一种海量光谱中类星体候选体红移测量与识别的算法

提出一套对海量光谱中类星体的红移测的方法。类星体具有本身的宽发射线的特征,而以往光谱处理方法中,对于宽的发射线的识别存在不足之处。由于类星体的红移一般比较大,谱线移动的范围比较大,不易进行判定。所以本文针对类星体最重要的特征,利用低频点集方法,提取光谱中宽的发射线并与已知线表进行匹配,来获得类星体的红移并能够对类星体进行初步的识别。为提高谱线识别可靠性,文章还提出一种估计局部噪声的方法。该文的方法不依赖与光谱的流量定标,可以应用于无流量定标时的光谱,例如正在调试阶段的LAMOST光谱数据。     

恒星巡天光谱中天光残留成分的自动识别与检测

天光作为一种主要的噪声,叠加在目标天体光谱之中,降低了光谱的信噪比。经过减天光处理后,若光谱中仍含有大量强度高的天光残差将不利于对目标光谱的后续分析。自动识别减天光异常恒星光谱的研究较少,目前只能通过人工检测的方法去寻找减天光异常的光谱,效率较低。首先对影响减天光结果的因素进行分析,找出减天光异常光谱的特征,然后提出一种简单有效的方法能够自动识别LAMOST巡天经过Pipeline处理之后仍然存在减天光异常的恒星光谱并检测其位置。该方法先对光谱进行归一化处理,然后通过检测天光线附近是否有一定强度的类似发射线或吸收线的残留来判定该天光线位置是否出现减天光异常,最后得出光谱中所有的减天光异常的天光位置。通过对LAMOST光谱数据的实验表明,这种方法可以有效识别出减天光异常的光谱和发现不同残留强度的天光线异常位置,并且该方法简单易懂,识别效率高,可以应用于大量的减天光异常光谱的识别与检测问题。     

基于轨迹聚类的天光光谱特征分析

天光背景扣除是LAMOST 1D光谱数据处理中重要的环节,其扣除好坏直接影响光谱产品质量,因此构造理想的超级天光光谱模型具有重要的意义。通常超级天光是由与目标天体同时观测的天光光纤光谱构造而成,同一区域的天光背景可能随着不同的观测时刻有着规律性的变化特征（如月相变化）,如果能充分分析并利用这些特征,可有效校正超级天光模型,从而提高减天光效果。轨迹聚类方法是一种分析目标随时、空变化特征的有效工具,针对LAMOST天光光谱中可能存在的变化规律,给出一种基于轨迹聚类的天光光谱特征分析方法。主要分以下三部分：首先是天光光谱的时序化描述。LAMOST pipeline采用且提供了每个观测天体的即时超级天光光谱,为了获取特定天区背景天光的光变特征,需选择天光光纤光谱以及扣除目标天体光谱的背景光谱,以5°视场（LAMOST望远镜视场）为单位,按观测日期MJD均匀分组,从而对特定区域的天光光谱进行了时序化表征;其次给出基于密度的天光光谱数据聚类算法STK-means。为解决随机参数导致收敛及聚类效果不理想的问题,在分析天光光谱时序数据特征的基础上,给出基于密度的相似性度量公式,并作为传统k-means聚类的初始参数选择依据,从而给出基于密度的天光光谱数据聚类算法STK-means;最后进行实验分析。实验验证了该方法的正确性和有效性以及不同初始参数K值的选择对聚类结果的影响。在此基础上,利用STK-means聚类方法,对LAMOST第一期巡天中一个完备小天区的天光光谱时序数据进行了轨迹特征分析,结果表明,除个别光谱质量较差或常说异常外,该特定区域的天光背景以农历每月十五、十六为中心向两边呈对称分布,反映了该区域观测过程中受月相的影响变化情况,该特征经量化后可为校正超级天光模型提供一种有效途径。同时,由于时序化描述过程中均匀采样的要求,该方法可适用于反银心、盘、晕等高天体数密度区域,而对于高银纬低数密度区域则需要更长时间的巡天观测。此外,该方法还可有效发现特定区域的离群(异常)天光光谱,为天文学家进一步分析提供珍稀样本。     

