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报告人:石志鑫 司建敏<br />
2011年5月3日
光谱基础简介<br />
基于谱线的天体光谱分类<br />
LAMOST项目简介<br />
LAMOST光谱分析<br />
未来研究计划
2011-5-3 3
White<br />
Light<br />
Prism<br />
Spectrum
1)原子的结构和能级
原子结构和谱线的形成<br />
原子结构:原子核+ 围绕原子核旋转的电子(云)<br />
电子轨道的大小反映了原子能态的高低。
当电子从高能态跃迁到低能态,原子释放<br />
光子,产生发射线;反之产生吸收线。<br />
吸收或发射的光子能量为
发射线的产生
吸收线的产生
2、氢原子光谱及其线系<br />
能级和谱线<br />
发射线、吸收线和电离
氢原子光谱(波长单位:nm)
氢原子光谱
不同元素的原子具有不同的结构,因而有<br />
不同的特征谱线。<br />
Hydrogen<br />
Helium<br />
Oxygen<br />
Neon<br />
Iron
电磁辐射由光子构成(粒子性)<br />
光子的能量与频率(或颜色)有关:<br />
频率越高(低),能量越高(低)。<br />
E = hν 其中Planck 常数h = 6.63×10-27erg s-1
Kirchoff定律<br />
热的、致密的固体、液体和气体产生连续谱;<br />
热的、稀薄的气体产生发射线;<br />
连续辐射通过冷的、稀薄的气体后产生吸收线。
恒星形成区M17中的热气体辐射谱
黑体辐射<br />
黑体 (blackbody)<br />
能吸收所有的外来辐射(无反射)并全部再辐射的理想天体。<br />
Absorbs at all wavelengths.<br />
As it absorbs light, it heats up.<br />
Characterized by its Temperature.<br />
黑体辐射 (blackbody radiation)<br />
具有特定温度的黑体的热辐射。<br />
大部分正常恒星的辐射可以近似地用黑体辐射来表示。<br />
Emits at all wavelengths (continuous spectrum)<br />
Energy emitted depends on the Temperature.<br />
Peak wavelength also depends on Temperature.
Planck定律<br />
温度为T的黑体在单位面积、单位时间、单位频率内、向<br />
单位立体角发射的能量为<br />
3<br />
2h<br />
1<br />
T)<br />
2 h kT<br />
c ( e 1)<br />
B ( /<br />
不同温度黑体的辐射谱
Wien定律<br />
黑体辐射最强处的波长l peak 与温度之间的关系<br />
l peak T=0.29 (cm K)<br />
高温黑体主要辐射短波,低温黑体主要辐射长波<br />
越热越蓝,越冷越红
不同温度天体的辐射<br />
Gas<br />
cloud<br />
Young<br />
star<br />
Sun<br />
Cluster
同一天体的不同波段的辐射来自不同(温度)的<br />
区域和物理过程。
太阳<br />
光学<br />
紫外<br />
X射线 射电
旋涡星系 M81<br />
光学 中红外 远红外<br />
X射线 紫外 射电
Stefan-Boltzmann Law<br />
斯蒂芬—玻尔兹曼定律揭示了黑体的辐射<br />
能力与其表面温度的关系。<br />
E T<br />
天体温度越高,能量越大<br />
4
3)恒星光谱<br />
连续光谱,发射光谱和吸收光谱
恒星的连续谱来自相对较热、致密的恒星内部。<br />
吸收线来自较冷、稀薄的恒星大气。
恒星观测光谱的分析<br />
确定恒星的化学组成和物理性质<br />
温度、大小、质量、密度、视向速度、距离、恒星的自转、<br />
磁场以及组成恒星的化学元素等。
恒星的特征谱线强度提供了恒星的表面<br />
温度的信息。<br />
例如, A型星的H线最强,温<br />
度比A型星低或高的恒星, H<br />
