南银冠 u 波段巡天(SCUSS)计划实施方案

目录南银冠 u波段巡天(SCUSS)计划实施方案......................................................................................1

SCUSS计划内容及科学意义....................................................................................................2SCUSS测光系统.......................................................................................................................3

BOK望远镜及控制系统...................................................................................................3新 CCD成像系统（相机）..............................................................................................5SCUSS滤光片...................................................................................................................6批作业执行方式..............................................................................................................7焦面调整..........................................................................................................................8

台址气象条件统计................................................................................................................10观测极限星等及影响极限星等的因素.................................................................................11SCUSS巡天策略和扫描模式..................................................................................................15

观测图像天区的编号及命名方法.................................................................................15多次曝光的天区扫描方式.............................................................................................16巡天时间的计算............................................................................................................17观测扫描的具体策略.....................................................................................................17

SCUSS数据存储和备份方案..................................................................................................19SCUSS数据处理-测光............................................................................................................19

数据处理流程................................................................................................................21流量定标........................................................................................................................25

SCUSS网页及星表内部公开发布..........................................................................................26SCUSS实时观测进度和监视网页..........................................................................................26SCUSS报告及论文题目.........................................................................................................26有关文档资料表....................................................................................................................26

SCUSS 计划内容及科学意义

项目的主要内容是在 2010年—2012年间的每年秋冬季节（9-12月份）对南银冠 3700平方度的天区进行 u波段（中心波长 3550埃）巡天，巡天中主要使用美国亚利桑那大学Steward天文台设在图森西南 50公里处基特峰上 2.3米博客望远镜。通过与 Steward天文台的台长 Peter Strittmater，CCD专家Mike Lesser和天文学家 Edward Olszewski进行了长时间反复磋商。又经国内天文学家们参与审查和修改后，形成了一个协议或备忘录。中国科学院国家天文台和美国亚利桑那大学 Steward天文台双方台长在 2009年 7月共同签署了“南银冠 u波段巡天”的项目正式的合作协议书目前已经生效开始实施。协议中的主要条款如下：（Agreement: http://batc.bao.ac.cn/Uband/documents/NAOCFinal-UA-Signed-5-29-09.pdf）。 * u波段观测 3700平方度南银冠天区，曝光时间 5分钟以保证极限星等暗于 22等； * 观测时间自今年 11月起，每年 11-12月 24个无月夜。最多不超过 80夜的观测时间； * 对方提供观测助手和技术支持。我方每年派青年天文学家参与观测和数据处理，生活交通费用有我方负担; * 观测数据属于国家天文台； * 因此研制的CCD相机属于国家天文台，但永久放在美国该望远镜上使用； * 我方分三次提供经费 36.5万美元。其中首付启动金为 15万美元。SCUSS是国家天文台和亚利桑那大学 Steward天文台的合作项目。根据协议，SCUSS星表属于国家天文台。亚利桑那大学的天文学家也有权与国家天文台合作开展科学研究工作。支付美国方面的经费临时由国家天文台支付。目前，我们已分多次已经完成经费支付。作为我方研究活动经费，已经得到国家天文台支持 35万元人民币SCUSS计划的主要目的是为建立 LAMOST观测样本服务并和其它波段观测数据结合开展以下多方面的科学研究工作。主要可以开展的工作有以下方面：

1. 恒星，星系的初步分类； 2. 类星体候选者的判定，尤其是中低红移类星体选源； 3. 得到测光红移； 4. 恒星和星系基本参数的测量。

在 网 页 （ http://batc.bao.ac.cn/Uband/science.html ） 上 和 基 金 申 请 书 中（http://batc.bao.ac.cn/Uband/documents/fund090903.doc），有关于利用 SCUSS数据开展天体物理研究内容的讨论。

从去年 6月份项目签署开始，中美双方都在积极紧张的为项目筹划，进行各种准备工作。今年 1月份周旭研究员和天文台助理研究员范舟一同前往美国亚利桑那，和美国合作者就项目的进展情况进行了交流，并对望远镜的转动速度进行了测试，估计了望远镜的极限星等一系列测试。6月份，周旭研究员再次出访美国亚利桑那和美方合作者对该项目进行讨论，并对新的 CCD在实验室进行了参观和测试，另外还对巡天模式进行模拟。目前美国亚利桑那大学天文系图像技术实验室的Michael Lesser 教授已经对新研制的 CCD 减薄成功，8月份预期把新的 CCD 装上望远镜进行最后的调测。

