CANDELS巡天簡介

姜東飛

摘 要：CANDELS巡天是哈勃空間望遠鏡歷史上最大的多波段圖像觀測項目，其科學目標主要是借助高分辨率WFC3（Wide Field Camera 3）/近紅外波段圖像數據，研究高紅移（z > 1）星系的形成與演化。CANDELS巡天包含5個觀測區域，總面積約800平方角分。獨一無二的空間條件和很深的圖像深度已使CANDELS在天體物理學領域取得越來越多重要的科學成果。根據國內相關研究者的需要，該文對CANDELS巡天的觀測、數據結構、圖像數據預處理給予簡要的介紹，以使國內感興趣的同仁對該巡天項目有初步的了解。

關鍵詞：CANDELS 哈勃空間望遠鏡（HST） 多波段 圖像巡天

中圖分類號：P157 文獻標識碼：A 文章編號：1672-3791（2015）12（a）-0115-04

哈勃空間望遠鏡（Hubble Space Telescope，HST）是人類的第一架空間望遠鏡，于1990年4月25日被部署在距離地面約600 km的近地軌道，大約每100 min環繞地球一周。經過了五次維護，哈勃空間望遠鏡的性能得到了充分發揮。尤其是其先進巡天照相機（Advanced Camera for Surveys，ACS）和第三代廣域照相機（Wide Field Camera 3，WFC3）的安裝和啟用，使其空間分辨率有了極大提高。

為了充分利用空間環境的優點，如良好的大氣透明度、視寧度，沒有大氣散射造成的背景光，還能觀測到未被臭氧層吸收的紫外線等，由 Sandra M. Faber 和 Henry C. Ferguson 領導開展CANDELS（Cosmic Assembly Near-infrared Deep Extragalactic Legacy Survey）巡天項目。CANDELS巡天是HST歷史上最大的多波段圖像觀測項目，擁有902個軌道環繞時間，相當于HST連續工作四個月，而實際觀測則需要三年時間（2010—2013年）[1]。CANDELS巡天的核心設備是高分辨率的WFC3/近紅外相機。它可以測量由于宇宙膨脹而波長變長到近紅外波段的電磁波，因而可以得到距現在更久遠的、更臨近宇宙大爆炸時期的天體發出的輻射。也會用到ACS/可見光相機，這樣就可以得到從可見光到近紅外的多波段圖像數據。CANDELS將利用這些數據來追溯宇宙演化的早期，進一步理解星系的形成和演化歷史[2]。

1 CANDELS巡天觀測

CANDELS巡天包含Deep場和Wide場兩大部分，其中Deep場包含GOODS-S和GOODS-N，Wide場包含COSMOS、EGS和UDS，再加上哈勃超深場（HUDF）構成了類似多層蛋糕的結構，這是對河外星系非常有效的調查方法[2]。CANDEL的目標是用WFC3/IR的觀測數據覆蓋一個連續的區域，同時，ACS/WFC并行（parallel）曝光也可以疊加起來獲得較深的圖像，還要求盡可能的讓新數據覆蓋在已經獲得相關數據的天區上。

CANDELS全部區域的面積約800平方角分，Deep場大約125平方角分，深度是10個軌道環繞的時間，Wide場的深度是2個軌道環繞的時間，每個場的每個波段的最終的圖像都是由很多圖像塊拼接而成，而每個圖像塊也不是一次拍攝就可以完成的，是通過多次曝光多次拍攝才可以達到需要的深度。對于GOODS-N和GOODS-S，是由3×5（6.5'×10.8'）的矩形塊組成，對于Wide場，每個場布局都是一個矩形區域，COSMOS和UDS由4×11（8.6'×23.8'）的矩形塊組成，EGS是由3×15（6.5'×32.5'）拼接塊組成，具體的圖像塊拼接情況和天區分布見圖1。CANDELS的圖像數據由三臺相機獲得，分別是WFC3/IR，WFC3/UVIS，ACS/WFC，其中，WFC3作為主要的觀測設備。三臺相機共有9個濾光片可以使用，得到的圖像數據也就分成了9個波段，每個波段的星等零點都不同，CANDELS的源位置的測量是基于F160W的，詳細的波段和星等零點等信息見表1。

