2011～2017年“银河画卷”巡天数据集 中华文库

摘要：利用中国科学院紫金山天文台位于青海德令哈的13.7米毫米波望远镜及多波束超导成像频谱仪，对银河系进行12CO(J=1-0)、13CO(J=1-0)和C18O(J=1-0)三条分子谱线的巡天观测。项目计划对银经范围−10°≤L≤250°、银纬范围−5°≤B≤5°，约2600平方度的天区进行大范围无偏巡测——即“银河画卷计划”。本数据集介绍的就是其中2011～2017年所有观测、预处理后的天文巡天数据，整个观测范围内基线噪声（rms）整体分布均匀，12CO(J=1-0)基线噪声约为0.5 K、13CO(J=1-0)和C18O(J=1-0)基线噪声约为0.3 K，基本可以满足天文科研要求。

关键词：毫米波；巡天谱线数据；银河系结构

Abstract: Using a 13.7 m millimeter-wavelength telescope located in Delingha and a nine-beam Superconducting Spectroscopic Array Receiver (SSAR) system, the study performed 12CO (J=1–0), 13CO (J=1–0), and C18O (J=1–0) observations toward the Milky Way. The MWISP project (Milky Way Imaging Scroll Painting) is a large, unbiased survey toward the Galactic region of -10°≤L≤250° and -5°≤B≤5°, covering a part of about 2600 square-degrees. The dataset introduces pretreated survey data observed during 2011 and 2017. The rms noise level is relatively even across the whole observation region, which is about 0.5 K for 12CO (J=1–0) and 0.3 K for 13CO (J=1–0) and C18O (J=1–0). This sensitivity basically satisfies the requirements of astronomical research.

Keywords: millimeter wave; sky survey data; Galactic structure

分子气体是宇宙中重要的成分。研究表明，虽然银河系中分子气体的质量约占重子物质质量的1%。但由于它是恒星形成的场所，是宇宙中物质循环的重要介质，在银河系乃至整个宇宙的演化中起着非常关键的作用。因此了解分子气体的性质，如结构、分布、运动等，对研究宇宙起源以及星系起源和演化都至关重要。

CO分子巡天观测是对银河系分子气体进行普查最有效的手段。利用CO分子的观测可以比较准确地了解银河系分子气体的分布情况。13.7米望远镜在“多波束接收机+飞行观测模式on the fly（简称OTF）”观测模式的基础上对此进行了12CO(J=1-0)、13CO(J=1-0)和C18O(J=1-0)三条同位素的巡天观测——“银河画卷”计划。该计划就是借助其多谱线探测能力、适度高的空间分辨率、完整的空间覆盖以及大的天区面积等几方面的探测能力优势，使得我们获得系统的科学发现及全新的知识成为可能。

本数据集依托于目前世界上同口径中最先进的、我国唯一的一架工作在毫米波波段的天文观测设备。2010年在该望远镜上安装了国家重大科研装备“超导成像频谱仪”并在国内首次自行研制应用OTF观测模式，对整个银河系平面±5度范围内的CO同位素三条分子谱线开始大尺度巡天观测，到目前为止已经观测完成约1250平方度的巡天工作。本数据集包括2011年开始到2017年所有观测的CO同位素三条分子谱线数据。

13.7米望远镜在分子谱线观测中，采用标准的斩波轮校准方法，得到的温标是修正了大气吸收及欧姆损耗后的“天线温度”，也就是文献中的TA* 。对于星际分子云展源，通常这个温标要进一步改正望远镜的主波束效率ηmb，得到与同类望远镜可比的“观测辐射温度”，即TR* 。这个温标代表望远镜的理想主波束与源空间亮温度分布的卷积。本数据集中已经对原始数据按照${\displaystyle {\mathrm {T} }_{\mathrm {R} }^{\mathrm {*} }={\frac {{\mathrm {T} }_{\mathrm {A} }^{\mathrm {*} }}{{\mathrm {\eta } }_{\mathrm {m} \mathrm {b} }}}}$ 的关系进行了波束效率改正。其中ηmb用物理意义更加清楚的、由von Hoerner-Wong提出的天线面板结构误差效率公式（1）^[1]，对不同天线俯仰处测试的天线主波束效率进行拟合的结果。^[2]

${\displaystyle \mathrm {f} \left(el\right)=\mathrm {A} \times {\mathrm {e} }^{-{\left(4\times {\frac {\mathrm {\pi } }{4}}\right)}^{2}\times \left\{{\mathrm {h} \mathrm {z} }^{2}\times {\left[\mathrm {sin} \left(el\right)-\mathrm {s} \mathrm {i} \mathrm {n} \left({\mathrm {e} \mathrm {l} }_{0}\right)\right]}^{2}+{\mathrm {h} \mathrm {h} }^{2}\times {\left[\mathrm {cos} \left(el\right)-\mathrm {c} \mathrm {o} \mathrm {s} \left({\mathrm {e} \mathrm {l} }_{0}\right)\right]}^{2}\right\}}}$  （1）