SCUSS 测光系统

BOK 望远镜及控制系统

SCUSS使用的是位于美国亚利桑那州基特峰 (Kitt Peak)上国立光学天文台里的 2.3米(90Inch)望远镜. 它属于亚利桑那大学的 Steward天文台。1996年 4月 28 日，望远镜以 1966 - 1969年间 Steward天文台台长 Bok命名。

Bok望远镜是 Steward天文台目前常规运行中最大的望远镜。此外 Steward天文台还参与建造由两个 8米望远镜组成的 LBT望远镜。该望远镜正在调试当中。Bok望远镜除圣诞节和 8月雨季进行维护以外，全年运转。以下为该天文台台址和望远镜的一些主要参数：http://james.as.arizona.edu/~psmith/90inch/90tel.html

Bok望远镜的观测控制室我们测试过望远镜控制系统并得到了望远镜指向速度 (Zhou Xu and Fan Zhou, Jan 20, 2010 in Kitt Peak: http://batc.bao.ac.cn/Uband/general-log/observation-mode-test.htm)

为了估计在模拟观测巡天时，用于改变天区的望远镜运动时间。我们测试了望远镜的短距离赤经和赤纬的运动速度。望远镜已经具备了步进扫描式的观测模式。我们每次 1度，走一步后停几秒时间，然后继续走，走 30度后返回。由此得到望远镜移动 1度的平均速度约为：赤经<8 秒赤纬< 13 秒

新 CCD 成像系统（相机）

将用于 2.3米 Bok望远镜主焦点上的大视场 CCD成像系统（相机）-90prime

是由 SCUSS项目投资进行改造研制的主要设备。 它的光路里包括场改正镜和可装 6个滤光片的滤光片转轮。焦面探测器由 4 块 Lockheed 4k x 4k CCD 拼接而成。4片CCD 都是经亚利桑那大学的图像实验室（Michael LESSER负责）减薄的背照式CCD。

相机的视场为 1.0平方度，如果包括 CCD 芯片间的十字中缝，边到边的视场大小为 1.03° x 1.08°。在焦平面上的视场比例为 30.2"/mm相当于 0.453"/pixel。目前老相机还在使用，需等到 8月初最后观测者使用之后，才能开始安装新的CCD 芯片。经过亚利桑那大学图像实验室长期工作，目前已经完成对CCD 芯

片的挑选，和减薄。新的CCD控制器也已经完成。对CCD相机系统性能的实验室测量刚刚开始。

CCD 探测器: http://bok.as.arizona.edu/~edo/90prime/docs/ccd485a.PDF

CCD及望远镜调焦电机位置示意图(uband/CCDconfigphys.pdf)

Uband/ CCDconfigscale

SCUSS 滤光片SCUSS 采用 SDSS u滤光片。下图是我们将使用滤光片的透过率曲线。通过测试观测，我们检查了我们得到 u星等与 SDSS u星等之差，在较大的颜色（u-g）范围内没有明显差异。因此 SCUSS 所使用的滤光片是一个很标准的 SDSS u 滤光片。

u滤光片的透过率曲线

SCUSS计划的 u滤光片与 SDSS u的测光结果没有明显的系统差别

批作业执行方式SCUSS自动观测模式已经基本确定. 根据观测的内容将在观测的批作业程序内编入三种观测形式: 1) 走位观测模式: 给定天区坐标,滤光片名称和曝光时间让望远镜走到位后开始曝光观测2) 重复观测模式:给出移动距离,移动位置后继续开始曝光得到图像’3) 调焦观测模式:自动取得不同焦距下的多次曝光观测图像,计算焦距调整参数,然后对焦平面进行调整.

