中国丽江积分视场光谱仪

刘辰旭　郝蕾

中国丽江积分视场光谱仪是我国第一个积分视场光谱仪，作为终端设备安装在云南丽江2.4米光学望远镜上。该设备的成功安装可以有效地提高我国现有望远镜的天文光学光谱观测能力，将提升我国在展源的内部结构和动力学等方面的研究能力。

2015年12月12日，中国丽江积分视场光谱仪（China Lijiang Integral Field Unit，CHILI）在云南丽江2.4米望远镜上安装完成，这是中国首台积分视场光谱仪。尽管当晚天空云量很多，并不适宜观测，CHILI仍成功观测到一颗标准星。

积分视场光谱仪（integral field unit，IFU）可以通过一次曝光观测到展源（星系、星团等）在二维投影平面上不同位置的光谱，这对天文学家研究星系的内部结构和动力学特征等都十分重要。展源内部的每一个空间像素点，对应一根光纤，收集到的光传输到后端光谱仪，色散装置将每个空间像素点色散成一条独立的光谱，因此通过IFU观测星系可以同时得到二维的图像信息和一维的光谱信息，从而实现对星系的三维观测。

CHILl的技术特点

CHILI安装在中国丽江高美谷24米望远镜上，有494根光纤，光谱波长覆盖范围从350纳米到720纳米，具有非常大的观测视场，视场大小为71角秒x65角秒。光纤前段配备了微透镜阵列，使视场填充率达到近100%。

CHILI项目由中国科学院上海天文台同美国得克萨斯大学奥斯汀分校麦克唐纳天文台（McDonaldObservatory）合作完成。麦克唐纳天文台正在为其10米霍比-埃伯利望远镜（Hobby-EberlyTelescope，HET）安装由75对IFU单元组成的大型积分视场光谱仪（Visible Integral-Field ReplicableUnit Spectrographs，VIRUS），该项目旨在进行高红移暗能量巡天。为验证VIRUS的可行性，早在2006年麦克唐纳天文台就首先建设了其中的一个单元IFU，即VIRUS-P。CHILI便由一对VIRUS单元改造而来，因此它相当于两个VIRUS-P。

CHILI利用了VIRUS项目成熟的技术基础，大大缩短了建设周期。在硬件方面，从合同签订到运到云南丽江2.4米望远镜圆顶只花了一年时间。美国得克萨斯大学奥斯汀分校的工程师对光纤的收放，微透镜阵列的设计和实验都非常熟悉，并且在硬件运输到中国之前就可以提前进行测试。在软件方面，因为VIRUS已经有非常成熟的处理光谱的程序，因此可以在硬件准备、安装、测试的同时做相应的软件准备工作，保证CHILI一旦开始观测，后期的数据处理便可以立即展开。同时，上海天文台的郝蕾已经利用VIRUS-P开展了一系列科研工作，课题涉及活动星系核的燃料供给和反馈机制，侧向星系纵向的电离气体动力学特征等，这有利于CHILI观测任务的设计和进行。

当然，CHILI并非VIRUS一对单元的纯粹拷贝。首先，CHILI具有近100%的视场填充率。工程上，裸光纤的排布难免会因为光纤和光纤之间的空隙而不能完整地覆盖整个视场，因此VIRUS.P的视场填充率只有1/3，需要三次曝光叠加才能完整地观测一整块视场。CHILI在光纤束前端配备了微透镜阵列，使得平行光可以透过每一个微透镜相应地聚焦到每一根光纤上，从而实现了近100%的视场填充率。观测一块视场天区，CHILI比VIRUS-P节约了2/3的时间成本。其次，CHILI具有大视场。CHILI覆盖的天区面积将可以达到115角秒×115角秒，超过VIRUS.P的100角秒×100角秒。CHILI的大视场有助于提高对低表面亮度星系探测的能力。此外，CHILI总波长覆盖范围比VIRUS宽。VIRUS只覆盖了蓝端光谱（350～550纳米），而CHILI在此基础上还增加了红端色散装置（460～720纳米）。红端光谱中星系的发射线非常丰富（比如氢的巴耳末仅线、氮二双线等），对研究近邻星系的恒星形成历史、金属丰度梯度、内部动力学特征等都十分重要。