线都相对较弱。<br />
不同温度恒星的特征谱线强度
按质量计,<br />
约70%H, 28% He和<br />
2%重元素。<br />
按数目计,<br />
90.8%H, 9.1%He和<br />
0.1%重元素。
太阳的化学组成<br />
元素 质量丰度<br />
Hydrogen 73.5%<br />
Helium 24.8%<br />
Oxygen 0.788%<br />
Carbon 0.326%<br />
Nitrogen 0.118%<br />
Iron 0.162%<br />
Silicon 0.09%<br />
Magnesium 0.06%<br />
Neon 0.16%
Doppler谱线位移<br />
(Doppler shift)<br />
由于辐射源在观测者视<br />
线方向上的运动而造成<br />
接收到的电磁辐射波长<br />
或频率的变化。<br />
远离(接近)观测者辐<br />
射源发出的电磁辐射波<br />
长变长(短),称为谱<br />
线红移(蓝移)。<br />
<br />
l<br />
l0<br />
<br />
Vr c
2011-5-3 41
宇宙大尺度结构:<br />
星系——星系团——超团<br />
组成宇宙的单元:星系<br />
星系的组成:星系核、恒星、星际介质<br />
银河系是一个星系<br />
组成星系的单元:恒星<br />
我们观测的河外天体光谱和恒星光谱<br />
2011-5-3 42
发射线部分<br />
来自核、恒星形成区<br />
吸收线部分<br />
各种年龄恒星的组成<br />
2011-5-3 43
等离子体<br />
引力作用<br />
热运动压力的支撑<br />
热平衡<br />
核反应<br />
黑体辐射<br />
2011-5-3 44
Harvard大学天文台的天文学家在1890-1910年首先提出<br />
的恒星光谱分类法。
根据恒星光谱中Balmer线<br />
的强弱,恒星的光谱首先<br />
被分成从A到P共16类。<br />
后来经过调整和合并,按<br />
照温度由高到低的次序,<br />
将恒星光谱分成O, B. A, F,<br />
G, K, M七种光谱型<br />
(spectral type)。<br />
每一种光谱型可以继续分为<br />
09十个次型。<br />
太阳的光谱型为G2.
光谱型 表面温度(K) 颜色 特征谱线<br />
O 30,000 蓝 强电离He线,重元素多次电离<br />
线<br />
B 20,000 蓝白 中性He线,重元素一次电离线,<br />
H线<br />
A 10,000 白 H线,重元素一次电离线<br />
F 7,000 黄白 重元素一次电离线,H线和中<br />
性金属线<br />
G 6,000 黄 重元素一次电离线,中性金属<br />
线<br />
K 4,000 红橙 中性金属线,重元素一次电离<br />
线<br />
M 3,000 红 中性金属线,分子带
O B A F G K M L<br />
Hottest Coolest<br />
50,000K 1300K<br />
Bluest Reddest<br />
Spectral Sequence is a Temperature Sequence
恒星种类繁多,各具特色,它们的性质主<br />
要由两个参数决定:一个是恒星表面的温<br />
度;另一个是恒星的光度,也就是恒星的<br />
绝对星等。<br />
丹麦天文学家赫兹伯仑和美国天文学家罗<br />
素先后发现恒星的光度与表面温度有一定<br />
的联系
Fraunhofer lines<br />
A 759.4 氧分子(地球)<br />
B 686.7 氧分子(地球)<br />
C 656.3 氢原子(H_alpha)<br />
D1 589.6 钠原子<br />
D2 589.0 钠原子<br />
E1 527.0 铁原子<br />
Eb 518.3-516.7 镁三重线<br />
F 486.1 氢原子(H_beta)<br />
G 430.8 铁+CH分子<br />
H 396.8 钙原子<br />
K 393.3 钙原子<br />
L 382.0 铁原子<br />
M 373.5 铁原子<br />
N 358.1 铁原子<br />
