原因，早在1997年拍攝2.16m望遠鏡平場時已做了說明［2］）。本文忽略此影響，把每個角度拍攝的4幅加以平均處理。

圖1 圖左為V波段拍攝的YFOSC平場像，圖右為沿其對角線的掃描，可見其像元照度分布有一定的中心對稱性Fig.1 The left-hand panel is a V-band YFOSC flatfield image.The right-hand panel is the flatfield along a diagonal of the image，showing certain symmetry about the center

圖2 圖左為同一旋轉(zhuǎn)角度拍攝的兩幅平場相除之商，其一露光2 s，其二為0.2 s。拍攝時間相差7min，天空變亮約12倍。圖右為沿其對角線的掃描.梯度存在，但≤0.3％Fig.2 The left-hand panel is the division of one flatfield image from another with the same CCD orientation.The two images have exposures of 2s and 0.2s，respectively，with a separation of 7min.The sky brightness increased by about 12 times between the exposures.The right-hand panel is a diagonal cross-section of the division image，showing gradients only on the level of≤0.3％.

1.3 使用單一旋轉(zhuǎn)角度平場的誤差估計

地平式與赤道式望遠鏡對平場精度的要求不同［1，3］，興隆觀測站的2.16m為赤道式，如果它的平場不夠準確，在做時間序列較差的測光時，只要待測星像位于CCD固定像元上，就能得到高精度的測光。對于2.4m，即使自動導星把待測星像永遠固定于CCD的像元上，由于跟蹤天體時CCD不停旋轉(zhuǎn)，就要求使用不同旋轉(zhuǎn)角度拍攝的平場，但實踐中不可行。因此，必須比較不同旋轉(zhuǎn)角度平場的差別，估計使用單一平場引起的誤差。

假定開始觀測時拍攝了0°的平場，當把它用于其它角度拍攝的星場時，為了估計誤差，把0°拍攝的平場分別與90°、180°和270°的平場相除，其商像見圖3。

圖3 0°旋轉(zhuǎn)角度平場分別與90°（a）、180°（b）、270°（c）平場相除之商Fig.3 Divisions of a flatfield image with the CCD orientation at 0°from those with the CCD orientation at 90°（a），180°（b），and 270°（c），respectively

由圖可見，與卡焦的VeryArray CCD照相機的平場不同［1］，圖像并非呈現(xiàn)簡單的梯度。圖4是圖3中各分圖的等光圖，更清楚顯示其復雜圖案。

圖4 圖3各分圖的等光圖Fig.4 Contourmaps of the images in Fig.3

圖5是圖3中各分圖的掃描圖。為顯示最大誤差，不是簡單的沿對角線掃描。把各掃描圖中的極大、極小值，代入文［1］的（4）式估計，最大誤差約為0.02～0.03mag。

圖5 圖3各分圖的一段掃描Fig.5 Certain sections of the images in Fig.3

1.4 使用平均平場的結(jié)果

文［1］指出，對卡焦的VeryArray CCD照相機，使用平均平場的效果顯著。對于YFOSC，把4個角度拍攝的16幅平場加以平均，得到Y(jié)FOSC的平均平場。把它與各旋轉(zhuǎn)角度拍攝的平場分別相除，見圖6。

圖6 平均平場與0°（a）、90°（b）、180°（c）、270°（d）旋轉(zhuǎn)角度平場相除的商Fig.6 Divisions of the average flatfield image from the flatfield images with the CCD orientation at 0°（a），90°（b），180°（c），and 270°（d），respectively

分別對圖6的各分圖做掃描，見圖7。把各掃描圖中的極大極小值，分別代入文［1］的（4）式計算，便可得出估計的最大誤差，d（Δm），約在0.013～0.015mag之間。

使用平均平場比使用單一角度平場的誤差小了約一半。在圖6各分圖的中央，有一直徑約為6.'5的圓，在此圓內(nèi)，大體分為差別明顯的黑白兩半。其d（Δm）約在0.010～0.013mag之間。

圖7 對圖6各分圖的一段掃描Fig.7 Certain sections of the images in Fig.6

2 討論

2.4m卡焦的VeryArray CCD照相機視場為4'48″×4'40″，該視場的對角線長約為6.'7，不計4個角區(qū)域，在對角線長約為6.'5的整個視場內(nèi)，最大誤差≤0.005mag［1］。

YFOSC的視場為10'×10'，即使在其像場中央直徑6.'5的圓內(nèi)，采用平均平場后的最大誤差仍在0.010～0.013mag之間，亦即為卡焦VeryArray CCD的2倍。

為什么YFOSC的這類系統(tǒng)誤差比卡焦VeryArray CCD的大?作者認為，后者的這種誤差，源于2.4m本身主副鏡擋光筒的殘余散射光（不能做到絕對黑）；而前者疊加了YFOSC儀器內(nèi)部的附加散射光。