CHILI项目继承了美国VIRUS项目在工程上的成熟技术和我国科学家在二维光谱研究领域的丰富经验，促使项目得以快速、高效进行。但VIRUS是针对10米大口径望远镜设计的积分视场光谱仪，虽然空间分辨率高，但覆盖视场天区小，CHILI在此基础上发展了自身特点，针对丽江2.4米小口径望远镜相应地做出了一系列技术改进，使其充分发挥了大视场的优势，适宜观测近邻星系。

星系观测的发展历程

CHILI主要的观测对象是近邻星系。人类对星系的观测可以追溯到17世纪初，有超过四百年的历史。1608年，荷兰眼镜商人利珀斯海（H.Lippershey）在偶然间看见几个小孩在玩透镜片，由此得到启发，发明了世界上第一台望远镜，可以观看远处的风景。1609年，伽利略（Galileo Galilei）将望远镜进行改进，并指向天空，这是人类第一架天文望远镜。伽利略利用他的折射式望远镜发现了天空中的银河实际上是由许多肉眼无法分辨的和太阳一样的恒星构成的。1780年，赫歇尔（F.W.Herschel）设计并制造了当时最大的反射望远镜，镜筒长度为12米，口径为1.26米。通过几十年上千次的观测，赫歇尔兄妹初步给出了银河系的结构，即银河系中恒星在天空中的分布情况。

1923年，哈勃（E.P.Hubble）利用位于威尔逊山上的2.5米望远镜，通过造父变星的周期一光度关系在M31“星云”中分解出了几十个造父变星，从而发现M31实际上并不是一团“云”，而是一个类似于银河系、由许许多多恒星组成的系统，我们称之为河外星系。

近二十年来，对河外星系的研究得到了飞速发展，研究主要基于大型红移巡天项目，例如世界上著名的斯隆数字化巡天（Sloan Digital SkySurvey，SDSS），以及我国近年来正在开展的郭守敬望远镜巡天（Large Sky Area Multi-Object Fiber Spectroscopic Telescope，LAMOST）。這些巡天项目提供了数以百万计的星系图像数据以及光谱信息。

星系的图像可以帮助科学家对星系进行形态分类。早在1926年，哈勃根据星系有无悬臂结构、有无棒状结构等性质提出了哈勃音叉图，将星系分类成椭圆星系、漩涡星系、透镜星系和不规则星系。

星系的光谱可以给出许多星系更加丰富的信息，比如通过发射线的种类和强度，科学家可以知道星系的化学组分，以及金属丰度；通过对连续谱的拟合、不同波段之间相对强弱的计算，并将其与已知的不同年龄恒星（星族）的光谱进行比对，可以估计出星系的星族构成、恒星形成历史、恒星形成率以及星系的质量。

通过光谱观测还可以测量星系与地球之间的距离。宇宙在加速膨胀，星系在以不同的速度相互远离。星系远离地球的速度可以通过观测到的发射线波长相对于实验室波长之间的差异（红移）来测量。根据哈勃定律，通过测量天体光谱的红移信息，即可估算出天体与地球的距离。结合大样本星系的位置和距离信息，科学家实现了对宇宙大尺度结构的探索，发现宇宙中的星系分布不是各向均匀的。通过对宇宙结构的探测，天文学家可以更好限制宇宙学模型，了解我们宇宙的演化历史。

为提高观测效率，在上述星系红移巡天项目中，每个星系只有中心被曝光一次，得到一条光谱。这样的巡天提供了很多以前未知星系的位置、距离、光度以及其他基本信息，是了解宇宙的第一步。若要研究星系光谱在二维投影空间上的变化，则只能通过移动望远镜多次在同一星系不同位置曝光来实现，观测效率很低。

随着技术的不断进步，积分视场光谱仪应运而生，它集成了图像和光谱两种处理工具。积分视场光谱仪的前端通过光纤束将星系在二维投影空间不同位置处发出的可见光输入给后端光谱仪，然后光谱仪通过色散装置将每个空间像素点观测到的可见光进一步色散成一条条光谱，这样一次曝光就实现了二维光谱的观测，大大提高了观测效率。此外，利用每条光谱的红移信息可以算出星系在每个投影空间像素点的视向速度和距离，由此可以实现对星系内部的三维结构和动力学特征的深入研究。从长缝光谱观测到积分光谱观测，对宇宙中遥远星系的认识就好像最初只能看到远处不同距离处有很多模糊的高矮胖瘦不同的人影，随着视线逐渐清晰，渐渐地可以看清每个人的肤色、四肢、甚至五官。