光纤转动引起光纤光谱效率变化与改正

光纤的焦比退化(focal ratio degradation)是光纤光谱效率损失的重要原因之一。光纤在安装和每次定位过程中,光纤的转动和扭曲会引起光纤焦比退化发生变化,从而改变光纤的传输效率,每根光纤由此造成的传输效率变化都会存在差异。而这样的效率差异无法用通常天文观测中使用的晨昏天光平场或者圆顶平场改正。减天光是光纤光谱数据处理中决定光谱质量的重要环节。减天光处理要求对不同光纤的传输效率进行归一化处理,以扣除不同光纤之间传输效率差异导致的天光背景测量的误差。对于与天光背景亮度接近乃至更暗的观测目标而言,光纤传输效率的改正精度决定了减天光的精度。测试了LAMOST望远镜光纤转动对光纤传输效率的影响情况。在检查了光谱中天光发射线强度与光纤传输效率的关系,和验证了光纤效率变化与波长变化相对独立的基础上,提出并且证实了通过测量各光纤中天光发射线强度作为光纤相对效率变化量来改正光纤效率差异的方法是可行的。这种方法已经被应用到LAMOST二维光谱处理当中。     

基于小波多尺度特征匹配的类星体红移测量方法

在中国正在实施的大型巡天项目(LAMOST项目)中,预计能获得105数量级的类星体光谱。文章旨在研究适用于LAMOST观测数据的类星体红移测量方法。为了克服信噪比较低的不利因素,文章采用小波变换的方法对类星体宽发射线进行特征提取,然后利用多尺度特征匹配的方法进行类星体红移测量。通过对sloan digital sky survey(SDSS) data release 2(DR2)中的15, 715条类星体光谱的实验表明,在误差为0.02的范围内所用方法的正确率达到95.13%。该方法可对相对定标的类星体光谱数据进行红移测量,符合LAMOST数据的要求,可为天文学家进行类星体和宇宙大尺度等研究提供帮助。     

一种基于交叉相关的类星体的红移测量方法

给出了一种新的类星体光谱的红移测量方法。首先,利用提取出的发射谱线信息确定一组红移候选;然后,按这些红移候选将静止模板光谱红移,计算所得光谱与目标光谱的相关值;最后,确定最大相关值对应的红移候选为目标光谱的红移。相对于已有的基于谱线匹配的方法,此方法的性能受谱线提取效果的影响较小。实验结果表明： 此方法的鲁棒性较好,性能优于基于谱线匹配的方法。     

LAMOST光谱J152238.11+333136.1 P-Cygni轮廓分析

LAMOST一期巡天成功获取河外星系光谱超过150 000条,大样本光谱数据为探索奇异、稀有的天体从而完善现有的天体演化理论提供了必要的数据条件;而先进的信息技术为从海量的数据中挖掘这些珍稀样本提供了有效途径。针对采用基于DoPS的数据挖掘方法,从LAMOST DR5星系光谱数据获得的离群数据挖掘结果中,呈现出疑似P-Cygni轮廓特征的光谱J152238.11+333136.1进行了深入讨论。首先针对该光谱的基本信息、疑似P-Cygni轮廓特征以及相应的离群数据挖掘方法进行了简要表述,光谱在Hβ和[OⅢ]λ4860处呈现P-Cygni轮廓,在NeⅢλ3869和HeⅠλ5874处呈现反P-Cygni轮廓;其次,对该特征的真实性及其生成机制从以下4个角度展开讨论。(1)交叉同源观测。Sloan巡天2004年(相差11年)的同源观测,其光谱上并未呈现对应的特征,据推测可能是正在进行的演化活动或者光纤定位误差所致;(2)通过分析光谱质量、减天光残差等方法,分析P-Cygni特征是否为观测或数据处理所致。NeⅢλ3869和HeⅠλ5874处呈现反P-Cygni轮廓可信度较低;同时,通过比较目标光谱与超级天光,以及相邻光纤观测到的光谱在对应波长处的光谱特征,说明存在P-Cygni轮廓为减天光过程导致的可能性;(3)光谱子型差异。IRAS和WISE等近红外同源观测,显示其为Seyfert 2型星系,光学波段发射线强比[NⅡ]/Hα,[OⅢ]/Hβ显示其为HⅡ区,结合光学、红外测光图像特征,推测目标可能是两个星系进行并合活动;(4)从导致P-Cygni轮廓的物理机制的角度,分析了由星系并合触发外流、由恒星形成(爆发)电离气体触发的外流以及由Wolf-Rayet特征星系的超星风等原因引起的可能性。     

