1中国科学院紫金山天文台青海观测站

-1-13.7米毫米波望远镜2016-2017观测季节状态报告(StatusReportonthe13.7mMM-WaveTelescopeforthe2016-2017ObservingSeason)徐烨、左营喜、张旭国、李振强、李阳、庞兴海、李积斌、张海龙、金凤娟巨秉刚、孙继先、逯登荣、王敏、颜昆、张永兴、颜萍中国科学院紫金山天文台青海射电天文观测站德令哈毫米波观测基地2016年10月-2-(一)望远镜系统概况及夏季维护与更新改造情况在2016年夏季（7-9月）维护更新季节，对望远镜机械传动系统进行了常规检修和维护，用照相测量方法调整了天线面板，对超导成像频谱仪系统进行了检修和维护。至9月6日基地陆续完成了夏季的各项维护（检修、更新）计划项目。从8月6日开始，基地对望远镜进行了为期1个月的“综合性能天文测试”工作，包括望远镜指向测试、副反射面调焦、接收机9个beam方向图测试、9个beam间隔矩阵和效率矩阵测试、天体谱线标准源的强度与视向速度测试等。以下简要报告维护、更新、测试等方面的主要工作和结果：（1）用照相测量的方法调整天线面板[1]。从2009年以来，每年采用工业数字照相摄影测量系统，以EL=52为基准位置，对天线面板进行测量，并根据测量结果，进行面板预置调整，今年调整后的天线面板精度RMS为76μm。（2）天线主、副反射面机械系统检修[2]。继续通过合同方式，由南京中科天仪中心主持对天线的机械部分做了详细检修，对所有轴承、齿轮进行了清洗、加油。（3）清洗天线主面面板[2]。望远镜经过一个观测季节的运行，抛物面表面覆盖了灰尘，严重影响望远镜的反射性能，为保证望远镜的反射性能和口面效率，延长主面板的使用寿命，在夏季维护中，对望远镜面板进行彻底地清洁保养。（4）接收机系统夏季维护[2]。对接收机系统所有设备进行了检修，部分老化设备进行了更换和更新。其中：①更换制冷机，更换压缩机吸附器，仪器除-3-尘；②更换BEAM6混频器，调整BEAM5与BEAM7的混频器、混合电桥与HEMT放大器，更换个别噪声大的HEMT放大器；③对BEAM4和BEAM8混频器进行了增加磁场抑制台阶分裂；④更换杜瓦内部分有问题或疑似有问题的电缆；⑤对部分老化的设备，比如直流电源进行更新。⑥进行TRX/IRR测试以及波束测量等。(二)望远镜性能的简要说明1天线及表面精度德令哈基地毫米波望远镜口径为13.7m(45英尺)，使用地平式机架。望远镜的光学系统是经典“卡塞格林”系统，接收机工作在卡焦上。2016年经过面板调整后的主反射面的表面精度rms为76μm[1]。2望远镜跟踪通过测试表明，方位跟踪误差的rms为0.91″，俯仰跟踪误差的rms为1.46″，对绝大部分天区，天线的跟踪误差在1-3左右[5]，完全符合观测要求（根据望远镜的波束大小，观测时望远镜的跟踪误差允许范围也被限制在5以内，以保证足够地跟踪精度）。图2.2.1为天线在AZ和EL两个方向的跟踪误差测试结果：-4-图2.2.1方位和俯仰的跟踪误差统计分布图。方位99.07%在3角秒内，俯仰93.68%在3角秒内。数据取自参考资料[3]。3望远镜指向采用“连续谱总功率接收工作模式”对行星（木星等）进行连续谱“五点指向观测”，同时对行星状星云、SiO（2-1）脉泽源进行点源的谱线“五点指向观测”。通过3天时间，将观测取得地1361组数据用指向修正模型进行拟合。从2006－2007观测季节开始，使用10个参数的指向模型，南北天分开拟合，新的指向模型在全天区域的适用性更好。图2.3.1是一个指向测试实例中指向源的空间覆盖。图2.3.2是指向修正模型计算出的南天区和北天区的残差分布。结果显示，该轮测试得到地望远镜南天指向误差（rms）为3.8″[4]，北天的指向误差（rms）为4.2″[5]。在综合测试过程中，“指向观测模型拟合修改验证”的过程要进行多轮。重复测试的结果显示望远镜最终全天指向精度小于5″。图2.3.1五点观测时南天VENUS、JUPITER、SATURN、ORIA、R-Leo、X-Cyg、IRC+10216[4]和北天NGC7027、R-Cas、T-Cep[5]有效数据点在天空中的分布。-5--15-10-5051015-15-10-5051015El[arcsec]AZ[arcsec]SA=2.7912[arcsec]SL=2.5874[arcsec]ANG=-3.4784[degree]-15-10-5051015-15-10-5051015El[arcsec]AZ[arcsec]SA=3.1721[arcsec]SL=2.7491[arcsec]ANG=24.244[degree]图2.3.2模型拟合后得到地方位残差和俯仰残差的图示。左边是南天的拟合结果，椭圆的长半轴为2.8″，短半轴为2.6″，方向角为-3.7°，数据取自参考资料[4]。右边是北天的拟合结果，椭圆的长半轴为3.2″，短半轴为2.7″，方向角为24.8°，数据取自参考资料[5]。在望远镜运行阶段，指向状况还可以通过观测CO谱线点源（如IRC+10216等晚期恒星）或者具有明显局部空间分布特征的部分CO面源（如S140等）来不定期地加以验证。作为常规测试项目，在观测季节内，每个月还要进行一轮指向测试与验证。4望远镜的温标和效率参数（半功率波束宽度、方向图、月面效率、口面效率、波束效率、间隔矩阵、效率矩阵）在分子谱线观测中，本望远镜采用标准的斩波轮校准方法（Ulich&Haas1976,ApJS,30,247及随后文献），得到地温标是改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mb，得到与同类望远镜可比地“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地卷积。-6-在基地12CO、13CO、C18O三条谱线的原始数据中已经按照mbARTT/**的关系进行了波束效率改正。