SAGE測光巡天數據處理方法研究*

鄭 捷， 趙 剛， 王 煒， 范 舟， 趙景昆， 談克峰

(1.中國科學院光學天文重點實驗室(國家天文臺)，北京 100101；2.中國科學院大學天文與空間科學學院，北京 100049；3.中國科學院南美天文中心(國家天文臺)，北京 100101)

為了能夠更高效、更精確地獲得恒星的大氣參數，結合多種測光系統(tǒng)的優(yōu)勢，加入全新設計的濾光片，組成了新測光系統(tǒng)：SAGE系統(tǒng)①。該系統(tǒng)由8個濾光片組成：Str?mgren-Crawford u，SAGE v，SDSS g， r， i，DDO51，Hαwide， Hαnarrow(依次簡稱為 uSC，vSAGE，g，r， i，DDO51，Hαw， Hαn)。 8片濾光片透過率曲線見圖1，中心波長和帶寬等見表1。SAGE系統(tǒng)的詳細介紹見腳注①，其中還詳細介紹了SAGE巡天的方案和科學目標等。SAGE測光系統(tǒng)可以提供關于恒星元素豐度和銀河系演化的大量信息。自2013年起計劃進行Str?mgren-Crawford巡天[1]，之后改用更加優(yōu)秀的SAGE測光系統(tǒng)進行原巡天計劃。

圖1 歸一化后的SAGE測光系統(tǒng)濾光片透過率曲線Fig.1 The normalized transmission curves of the SAGE filters

表1 SAGE測光系統(tǒng)定義Table 1 The SAGE photometric system

對北天的SAGE系統(tǒng)測光巡天計劃覆蓋大約12 000 deg2的天區(qū)，高精度測光(S/N＝100 σ)完備星等覆蓋范圍為uSC～11.0-17.5等，vSAGE～10.0-16.5等，gri～9.0-15.5等，相當于類太陽恒星的完備距離為～1 kpc。5σ探測極限uSC～21.5等，vSAGE～21等，gri～19.5等，到太陽鄰域～6.4 kpc的距離。本巡天于2015年展開，計劃在4～5年內完成測光巡天觀測以及流量定標、天測定標，得到一個深度均勻的北天SAGE測光星表，并利用該星表開展一系列以銀河系為主的科學研究。

1 巡天觀測

本巡天覆蓋赤緯Dec＞-5°的北天天區(qū)，并且避開了亮星密集的銀盤部分(銀緯 b＜ 10°)， 避免了過多的亮星以及圖像污染。此外，基特峰和南山站秋冬季氣象條件較好，為集中觀測秋冬季天區(qū)，以期在有限的時間內獲取較為優(yōu)質的觀測數據，避開了12 hr＜R.A.＜18 hr的區(qū)域。圖2展示了本巡天計劃覆蓋的約12 000 deg2天區(qū)。

圖2 SAGE巡天計劃覆蓋天區(qū)Fig.2 Covering fields of the SAGE survey plan

為了便于流量校正，每個觀測天區(qū)和相鄰天區(qū)之間都留重疊區(qū)域。在制定巡天規(guī)劃時，以同一赤緯為一個條帶劃分天區(qū)。在同一赤緯，相鄰天區(qū)之間有約20%的重疊，而不同赤緯之間，南北條帶之間也有約20%的重疊。圖3展示了Bok望遠鏡6 352號觀測天區(qū)與相鄰天區(qū)之間的重疊情況，南山1 m望遠鏡觀測天區(qū)重疊情況類似，但是不同望遠鏡由于視場大小不同，天區(qū)劃分并不相同。此外，圖中僅展示了視場的外輪廓，CCD內部的拼接縫未體現(xiàn)。

圖3 巡天天區(qū)重疊情況示意圖Fig.3 Overlap between survey fields

本巡天使用了3臺望遠鏡共同完成觀測工作：美國亞利桑那大學斯圖爾德天文臺位于基特峰的博克約2.3 m望遠鏡(簡稱Bok望遠鏡)，中國科學院新疆天文臺南山觀測站的1 m大視場望遠鏡(簡稱南山1 m望遠鏡，NOWT)，以及烏茲別克斯坦科學院兀魯伯天文研究所邁丹內克天文臺的1 m蔡司望遠鏡(MAO Zeiss-1 000 Telescope， Maidanak Astronomical Observatory， Ulugh Beg Astronomical Institute，UBAI，簡稱MAO望遠鏡)。