对于前两种模式,2010年 5月 4 日已经在望远镜控制室经过测试.测试时的ＣＣＤ相机是模拟的相机．６月１７日，Mike在望远镜控制室又给我进行过演示．将来在相机装到望远镜上后，还需要进行测试．利用目前正使用的相机，得到过调焦图像．图像的拍摄的方法是：望远镜始终没有改变指向. 只是曝光一次后,关上快门,CCD 读出转移几行后,停下来,再打开快门曝光一次,然后再转移几行..., 最后多次曝光结束后,读完全部图像. 由于 CCD的 4个读出门在图像上下中间的两侧,所以才有我们看到的"怪图像".既：图像的上下两部分不同焦距的星像排序方向不相同。根据调焦图像中星象的正确位置,我们已经初步镇备好了一个计算程序。用这个程序我们可以迅速计算出焦面倾斜的平面和代表焦面弯曲的抛物曲面。从结果看拟合效果很好。观测最佳焦距点距离拟合平面的平均距离小于调焦的 1/10.（见 http://batc.bao.ac.cn/Uband/focus/focus.htm）以下是编写观测批作业地的一些命令格式:1观测模式:

# obs ExposureTime ImageType Title NumberExposures Filter RA DEC Epoch

2,连拍模式:# dither ExposureTime ImageType Title NumberExposures Filter RA DEC Epoch# setdither ra0 dec0 ra1 dec1 ra2 dec2 ...

3,调焦模式# stepfocus RelativeNumberSteps

4,望远镜近距离移动方向# steptel RA_ArcSecs Dec_ArcSecs

5,望远镜指向# movetel RA Dec Epoch

6,改变滤光片# movefilter FilterName

7,其它命令# delay NumberSecs# print 'hi there '# prompt 'press any key to continue...'# verbose on# verbose off

焦面调整为了准确地对相机在焦面位置的调整和再 SCUSS巡天过程中对焦距和焦面的倾斜及时调整， 我们正在发展一套自动程序来实现对焦面的状况进行判断。下图是一幅焦面测试图像：

这种图像得到的方式是，先打开快门曝光一次后，改变焦距并图像转移一部分，然后再打开快门曝光，在转移图像和调焦，…。这样经过 7次不同焦距下的曝光后全部读出图像。从这幅图上，每颗星会有 7像。一颗星的每个每个像分别代表不同焦面条件下得到的。蒋兆基编写的程序可以对图像进行分析，得到每颗星的多次曝光位置，及其星像的大小。通过对测量结果的拟合和分析，我们可以得到焦面的倾斜，CCD的弯曲和焦面曲面的综合形状。

对一颗星的 7个观测点星像半宽（FWHM）的拟合。求得该星位置处的最佳焦距。

焦面的倾斜和焦面的弯曲情况

焦面的整体综合形状。测量点与该曲面的方均根误差小于调焦步长的 1/10

台址气象条件统计

由观测助手填写的观测日志

Zhou Xu and Fan Zhou, Jan 20, 2010 in Kitt Peak http://batc.bao.ac.cn/Uband/general-log/readme-obs.htm

在 Bok望远镜的观测控制室里,可以看到由观测助手填写的观测日志 . 我们利用这个日志对2009年 9月至 12月的 Seeing等天气条件和观测时间进行了统计。统计结果如下：平均 seeing = 1.5 “全部夜间时间 = 1503 小时实际观测时间 = 809 小时可观测时间概率 = 54%

观测时间的损失主要是因为风速或适度过大。因此我们还对 2009年 9月至年底的相对湿度、温度和风速进行了统计。其中温度和风速旁边的 KPNO 4米望远镜的自动气象记录。下面几幅图分别给出了风速，温度和湿度的变化曲线。除温度外，没有看到季节性变化。

观测极限星等及影响极限星等的因素（泛舟：http://batc.bao.ac.cn/Uband/exposure/exp.htm）利用前人观测得到的 10分钟曝光的 u波段图像和 5月 4 日 Mike和 EdO 试观测的 5分钟曝光图像，泛舟对望远镜测光系统的测光能力进行了估计（The Magnitude Limit of 90prim of Bokhttp://batc.bao.ac.cn/Uband/300secexp/5min.htm）。我们使用 SDSS 的图像和星表与我们对