一种重复观测低信噪比光谱的处理方法

目前我国LAMOST光谱巡天已发布超过760万条的天体光谱,对其中大量的低信噪比光谱的处理一直是业内公认的难题。针对天体光谱中重复观测的光谱,提出了一种新的处理方法。该方法的主要内容为：对每一组重复观测光谱,选择其红移值的差距在一定范围内的组别,然后使用一种基于信噪比加权的最优叠加方法来提高光谱的信噪比。通过对LAMOST DR4中所有重复观测光谱进行处理,证明该方法对于提高低信噪比重复观测光谱的信噪比十分有效。使7 571组恒星光谱的信噪比达到参数测量的标准,3 357组类星体和星系光谱的信噪比得到提高,平均提高率为56.38%;并且获得了43 021个双星候选体。     

莱曼α森林

直至本世纪六十年代,人类还无法探测到分布在遥远星系际空间的物质.而对这些物质的密度、成分和分布的探测对于了解星系的形成和宇宙演化都是极为重要的. 类星体及其光谱中吸收线的发现为研究星系际物质物理学提供了重要的手段.类星体是宇宙中最“明亮”的天体,因而也是可被观测到的最遥远的天体.迄今观测到的谱线红移最高的类星体.其红移值为Z=4.43,相应的到我们的距离约为宇亩半径的93%.从如此遥远天体发射的光,将通过广阔的星系际空间才能到达地球.星系际空间的物质对光的吸收.将在类星体光谱上产生一系列的吸收线.对这些吸收线的分析研…     

部分相干理论有可能解开红移之谜

一种关于光的行为的新理论将从根木上改变天文学家利用天体谱线红移测定其距离的方法.美国 Rochester大学的 Emil Wolf 所倡导的新理论认为光在自由空间长距离传播时其谱将有所改变.这与长期以来物理学家研究光的性质时所依赖的一个重要假设相矛盾,这一假设认为光的谱特征是不变的.若新理论是正确的,则将对利用天体(特别是类星体)光谱的谱线红移来确定其距离的传统办法带来较大的冲击. Wolf在 1987年3月26日的一期 Nature杂志上发表文章[1],证明光传播时其能量特性将有所改变,因为不能保证一个在距光源很远的观测者所看到的光和刚离开光源…     

基于相似性度量的星系光谱红移估计

光谱的自动分析对大规模的光谱巡天有着非常重要的意义。文章提出了一种基于相似性度量的星系光谱红移测量方法。方法中采用主分量分析构造星系光谱的静止模板,利用谱线特征确定观测光谱的红移候选,然后根据红移候选进行观测光谱与模板光谱间的相似性度量,所采取的相似性度量策略类似于证据积累的思想,定义为几个相似证据的加权和,从而降低了观测光谱与模板光谱之间的误匹配,提高了红移估计的正确率。通过实验将所提出方法与基于谱线匹配的方法和传统的交叉相关方法进行了比较,实验结果表明：本文方法的正确率较之基于谱线匹配的方法和传统相关法有较大提高。     

基于自适应径向基神经网络的类星体光谱自动识别方法

通过对光谱的研究来识别和认证类星体是天文学研究中的重要方法。文章提出了一种对类星体光谱进行自动识别的自适应径向基神经网络(RBFN)方法。该方法包括以下几个步骤: (1)先将训练样本归一化,再利用PCA变换进行降维,获得样本特征向量; (2)设计出K均值聚类算法与梯度下降法相结合的径向基神经网络结构的基本模型,再用SSE(sum of squares error)误差函数进行判断,对RBFN隐含层的神经元进行自动调节,直至满足给定误差阈值; (3)用训练得到的参数对用于测试的样本中的类星体光谱进行识别。该方法不但克服了经典RBFN算法选择隐层神经元数目的困难,而且还提高了对类星体识别的稳定性和正确率。研究结果对于大型光谱巡天所产生的海量数据的自动处理具有重要意义。     

