LAMOST DR1數據中發現了米拉變星

高源鴻

摘 要：本文利用IDL Hammer程序，人眼檢查了中國科學院國家天文臺的郭守敬望遠鏡（簡稱LAMOST）的20000條M型星光譜數據。發現LAMOST一維光譜數據處理軟件基本能準確的對M 型星進行光譜分類，在這20000條光譜中，有90% 是M型星。這些M型星中有約100條晚型M巨星，通過卡塔利娜網站，根據它們的赤經赤緯位置，能得到它們在幾年內的多次V波段星等。其中有一顆晚型M巨星有明顯的光變周期，它的光變曲線擬合的很好。 它的光變周期、顏色和星等變化幅度都符合米拉變星的特征，初步判斷它是一顆M巨星米拉變星。

關鍵詞：郭守敬望遠鏡；LAMOST；光譜；M矮星；M巨星；米拉變星

中圖分類號：P158 文獻標識碼：A 文章編號：1671-2064（2017）14-0245-02

郭守敬望遠鏡，英文名為Large Sky Area Multi-Object Fibre Spectroscopy Telescope（LAMOST），中文意思是：大天區面積多目標光纖光譜天文望遠鏡（簡稱LAMOST），也稱為“郭守敬望遠鏡”。它坐落于國家天文臺興隆觀測站，兼具大口徑和大視場，每次曝光可以獲得四千根光纖，是目前世界上光譜獲取率最高的望遠鏡，在這方面居于國際領先的地位。

郭守敬望遠鏡獲得的原始二維圖像，經過減天光和本底、除平場、追跡和抽譜后，成為一維光譜，再經過一維光譜處理軟件，對它們進行光譜分類和天體識別。對于大多數光譜數據，一維光譜處理軟件都能進行正確高效的自動分類和光譜識別。但是對于一些特殊、稀少天體和低信噪比天體，為了保證光譜分類和天體識別的準確性，還需要人眼檢查或者利用補充軟件進行專門處理。例如，M型星由于質量小，星等暗，光譜信噪比低，通常需要對一維光譜處理軟件分類為M型的光譜進行人眼查看，尤其是在郭守敬望遠鏡剛運行的初期。

筆者有幸參與了郭守敬望遠鏡DR1數據中20000條M型星人眼復核工作，在這些數據中有約100顆晚型M巨星，其中一顆M 巨星的光變周期、顏色特征和星等變化幅度都符合米拉變星的特征，因此，步判斷它是一顆米拉變星。

1 郭守敬望遠鏡光譜數據M型星的人眼檢查

1.1 恒星光譜分類和M矮星特征

不同的恒星具有不同的參數特征：如質量、溫度、表面重力金屬豐度等等，這些表現為不同的光譜形狀和吸收線/帶或者發射線/帶。恒星的分類就是基于這些特征譜線和譜帶，以及這些特征線/帶的相對強度和連續譜的能量分布。恒星光譜類型主要分為OBAFGKM七種，目前最流行的光譜分類方法叫做摩根-基南系統（MK system）。M矮星又叫做紅矮星，是主序恒星中質量最小、溫度最低的一類恒星。通常他們的質量范圍為0.075到0.4倍太陽質量，表面溫度小于4000開。由于低表面溫度，M矮星光譜中出現了很多中性金屬譜線和分子譜線，如氧化物和氫化物譜線鉀雙線、鈉雙線、氧化釩、氧化鈦和氫化鈣是最主要的特征線（KI，NaI，VO，TiO和CaH）。這些特征主要集中在7000-9000埃。

1.2 Hammer程序人眼檢查M型星

本次工作是從有物理單位的一維光譜開始。工作中使用的軟件是國家天文臺老師改進了的、用IDL語言編寫的Hammer 程序，這個程序能讀出fits文件并畫出光譜，根據M矮星的特征線的強弱，它能自動對M型星進行光譜分類，并且允許進行人眼查看后手動對比M型星的模板，對Hammer自動分類結果進行修改。之所以進行人眼檢查，是因為M型星質量小，光度小，光譜信噪比低，人眼檢查是為了避免程序分錯光譜型或者分類誤差大。

1.3 人眼檢查結果總結

筆者對LAMOST一維光譜處理程序分類為M型的20000多個光譜數據進行了人眼檢查。圖1展示了人眼復核工作Hammer程序的工作界面，紅色的是模板光譜，白色的是LAMOST觀測光譜。工作界面有ODD，BAD，SMOOTH， DONE，BACK，BREAK，LATER和EARLIER按鈕，分別用于以下操作：標注奇特天體如雙星、標注壞光譜、平滑低信噪比光譜、完成人眼檢查開始檢查下一條、返回上一條光譜檢查、終端程序、更晚光譜型和更早光譜型。這些光譜中，有大約90%M型星，其它有一些是壞光譜，有一些是光譜形狀有些類似早型M型星的星系、晚型碳星等。這說明LAMOST一維光譜處理軟件對M型星的分類已經比較準確，但是如果想發現稀少天體或者未知天體，還是需要人眼查看光譜。另外統計發現，M型星中有大約5%是M巨星，只有95%左右是M矮星。