1.1 Bok望遠鏡

Bok望遠鏡是一臺口徑約2.3 m的赤道式望遠鏡，隸屬于美國亞利桑那大學斯圖爾德天文臺，位于基特峰， 北緯 30°57′46″.5， 西經 111°36′01″.6， 海拔高度 2 017 m， 典型視寧度優(yōu)于 1″.5。

本巡天使用Bok望遠鏡位于主焦點的90Prime大視場相機，終端設備由4塊藍敏背照式4 K×4 K CCD拼接而成。視場的大小約為1.08°× 1.03°， 每像元大小約0″.454。 CCD 之間有接縫(赤經方向寬約 166″，赤緯方向寬約54″)。為提高讀出速度，每個CCD由4門并行讀出。在選用慢速讀出模式下，全視場讀出需要約37 s，讀出噪聲約6～10個電子。90Prime的布局如圖4，圖中單位為像元數且并未完全按照比例繪制。

由于Bok望遠鏡口徑相對另外兩臺望遠鏡較大，集光性能強，臺址大氣透明度較高，而且相機在藍端效率較高，所以用于藍端的兩個窄波段uSC和vSAGE的觀測。

圖4 90Prime拼接式相機布局示意圖，圖中單位為像元，并未完全按比例繪制Fig.4 Layout of 90Prime， unit is pixel， not to scale

1.2 南山1 m望遠鏡

中國科學院新疆天文臺的1 m大視場望遠鏡位于烏魯木齊市西南的南山觀測站，北緯43°16′45″.0， 東 經 87°10′38″.3， 海 拔 高 度 約2 081 m[2]，平均視寧度約為2″.0。該望遠鏡為地平式，主焦點上配備了大視場相機，有效視場約1°.5×1°.5，裝備有4 K×4 K藍敏背照式CCD，由4個門進行并行讀出。典型的讀出時間約40 s，讀出噪聲約8～10個電子。本巡天使用了該望遠鏡配備的SDSS g，r，i濾光片。望遠鏡采用文[3]開發(fā)的電控系統(tǒng)軟件進行控制。

由于SDSS完成了北天的大部分天區(qū)，和本巡天計劃天區(qū)之間有約9 000 deg2的重疊且深度滿足要求，所以只需要對SDSS覆蓋之外約3 000 deg2進行補充觀測即可。

1.3 MAO望遠鏡

烏茲別克斯坦科學院兀魯伯天文研究所的1 m蔡司望遠鏡目前正在進行技術改造，改造之后將具有37′×37′的視場。該望遠鏡為赤道式1 m反射式望遠鏡，位于邁丹內克觀測站，北緯66°53′47″，東經38°40′22″，海拔高度約2 593 m②http：//www.maidanak.uz。計劃在MAO望遠鏡上進行Hαw和Hαn的觀測。

1.4 觀測進度

本巡天自2015年秋季開始正式觀測。截止2017年底，各波段進展見表2。Bok望遠鏡的uSC和vSAGE觀測預計于2019年完成，而在南山1 m的g，r，i波段在2018年可以觀測完成。MAO望遠鏡目前正在升級改造中，預計于2018年可以開始進行觀測。

表2 SAGE巡天觀測進度(截止2017年底)Table 2 The progress of the SAGE survey(by the end of 2017)

2 圖像預處理

圖像預處理主要對圖像本身進行改正，消除設備帶來的不一致性，以及由設備引起的部分圖像缺陷。主要包括過掃描改正(Overscan)、本底改正、平場改正、串擾改正等步驟，但是對暗流不做改正。

2.1 過掃描改正

在Bok望遠鏡和南山1 m望遠鏡拍攝的圖像中，都提供了過掃描區(qū)，過掃描區(qū)表達了圖像讀出時的電壓水平，是針對本幅數據的本底。圖5展示了Bok望遠鏡的每個門過掃描區(qū)和圖像區(qū)之間的布局關系，單位為像元(未按比例繪制)。南山1 m望遠鏡的過掃描區(qū)分布與此類似，但是寬度為32像元。