2011-5-3 54
根据谱线的多少进行的光谱分类<br />
A,B,…..<br />
后来演进到按温度在蓝端(380-500nm):<br />
O,B,A,F,G,K,M<br />
最热的 O4 40000K, 最冷的M8: 2500K<br />
白矮星可达100000K但无线无法进入本系统<br />
褐矮星温度太低成为恒星和大行星的过渡<br />
2011-5-3 55
O4,O5,O6,O7,O8,O9,O9.5<br />
B0,B0.5,B1,B2,B3,B5,B7,B9,B9.5<br />
A0,A2,A3,A5,A7<br />
F0,F2,F3,F5,F7,F8,F9<br />
G0,G2,G5,G8<br />
K0,K2,K3,K4,K5<br />
M0,M1,M2,M3,M4,M7,M8,M9<br />
2011-5-3 56
局部热动平衡(LTE)的假设:<br />
物质被假设成单一温度<br />
辐射场是不同的单一温度<br />
吸收线的强度依赖于产生原子的数目:<br />
共振线(基态)在低温时最强,随着温度升高原子受激跃<br />
迁到高能级而减少<br />
在激发态相反,低温时由于很少原子激发到该能级而线弱,<br />
随温度升高而变强<br />
在温度非常高的情况下,由于电离造成线强减弱<br />
2011-5-3 57
如果能找到某些随温度升高而分别变强或<br />
变弱的线对,那这对线的比值就非常敏感<br />
于温度。事实上在某些弱线对具有此特征,<br />
可进行主序分类;<br />
光谱型的分类表<br />
光度型的分类表<br />
2011-5-3 58
• O型星是正常恒星中<br />
最热的, 主要的谱线有<br />
相对弱的氢线,中性氦<br />
线(He I) 和电离氦线<br />
(He II)等. 光谱型可以<br />
简单地通过 HeI(4471)<br />
线与He II(4542)线强度<br />
比来判断。<br />
• 两个星际特征:<br />
1.Ca II K line (记为<br />
“K (I.S.)”) ;<br />
2.弥散星际带 (记为<br />
“I.S. band“,波长4430<br />
Å).<br />
2011-5-3 59
对于巨星来说,<br />
具有N III<br />
4634-42 发射<br />
的特征,而附近<br />
的 He II 4686<br />
线的强度变.实<br />
际上附近的He<br />
II 4542 线的<br />
强度随着亮度<br />
的增大有一些<br />
加强.<br />
2011-5-3 60
对O9型光度恒星氢<br />
线表现出比更早(热)<br />
型敏感.同时, Si<br />
IV 4089 (随着光度<br />
增加强度增强) 与<br />
H delta (在许多亮<br />
星中变得越来越窄<br />
和弱)的比, Si IV<br />
4116线 与附近的<br />
He I 4121线之比,<br />
还有N III 4379 和<br />
He I 4387之比都可<br />
以用来判断O9的光<br />
度类.
对于O型星和B<br />
型星之间定义<br />
的不同主要是<br />
B型星光谱中<br />
缺少电离氦线.<br />
He I 线的强度<br />
在 B2达到最大,<br />
随着类型变化<br />
(变冷)渐渐降<br />
低.<br />
He I 4471与<br />
Mg II 4481线<br />
强比是判断光<br />
谱型的重要工<br />
具.<br />
2011-5-3 62
尽管氢线的<br />
宽度和强度<br />
对B1的光<br />
度类是有用<br />
的判据, O<br />
II 线 (O II<br />
4070, 4348<br />
和 4416)与<br />
氢线和He I<br />
线之比 (当<br />
光度增强<br />
He I线强度<br />
变弱)能够<br />
更加精确地<br />
确定 B1的<br />
光度类. Si<br />
III 4553 线<br />
可以用来确<br />
定该光谱型<br />
的矮星(V)<br />
和巨星 (III)<br />
的光度类.