测试图像处理的结果进行定标和比较得出 SCUSS计划的极限星等可以比 SDSS深 1.5星等。

SCUSS测试图像的局部和相应区域的 SDSS图像

上图是对 SCUSS 300 秒曝光测试图像直径 3pixel孔径测光星等与观测误差的关系图。从图上可以看出，如果取信噪比为 10的星等作为极限星等，则极限星等为 21.91等。 如果取信噪比为 5，则极限星等为 22.68等。对应的 SDSS的两种极限星等分别为 20.48和 21.09。下图为 SDSS测光误差与星等的关系图。

泛舟又用 IRAF的 DAOPHOT软件包直接对 SDSS图像进行处理得到的结果与使用 SDSS星表的结果基本相同。下图为我们处理的结果。

所以我们的比较结果为 SCUSS的测光极限星等估计比 SDSS深 1.5星等。KPNO2.1米望远镜与 Bok望远镜的大小和地点很相近，我们利用 KPNO2.1米望远镜曝光时间计算器（Imaging Exposure Time Calculator）可以用来估计极限星等与观测条件的关系。在无月夜的情况下，极限星等与曝光时间的关系如下图所示:

下图为极限星等与月相的关系图。月相 0 代表新月（无月）。随着月亮相位的增加，极限星等会每天下降 0.1等。

极限星等还与 SEEING有关。根据 Imaging Exposure Time Calculator，随着 SEEING 的增加，星象每增加 0.1”，极限星等变亮 0.1等。

极限星等与大气质量的关系为：大气质量增加 0.1，会引起极限星等变亮 0.05等。

SCUSS 巡天策略和扫描模式

观测图像天区的编号及命名方法

在不同赤纬处两个相邻天区视场会有一个旋转角.

Uband 巡天图像中观测目标的命名方法

Uband巡天共有 3389个天区，其 4 位数编号按照 0001 到 3389的简单的序列号排列。每个天区号对应着一个固定的观测视场中心坐标。基本顺序是沿赤纬从小到大（从南到北），赤经从小到大（从西到东）分布。SCUSS的 CCD相机由 4个 4kx4kCCD 组成。我们按坐标相限位置分别取名为 1，2，3和 4。对于每个观测天区，我们将原始坐标和移动后坐标进行 2次或 2次以上的曝光。按照原始坐标到移动后坐标的顺序，我们以 A，B，C，…，的顺序命名。 因此SCUSS以 6 位字符串做为 SCUSS图像中的观测目标名。前 4 为天区名，第 5 位是CCD 序号名，第 6 为是多次曝光序号名。如图象中观测目标名：

33331B

其中 3333表示观测的是 3333天区；1表示是相机中第一个 CCD的图像；B

表示第 2次曝光图象，也就是移动中心位置坐标后进行的曝光图象。

非 SCUSS 目标观测的目标名命名方法

非 SCUSS 目标的图像主要分成以下几 种：偏置图像 (BIAS)，平场图像(FLAT)，调焦图象(FOCS），非 SCUSS天区图像，测试图像(TEST)。生成的图像文件这些图象中目标名都用 6 位字母按照以下规则命名：

偏置图像(BIAS)： BIASnM，其中 n 代表 CCD名（1，2，3或 4）。平场图像(FLAT)：FLATnS或 FLATnD, 其中 n 代表 CCD名（1，2，3或 4）。FLATnS

是天光平场; FLATnD是圆顶平场。调焦图象(FOCS)：FOCSnM, 其中 n 代表 CCD名（1，2，3或 4）。非 SCUSS天区图像： XdddnS，其中第一位用一个大写字母表示观测科学的性质；

接着的 3 位数表示该非 SCUSS计划天区的序号；其中 n 代表 CCD名（1，2，3 或 4）。最后一位 S 表示 移动 坐标多次曝光的序 列号（A,B,C,…）。

标测试图像(TEST)：TESTnM, 其中 n 代表 CCD名（1，2，3或 4）。

观测图像全名的组成方法

所有观测图像的图像名都由 15 位字母或数字构成。

123456789ABCDEF.fit是图像名的格式。其中：

第一位(1)：表示数据处理性质的不同阶段。d 代表原始图象；p 代表经过平场改正，BIAS改正和位置定标后的图像。

第 2 到第 5 位(2345)：儒略日的最后四位整数；第 6-11 位(6789AB）：以六位数字或字母构成的观测目标名。第 12 位(C)：使用的滤光片的名字，如 u等；第 13-15 位(DEF)：当天所得到图像的顺序号。