改正時，程序對每一門圖像的過掃描區(qū)逐行取中值，然后對圖像區(qū)的每一行數據，減去該行對應的過掃描區(qū)中值，完成過掃描改正。由于過掃描區(qū)數據起伏較大，因此對求出的中值進行了高斯平滑。平滑前后的過掃描區(qū)片段如圖6。

對于所有的單次曝光圖像，包括本底、平場、科學圖像等，都是先進行過掃描改正，然后再進行后續(xù)處理。

圖5 Bok望遠鏡過掃描區(qū)分布示意圖，未按比例繪制(像元)Fig.5 Layout of image and overscan of Bok，not to scale(pixel)

圖6 過掃描改正片段(紅色)以及平滑后的曲線(藍色)Fig.6 ADU of overscan region(red)and a smoothed curve(blue)

2.2 本底改正

觀測人員在每個晚上的觀測前后各拍攝一組本底，通常是10幅。對每一幅本底圖像進行過掃描改正后，對每個像元的多次觀測取中值得到本底的結構。在后續(xù)的平場圖像和科學圖像數據處理時，在進行了自身的過掃描區(qū)改正之后，都會利用合并之后的本底結構進行改正。

2.3 暗 流

Bok望遠鏡和南山1 m望遠鏡都采用液氮制冷的方式，CCD在冷卻之后，暗流很小。經測定，Bok望遠鏡的CCD暗流約為7.2e-/pixel/hr，而南山1 m望遠鏡則不超過2e-/pixel/hr。由于本巡天采用的曝光時間都小于60 s，暗流帶來的影響相比讀出噪聲等可以忽略不計，因此未進行暗流改正。

2.4 平場改正

2.4.1 Bok望遠鏡平場改正

在Bok望遠鏡觀測時，在每夜觀測前后都為每個波段各拍攝一組(通常是10幅)圓頂平場，并進行合并。圓頂平場的優(yōu)點是不受天氣條件影響，單幅ADU值高(通?？刂圃?0 000至30 000)，信噪比高，能夠較好地反映像元之間的差異性。但是圓頂平場的照明并不能很好地反映望遠鏡上的真實入射情況。另一方面，利用每晚實際觀測得到的科學圖像(每晚大約200到400幅)進行中值合并，得到當晚的超級平場。超級平場反映了真實的望遠鏡照明分布，例如比較均勻的入射光場，和觀測時相同的光路等。但是由于單幅科學圖像的天光背景約在20～40 ADU(隨波段不同)，即使將每個晚上的全部圖像合并，超級平場的ADU值較低，信噪比仍不高，不能反映像元之間的各像元差異，不適合直接用于平場改正。因此，參考北京-亞利桑那巡天(Beijing-Arizona Sky Skuvey，BASS)[4]的數據處理方法，利用二維高斯平滑后的超級平場對圓頂平場進行大尺度的照明改正，這樣既充分利用超級平場改正了照明分布的大尺度結構，也發(fā)揮了圓頂平場的高信噪比優(yōu)勢，改正了CCD像元之間的效率差異。

2.4.2 南山1 m望遠鏡平場改正

南山1 m望遠鏡沒有提供圓頂平場，所以在每晚的黃昏和晨光時間，對每個波段各拍攝若干幅天光平場。天光平場兼顧了較高的信噪比，以及真實的照明情況，是進行平場改正的最佳選擇。但是天光平場的觀測受天氣影響大，且觀測時間窗口短，觀測次數較少，容易出現(xiàn)沒有適合的天光平場的情況。同時，由于南山1 m望遠鏡視場較大，天光平場也存在照明不均勻的問題。因此同樣也需要利用當晚的超級平場進行照明改正。

