3.米拉勒姆-皮亚尼奇 罗马皮亚尼奇本赛季在代表罗马出场的39次比赛...
高源鸿
摘 要：本文利用IDL Hammer程序，人眼检查了中国科学院国家天文台的郭守敬望远镜（简称LAMOST）的20000条M型星光谱数据。发现LAMOST一维光谱数据处理软件基本能准确的对M 型星进行光谱分类，在这20000条光谱中，有90% 是M型星。这些M型星中有约100条晚型M巨星，通过卡塔利娜网站，根据它们的赤经赤纬位置，能得到它们在几年内的多次V波段星等。其中有一颗晚型M巨星有明显的光变周期，它的光变曲线拟合的很好。 它的光变周期、颜色和星等变化幅度都符合米拉变星的特征，初步判断它是一颗M巨星米拉变星。
关键词：郭守敬望远镜；LAMOST；光谱；M矮星；M巨星；米拉变星
中图分类号：P158 文献标识码：A 文章编号：1671-2064（2017）14-0245-02
郭守敬望远镜，英文名为Large Sky Area Multi-Object Fibre Spectroscopy Telescope（LAMOST），中文意思是：大天区面积多目标光纤光谱天文望远镜（简称LAMOST），也称为“郭守敬望远镜”。它坐落于国家天文台兴隆观测站，兼具大口径和大视场，每次曝光可以獲得四千根光纤，是目前世界上光谱获取率最高的望远镜，在这方面居于国际领先的地位。
郭守敬望远镜获得的原始二维图像，经过减天光和本底、除平场、追迹和抽谱后，成为一维光谱，再经过一维光谱处理软件，对它们进行光谱分类和天体识别。对于大多数光谱数据，一维光谱处理软件都能进行正确高效的自动分类和光谱识别。但是对于一些特殊、稀少天体和低信噪比天体，为了保证光谱分类和天体识别的准确性，还需要人眼检查或者利用补充软件进行专门处理。例如，M型星由于质量小，星等暗，光谱信噪比低，通常需要对一维光谱处理软件分类为M型的光谱进行人眼查看，尤其是在郭守敬望远镜刚运行的初期。
笔者有幸参与了郭守敬望远镜DR1数据中20000条M型星人眼复核工作，在这些数据中有约100颗晚型M巨星，其中一颗M 巨星的光变周期、颜色特征和星等变化幅度都符合米拉变星的特征，因此，步判断它是一颗米拉变星。
1 郭守敬望远镜光谱数据M型星的人眼检查
1.1 恒星光谱分类和M矮星特征
不同的恒星具有不同的参数特征：如质量、温度、表面重力金属丰度等等，这些表现为不同的光谱形状和吸收线/带或者发射线/带。恒星的分类就是基于这些特征谱线和谱带，以及这些特征线/带的相对强度和连续谱的能量分布。恒星光谱类型主要分为OBAFGKM七种，目前最流行的光谱分类方法叫做摩根-基南系统（MK system）。M矮星又叫做红矮星，是主序恒星中质量最小、温度最低的一类恒星。通常他们的质量范围为0.075到0.4倍太阳质量，表面温度小于4000开。由于低表面温度，M矮星光谱中出现了很多中性金属谱线和分子谱线，如氧化物和氢化物谱线钾双线、钠双线、氧化钒、氧化钛和氢化钙是最主要的特征线（KI，NaI，VO，TiO和CaH）。这些特征主要集中在7000-9000埃。
1.2 Hammer程序人眼检查M型星
本次工作是从有物理单位的一维光谱开始。工作中使用的软件是国家天文台老师改进了的、用IDL语言编写的Hammer 程序，这个程序能读出fits文件并画出光谱，根据M矮星的特征线的强弱，它能自动对M型星进行光谱分类，并且允许进行人眼查看后手动对比M型星的模板，对Hammer自动分类结果进行修改。之所以进行人眼检查，是因为M型星质量小，光度小，光谱信噪比低，人眼检查是为了避免程序分错光谱型或者分类误差大。
1.3 人眼检查结果总结
笔者对LAMOST一维光谱处理程序分类为M型的20000多个光谱数据进行了人眼检查。图1展示了人眼复核工作Hammer程序的工作界面，红色的是模板光谱，白色的是LAMOST观测光谱。工作界面有ODD，BAD，SMOOTH， DONE，BACK，BREAK，LATER和EARLIER按钮，分别用于以下操作：标注奇特天体如双星、标注坏光谱、平滑低信噪比光谱、完成人眼检查开始检查下一条、返回上一条光谱检查、终端程序、更晚光谱型和更早光谱型。这些光谱中，有大约90%M型星，其它有一些是坏光谱，有一些是光谱形状有些类似早型M型星的星系、晚型碳星等。这说明LAMOST一维光谱处理软件对M型星的分类已经比较准确，但是如果想发现稀少天体或者未知天体，还是需要人眼查看光谱。另外统计发现，M型星中有大约5%是M巨星，只有95%左右是M矮星。
1.4 M型星中的M巨星米拉变星
在这20000条M型光谱中有约100条晚型M巨星（晚于M7）。这些晚型M巨星有数颗在Catalina数据库中有连续几年时间内多次测光星等观测数据，其中有一颗具有非常明显的光变信号，光变曲线拟合的也非常好。下文将详细介绍这颗变星的情况。
2 LAMOST数据中的一颗米拉变星
2.1 M巨星光谱特征简介