近十年来，国际上在二维光谱观测领域进展飞速。国际上的各个大小望远镜几乎都配备了二维光谱终端。美国、澳大利亚、欧洲都有二维光谱系列观测项目，出现了一大批研究近邻星系IFU项目：Atlas3D，CALIFA（Calar Alto Legacy Integral Field Spectroscopy Area Survey），PINGS（PMAS IFS NearbyGalaxies Survey），MaNGA（Mapping Nearby Galaxiesat APO），SAMI（Sydney-AAO Multi-object Integral-fieldSpectrograph），以及利用VIRUS-P光谱仪的VENGA（theVIRUS-P Exploration of Nearby Galaxies）、MASSIVE等。它们观测的星系样本从数十到一万不等，关注的对象也覆盖了从早型到晚型星系的多种类型。

Atlas3D视场小，CALIFA、MaNGA和SAMI等受巡天限制（因这些巡天的主要目的是获得大样本，因此对每个星系有严格的观测时间限制或空间覆盖的多次观测）也很难观测超出2倍有效半径（Re，有效半径指星系光度降到中心去处的半径）的区域。MaNGA和SAMI对更大样本的星系进行了观测，但这两个巡天的缺点是视场最大分别只有32角秒和15角秒，而且每个星系被覆盖的光纤数少，因此只能以较差的空间分辨率观测距离地球较远的星系，而且由于巡天的限制，对星系外围（半径大于2Re）的观测还是比较有限的。

和以上IFU光谱仪相比，VIRUS.P具有研究弥散电离气体/低表面亮度区域的优势。VIRUS.P视场大、每根光纤大，更适合探测低表面亮度区域。

CHILl的研究课题

当前随着国际上越来越多积分视场光谱仪的出现，利用二维光谱研究星系内部的动力学特征以及其他空间可分辨的性质特征成了十分热门的科研前沿。现在有了自己的积分视场光谱仪，我国天文学家也可以积极参与到这方面的研究工作中了。

星系的连续谱常伴有明显的发射线和/或吸收线特征，吸收线主要形成于恒星内部的物理过程，发射线主要由气体产生，因此研究光谱的吸收和发射特征可以相应得到恒星和气体的一些信息。根据多普勒效应，谱线相对实验室波长的移动可以计算出视向速度。根据统计原理，测量谱线的展宽可以得到形成谱线的天体的速度弥散。因此，通过研究星系二维光谱的吸收和发射线，可以得到星系内部恒星和气体的空间可分辨的动力学特征。

另外，早在20世纪，天文学家们对特定初始质量、特定年龄的恒星（星族）的演化轨迹就已经有了非常好的了解，2000年左右，相继有不同的课题组构建了非常详尽的光谱库来描述每个星族的光谱特征。利用这些光谱库对某一观测光谱进行拟合，可以得到这一光谱的金属丰度、恒星形成率、尘埃消光等参数。研究星系的二维光谱更是可以实现对上述性质的空间可分辨认识，天文学家能更好地研究星系的形成和演化历史。

在CHILI之前，我国没有自己的积分视场光谱仪，国内天文学家只能利用国际上公开的大样本观测数据或者通过各种合作途径申请有限的国外望远镜观测时间。利用大样本巡天数据的缺点是巡天往往对单个星系的曝光时间有限，无法看到一些暗弱天体以及亮星系外围的暗弱结构，如此便极大地限制了我国在这些领域的研究进展。CHILI的成功安装，让我国天文学家在上述研究领域跨出了一大步。

宇宙中有一些星系的表面亮度非常低，是银河系表面亮度的1/4至1/16，甚至更暗，观测这些星系比观测普通星系需要更长的曝光时间，科学家们称之为低面亮度星系（low surface brightness galaxy.LSBG）。低面亮度星系在近邻星系中的比例大约低于10%，天文学家对这类特殊星系的形成原因还不清楚，有理论猜测是暗物质的影响，也有另外的理论猜测是大尺度环境的影响，当然也有可能是其他的一些还不为人知的机制导致了如此低的表面亮度。为了研究低面亮度星系的形成原因，首先应当对这类星系各方面的性质有深入的了解，比如低面亮度星系内部的电离特征、速度场分布、金属丰度梯度、恒星形成历史等性质，获得这些信息需要信噪比足够高的高质量二维光谱，这往往需要花费十几到二十几小时的曝光时间，对于类似MaNGA这种国外大型近邻星系二维光谱巡天，单个源的观测很难达到如此时长和深度。如果对感兴趣的单个低面亮度星系申请国外望远镜观测时间，也很难得到二十小時左右的时长。CHILI安装在我国云南天文台丽江观测站的2.4米望远镜上，可以满足国内天文学家对长曝光时间的需求，极大地促进国内天文学家对低面亮度星系的研究。