例：d520033331Bu022.fit

d表示原始图像；5200是观测日期儒略日的后 4 位；33331B 指 3333天区1#CCD 拍的第 2 幅图; u 指所用滤光片名；022 指当天得到第 22 幅图。

多次曝光的天区扫描方式我们计划每个天区总曝光时间 5分钟。考虑到 CCD 读出时间和望远镜改变指向上的时间消耗，我们选择在正常观测时只进行 2次曝光。根据天气和月相条件，也可能进行 3次曝光或延长 2次曝光的曝光时间。

同一天区多次曝光的目的是覆盖拼接 CCD中间的十字间隙和对图像上宇宙线和坏像元的识别和修补。SCUSS观测的多次曝光还可以用于图像流向的相对定标。我们计划第 2次曝光的市场中心相对于第 1次曝光移动 0.5个 CCD尺寸（即：在赤经和赤纬方向各移动 2048像元，或 15’）。做这样的位移后，第 2次曝光时相机上每个 CCD图像，都可以分别与第 1次曝光的 4个 CCD图像天区重合约 1/4的图像面积。在将来进行流量定标时，这 4个天区CCD图像的相对流量关系，就可以通过第 2次曝光的这个 CCD 图像来完成。这种模式的多次曝光巡天模式，可以在所有 CCD图像之间建立起良好的相对流量的定标关系。（http://batc.bao.ac.cn/~zhouxu/tmp/scan/scan-readme.htm）

巡天时间的计算

由于目前只得到了 2010年的具体的观测日期，因此，我们的巡天扫描计划主要针对 2010年秋冬来制定。首先，我们根据 Kitt Peak 所在位置的天文晨昏蒙影时间计算了每天晚上的可观测小时数。由 Uband巡天天区的赤经范围（310

度—75度，见示意图），我们以观测目标距离中天的最大时角小于 2 小时为限计算了每天的实际可观测小时数，下表为计算得到的结果。

日期 可观测时间 可巡天时间 9月 8.8 8.8

10月 9.7 9.7

11月 10.5 9.4

12月 11.0 7.6

有上面表格中的数据可以看出，在 11和 12月，实际的巡天时间小于可观测小时数，因此，特别是在 12月需要考虑空余时间的利用。根据实际巡天小时数，如果完全理想的天气情况下，以每个天区总的曝光和读出时间是 7分钟，可以估算得到 2010年的可观测天区数是在 1750-1850 之间，三年时间扫描完所有的 3400平方度在观测时间上是有保障的。当然，以上是在天气理想的情况下，即使天区因素不稳定，也有三分之一的时间可以作为后备保障巡天计划的完成。

观测扫描的具体策略

巡天天区主要分为三种，SDSS 的 Strip82 天区，SDSSIII 天区，和只有Uband 巡天扫描的天区，在这三种天区中其优先级也是按照以上所列顺序。Strip82天区列在第一优先的位置主要是因为该天区有 SDSS的 U波段的深曝光图像结果，可以用来验证 Uband巡天是否能得到项目预期的极限星等。但是该天区的观测只需要在 9月的第一个观测夜完成，同时也不必完全扫描其 296个天区。SDSSIII的天区排在第二位，主要考虑该天区已经有了其他波段的观测结果，可以结合 UBand巡天的数据，直接开展研究工作。

扫描分割区域的划分

首先，根据 Uband巡天天区所覆盖的位置，将赤经从 21 小时到 5 小时按照整小时增加的步长，统计巡天天区落入某一中心赤经范围前后半小时的天区数目。统计结果计入文件 obs1.dat，文件的第一列是中心赤经的数值，第二列是该统计区域包括的巡天天区的数目，后面则是具体的巡天天区的序号。进一步将同一中心赤经内的巡天天区划分成具有相同赤纬的更小的分割区域，观测扫描的过程则以分割区域为单位进行。每个分割区域的命名按照 aabb的方式，aa是中心赤经的数值（21，22，23，24，0，1，2，3，4，5），bb则是某一中心赤经内小分割区域的序列号。每个小分割区域对应的巡天天区的序号记录在文件obs1.fd内。