其中，A为天线主波束效率，el为天线俯仰角，el0为天线俯仰值为52度，hz为天线面板在天顶方向的结构误差，hh为天线面板在地平方向的结构误差。

本数据包括bur文件和fits文件^[3][4][5]两种格式。bur文件只能用IRAM软件组开发的Gildas/CLASS软件包^[6]读取，并处理、分析作进一步的研究。本数据集中bur文件以source_MMddhhmmU[L].bur形式命名存储，其中source为观测目标的名称，MM、dd、hh、mm分别为观测时的月、日、时、分，U [L]代表上[下]边带观测的结果，如对源名为0845+025的目标在12月31日19:23开始进行了观测，则对应的文件名被命名为0845+025_12311923U.bur和0845+025_12311923L.bur。一般情况下，同一个目标，不同时间观测的文件有2～3组，也有更多组的情况，这主要是为了提高观测区域数据的信噪比。

fits文件是将观测的所有同一源名的bur文件处理、叠加合并后生成的具有国际统一格式的数据文件，表1为头文件信息。该格式文件是国际通用的，可以使用有更多数据处理软件对此进行处理、分析。fits格式的文件命名为sourceU[L][L2].fits，其中source为观测目标的名称，U[L][L2]分别代表12CO(J=1-0)、13CO(J=1-0)和C18O(J=1-0)的观测数据，每个文件大小为514 MB。12CO(J=1-0)对应的fits文件由观测到的所有source_MmddhhmmU.bur文件处理合并得到的，而13CO(J=1-0)和C18O(J=1-0)对应的fits文件由所有source_MmddhhmmL.bur文件处理合并得到的。

以观测目标0845+025为例，从图1看到在4月5日13:30、12月30日19:26和12月31日19:23三天中对源0845+025进行了观测，上边带和下边带各有3个文件，共计得到了6个bur文件。把这6个文件按照上下边带分别处理、合并后生产了对应的3个fits文件，即0845+025U.fits、0845+025L.fits和0845+025L2.fits，它们分别对应12CO(J=1-0)、13CO(J=1-0)和C18O(J=1-0)三条CO同位素分子谱线。

图1 0845+025对应的bur文件

表1 fits文件头部基本信息

针对谱线个别通道数据异常、谱线基线不平整、干扰信号等问题，我们采取了一系列的算法及措施，以保证数据质量。对于坏的固定通道，用前后相邻的2～3个通道值的平均来代替该固定通道的值。对于随机出现的坏通道，如某个通道值大于300 K或小于−300 K，或某个通道比前后的通道都大于50 K或都小于50 K，用旁边通道的值替换该通道的值。程序代码如下：

Dl=ry[i] - ry[i-1];

Dr=ry[i] - ry[i+1];

if(((Dl > 50.0 )&&(Dr > 50.0 )) || ((Dl < -50.0 )&&(Dr < -50.0 )) || fabs(ry[i])>300)

 {

   ry[i] =(ry[i+1] + ry[i-1])/2.0 ;	   

 }

在观测过程中，有时出现个别数据基线不平或者噪声偏大的数据（图2），对此我们会和理论公式（2）计算的rms进行比较，当噪声大于理论值时，该谱线数据将会被剔除。

${\displaystyle \mathrm {r} \mathrm {m} \mathrm {s} =0.00236\times {\frac {{T}_{sys}}{\sqrt {t}}}}$  （2）

其中，Tsys为望远镜系统噪声温度，单位开尔文(K)，t是谱线观测时单次积分时间，单位秒(s)。

图2 基线不平或者噪声偏大的数据

计算机通过以上步骤自动判断剔除的基础上，还安排了专门的人员，对计算机运行处理后的数据结果进一步进行确认、查看，保证最后入库数据的噪声满足12CO(J=1-0)小于等于0.5 K，13CO(J=1-0)和C18O(J=1-0)小于等于0.3 K，且整个区域噪声水平均匀分布。

目前国际上最完整的巡天观测是哥伦比亚巡天，它利用两台1.2米望远镜对银道面进行了12CO(J=1-0)谱线（115GHz）的无偏巡测^[6]，其结果在国际天文界产生了重大影响。遗憾的是，该巡天空间分辨率不高，并且有些区域并非完备采样，很可能会遗漏一些小的结构；另外它只进行了12CO(J=1-0)的观测，由于12CO(J=1-0)在高密度区域光深较大，可能出现自吸收的情形，使得对气体整体质量的估算出现偏差（有时误差可能大至一个量级），望远镜较小的口径也不能保证探测较弱的气体成分。因此，极其有必要拓展这类观测，以探测更弱、更细致的成分。另一个比较有影响的巡天计划是五大学巡天（FCRAO），该巡天望远镜口径是14米，在12CO(J=1-0)谱线上的主波束宽带约为46角秒，较哥伦比亚巡天极大地改善了分辨率及灵敏度，但该巡天只对一些特定的区域进行了观测，有的只有12CO(J=1-0)，有的包括13CO(J=1-0)观测，没有C18O(J=1-0)，因此也不完备。银河画卷巡天借助其多谱线探测能力、适度高的空间分辨率、完整的空间覆盖以及大的天区面积等几方面的探测能力优势,使得我们获得系统的科学发现及全新的知识成为可能（图3）。

图3 哥伦比亚1.2米、FCRAO14米及13.7米观测结果比较

在本文撰写过程中，得到了我单位王敏、银河画卷组各位老师级同学和中国科学院计算机网络中心科学数据中心的支持与帮助，在此表示衷心的感谢。

逯登荣, 孙继先, 杨哲睿, 等. 2011～2017年“银河画卷”巡天数据集[DB/OL]. Science Data Bank, 2018. (2018-03-20). DOI: 10.11922/sciencedb.570.