在采用天光平場進行平場改正時，如果遇到當天晚上未拍攝天光平場，或者拍攝不理想的情況下，通常使用時間最近的天光平場代替。

2.5 串擾及其改正

在多門讀出的相機中，當圖像中出現(xiàn)飽和星像時，會發(fā)生串擾現(xiàn)象。即當一個門的圖像中出現(xiàn)飽和時，在其他門讀出的圖像的相應位置也會出現(xiàn)鏡像映射。通常鏡像信號和原始信號之間的數值比為10-4量級。在源信號同一CCD的其它門的串擾(Intra-CCD crosstalk)，相關系數較大且為正相關，而其它CCD上的串擾(Inter-CCD crosstalk)則相關系數較小，且大部分為負相關。

通過分析出現(xiàn)串擾現(xiàn)象的圖像中串擾源信號和鏡像信號之間的相關系數，然后將鏡像信號從原始圖像中扣減。同樣使用Bok望遠鏡進行觀測的BASS巡天[4]，也采用了類似的方法。

圖7展示了Bok望遠鏡觀測圖像上一個典型的串擾現(xiàn)象，以及修正后的數據。圖7(a)為一亮星在其他門圖像相應位置引起的串擾，圖7(b)為改正后的結果，其中右下角門為串擾原始信號，上面的兩個門為其它CCD中的門，下方3個門則為串擾源信號所在CCD的其它門。

3 天體測量定標

天體測量定標的目的是找到圖像坐標系和天球坐標系之間的轉換關系，在觀測時指向的基礎上進行校正，最終確定探測的每個源的精確天球坐標。

3.1 位置定標和圖像扭曲改正

本程序使用由Emmanuel Bertin開發(fā)的成熟且被廣泛使用的天文軟件SCAMP[5]進行天體測量定標。在處理中采用兩輪迭代，從而滿足初始的較大誤差和最終的較高精度。第1輪處理時，采用較大的匹配誤差限制，這樣可以適應初始FITS文件頭中的信息不夠精確的情況；第2輪則采取較小的匹配限制，在第1輪初步校正的基礎上，能夠得到較為精確的最終結果。使用SCAMP軟件所采用的重要參數見表3。

圖7 改正前后的串擾現(xiàn)象。(a)原始數據；(b)改正后數據；箭頭指向為串擾源以及鏡像信號Fig.7 Crosstalk and correction result.(a)original； (b)corrected； source and mirrored signal are pointed

表3 SCAMP重要參數設置Table 3 The configuration of major parameters for SCAMP

標準星方面，采用PPMX(Position and Proper Motions eXtended)星表[6]作為天測參考星表。PPMX星表收錄了全天約1 800萬顆恒星的坐標，空間分布均勻，坐標精度高，赤經和赤緯方向誤差約0″.02。星表中恒星亮度適中，85%以上星等為10.0 mag＜V＜15.0 mag，與本巡天的觀測深度接近，可以很好地與觀測圖像中的源進行匹配。并且PPMX星表體積較小，便于在觀測現(xiàn)場進行快速數據處理。后續(xù)數據處理中計劃改用PPMXL[7]等星表進行高精度數據處理。

通常天體測量定標的目的是擬合圖像坐標(x，y)到天球坐標(α，δ)的轉換公式，然后利用該公式計算探測到源的天球坐標。

先將圖像坐標系轉換為以圖像中心為原點的坐標系，并用(u，v)表示這個坐標系下的坐標。在不考慮圖像扭曲的情況下，使用FITS文件頭中的CDi＿j字段(i，j取值1，2)所表達的線性轉換矩陣CD，可以將(u，v)轉換為以角度為單位的過渡平面直角坐標(ξ，η)，隨后根據球面投影計算對應的天球坐標(α，δ)，目前使用的球面投影模式是正切投影(TAN模式)。線性轉換公式：

由于本巡天使用的望遠鏡相機視場較大(大于1 deg2)，并且相機都位于主焦點，焦面實際上為曲面，所以需要對圖像進行扭曲改正。通常的做法是利用高階多項式進行擬合。在多種圖像扭曲表達方式中，本程序選擇簡單映射多項式(Simple Imaging Polynomial，SIP)[8]作為圖像扭曲的表達形式。SIP在(1)式提供的線性轉換的基礎上，利用多項式修正函數f、g對(u，v)進行修正，得到：

在修正函數f和g中，用Apq和Bpq表示多項式單元upvq的系數，可以寫出函數f，g的形式如(3)式。其中，A＿ORDER和B＿ORDER表示在u，v兩個方向的階數，通常二者相同。經過實踐測試，本巡天選擇 A＿ORDER＝B＿ORDER＝3。