具体的扫描时间表

具体的扫描时间表是文件 uband_schedule.pdf，时间表按照年份和月份划分，其中 2010年知道具体的观测日期，因此，在按照月份划分的每个小表格里的第一列则列出了具体的日期，中括号里则给出了每天晨昏蒙影的 Kitt Peak 处的恒星时，每个月表格内的第一行则给出了每个观测时段大致的起始和结束时的恒星时。而每个表格单位内则给出了对应时段内的分割区域的序号，中括号内则给出了完成这一区域观测需要的时间（以分钟为单位）。如果，每天都是理想天气的话，2011年底就会完成巡天任务。2012年则可以作为由于客观因素导致未能观测天区的补拍时间。?????

2010年观测阶段任务批作业 可观测时间

观测子任务天区大小 如何根据观测条件变化调整 如何中断和继续观测计划 调焦 其它滤光片的可能性

SCUSS 数据存储和备份方案SCUSS 将产生???的观测数据. 观测过程中,原始观测数据将复制 4个备份。一份保留在 BOK望远镜圆顶；一份留在 Steward天文台；一份用于美国和中国之间的数据携带；一份在国家天文台，用于数据处理。为此我们将购买便携式台式计算机和数据存储磁盘。?????10，数据处理流程实时处理离线处理

数据处理计划

SCUSS 数据处理-测光

数据处理流程蒋兆基负责 SCUSS的数据处理工作，基于对老 CCD图像进行的分析和 BATC原有 pipeline 写了新的 u波段巡天数据处理批作业程序，所有的程序都放在了 uband server 159.226.170.53:/vega2/bok/ 。这些程序可以初步满足数据处理的需要。当得到测试图像和实际观测图像后，将继续修改有关数据处理程序。我们希望能在 2010年９月底，做出第一批观测星表。这批星表将尽快传到有关课题研究人员手中。研究人员的检验和建议将有利于我们迅速对观测和数据处理中的不足进行改进。100503.tar # 测光批作业程序首先我们先将其解压缩，得到一个文件夹 100503/

一、图像格式转化程序，将.fits 格式转化为.jpg 格式的文件：edo edo.fits （.fits文件名）

屏幕提示：！edo.gif！convert edo.gif edo.jpg！rm edo.gif然后我们可得到 edo.jpg文件。

二、测光程序为了更精确的得到测光的结果，我们采用了 IRAF/DAOPHOT和 burtin SEXtractor 结合的测光方法。

1 位置定标由于观测得到的图像位置和方向都不对，我们必须对其进行过图像的位置定标，具体来说，图像要经过平移和旋转的矫正。coord8 edo屏幕显示： ! wait, auto match stars. Now, pick out CCD stars!....! Auto shift 0.7 arc_minutes! By using 22 stars to calculate 8 ceof, RMS: 0.48 (arcsec)! produce new_fits_file: uedo.fit这样我们就会得到一副图像 uedo.fit，此图的位置都进行过了改正，而且fits头也进行了标准化的调整，增加了必须的信息。

2.坏线修正badline uedo屏幕显示 !modified bad_line of: uedo.fit这样 uedo.fit就经过了坏线处理。

3.Burtin SEXtracter 测光# 该测光同时给出了固定孔径的孔径测光以及等亮度测光sex uedo.fit屏幕显示：!Measuring from: "edo_a1413" / 4064 x 4064 / 32 bits FLOATING POINT data!(M+D) Background: 89.4817 RMS: 10.1477 / Threshold: 10.1477 !Objects: detected 2123 / sextracted 1538 !> All done该程序会产生两个文件 test.cat和 check.fits# test.cat: 使用不同方法(固定孔径的孔径测光以及等亮度测光)得到的测光结果。# check.fits: 对图像中每个源分别画出了 SEXtractor等亮度星等的轮廓（椭圆）和固定孔径的测光半径（圆）。

4.删除图像边缘 10 行之内的源，得到可信度较高的.coo 文件 chbercoo uedo 屏幕显示：!uedo.coo produced!!all: 1271!cp uedo.coo test.coo生成了 test.coo文件，图像中比较可靠的源的位置