所有的CANDELS的近紅外的觀測都來自WFC3/IR探測器，它由1024×1024像素組成，中心區域1014×1014區域用來拍攝圖像（覆蓋130"，大約0.128"每像素），臨近邊緣的5像素的條形區域，用來追蹤本底的改變。曝光使用的是WFC3/IR-FIX孔徑。所有的曝光都采用MULTIACCUM模式，使用SPARS50或SPARS100讀出，能無損的讀出50 s或100 s采樣。

可見光和UV觀測用的是WFC3/UVIS和ACS/WFC相機，他們擁有相似的結構，ACS/WFC的探測器的尺度是4144×2048像素，WFC3/UVIS的尺寸是4146×2051像素。ACS的可用區域是4096×2048像素，WFC3的是4096×2051像素，都位于鄰近的近似方形的區域內。

CANDELS巡天采用的半個像素的Dither模式。采用Dither模式，可以消除壞像素（Bad pixel）對圖像的影響，也可以防止某些天體源總是落在的探測器與探測器拼接（mosaic）的空隙中，還可以防止在疊加圖像的時候導致誤差也成倍的增加，可以提高信噪比。而CANDELS 采用的是每半個像素的Dither，可以顯著地提高最后疊加的圖像的分辨率。

2 CANDELS巡天數據結構

CANDELS圖像的處理和拼接使用的是“Mosaic Drizzle”管線（Pipeline），這里介紹一下由HST拍攝到的圖像到最后公開的圖像的處理過程。

最初的圖像，無論是來自WFC3/IR、WFC3/UVIS或ACS/WFC，都需要先進行圖像定標（Image Calibrate），定標需要對每次曝光單獨進行處理。定標的主要操作包括，對圖像上的壞像素進行填充，減本底，去暗場，除平場和做增益（gain）修正。針對WFC3/IR的圖像，還需要進行的是減去“第零次（Zeroth-read）”讀出噪聲，做非線性修正，用up-the-ramp方法初步去宇宙線。

做完了定標，還需要做一些修正。對于ACS/WFC的曝光，首先需要修正的是本底的條帶噪聲（Bias Striping），這是由SIDECAR ASIC電子系統帶來的，是低頻（0.001——1 Hz）噪聲。其次，還要修正來自探測器的影響，包括探測器的電荷轉換效率（CTE）的退化和放大器的象限修正等[3]。對于WFC3/IR，則需要對一些特定的像素進行標記，如熱像素等。接下來需要做交叉相關微調（Cross-Correlation Shifts），主要是dither圖像的處理過程。

然后是去宇宙線操作。首先對于每個曝光圖像創建Drizzle圖像，隨后使用Multi Drizzle中的“min med”算法創建一個中值圖像。這個干凈的中值圖像就是直接用來對觀測圖像剪除宇宙線的。一個像素被定義為宇宙線，采用的是如下的定義：

（1）

上面公式（1）中， S和S/N 是可以修改的參數，B是已經測量的天光背景的值。

去宇宙線要執行兩次操作。第一次，檢查圖像的每個像素，使用參數為S=1.2，S/N=3.5，目的是對宇宙線像素進行標記；第二次要在1個像素寬度的區域中使用第一次做出的標記，同時使用更加嚴格的標準，S=0.7，S/N=3.0，同樣進行標記。之所以標準變得嚴格，是為了確保暗像素周圍的宇宙線也被標記。

下面做絕對天體測量修正。HST的絕對天體測量的精確度主要被導星的天體測量的精確度限制，也需要考慮來自望遠鏡觀測的方位角改變帶來的誤差。由于每個觀測被分成了多次曝光，就帶來了不同曝光圖像中的導星的位置的不同，CANDELS對精確度水平的要求是要好于0.1像素。解決這個問題最主要的方法就是與已經從地面望遠鏡獲得的天區圖像、表格相比較，然后再做相應的校正。對于GOODS-N場，使用的是Capak et al.（2004）[4]的數據；GOODS-S場使用的是Arnouts et al.（2001）[5]的數據，COSMOS場使用的是Capak et al.（2007）[6]的數據，EGS場使用的是Davis et al.（2007）[7]的數據，UDS場使用的是Lawrence et al.（2007）[8]的數據，詳細的天體測量信息見表2。具體過程分為兩步：第一步，使用地面望遠鏡的盡可能高精確度的天體測量的表格，這些表格可以提供較高密度的導星來匹配HST圖像中的導星；第二步，確定所有的表格或者是拼接的參考圖像都被轉換到絕對天體測量的坐標系統。然后就可以進行絕對天體測量的修正了。