3.2 天體測量定標誤差

天體測量定標的誤差來自多方面：(1)星像的中心位置判斷需要通過擬合估計，會帶來誤差；(2)使用的參考星表提供的坐標自身帶有誤差，本巡天選用的PPMX星表在赤經、赤緯方向上各有約0″.02的誤差；(3)星表提供的自行信息帶有誤差；(4)在進行匹配時，參考星和圖像星之間有一定的坐標差容忍度。所以，最終得到的天體坐標與其真實值之間存在誤差。

3.2.1 天體測量定標外部誤差

通過對比圖像中探測到的源與參考星表(PPMX星表)之間的差異，將其作為天體測量定標的外部誤差。圖8展示了隨機選擇的一幅圖像的天體測量定標外部誤差分布圖，可以看出天體測量的精確性比較高，標準差約0″.1，并且在赤經、赤緯方向上偏差很小。

3.2.2 天體測量定標內部誤差

通過匹配相鄰天區(qū)重疊部分的天體，可以得到天體位置定標的內部誤差。除了相鄰天區(qū)的重疊部分，還有一些天區(qū)進行了多次觀測，也提供了內部定標誤差的數據來源。此外，同一個天區(qū)的不同波段觀測結果，也可以得到內部誤差。圖9展示了對同一天區(qū)的兩次觀測的天體測量定標內部誤差，圖中可以看出， 雙向誤差分別為 δR.A.＝0″.014 ± 0″.145 和 δDec＝-0″.002 ± 0″.166， 彌散很小， 并且在兩個方向的偏差可以忽略不計。

圖8 典型的天體測量定標外部誤差Fig.8 External error of the astrometric calibration

圖9 典型的天體測量定標內部誤差Fig.9 Internal errors of the astrometric calibration

4 流量定標

在流量定標上，通常有2種方式：(1)使用測光標準星，在測光夜進行多次觀測，得到不同大氣質量下的消光情況，并擬合出大氣消光曲線，以此計算不同大氣質量下的大氣消光值，從而對每一幅圖像進行大氣消光改正，得到視星等；(2)利用已有的巡天星表，和待測天區(qū)之間重合的部分進行定標。前者比較復雜，并且要求在測光夜進行，但是定標精度高，獨立性好；后者操作上簡單很多，但是依賴于已知星表的精度，并且在未直接重疊的天區(qū)，通過重疊區(qū)傳遞進行定標會損失一定精度。

4.1 定標方法

對于SDSS g，r，i波段， 采用 APASS(The AAVSO Photometric All-Sky Survey)[9]，SDSS，Pan-STARRS1(Panoramic Survey Telescope and Rapid Response System)③https：//arxiv.org/abs/1612.05560等星表作為流量定標參考。APASS提供了6千多萬顆恒星的測光數據，空間分布上覆蓋了全天，深度適中，10.0 mag＜V＜17.0 mag的恒星超過90%，70%以上恒星的g，r，i波段誤差小于0.1，和我們的觀測深度相比有重疊，適合進行定標。后期將觀測流量標準星，提高定標精度。

而對于uSC，vSAGE，DDO51，Hαw，Hαn等 5個波段，從經過高精度流量定標的恒星光譜庫CALSPEC[10]和NGSL[11]中選擇了與本巡天天區(qū)重合或鄰近的天區(qū)，光譜型覆蓋較全面(A到K型以及白矮星)，星等約12至15等，且非變星的恒星的光譜，和濾光片透光率曲線進行卷積，得到這些恒星的視星等，可以作為流量定標標準星使用。

在每個觀測夜都會對標準星進行5至8次觀測，然后通過擬合得到以(4)式描述的大氣消光曲線。大氣消光曲線是儀器星等相對大氣質量的變化曲線。為方便分析，儀器星等被統(tǒng)一歸算到1 s曝光的儀器星等。由于在相同大氣質量下不同波長處的消光略有不同，還需要進行顏色改正。定義kx，a為大氣質量改正系數，kx，c為顏色改正系數，而kx，0為儀器零點。然后利用該消光曲線對當晚的科學觀測數據進行流量定標。

