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浅谈现代巡天观测(3)–首次红移巡天CfA Survey December 24th, 2007
从第三篇开始，我们慢慢的介绍一些比较重要的巡天工作，其实从50-60年代以来，重要的巡天工作数不胜数，60年代剑桥的射电巡天直接导致了一批重大发现，包括后来确认的类星体，就是一个很好的例子，但是以我的见闻和水平，还没能力追述那么久远的历史。主要还是和本人兴趣方向结合，介绍一些近30年来比较重要的光学或者红外巡天吧。
在第一篇文章中就提到过红移巡天的概念，也提到过第一次真正的红移巡天–CfA巡天，这篇文章，我们就来讲讲它吧。
CfA红移巡天开始于1977年，最早由4位天文学家：Marc Davis，John Huchra，[url=http://cfa-www.harvard.edu/ast/homepages/latham.html]Dave Latham[/url]和John Tonry发起，当时他们4人都是哈佛大学-史密松森天体物理中心(即CfA)的天文学家。这四人中以John Huchra名气比较大(在< 环宇孤心>中可看到他的介绍)，后来利用CfA巡天数据与Margaret Geller一起发现星系长城的也是他。
天文学家John Huchra
第一期的CfA巡天于1982年完成(Huchra, Davis, Latham and Tonry, 1983, ApJS 52,89),其目标为测量Zwicky和Nilson各自星系表并集(即UGC星系表)中所有在高银纬处且亮于14.5等的星系的视向速度。选择高银纬是为了降低银道面消光的影响，而14.5的星等限制现在看来虽然小了一些，但是在当时已经算是比较深的巡天了。巡天由位于Hopkins山上的一架1.5米望远镜完成(1.5-m Tillenghastreflector)，这次巡天第一次在中等的深度上绘制出了临近宇宙的大尺度结构图像，也是第一次对临近星系成团性质在三维上进行量化的测量，虽然结果很粗糙，但是这确实重要的第一步。红移可以简单的和星系距离联系起来，基本上说，由于在非常临近的宇宙中，宇宙的膨胀，或者一般所说的Hubble流(Hubble Flow)是很平缓的，因而红移也可以直接作为距离的指示器，有公式：
距离=视向速度/哈勃常数=V/H_0
所以，对星系红移的测量可以帮助天文学家定出他们的距离，结合上星系的位置信息，我们就可以绘制一幅宇宙的三维图画了。
用于第一次CfA巡天的1.5m反射望远镜
第二次CfA(CfA2)巡天由John Huchra和Margaret Geller发起，于1984年冬天开始。并且在1985年到1995年之间，他们的学生及合作者一起通过红移测量了南天约18,000个亮星系的相对距离。
下面是一张CfA巡天中星系分布的图像(J. Huchra and M. Geller1998)。图中的每一个点都代表了一个星系，它们都位于北半球，并且星等均亮于15.5等，红移小于15,000km/s。在图中，红色代表了最近的星系，其次是蓝色，紫红色，而绿色的点代表的星系距离最远。
- 红色：V<3000km/s
- 蓝色：3000 < V < 6000 km/s
- 紫红色：6000 < V < 9000 km/s
- 青色： 9000 < V < 12000 km/s
- 绿色： 12000 < V km/s
图中央区域(12时，10度区域)是室女座星系团密集的中心区域，这里也是本超星系团的中心。在图的右手边，大致0-4时，30度至40度之间的一片区域中有一系列由蓝色点代表的星系，这里就是著名的双鱼-英仙超星系团的位置，关于这个星系团的研究，可以参考Giovanelli和Haynes两位科学家的文章。在15时方向上，从赤道延伸到+40度区域的那片略微倾斜的青色斑点是武仙座超星系团，Huchra本人和一位叫PaulineBarmby的天文学见曾经对它做过细致的研究。图中那条通过北天极的非常明显的空白区域是受银道面消光影响而无法由光学观测到的区域，一般称为”隐带”(Zone of Avoidance)，如果你有兴趣的话，可以去看看2MASS的巡天图像中，这篇区域变成了什么样子。
红移巡天是一种很好的宇宙学工具，我们用它来描绘出围绕我们的星系的三维分布。我们用红移来得到星系在一个以银河系为中心的求坐标系中的径向坐标分量。下面这张图片被称为“宇宙切片”，这是1985年由Huchra,Margaret Geller和Valerie deLapparent进行的CfA巡天得到的第一组数据。这些是分布在一片6度宽，130度长的天区中将近1100个星系的观测结果，我们位于这个扇形的顶点处，而径向坐标是红移，单位是公里每秒。在这个量度下，意味着图中最外围的圆弧离我们的距离是7亿光年。
最初这张图像时很让人惊讶的，图中显示的星系并不是真正的随机分布，而是更像分布在一些“气泡”状巨大空洞的外表面上
上面这张看上去要复杂一些的图像在现代红移巡天历史上可是赫赫有名的，这张图片里面显示的是北银盖附近6个相互接壤的天区观测数据的综合，每个天区的宽度都是6度。在这张图片中，星系的分布更加密集，但是仍然可以看到前面图片中显示的那种非随机分布，更引人注目的是，在图中8时到17时方向之间，位于红移从5000km/s到10000km/s的区域内，似乎有由一片分布密集且均匀的星系构成的一个大尺度结构，这就是后来所谓的“星系长城”，是当时在巡天工作中所探测到的最大尺度结构，这个结构的尺度将近为600×250x30百万光年，仿佛一条由无数星系构成的巨大城墙横跨在天空之中。“星系长城”可能也是由CfA巡天得到的最为重要的结果了，后来，这个发现被Science杂志所报道。(参见:Geller&Huchra 1989，Science 246， 897.)