之后，最好進行視覺上的識別和分波段的mask，主要針對圖像中的衛星的尾跡，和其他手段沒辦法辨別的異常的持續性的信號。由于HST的軌道相對較低，拍攝圖像時可能將剛好經過的衛星也拍進圖像。此外，還要考慮探測器的量子響應，確保圖像中沒有顯著的異常信號。

對于HST圖像，移除非天文源的背景發射線是很必要的，此步驟之前要把曝光圖像拼接成一幅圖像。由于HST工作在地球的環繞軌道，不可避免的會接收到來自地球的電磁輻射，所以，需要將圖像中的這部分信號除去。除去這部分信號的辦法是mask掉所有的源，應用σ剔除異常像素值，然后對整個圖像進行平滑。

最后，使用Multi Drizzle來得到最后可以發布的圖像，此外還需要進行的是測光確認，點擴散函數的確認等。

3 結語

CANDELS巡天作為HST歷史上最大的多波段圖像觀測項目，以其獨特的空間位置和得天獨厚的空間條件，恰當的觀測方法的選擇，加上高精度的觀測設備的使用，使其獲得了接近衍射極限分辨率的圖像；多波段濾光片的使用，覆蓋了從可見光波段一直到近紅外波段；精心選擇的觀測天區，都有地面望遠鏡的圖像數據，有些區域還有光譜數據，結合其他的空間望遠鏡，如Chandra空間望遠鏡和Spitzer空間望遠鏡的其他波段的數據，CANDELS已經為諸多天文學家提供了海量的高精度數據，更是做出了很多科學產出。隨著CANDELS測光表的陸續公布，必將為國內外天文學家所廣泛使用。

參考文獻

[1] Grogin，N.A.，Kocevski，D.D.，Faber，S.M.，et al. CANDELS：The Cosmic Assembly Near-infrared Deep Extragalactic Legacy Survey[J].The Astrophysical Journal Supplement，2011，197（2）：35-73.

[2] Koekemoer，A.M.，Faber，S.M.，Ferguson，H.C.，et al. CANDELS：The Cosmic Assembly Near-infrared Deep Extragalactic Legacy Survey—The Hubble Space Telescope Observations，Imaging Data Products，and Mosaics[J].The Astrophysical Journal Supplement，2011，197（2）：36-71.

[3] Massey，R.Charge transfer inefficiency in the Hubble Space Telescope since Servicing Mission 4[J].Monthly Notices of the Royal Astronomical Society：Letters.2010，409（1）：109-113.

[4] Capak，P.，Cowie，L.L.，Hu，E.M.，et al.A Deep Wide-Field， Optical，and Near-Infrared Catalog of a Large Area around the Hubble Deep Field North[J].The Astronomical Journal，2004，27（1）：180-198.

[5] Arnouts，S.，Vandame，B.，Benoist，C.，et al.ESO imaging survey.Deep public survey：Multi-color optical data for the Chandra Deep Field South[J].Astronomy and Astrophysics，2001，379：740-754.

[6] Capak，P.，Aussel，H.，Ajiki，M.，et al.The First Release COSMOS Optical and Near-IR Data and Catalog[J]. The Astrophysical Journal Supplement Series，2007，172（1）：99-116.

[7] Davis，M.，Guhathakurta，P.，Konidaris，N.P.，et al.The All-Wavelength Extended Groth Strip International Survey （AEGIS） Data Sets[J].The Astrophysical Journal， 2007，660（1）：1-6.

[8] Lawrence，A.，Warren，S.J.，Almaini，O.，et al.The UKIRT Infrared Deep Sky Survey（UKIDSS）[J].Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.2007，379（4）：1599-1617.