圖10和圖11是2017年9月Bok望遠鏡上觀測數據得到的消光曲線，分別為23日uSC波段和24日vSAGE波段。其中uSC消光曲線為0.612×airmass＋0.338 mag，擬合殘差標準差為0.003 3 mag，vSAGE消光曲線為0.443×airmass＋0.241 mag，擬合殘差標準差為0.015 4 mag，符合本巡天的精度要求。

后面將在測光夜集中進行流量定標工作，每晚觀測20～30次標準星，從而獲得更高的定標精度，預計5～7個測光夜完成所有天區(qū)的定標。

圖10 大氣消光曲線 (2017-09-23)Fig.10 The atmospheric distinction curve Bok uSC(2017-09-23)

圖11 大氣消光曲線(2017-09-24)Fig.11 The atmospheric distinction curve Bok vSAGE(2017-09-24)

4.2 定標誤差

如圖3，每個觀測天區(qū)和每個相鄰天區(qū)之間有約20%的面積重疊，利用重疊區(qū)內匹配到的源可以進行多次觀測的誤差分析，此外還隨機選擇了部分天區(qū)進行多次觀測，來分析觀測質量。圖12和圖13展示了某個天區(qū)在兩次觀測中定標的差異。圖中紅色曲線為每個星等差異的標準差。

圖12 uSC波段流量定標誤差與星等關系圖Fig.12 The error of uSC flux calibration VS mag

圖13 vSAGE波段流量定標誤差與星等關系圖Fig.13 The error of vSAGE flux calibration VS mag

5 天體測光

5.1 圖像源探測

本巡天數據處理程序調用成熟且廣泛應用的測光數據處理軟件Source Extractor(以下簡稱SE)[12]對圖像進行測光，包括源探測、源定位、源累計探測器計數等。測量所用的重要參數及取值見表4。相比傳統(tǒng)常用的圖像處理工具包IRAF(the Image Reduction and Analysis Facility)[13]，SE調用方便，速度快，便于集成到數據處理程序中，而且SE能夠一次性完成源探測以及測光，不需要分多步進行，還可以同時進行多種模式、多種孔徑測光，效率較高。

表4 SE重要參數設置Table 4 The configuration of major parameters for Source Extractor

SE提供了多種測光模式，例如傳統(tǒng)的圓孔徑測光，根據給定的孔徑進行測光，得到流量信息，并計算出對應的儀器星等。同時，根據天光背景信息，以及流量的泊松統(tǒng)計誤差計算該星的流量誤差與星等誤差。如果給定了多個孔徑，SE會依次進行不同孔徑測光，并且輸出一系列結果。此外，SE還提供了多種不同模型對星像進行測光，常用的如自動孔徑測光、等亮度輪廓測光、彼得羅相模型模型測光等。其中彼得羅相模型模型主要用于河外星系的測光，雖然河外星系并非本巡天的主要科學目標，但是對于巡天中觀測到的河外星系進行盡可能的記錄和處理，也是十分有意義的工作。

除了測光信息，SE也提供了大量關于星像輪廓的信息，如伸長率、半高全寬、輪廓橢圓擬合的長短軸、傾斜角等，還提供了多種不同方式得到的星像中心坐標。

參考SDSS巡天、BASS巡天等，本巡天也選擇自動孔徑測光模式作為主要輸出。自動孔徑模式具有較好的適應性，能夠自動根據星像的半高全寬進行選擇孔徑，并且采用橢圓孔徑而非圓孔徑，對恒星的流量能夠進行比較全面、精確的估算。與此同時，也提供多種不同測光模式(包括不同孔徑)的測光結果供用戶選擇。此外，還對孔徑測光進行了生長曲線改正，以期取得精度較高的測光結果。