B5的光谱中对光度敏感的特征线是氢线。He I线对光度不明显.而<br />
氢线对光度的敏感程度大大超过前面的类型。<br />
2011-5-3 64
随着恒星类型向冷星走,氦线继续变弱直到在这类光谱中(1.8 Å 分辨率)完全消逝 。另<br />
外 He I 4471/Mg II 4481 之比对于确定晚B型恒星的光谱非常有用.对于 A0, Ca II K线在光谱<br />
中非常显著 (在B-型星中, K-线往往在星际线),在继续往后的类型中强度增加很快. 下面是<br />
一些确定A型光谱有用的线(如Mn I 4030, Ca I 4227, 和 Fe I 4271)标在谱中. Mg II 4481 的强度<br />
在A-型星中改变很少.<br />
2011-5-3 65
在光谱型A0附近, 主要的光度判据为随着光度的减弱氢线增强.电离铁<br />
线 (特别是Fe II 4233), Fe II 和 Ti II的混合 (特别是4172-8 Å )和 Si II双线<br />
(4128 - 30 Å )在超巨星中增强。<br />
2011-5-3 66
当我们沿着主序从A5开始向更晚的恒星移动,氢线就开始变弱了,因为氢线的强度在早A型恒星光谱中达到了<br />
最大。此外, Ca II K线继续增强,尽管在晚F型星的光谱中它基本变得饱和了。通常的金属线强度在F2型恒星<br />
附近迅速的增长(特别要注意图中标出来的谱线),能否观察到这种增长取决于光谱的分辨率,同时G-band也<br />
开始出现了。G-band是一个分子带,由数千离的很近的双原子分子CH组成。<br />
2011-5-3 67
对于F0型恒星,氢线在很大程度上已经对光度不敏感了。然而需要注意的是:它们仍然用来区分超巨星和低光<br />
度的恒星。对接近F0型的恒星,用电离的铁线和钛线的强度来估计光度类型。对光度非常敏感的谱线包括在<br />
4172-8的Fe II和Ti II的混合线,及在4395-4400, 4417 and 4444类似的混合线。<br />
2011-5-3 68
沿着主序到G0以后的恒星,氢线继续变弱,一般的金属线的强度持续增加。G带的强度继续增加直到早K型恒<br />
星(大约K2型)以后,G带开始减弱。 Ca I 4227 线的强度逐渐增加直到早K型恒星,并且在中间K型恒星的<br />
光谱中变得非常强。 Fe I 4046/H 和Fe I 4325/H 的比值在估计温度类型中是有用的,光谱型接近G8时反转。<br />
遗憾的是,在贫金属和金属线很强的恒星中这些比值是不可靠的。用Cr I 4254 与邻近的在4250 和4260 的Fe I<br />
线的比值可以精确的估计温度类型,甚至可以精确的估计贫金属星的温度类型。在G0V的光谱图下面用三个记<br />
号标记出了这些线的位置。注意: Cr I 线(产生于低能级)在 与线翼展宽的Fe I 的比值中变强了,在K5中,<br />
Cr I 线明显比在其他光谱中强。
G0型恒星光度型判别的主要方法是Sr II 4077 线的强弱。同样也可以使用Ti II 和Fe II 的混合线来区<br />
分光度型(它们也被用在F型恒星光度型判别上)。紫外的CN ( 3883 and 3871) 线的0,0 和 1,1带在<br />
接近G0的恒星光谱中表现出奇怪的形状。<br />
2011-5-3 70
Sr II 4077 线与附近的Fe线( Fe I 4046, 4063, 4071 )的比敏感于与光度。在超巨星和巨星光谱中可以看到:分<br />
子带前端在4216 A的CN分子带的连续谱有一个凹度,它也非常敏感于光度。区分光度类型最好的准则是: YII<br />
4376 线与Fe I 4383 线的比值。<br />
2011-5-3 71
在K型矮星中,光谱型可以用Ca I 4227 线和Fe I 4383 线的比值来估计,这就意味着Ca I/Fe I 的值在越晚的类型中<br />
越大。对于M0型恒星, TiO 分子带开始在光谱中出现,并且在越晚的恒星光谱中,强度越强。在M4.5型恒星<br />
光谱中,TiO分子带主导着整个光谱。MgH 4780 A特征的变化,它开始于中间K型矮星,并且呈现出以前提到过<br />
的齿状吸收特征。随着附近TiO分子带强度的增加, MgH 的底部逐渐变平。 CaOH 分子带,首先出现在M3型恒<br />
星的光谱中,并且在M4.5型恒星光谱中出现很强的吸收特征。<br />
2011-5-3 72
Ca I 4227 线是M2型恒星光度很显著的指示器。4770 A附近的MgH/TiO 混合分子带的形态也被<br />