M巨星相比较M矮星有不同的吸收波段和光谱形状。对于早型M巨星，凭6800-7000埃的CaH吸收线比较好识别，它们拥有比较浅的吸收带，使得6500-7000埃之间形成一个“对号”形状。而M矮星的光谱因具有比较深的吸收带，6800-7000埃附近形成一个“W”字母的形状。M巨星也具有比较浅的中性碱金属线，如：7600埃的钾双线（KI）和8180埃的钠双线（NaI）。晚型M巨星凭碱金属吸收线比较好识别。
2.2 卡塔利娜（Catalina）巡天项目
卡塔利娜巡天的使命是搜寻近地天体，如彗星和小行星，项目位于美国亚利桑那州南部的图森市卡塔利娜山上的莱蒙山天文台。项目允许多次观测同一个天体，从而多次得到天体的V波段星等，它测量星等精度非常高，所以能探测到同一个天体在不同时间的星等变化，能探测凌星现象或者变星。笔者这次在老师的指导下，在卡塔利娜数据库中输入了100颗晚型M巨星的赤经赤纬，根据它们的赤经赤纬位置搜寻它们的V波段星等，找到了LAMOST数据中的一颗米拉变星。
2.3 米拉变星简介
米拉变星是脉动变星，它们的颜色非常红，光变周期超过100天，且光度变化超过一个视星等。它们位于赫罗图上恒星演化至非常后期的位置（在渐近巨星分支），是红巨星，即将逐出外面的气体壳层成为行星状星云，并将在几百万年后成为白矮星。
米拉变星的质量一般不会超过两倍的太阳质量，但是因为在恒星演化后期，它们的半径膨胀变大，巨大的外壳使他们的光度是太阳的数百倍。它们的半径和温度都随着时间在变化，造成光度也随之改变，光度变化的周期是恒星半径和质量的函数。一旦了解了光变周期与恒星半径和质量的具体函数关系，天文学家就可以根据观测到的光变周期推测获得质量和半径，而质量和半径是非常宝贵的数据。另外，理论上，大约有千分之一的米拉变星的光变周期随着时间改变。
许多有志于观测变星的业余天文学家的观测目标偏向于米拉变星，因为它们有戏剧性的亮度变化。米拉变星的星很多，如：米拉，天兔座R，仙后座R等。本文中发现的是一颗光谱型为M巨星的米拉变星。
2.4 M巨星米拉变星的位置 、LAMOST光谱和Catalina 光变图
这颗M巨星米拉变星的赤经、赤纬分别是2.40354和37.79200度，它的J-K颜色大约是4.62，其颜色非常红。之所以说它的颜色大约是4.62，是因为它是变星，星等随时间在一直在变化。它的光学波段LAMOST光谱如图2所示。图3展示傅里叶变换拟合所得到的V波段光变曲线，它的光变周期约是293.6天，光变曲线幅度约是1.08星等，星等变化达到2.16星等。这颗星的颜色特征、光变周期和星等变化幅度均和米拉变星的特征一致，我们初步判定它是一颗米拉变星。后期可以用恒星演化模型估算它的质量，还可以用LAMOST再次观测它的光谱，看多次光谱观测特征有什么不同，从而进一步了解它的各方面性质特征，研究它的光变周期和质量、半径关系。
3 总结与感想
经过对约20000条M型星光谱数据进行人眼的检查与分析，与软件自动分析的结果进行比较，约90%与一维光谱处理软件自动分析的结果一致，这说明科学家开发的光谱自动分析软件能识别大多数光谱并高效率地分类。但要想识别一些特殊天体或未知天体类型，还需要人工辅助识别。比如笔者这次发现的一颗很有意思的M巨星米拉变星。
笔者从光谱中确认出100颗M巨星，并且在卡塔丽娜网站搜寻到了一颗M巨星在连续几年内的V波段星等，拟合出了比较漂亮的光变曲线。它的光变周期、颜色和星等变化幅度与米拉变星一致，被初步认定为米拉变星。
4 致谢
感谢国家天文台郭守敬望远镜数据中心提供给我这个机会接触这样高技术水平的望远镜及光谱数据。这次与科学家零距离的接触并参与直接对科学研究有意义的工作，让我学到了在书本上学不到的东西，让我在科学上大开眼界，激发了我对天文研究的浓厚兴趣，成为我日后从事天文科研的强大动力。
参考文献
[1]Luo A.L.， Zhao Y.H.， Zhao G. et al. The first data release （DR1） of the LAMOST regular survey[J]. Research in Astronomy and Astrophysics. 2015（15）：1095-1124.
[2]崔波，叶中付，白仲瑞.LAMOST二维光纤光谱抽谱方法的研究[J].天文学报，2008（3）：49-60.
[3]吳悦，罗阿理，施建荣，等.基于郭守敬望远镜（LAMOST）试观测数据新发现的贫金属星候选体[J].天文学进展.2010（4）：404-414.
[4]Covey K.R.， Ivezic Z.， Schlegel D. et al. Stellar SEDs from 0.3 to 2.5 μm： Tracing the Stellar Locus and Searching for Color Outliers in the SDSS and 2MASS [J].Astronomical Journal.2007（134）：2398-2417.