5.基于 DAOPHOT 的 测光。此测光方法基于 BATC的测光批处理程序，将图像分成 3X3块，然后分别对每一块进行 PSF拟合。pip231 uedo 最终得到了如下的文件：uedo.mes #各种测光参数，可以更改uedo.lst #psf星的参数uedo.als #所有源的 x,y和测光星等及误差uedo.fits #原始图像减去 psf拟合轮廓后残留的图像uedo.cat6 #psf星的测光结果coo2als uedo屏幕显示

> produce coo2als.dat 得到 coo2als.dat文件。我们怀疑很多找出的源可能是宇宙线，所以我们需要找出可能的宇宙线checkmis uedo ！prodced miss.dat 26得到了miss.dat文件我们将 sharpness (uedo.als最后一列) < -10的源认为是宇宙线，得到宇宙线的源的列表文件 cosmos.datgetcosmos uedo 屏幕显示 ！prodced cosmos.dat 107个可能的宇宙线源！prodced uedo.coo 1164 !剔除宇宙线后真实的源得到了 cosmos.dat（宇宙线列表）和 uedo.coo（干净的源列表）由于原来宇宙线的轮廓可能会影响我们测光时拟合的参数，因此我们需要进行迭代pip231 uedo 得到了 1163个源coo2als uedo ! 0checkmis uedo ! >prodced miss.dat 108getcosmos uedo ! cosmos.dat 109得到宇宙线列表 cosmos.dat （109）得到干净的源列表 uedo.coo （1162）再对这干净的 1162个源进行测光pip231 uedo ! 1162> uedo9.tmp 1162> 总共找到 189个 psf星。产生一个用圆圈标出所有宇宙线的.fit图像 putcoo uedo cosmos.dat 得到了 uedocosmos.fit 产生一个用圆圈标出所有真实的源的.fit图像putcoo uedo uedo.als 得到了 uedoals.fit对 IRAF/DAOPHOT和 SEXtractor测光结果进行比较dispsfber uedo Magtype[5] sharpness[2]如：dispsfber uedo 1 sharpness 5 就得到了 Burtin 孔径测光和DAO测光对所有 sharpness<5的源的比较结合两个测光结果，得到一个总的测光表。即是对 test.cat和 uedo.als的综合。

#extract ..from, produce uedo.ext extrcat uedo 得到 uedo.ext文件，包含1162个源。

6.星表的格式。星表头信息内容：#CCDNAME = 'ccd1 ' / CCD name #GAIN8 = '3.9 ' / Conversion gain (e-/DN) for amp 8 #RDNOISE8= '12. ' / Read noise (electrons) for amp 8 #DATE-OBS= '2009-04-20' / Date of observation #TIME-OBS= '06:40:57.538' / UT at start of exposure #EXPTIME = 300. / Actual integration time #SEEING = 2.11 / (arcsec) #RA2000 = ' 11:55:23.82' / CCD center #DEC2000 = ' 23:24:18.4' / #HA = ' 01:15:08.02' / hour angle

星表各列内容：# 1 number i4# 2 ra2000 a12 (hh:mm:ss.ss)# 3 dec2000 a12 (+dd:mm:ss.s)# 4 x f8.2 (pixels)# 5 y f8.2 (pixels)# 6 DAO_sky f8.2 (adu/pixel)# 7 DAO_psf_mag f7.3 # 8 mag_err f6.3# 9 DAO_sharpness f6.2 (<-10)cosmos_ray, (-10~1.)star; (>1.)galaxy;#10 Bertin_sky f8.2 (adu/pixel)#11 Bertin_mag f7.3 #12 mag_err f6.3#13 Bertin_g/s f5.2 (1.~0.5)star; (0.5~0.) galaxy;#14 a_axis f7.2 (pixels)#15 ellipticity f5.2 (0.~1.0)#16 theta f6.1 (degree: -90~~+90)#17 Bertin_class i3 sum of 2_powers: 1_bad, 2_blended, 4_saturated, 8_boundary, 16_imcomplete