使用YFOSC的觀測者，也許更關注其拍攝低色散光譜的能力，特別是該儀器能夠在測光和光譜模式間快速轉(zhuǎn)換。對于許多工作來說，0.015mag已經(jīng)屬于高精度的測光。但如文［1］指出的，對測光精度要求高的觀測者，卡焦的VeryArray CCD照相機似乎更合適。當然，未來卡焦的CCD換成更大尺寸（更大視場）后，還需測定其大視場內(nèi)的測光精度。由于觀測時間的限制（獲得的兩夜觀測時間，共有黃昏和清晨4次拍攝天空平場的機會，但只有最后一次天空放晴，其它都在薄云上拍攝，不可用），因此只拍攝了V波段。但是，因為這類系統(tǒng)誤差源于殘留散射光，其它波段估計大小相差不大。

當使用R、I波段觀測時（特別是I），會有干涉條紋疊加（所謂的fringe）。這與本文所討論的誤差來源（殘留散射光）無關。它源于夜天的發(fā)射線在CCD硅片內(nèi)部產(chǎn)生的光干涉。V波段的夜天發(fā)射線較少較弱，并且短波易被硅片吸收，迄今沒有關于V波段呈現(xiàn)干涉條紋的報道。而長波段的夜天發(fā)射線較多較強，并且長波不易被硅片吸收。平場改正是使用相除的方法，但要去掉干涉條紋，不是除而是減，需要做出標準的干涉條紋圖，然后把它從所拍的CCD圖像中減去。原理簡單，但要做出準確的一張干涉條紋圖用于所有的CCD圖像并不容易。因為夜天的發(fā)射線和連續(xù)譜強度會變化；CCD的溫度有小變化，導致硅片厚度的變化；還有望遠鏡不同位置彎沉不同，入射光的入射角度變化，都會影響干涉條紋。文獻中已有報道如何去掉干涉條紋的方法，可以參考。

參考文獻：

［1］姚保安，李少昆.關于云南天文臺2.4m地平式反射望遠鏡的CCD平場［J］.中國科學院上海天文臺年刊，2010，31：80-88.Yao Baoan，Li Shaokun.Note on the CCD Flat Fielding at the 2.4m alt-azimuth Reflector of Yunnan Observatory［J］.Annals of Shanghai Astronomical Observatory Chinese Academy of Sciences，2010，31：80-88.

［2］姚保安，林清.關于CCD平場快門效應的改正及有關問題［J］.天文學報，1997，38（3）： 312-323.Yao Baoan，Lin Qing.Some notes on the shutter-free flatfielding for CCD cameras［J］.Acta Astronomica Sinica，1997，38（3）：312-323.

［3］姚保安，王叔和，唐正宏.關于地平式反射望遠鏡的CCD平場［J］.天文學進展，2008，26（4）：369-378.Yao Baoan，Wang Shuhe，Tang Zhenghong.On the CCD flat fielding at altazimuth mounted reflector［J］.Progress in Astronomy，2008，26（4）：369-378.

Notes on the CCD Flatfields of the YFOSC on the 2.4m Reflector of the Yunnan Observatory

Yao Baoan1，Zhang Chunsheng2
（1.Shanghai Astronomical Observatory，Chinese Academy of Sciences，Shanghai 20030，China，Email：yba@shao.ac.cn； 2.Purple Mountain Observatory，Chinese Academy of Sciences，Nanjing 210008，China）

Similar to the BFOSC mounted on the 2.16m reflector of the National Observatories at the Xinglong station，the YFOSC instrument is mounted on the 2.4m reflector of the Yunnan Observatory.We measured the CCD flatfields of the YFOSC in the direct imaging mode in the V band.We constructed an average flatfield for the flatfields observed at different CCD orientation angles.Ithas themaximum error of0.015mag.Unlike the direct-imaging VersArray CCD camera at the Cassegrain focus，themaximum error for the YFOSC cannot be less than 0.005mag even within the 6.'5-diameter central circular region of its field of view.The causes for the difference are as follows.The errors for the VersArray CCD are only due to the uncorrected scattered light from the baffles of the 2.4m reflector，but those for the YFOSC are further contributed by the uncorrected scattered light inside the YFOSC itself.We expect that errors for the B-，R-，and I-band flatfields are similar since the same error sources are present.Fringeswill appear in R-and I-band images obtained with the YFOSC.This is due to the interference of the night-sky emission lineswithin the silicon of the CCD.A V-band image does not suffer from this effect because shorter-wavelength emission lines are absorbed more by the silicon，and are weaker and fewer.The fringing is an additive effect.The fringing patternsmust be subtracted from CCD images.

CCD flatfield；2.4m Telescope；YFOSC

P112

：A

：1672-7673（2013）03-0283-05

2012-07-29，修定日期：2012-08-12

姚保安，男，研究員.研究方向：實測天體物理.Email：yba@shao.ac.cn

CN 53-1189/P ISSN 1672-7673