AST3图像相减测光模板系统设计

AST3是将要安装于位于南极内陆冰穹A的昆仑站的3台口径50 cm的施密特望远镜,寻找变源(尤其是瞬间变源)是其科考目标之一,需要通过图像相减测光方法实现。首先需要根据初期的观测数据生成标准模板图像,而后在长期观测过程中,将模板图像与新观测到的图像进行相减测光处理,从而发现变源。模板在观测中起着举足轻重的作用,给出了模板制作的流程,并且验证了其可实现性和功能的正确性。

南极巡天望远镜AST3海量数据高精度测光进展报告

南极冰穹A是南极内陆海拔最高、温度最低和最干燥的地方,因此,国际上普通预测冰穹A是地球上最佳的天文台址之一。中国天文学家于2008年首次到达冰穹A,并从此开始在冰穹A安装天文台址监测设备,截止目前得到的结果均表明,冰穹A是一个极佳的天文台址。南极巡天望远镜(AST3)是冰穹A的第二代光学天文望远镜,由3台50 cm口径的施密特望远镜组成,配备了目前世界上单片最大的CCD相机(10 K×10 K),望远镜视场是4.3平方度。AST3将在南极冰穹A开展大视场多波段巡天,它主要的科学目标是时域天文学。除了望远镜和CCD相机,成功的巡天还需要好的巡天规划、控制系统和数据处理系统。由于南极极端的自然条件,AST3需要在无人干预的情况下远程遥控工作,因此,我们需要研制一套稳定可靠的运行和控制系统来运行望远镜。受限于铱星的带宽,我们不可能把整幅图像传回(120 M),这就需要我们在当地快速处理数据,并传回星表。基于以上原因,我们优化了巡天运行和控制系统,完成了巡天规划和高精度测光。除了AST3,我们的研究成果也可以应用到其他光学望远镜和巡天项目,尤其是十二五南极天文台的光学/红外望远镜(KDUST)上。

南极太阳系外行星搜寻与Kepler行星TTV研究

南极AST3望远镜研究将会获得南天极附近天区恒星长时序高精度的测光数据。从这些数据里,我们可以通过探测行星掩星信号来搜寻太阳系外行星,也可以根据多次掩星之间的间隔变化(TTV)来确认多行星系统。2013年度,我们处理了CSTAR2008年的i波段数据,剔除了数据类几种类型的误差,将精度提高到1%以下,从而能够有效发现木星尺寸的系外行星。经过搜寻,我们在南天极附近天区找到了10颗系外行星候选体。同时,我们使用时序更长的kepler测光数据,对kepler多行星系统内的行星候选体进行了分析,分两次证认了其中16个系统的32颗行星。对kepler行星TTV研究的经验,将被应用于南极AST3项目后续获得的时序测光数据上。

基于OpenMP的并行图像相减算法实现与分析

图像相减是一种精确地获得密集星体区域中变星的相对光度变化的技术,其基本原理为通过同一区域不同时间的图像间差异来获得该区域的时间变化信息。传统上图像相减变源测光算法只有串行性算法,计算效率不高。讨论了图像相减测光算法的基本原理,在开源软件ISIS基础上提出了一个基于OpenMP技术的图像相减算法的可靠并行化实现,提高了程序运行的效率。

首台南极巡天望远镜的现场装调

本文介绍了在南极巡天望远镜的科学意义,首台南极巡天望远镜的机械、光学结构和装调的难点,主要介绍了如何使用物理的方法进行极轴的装调从而提高望远镜的使用性能以及在调试中遇到的突发状况及处理方法。