用来进行光度分类。注意: 在矮星中,MgH 带在混合分子带中占主导地位,并且形成一个齿<br />
状特征。 在4900 and 5200 Å 之间的光谱区域同样对光度敏感 。<br />
2011-5-3 73
2011-5-3 74
1992 年提出了LAMOST 计划<br />
1997 年由国家计委批准立项<br />
2001 年8 月正式开工<br />
2009年6月通过国家验收,转入精密调试和<br />
科学试观测阶段 ,目前已获得几百万条天<br />
体光谱。
三个核心的任务:<br />
1. 星系红移巡天与宇宙大尺度结构<br />
2. 恒星物理与银河系结构<br />
3. 多波段天体的光学研究<br />
科学目标主要:<br />
7<br />
1. 进行系统的河外光谱巡天,计划得到 10个星系光谱;<br />
6<br />
2. 进行恒星光谱巡天,计划得到 10个恒星光谱;<br />
7<br />
3. 对 10个类星体以及其他特殊天体进行多波段交叉证认。<br />
基本问题:光谱识别问题(光谱分类、参数测量,谱线证认)
LAMOST的基本参数<br />
有效通光口径 4米<br />
焦距 20米<br />
视场角直径 5度(焦面线直径 1.75米)<br />
光学质量 80%光能量集中在2.0角秒直径的圆内<br />
光纤数 4000根<br />
光谱覆盖范围 370-900纳米<br />
光谱分辨率 0.5纳米,0.25纳米
Efficieny<br />
1.00<br />
0.80<br />
0.60<br />
0.40<br />
0.20<br />
0.00<br />
Component & Total Efficiency<br />
370 450 550 650 750 850<br />
Wavelength(A)<br />
telescope<br />
fiber<br />
Spectrograph<br />
CCD<br />
total
目标天体的光经过两个反射镜A和B之后汇<br />
聚到焦平面C上,然后通过接在焦平面上的<br />
光纤束D到达光栅,在经过光栅的散射,分<br />
成红、蓝两端分别投影在两块CCD上<br />
焦面直径1.75m<br />
16组每组对一台光谱仪,<br />
每台光谱仪有两块CCD,<br />
每组250条光纤<br />
共250*16=4000条
2011-5-3 80
大小:4096*4096
本底图像:代表CCD相机在没有任何输入信号时<br />
的背景能量,通常又称为本底流量。<br />
平场光谱:由于CCD各像元的灵敏度并不完全一<br />
致,即使是对均匀光源面的反应也会出现差别,<br />
一般通过拍摄特制的平场灯光获得。平场灯一般<br />
是光谱能量在整个观测波段上分布比较均匀、光<br />
谱形状比较平滑的特制光源。二维数据处理采用<br />
的相对透过率改正,即对每一台光谱仪,利用其<br />
平场图像,选取其中一条光纤光谱作为基准,其<br />
余光纤光谱与之相除,得到相对的透过率比值,<br />
然后用此比值修正目标光谱。<br />
定标灯光谱:只含有元素受激发所产生的已知波<br />
长的谱线,连续谱能量基本为零
流量定标的前提假设:<br />
每条光谱的响应函数相同,不一定满足。<br />
流量定标:由于观测系统的非线性响应,<br />
望远镜获得的光谱与天体目标的真实光谱<br />
在不同波段的形状差异较大,因此需要进<br />
行修正流量。定标一般选定已知其光谱类<br />
型的天体作为标准星,以此求得修正曲线<br />
响应函数:
影响光谱流量标定的两个主要因素:<br />
平场光谱:由于口径达4米光谱能量在整个观测波段上分布比较均<br />
匀、光谱形状比较平滑的特制光源不能找到。<br />
标准星不足或对不准
缺点:<br />
信噪比较低;<br />
流量定标后与SDSS光谱的数据偏见差比较大,利用<br />
SDSS数据构建的模板进行分类、大气物理参数估计的<br />
效果不好。<br />
优点:<br />
口径大,聚光能力更强,能观测到更加暗弱的天体。<br />
视场大5度,光纤数目多,4000根,观测效率高。
AGN<br />
测量谱线后细分类<br />
Star-<br />
forming<br />
目标天体的一维光谱<br />
分 类<br />
Galaxy QSO<br />
Starburst<br />
文件系统<br />
Broadline<br />
求红移<br />
Z<br />
STAR<br />
CV Star<br />