星表内容实例：

11:54:57.11 23:09:01.0 2830.60 10.56 94.30 17.202 0.089 0.98 91.52 16.756 0.071 0.21 2.59 0.19 -11.9 16 2 11:54:50.22 23:09:01.7 3039.73 10.96 90.36 15.862 0.034 2.65 91.30 15.651 0.032 0.02 2.96 0.06 -54.8 16 3 11:55:52.78 23:08:58.4 1142.70 15.23 105.92 15.937 0.086 2.87 91.47 12.961 0.010 0.00 15.73 0.42 14.7 18 4 11:54:38.62 23:09:16.4 3391.43 41.67 92.35 18.075 0.248 -5.24 91.83 17.350 0.106 0.53 2.78 0.48 90.0 3 5 11:54:38.63 23:09:19.4 3391.29 48.15 91.87 17.672 0.182 -0.64 91.83 17.150 0.091 0.52 2.25 0.56 -29.7 3…………..

对于点源，PSF星等可以给出较准确的测量结果。而对于展源，我们采用椭圆孔径变孔径测光结果。待得到实际观测图像后，我们将进一步考虑利用 1/4 率、幂率或其他轮廓对展源进行拟合得到各种测光的结果。我们已经比较过 Bok 300 秒曝光的 u 波段图像和 SDSS 53 秒 u 波段图像（see the comparison results.）。结果表明，我们的测光结果与 SDSS的测光结果没有系统误差。而极限星等可以比 SDSS星等提高 1.5星等。

Our PSF mag Vs. SDSS PSF SEXtractor Mag Vs. SDSS PSF mag

流量定标我们的流量定标将采用 3 种标准星１） 利用已发表的 SDSSII星表进行流量定标。在南银冠天区范围内 SDSSII有三条天区进行过观测。其中 Stripe82有过大量的观测。Stripe82主要用于超新星的观测和研究。因此，Stripe82有很高的观测极限星等。

２） 利用 SDSSIII的新星表进行流量定标。SDSSIII已经观测得到了约 3000平方度的巡天结果。相关的星表有望在年底释放。此前，可以通过合作者提前得到我们已观测天区的星表用于流量定标。

３） 利用 BATC进行流量定标。对于没有进行过ｕ波段巡天的天区，我们计划用国家天文台的施密特望远镜进行标准星观测。BATC测光系统，目前已经配备了 SDSS的滤光片系统。通过观测部分 SCUSS天区，可以达到为 SCUSS测光进行流量定标的工作。

４） 相邻天区的相互定标。利用相邻图像之间公共重合天区中的恒星测光结果，可以统一相邻天区的测光结果。在整个 SCUSS观测天区中，通过已经过流量天区的控制，经过反复迭代，最终可以统一所有天区的流量定标。

12，观测时间计划及今年观测执行人员情况Observing expectations for 2010.According to the signed agreement, we expect to perform the first-time observations in Sep. If the first time is failed, we require for the standby time in Jan. 1) six nights +-6 nights from new moon on Sep 82) six nights +-6 nights from new moon on Oct 63) six nights, +-6 nights from Nov 54) six nights, +- six nights from Dec 45) standby time if Sep observations are failed. six nights cenntered on Jan 3 2011

周旭，泛舟和武振宇将于９月１日到达 Tucson.

周旭：９月１日至９月３０日泛舟：９月１日至１２月３１日武振宇：９月１日至１１月３１日

工作内容：进行观测准备，根据观测情况和天气情况及时调整观测计划；在蒋兆基的协助下进行数据处理；完成关于巡天计划和方法的首篇论文。

SCUSS 网页及星表内部公开发布官方网站见 http://batc.bao.ac.cn/Uband内部交流网站见 http://batc.bao.ac.cn/Uband/pc.html

SCUSS 实时观测进度和监视网页和 BATC观测的监视网页相似，我们将建立反映观测进展和观测事实状态的网上监视见面。美国方面即将做好观测显示见面，然后再根据我们的建议进行修改。我们也将根据观测天区的分布，对每个图像天区进行编号。然后在网页上显示观测天区和用不同颜色表示观测完成情况。

SCUSS 报告及论文题目我们计划在 2010年 9月取得观测数据以后撰写一篇关于 SCUSS巡天总体介绍、仪器和数据采集等介绍的综述性文章。在 2010年年底撰写一篇关于 SCUSS数据处理方法和原理及数据质量的文章。2011年从年初开始撰写一系列利用 SCUSS数据的科学论文。

有关文档资料表