5.2 孔徑測光以及孔徑改正

本程序利用SE的APERTURE測光程序計算源的圓孔徑測光流量。

對于孔徑測光，孔徑大小的選擇是影響測光質量的重要因素。孔徑增大時，源的流量能夠更多地包括在其中，因此對流量的估計就更加完備。但是隨著孔徑的增大，天光背景噪聲也更多地被包含進去，對暗源的信噪比影響尤為明顯。因此需要根據源的亮度選擇合適的孔徑。另外一方面，為了正確進行流量定標，同一圖像中的源應以相同的方式進行測光。為了提高暗源的信噪比，利用圖像中孤立的、信噪比高的、非飽和的亮星，求出儀器星等相對孔徑的變化曲線，即孔徑生長曲線，然后利用該曲線對其他源進行孔徑校正。通過生長曲線進行孔徑改正測光比單一孔徑測光能夠較好地提高處理質量[14-15]。

由于焦面的不同區(qū)域的點擴散函數不同，導致孔徑生長曲線也不同，為此本程序對每個門分別進行校正。以Bok望遠鏡為例，探測器陣列一共由16個門進行讀出，圖14是一組典型的生長曲線。每個區(qū)域表示對應門，綠色標記表示符合條件的亮星在不同測光孔徑的星等，紅色曲線為采用的改正曲線。

6 觀測條件

根據Bok望遠鏡在2017年9月共15個觀測夜的觀測數據，對視寧度、測光零點、天光背景亮度等信息進行了統(tǒng)計分析。

圖14 用亮星得到的每個門的孔徑生長曲線Fig.14 The growth curves of brightest stars in each amplifier

6.1 視寧度(Seeing)

根據SE給出的圖像中孤立的亮星的半高全寬進行統(tǒng)計分析基特峰觀測站的視寧度條件，約為1″.5±1″.0?？紤]到望遠鏡和相機本身對星像的展寬，這個數值略高于站點的真實視寧度。圖15展示了上述觀測圖像的視寧度分布。

6.2 測光零點

測光改正零點是儀器星等和視星等之間的改正常數，反映了觀測時的大氣等因素對流量的影響。在進行流量定標時，為了避免不同曝光時間帶來的影響，所有圖像被歸一化到1 s曝光的流量。圖16是2017年9月觀測數據的測光零點的分布，其中uSC波段1 612幅圖像，vSAGE波段1 465幅。

圖15 2017年9月Bok望遠鏡觀測圖像視寧度分布Fig.15 The distribution of seeing at Bok telescope in Sep，2017

6.3 天光背景亮度

天光背景是影響觀測質量，尤其是極限星等的重要因素。圖17展示了uSC和vSAGE波段的天光背景分布。由于對夜天光的流量使用恒星的測光零點進行定標，而恒星的測光零點還受觀測時大氣質量的影響，所以定標得到的夜天光流量與實際略有不同。相比基特峰之前的天光背景監(jiān)測[16]，亮度基本相似。

圖16 測光零點分布Fig.16 The distribution of zeropoint

圖17 夜天光背景亮度分布Fig.17 The distribution of night sky brightness

7 總結和展望

本文介紹SAGE測光巡天的數據處理過程和處理程序原理，并對數據處理精度進行了分析。本數據處理程序可以對不同望遠鏡取得的數據進行統(tǒng)一處理，并且得到足夠精度的數據。目前本數據處理程序主要針對單次曝光圖像進行處理，多次觀測圖像堆疊、相互校正等等，還需要后續(xù)繼續(xù)完善。

SAGE測光系統(tǒng)是一個自主設計的對恒星大氣參數非常敏感的系統(tǒng)。SAGE測光巡天自2015年開始，利用3臺望遠鏡協(xié)作完成約5億顆恒星的8種顏色的觀測。通過測光數據，還將得到高空間分辨率的可靠的星際消光分布。本巡天項目對恒星物理、銀河系結構和演化等研究將是非常寶貴的觀測遺產，同時也將河外天體的研究提供大量的觀測數據。

致謝：感謝中國科學院新疆天文臺馬路正高級工程師、艾力·伊沙木丁研究員、劉進忠副研究員等的大力支持與配合，感謝一米大視場天文望遠鏡觀測助手白春海、馮國杰、?；⒈?、張軒、許競、王勇、馬樹國、蒲廣新、阿布都等的辛勤工作。在觀測以及數據處理過程中，還得到了中國科學院國家天文臺蔣兆基研究員、葛亮博士、北京師范大學苑海波博士等人的幫助，在此一并表示感謝。