半功率波束宽度（HPBW）反映了望远镜的分辨本领。对于口径为D、工作波长为的天线而言，HPBW=k/D，系数k与天线口面的照明函数有关。通过谱线五点观测的数据拟合得到在112.6GHz本振频率下，望远镜上边带（115.2GHz）半功率波束宽度HPBW为AZ方向48.4±2.9角秒，EL方向49.3±3.0角秒；下边带（110.2GHz）半功率波束宽度HPBW为AZ方向50.8±2.8角秒，EL方向51.6±2.9角秒[6]。二维波束分布可以通过对天体的扫描加以测量。对木星OTF扫描获得地二维扫描结果如图2.4.1和2.4.2[7]；对木星一维扫描结果如图2.4.3和2.4.4[7]。图2.4.1望远镜二维方向图分布【上边带98.8GHz】。对木星进行的OTF观测，REGRID步长20″。-7-图2.4.2望远镜二维方向图分布【下边带94.4GHz】。对木星进行的OTF观测，REGRID步长20″。图2.4.3望远镜不同俯仰一维方向图【beam5上边带（115.2GHz）结果】。对木星进行AZ方向一维扫描观测，步长10″，每个位置积分5秒钟。采用绝对强度校准，数据用天线温度表示。-8-图2.4.4望远镜不同俯仰一维方向图【beam5下边带（110.2GHz）结果】。对木星进行EL方向一维扫描观测，步长10″，每个位置积分5秒钟。采用绝对强度校准，数据用天线温度表示。月面效率MOON,是用来衡量望远镜对于“宽面源”的波束效率。在望远镜指向工作完成之后，将本振频率设置为112.6GHz对月面进行一维扫描，在考虑月相的修正以后，得到9个beam上下边带的月面效率[8]，见表2.4.1。表2.4.19个beam上下边带测得的月面效率(%)边带beam1beam2beam3beam4beam5beam6beam7beam8beam9USB58.4±1.759.5±1.757.5±1.659.8±1.862.3±1.861.5±1.759.6±1.762.8±1.859.4±1.7LSB64.9±1.963.5±1.863.3±1.866.2±2.066.3±1.866.1±1.864.6±1.966.4±1.964.8±1.8月面效率比采用行星测量得到地主波束效率要高，因为前者包含了主波束以外的部分“前向(forward)”旁瓣成份。在实际观测中，目标天体（分子云）的尺度通常大于望远镜的波束宽度，则望远镜的波束效率相对地接近月面效率。但是这种接近往往并不是观测者需要的，因为旁瓣接收了来自观测方向以-9-外的辐射。因此，对面源观测地射电望远镜，往往需要更低得旁瓣。望远镜旁瓣越低，用行星测量得到地“主波束效率”就越接近“月面效率”。-1500-1000-500050010001500050100150200250AZ[arcsec]TA*[K]-1500-1000-500050010001500050100150200250AZ[arcsec]TA*[K]-1500-1000-500050010001500050100150200250AZ[arcsec]TA*[K]-1500-1000-500050010001500050100150200250AZ[arcsec]TA*[K]-1500-1000-500050010001500050100150200250AZ[arcsec]TA*[K]-1500-1000-500050010001500050100150200250AZ[arcsec]TA*[K]-1500-1000-500050010001500050100150200250AZ[arcsec]TA*[K]-1500-1000-500050010001500050100150200250AZ[arcsec]TA*[K]-1500-1000-500050010001500050100150200250AZ[arcsec]TA*[K]-1500-1000-500050010001500050100150200250AZ[arcsec]TA*[K]-1500-1000-500050010001500050100150200250AZ[arcsec]TA*[K]-1500-1000-500050010001500050100150200250AZ[arcsec]TA*[K]-1500-1000-500050010001500050100150200250AZ[arcsec]TA*[K]-1500-1000-500050010001500050100150200250AZ[arcsec]TA*[K]-1500-1000-500050010001500050100150200250AZ[arcsec]TA*[K]-1500-1000-500050010001500050100150200250AZ[arcsec]TA*[K]-1500-1000-500050010001500050100150200250AZ[arcsec]TA*[K]-1500-1000-500050010001500050100150200250AZ[arcsec]TA*[K]图2.4.5对月面一维扫描得到的强度分布。测量时接收机的本振频率设置为112.6GHz，扫描范围±1500″，步长20″。数据取自参考资料[8]。月相范围-11.71°～-10.68°，月面亮温度191.2K~215.9K。左图是上边带(115.2GHz)，右图是下边带(110.2GHz)。对于主要从事星际分子云等面源观测地望远镜而言，波束效率是一个重要的效率指标。测量望远镜主波束效率最恰当的方式是寻找一个与望远镜波束尺寸一致的天体来进行。但是，实际中并没有这样的天体（或人造）目标存在。因此，测量望远镜主波束效率是分别通过对月面、行星、谱线面源、谱线点源等目标地测量来进行。在进行五点指向观测地同时，通过前置黑体温标将观测结果校准为温度，同时