求恒星视向速度和大气基本物理参量<br />
V<br />
Teff、log g、[Fe/H]<br />
MYSQL数据库
贝叶斯分类器<br />
人工神经网络<br />
支持向量机<br />
PCA<br />
多波段交叉相关分析<br />
多数算法针对SDSS光谱进行处理,效果较好<br />
对LAMOST数据测试效果差,不能满足需求
88颗恒星是人眼挑选出来的质量较好的光谱 ,光谱型分类结果评价:对88颗恒星的光谱型结果统计表明,有38颗恒星其光谱型与<br />
SDSS给出的结果是完全一致的,另有22颗恒星的光谱型分类与SDSS给出的结果偏差不超过4个子类型,28颗恒星的光谱型分类<br />
偏差较大,偏差不超过4个子类的正确率为68.18%<br />
M0V<br />
M0<br />
O<br />
F5<br />
F9<br />
F9<br />
F5<br />
F5<br />
F5<br />
F5<br />
O<br />
K3<br />
G2<br />
G2<br />
F9<br />
F9<br />
G2<br />
F9<br />
K1<br />
K3<br />
F2<br />
G2<br />
F9<br />
F9<br />
K5<br />
K5<br />
K1<br />
K3<br />
F5<br />
F5<br />
F5<br />
F5<br />
F9<br />
K1<br />
O<br />
K3<br />
F5<br />
K5<br />
F9<br />
K1<br />
A0<br />
A0<br />
K1<br />
K3<br />
F5<br />
F2<br />
G5<br />
F9<br />
F9<br />
F9<br />
G0<br />
CV<br />
G2<br />
F9<br />
F9<br />
K1<br />
F5<br />
G2<br />
K1<br />
K3<br />
G0<br />
F9<br />
F5<br />
G0<br />
O<br />
G0<br />
G0<br />
F9<br />
F9<br />
K1<br />
G2<br />
F9<br />
F9<br />
F9<br />
F2<br />
F9<br />
F9<br />
F9<br />
F9<br />
F9<br />
F9<br />
F9<br />
K3<br />
K3<br />
F5<br />
F9<br />
F5<br />
F5<br />
F9<br />
F9<br />
F9<br />
K1<br />
O<br />
F9<br />
F5<br />
F5<br />
G5<br />
F9<br />
O<br />
F5<br />
G0<br />
F9<br />
K3<br />
K5<br />
F5<br />
G0<br />
G2<br />
F9<br />
F9<br />
F9<br />
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LAMOST光谱恒星logg测量结果与SDSS发布结果比较
LAMOST光谱恒星[Fe/H]测量结果与SDSS发布结果比较
光谱质量差,信噪比低<br />
流量定标不准<br />
算法多采用模板匹配的算法,采用的模板<br />
为SDSS观测得到的模板,与LAMOST观测<br />
的数据存在系统偏差。
针对LAMOST光谱(流量未定标和定标)海量数<br />
据进行自动识别与分析<br />
1. 能分辨出质量好的光谱,对于质量好的光谱进行分类和识别<br />
2. 而对质量差的光谱进行分类和识别,对其特征分析,希望能<br />
分析出哪些特征仪器造成的<br />
3. 红移自动测量<br />
4. 通过分类和聚类期望能找到特殊的天体<br />
方法:<br />
1. 利用数据挖掘的方法进行聚类<br />
2. 利用有监督的模式识别的方法进行特征提取(谱线、谱线强度<br />
、谱线强度之比、谱线宽度、PCA等),然后进行分类
![Accurate, Dense, and Robust Multi-View Stereopsis (PMVS) [1,2,3]](https://img.yumpu.com/19388840/1/190x135/accurate-dense-and-robust-multi-view-stereopsis-pmvs-123.jpg?quality=85)
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