CHILI因为具有相对较大的视场，因此在观测星系外围结构以及星系的并合过程方面有很大优势。星系并合过程是指两个或多个近邻星系之间产生相互作用，随着时间推移星系越来越靠近，相互作用越来越强，最终合并成一个大星系的物理过程。星系并合对星系的形成和演化起着无法忽视的作用。现代天文学认为，星系形成于暗物质晕的势井中，因此星系外围有非常丰富的暗物质，通过研究并合作用，可以了解星系暗物质晕的成长历程。在冷暗物质宇宙学框架下，物质的聚集、星系质量的增长依赖于一代一代的星系并合过程。并合作用同时也可以通过潮汐撕扯来促进星系外围的冷气体的角动量丢失，从而使外围冷气体向内部星系核区掉落。星系的中心是一个超大质量黑洞，这些失去角动量的外围冷气体掉进核心区域，进人中央超大质量黑洞的引力势范围后便可被超大质量黑洞捕获，从而使中心超大质量黑洞的质量得以增长。冷气体的内流同时也可以为恒星提供燃料从而促进年轻恒星的形成，改变星系的形态结构，使之从晚型漩涡星系变成早型椭圆星系。很多模型可以很好地模拟上述物理过程，但是其中很多具体细节则还需要大量的观测数据来进行限制。二维光谱可以提供星系的空间可分辨的速度场和速度弥散分布情况，这对研究星系并合过程中气体的行为和恒星的行为，以及二者如何影响星系的具体结构和如何改变星系形态等都有巨大帮助。CHILI的视场足够大，可以在一个视场里同时包含一对正在经历并合的近邻星系，得到它们的速度场分布。

利用CHILI大视场和深度曝光的优势，也可以通过观测星系外围恒星盘的旋转速度曲线来更好地限制2星系的质量分布模型。星系的旋转曲线指星系内部物质的旋转速度随半径的变化关系，暗物质正是通过旋转曲线的观测数据被发现的。早在1933年，兹威基（F.Zwicky）测量了星系团中星系的速度，提出如果星系团是引力束缚的宇宙结构，一定需要暗物质存在，但是由于兹威基经常叫自己在威尔逊天文台的同事为“球形混蛋”（“球形”形容从各个角度看他们都是“混蛋”），导致他的人际关系非常差，当时的天文学界普遍没有人相信他的说法。直到1970年，哈佛大学的女天文学家鲁宾（v.Rubin）等研究了超过60个漩涡星系的旋转曲线，才得到了暗物质存在的观测证据。如果星系的所有质量都集中在星系中心，那么在星系外围，轨道速度将随半径的增加而下降，但是鲁宾的观测表明，轨道速度并没有随半径的增加而下降，这表明在星系的发光区域之外，存在着大量不可见的物质，即暗物质。由此可见，旋转曲线在限制星系中物质分布模型方面起着重大的作用。星系发出的光随着半径增加而下降，星系外围非常暗弱，因此在曝光时间不够长的情况下，外围恒星盘中的旋转速度的测量误差往往很大。CHILI的大视场和长曝光可以有效地减小测量中外围恒星旋转速度的误差，从而帮助更好地限制星系的物质分布模型。

此外，目前对大质量星系的形成过程、M31核球中气体的电离机制、侧向星系中弥散电离气体的电离原因等都还不清楚，通过积分视场光谱仪观测得到的二维光谱可以很好地帮助人们了解这些天体的各方面性质，从而更好地限制物理模型，最终达到解答上述问题的目的。

CHILI的成功安装将极大地促进我国天文观测水平与国际接轨，显著提升我国研究星系内部结构以及动力学特征的能力。按照我国目前光学波段的天文研究走势，未来势必有更多大口径望远镜建成，比如正在筹备建造的4米级光学望远镜、正在提议建设的6.5米、12米望远镜等，这些项目都一定会安装IFU这样的终端设备。CHILI项目的运行可以在项目管理、工程技术、科学探索、数据处理等方面为这些将来更大的二维光谱终端项目提供必要的技术和人才储备。中国的二维光谱时代已经开始，CHILI只是一个开端，未来要逐渐走出一条自己的二维光譜终端设备之路。

关键词：积分视场光谱仪 光学天文 二维光谱 CHILI