星系长城本身就可以在CfA巡天中所有在北银盖区域内，红移位于6,500到11,500km/s间所有星系的一个简单平面投影中看出来。在下面这张图中，径向速度在6500到8500km/s间的星系用红色点标出，而8500到11500km/s间的星系表示为蓝色。由于星系长城在速度空间内(看上一张图)稍稍有些倾斜，所以其中红移较高的那部分星系在这张图中的分布会稍稍的向东一些。可以想见，星系长城其实是一个二维的面状结构，在上面镶嵌着很多星系群和星系团，以及一些纤维状的和一些更加不规则的星系分布结构。在图中心区域(13h+29degree)一片比较密集的星系分布对应的是后发座星系团。(关于星系长城中星系分布结构的研究，可参见：Ramella, Gellerand Huchra ApJ 384, 404, 1992)
上面这张图片发布于2001年，这时距离CfA第一组数据绘制成图已经过去了16年。这张图片是CfA2巡天中所有红移小于12,000km/s的星系的极坐标投影。图像中最明显的结构还是位于图片中心的本超星系群，星系长城位于9时，红移5500km/s到15时，红移9000km/s之间，双鱼-英仙超星系团位于1时，4000km/s方位。
上面这张图片可以让我们更清晰的看到本超星系团的结构，这张图片综合了CfA巡天，SSRS2巡天(Second Southern SkyRedshift Survey: Marzke et al. 1998)和ORS巡天(Optical RedshiftSurvey:Santiago etal.)的观测结果，图中所有星系的红移都小于3,000km/s。从图中可以看到，除了由于在低纬度天区的覆盖稍差之外，在其他区域内，可以很清楚的看出本超星系团的结构，包括了其中心区域的室女座星系团。
为了让你对CfA巡天得到样本的统计性质有一定了解，下面给大家看两张从CfA巡天星表中所有银纬大于30度的星系得到的简单统计图表。第一张称为logN-LogS检验，横坐标是星系的视星等，纵坐标是样本中的星系数量。第二张是称为V/Vmax检验的图表，图中横坐标是星系的视星等，纵坐标是V/Vmax量，可能在这里想把V/Vmax检验解释清楚不大容易，简单说吧，如果空间是平直的，即欧几里德空间,而且星系在期间是完全均匀分布的话，V/Vmax量应等于0.5。把这两幅图像联系在一起，我们可以得到一些有用的信息。首先，我们可以看到，在星等13.5等附近有的亮星系数量有过量的现象，这点一直被天文学家用本超星系团的存在来解释；其次，低于15等的星系也有一些稍稍的过量，这点可能和星系长城这样的大尺度结构的存在有关。当然，需要注意的是，这里的统计都是累计统计，不然是很难确定V/Vmax量的，而且这里面的所谓的”过量”里面还有很多需要考虑的误差效应，最明显的一个是星等标度中的非线性因素。(当年用的是pg星等，现在的巡天中广泛使用AB星等，这个效应的影响就小得多了。)
logN-logS统计
V/Vmax统计检验
对于一个星系巡天，很重要的一点就是要得到星系的光度函数，关于光度函数，恐怕要讲清楚又是好几篇文章的长度，而且其中涉及到的很多数学方法我自己也还比较迷糊(比如高红移处，样本很少的情况下如何统计光度函数)，简单说之，还是前面那片文章中提到的，单位体积间隔，单位光度间隔内的星系数量。一般情况下，我们用一个phi(希腊字母，我打不出来)量，这个量是每百万秒差距，每单位星等间隔能的星系数量。下面这张图就显示了CfA巡天最终得到的光度函数，统计中一共使用了全天36.15%面积内的13977个星系。
CfA巡天得到的星系光度函数
参考文献
图片来自：the Smithsonian Astrophysical Observatory |
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