LAMOST星系光谱的红移自动测量

自动测量LAMOST望远镜所产生的大量星系光谱红移,是LAMOST望远镜数据处理的关键。PCAZ的红移自动测量方法,只适用于红移值较小(一般情况不超过z＜0.2)的情况,其原因是受到所应用构建正交模板的光谱模板范围的限制。文章突破了这一限制,针对LAMOST将产生的光谱的特点,作者改进了这套方法。应用该方法到具体的观测数据中,得到了准确率超过90%的红移值。该方法的红移测量极限依赖于模板的波长范围和待测光谱蓝端的信噪比,按照LAMOST的初步设计,对z＜0.8红移,可进行准确测量。经过测量, 得出结论：(1)该方法适用于LAMOST的星系红移测量;(2)为实现巡天红移的测量,需要构造完备的不同星系的光谱模版(UV-IR);(3)蓝端信噪比大小影响对大红移的测量。     

基于相关子空间的双峰发射线光谱特征提取与分析

低分辨率天体光谱中呈现的双峰发射线轮廓可能反映着比较珍稀的物理现象,如双活动星系核（AGNs）、双超大质量黑洞（SMBH）、喷流云与窄线区的相互作用,也可能是光谱处理过程产生的低质量特征线。双峰发射线轮廓一般由2个或2个以上的波峰构成,对该特征进行提取并分析,可作为双AGN、星系对、双黑洞等稀有天体更有效的搜寻依据,从而有助于更深入地研究星系乃至宇宙的形成与演化。提出一种新的基于相关子空间的双峰发射线特征提取与分析方法,主要工作分为以下三部分：首先利用稀疏差异因子δ度量双峰发射线光谱中属性差异程度,利用KNN方法约束参与稀疏差异因子计算的光谱范围,在此基础上,针对LAMOST低分辨率光谱给出基于相关子空间的特征提取方法;其次,为了验证稀疏差异因子σ以及KNN的输入参数k对双峰发射线光谱的适应性,选择LAMOST双峰发射线光谱样本及普通星系光谱数据,红移范围z<0.3（确保Hα,Hβ,[OⅢ]λλ4 959, 5 007,[NⅡ]λλ6 548, 6 584,[SⅡ]λλ6 717, 6 731等发射线落在LAMOST波长覆盖范围）,获得训练集光谱总数332+332（正负样本）条,并借助人眼检查分析该方法中的两个参数：k和δ阈值α对结果的影响,实验表明,当k=18,α=0.6时,相关属性分布较密集且稀疏点较少,结果比较理想;最后,对332条双峰发射线光谱特征子空间所在的波长区间、双峰红/蓝移间隔、双峰线强比等进行了理论分析、测量及人眼认证的基础上,给出了基于相关子空间的双峰发射线特征表述。此外,从双峰特征子空间上不同的发射线激发机制（[OⅢ]/[NⅡ]/[SⅡ]等禁线、Hα、Hβ等氢线）及相关特征子空间上线强关系等角度,对样本中双峰轮廓进行了分析。     

Discovery of two broad absorption line quasars at redshift about 4.75 using the Lijiang 2.4 m telescope

The ultraviolet broad absorption lines have been seen in the spectra of quasars at high redshift, and are generally considered to be caused by outflows with velocities from thousands kilometers per second to one tenth of the speed of light. They provide crucial implications for the cosmological structures and physical evolutions related to the feedback of active galactic nuclei(AGNs).Recently, through a dedicated program of optically spectroscopic identifications of selected quasar candidates at redshift 5 by using the Lijiang 2.4 m telescope, we discovered two luminous broad absorption line quasars(BALQSOs) at redshift about 4.75. One of them may even have the potentially highest absorption Balnicity Index(BI) ever found to date, which is remarkably characterized by its deep, broad absorption lines and sub-relativistic outflows. Further physical properties, including the metal abundances,variabilities, evolutions of the supermassive black holes(SMBH) and accretion disks associated with the feedback process, can be investigated with multi-wavelength follow-up observations in the future.