1.4 M型星中的M巨星米拉變星

在這20000條M型光譜中有約100條晚型M巨星（晚于M7）。這些晚型M巨星有數顆在Catalina數據庫中有連續幾年時間內多次測光星等觀測數據，其中有一顆具有非常明顯的光變信號，光變曲線擬合的也非常好。下文將詳細介紹這顆變星的情況。

2 LAMOST數據中的一顆米拉變星

2.1 M巨星光譜特征簡介

M巨星相比較M矮星有不同的吸收波段和光譜形狀。對于早型M巨星，憑6800-7000埃的CaH吸收線比較好識別，它們擁有比較淺的吸收帶，使得6500-7000埃之間形成一個“對號”形狀。而M矮星的光譜因具有比較深的吸收帶，6800-7000埃附近形成一個“W”字母的形狀。M巨星也具有比較淺的中性堿金屬線，如：7600埃的鉀雙線（KI）和8180埃的鈉雙線（NaI）。晚型M巨星憑堿金屬吸收線比較好識別。

2.2 卡塔利娜（Catalina）巡天項目

卡塔利娜巡天的使命是搜尋近地天體，如彗星和小行星，項目位于美國亞利桑那州南部的圖森市卡塔利娜山上的萊蒙山天文臺。項目允許多次觀測同一個天體，從而多次得到天體的V波段星等，它測量星等精度非常高，所以能探測到同一個天體在不同時間的星等變化，能探測凌星現象或者變星。筆者這次在老師的指導下，在卡塔利娜數據庫中輸入了100顆晚型M巨星的赤經赤緯，根據它們的赤經赤緯位置搜尋它們的V波段星等，找到了LAMOST數據中的一顆米拉變星。

2.3 米拉變星簡介

米拉變星是脈動變星，它們的顏色非常紅，光變周期超過100天，且光度變化超過一個視星等。它們位于赫羅圖上恒星演化至非常后期的位置（在漸近巨星分支），是紅巨星，即將逐出外面的氣體殼層成為行星狀星云，并將在幾百萬年后成為白矮星。

米拉變星的質量一般不會超過兩倍的太陽質量，但是因為在恒星演化后期，它們的半徑膨脹變大，巨大的外殼使他們的光度是太陽的數百倍。它們的半徑和溫度都隨著時間在變化，造成光度也隨之改變，光度變化的周期是恒星半徑和質量的函數。一旦了解了光變周期與恒星半徑和質量的具體函數關系，天文學家就可以根據觀測到的光變周期推測獲得質量和半徑，而質量和半徑是非常寶貴的數據。另外，理論上，大約有千分之一的米拉變星的光變周期隨著時間改變。

許多有志于觀測變星的業余天文學家的觀測目標偏向于米拉變星，因為它們有戲劇性的亮度變化。米拉變星的星很多，如：米拉，天兔座R，仙后座R等。本文中發現的是一顆光譜型為M巨星的米拉變星。

2.4 M巨星米拉變星的位置 、LAMOST光譜和Catalina 光變圖

這顆M巨星米拉變星的赤經、赤緯分別是2.40354和37.79200度，它的J-K顏色大約是4.62，其顏色非常紅。之所以說它的顏色大約是4.62，是因為它是變星，星等隨時間在一直在變化。它的光學波段LAMOST光譜如圖2所示。圖3展示傅里葉變換擬合所得到的V波段光變曲線，它的光變周期約是293.6天，光變曲線幅度約是1.08星等，星等變化達到2.16星等。這顆星的顏色特征、光變周期和星等變化幅度均和米拉變星的特征一致，我們初步判定它是一顆米拉變星。后期可以用恒星演化模型估算它的質量，還可以用LAMOST再次觀測它的光譜，看多次光譜觀測特征有什么不同，從而進一步了解它的各方面性質特征，研究它的光變周期和質量、半徑關系。

3 總結與感想

經過對約20000條M型星光譜數據進行人眼的檢查與分析，與軟件自動分析的結果進行比較，約90%與一維光譜處理軟件自動分析的結果一致，這說明科學家開發的光譜自動分析軟件能識別大多數光譜并高效率地分類。但要想識別一些特殊天體或未知天體類型，還需要人工輔助識別。比如筆者這次發現的一顆很有意思的M巨星米拉變星。

筆者從光譜中確認出100顆M巨星，并且在卡塔麗娜網站搜尋到了一顆M巨星在連續幾年內的V波段星等，擬合出了比較漂亮的光變曲線。它的光變周期、顏色和星等變化幅度與米拉變星一致，被初步認定為米拉變星。

4 致謝

感謝國家天文臺郭守敬望遠鏡數據中心提供給我這個機會接觸這樣高技術水平的望遠鏡及光譜數據。這次與科學家零距離的接觸并參與直接對科學研究有意義的工作，讓我學到了在書本上學不到的東西，讓我在科學上大開眼界，激發了我對天文研究的濃厚興趣，成為我日后從事天文科研的強大動力。

參考文獻

[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，葉中付，白仲瑞.LAMOST二維光纖光譜抽譜方法的研究[J].天文學報，2008（3）：49-60.

[3]吳悅，羅阿理，施建榮，等.基于郭守敬望遠鏡（LAMOST）試觀測數據新發現的貧金屬星候選體[J].天文學進展.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.