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从20世纪70年*开代**始,一些利用地基望远镜开展的大规模全天和银道面射电连续谱和偏振辐射的巡测陆续开展,观测频率范围从～100 MHz到～5 GHz.偏振的射电波在星际介质中传播时,偏振面因为热电子和星际空间磁场产生的法拉第效应而发生旋转,称为法拉第旋转。

这样,来自视线上不同距离以及在一个望远镜波束里的偏振辐射因为法拉第旋转的角度不同,叠加之后会导致偏振辐射部分或全部抵消,在观测上称为消偏振.法拉第旋转与波长的平方成正比,波长越长,法拉第旋转越大,消偏振往往越严重。

这意味着,低频的观测只能探测到银河系内与太阳距离很近的弥漫偏振辐射.为了探测到来自银河系更远距离的偏振辐射,获得银河系偏振辐射的全貌,需要在较高的频率上开展偏振巡天观测。

巡天数据已于2011年全部释放,对全世界公开。该项目先后培养了5名博士,发表科学论文23篇。

巡天观测使用*疆新**天文台南山站25 m射电望远镜,德国马普射电天文研究所和*疆新**天文台工程师一起完成了接收机的研制.2001年中德马普射电天文伙伴小组成立后,就着手筹划接收机研制,申请接收机研制经费。

接收机本身的研制经费是2002年初马普射电天文研究所向马普学会申请并得到支持的。

*疆新**天文台的工程师在研制过程中积极参与,积累了接收机研制经验,为6 cm观测系统之后的长期稳定运行提供了重要保障.国家天文台的项目成员则逐行阅读和修改望远镜控制程序,负责完成6 cm观测和数据处理软件系统的移植。

设备研制过程远非一帆风顺,中方后来争取了接收机配套制冷设备的经费,也曾克服订货进口等多重困难.2003年,接收机研制已经基本完成,但考虑到要进行甚长基线干涉测量观测,我们不得不出少量经费请德国添加了VLBI观测所必需的配套附件。

德国同事后来又协助配套了所需的控制计算机和辅助软件.接收机于2004年初运抵*疆新**南山.在同年5月的安装过程中,德国工程师发现了一系列问题,需要返回德国做好配件。

2004年8月,接收机终于安装完毕,并进行了最初的6 cm系统调试.通过8月18～19日对射电强源超新星遗迹Cas A的观测及21日对观测数据的完整处理,6 cm观测系统完成了初光。

在接下来的试观测阶段,团队先后发现了望远镜馈源舱上的蒙布抖动和印度同步卫星的干扰问题,它们对观测影响非常大。

德国工程师再次返德做好相关配件.2005年11月,在升级了充气蒙布并添加了窄带观测模式后,*疆新**25 m射电望远镜的6 cm偏振观测系统最终全部完成。

利用该系统进行了VLBI观测,结果表明,它是当时世界上性能最好的接收机,甚至比用在Effelsberg 100 m望远镜上的同频段接收机还要好。

接收机具有非常高的灵敏度,意味着观测很容易受到更多的外界干扰,如蒙布抖动、乌云、雨雪和望远镜副镜支撑结构上不时出现的鸟群.另外,因为台站周边地理原因,6 cm观测还受到了非常严重的地面辐射干扰。

这与来自南天印度同步卫星的干扰一起,对观测质量产生了严重的影响.国家天文台研究团队长期前往南山站昼夜监控观测,在观测结果中看到了非常多的扫描效应.扫描效应和各种原因带来的干扰在后续的数据处理过程中花费了大量人力一一克服。

鉴于巡天数据的质量直接关系到后续科学结果的准确性,我们后来对观测质量较差的区域进行了补充观测.在观测大部分天区时,观测的中心频率设置为4800 MHz,带宽600 MHz.在观测南面天空时,为避免印度同步卫星的影响,改用半频带观测模式,中心频率变为4963 MHz,带宽295 MHz。

观测系统噪声温度在望远镜俯仰大于30°时约为22 K,随着俯仰角的进一步降低,因为地面辐射进入旁瓣,系统温度会迅速升高。

在6 cm巡天观测过程中,除部分无法升至高俯仰角的天区,大部分天区的观测都是在俯仰角30°～80°完成.所有观测过程都有详细的指南引导和过程记录,为在后续数据处理中解决干扰和校准等问题提供了直接的信息参考。

经过近5年的不懈观测和后续细致的数据处理,中德合作组最终完成了6 cm银道面偏振巡天的观测任务。巡天覆盖了银道面银经10°～230°,银纬±5°之间～2200平方度的天区范围。

经过后续仔细的数据处理,得到了6 cm波段的总强度I,以及斯托克斯参量U和Q.6 cm巡天的灵敏度很高,约为1.0 m K TB。角分辨率为9.5角分,与利用德国Effelsberg 100 m射电望远镜开展的11和21 cm波段银道面巡天在范围和分辨率上相仿。

这些数据联合起来,可以开展对超新星遗迹、HII区、法拉第屏等多种射电目标的研究.显而易见,总强度辐射结构和偏振辐射结构在内银河区域十分丰富,在9.5角分的分辨率下很难将单个独立的射电源和很强的、弥漫的背景分开.在经过银经70°～90°这一银河系著名恒星形成区Cygnus X区域之后,随着银经的增加,射电结构逐渐减少且变得清晰可辨。

需要格外注意的是,偏振辐射结构不总是与总强度辐射结构一一对应,而是呈现出不同的表征.如在银经130°～150°区间,在总强度辐射图中可以辨认出诸如W3、W4、W5这些著名的银河系HII区,而在偏振辐射强度图中,除了观测到这些HII区内部和边缘的消偏振结构外。

整个区域的偏振辐射强度在整体上都要高于周边的区域,这在总强度辐射图上是没有任何体现的.这种差异主要源于银河系的磁场作用,彰显了巡天观测中偏振测量的价值和重要性。

基于中德6 cm银道面巡天获得的高灵敏度总强度图像,我们精确地测量了延展目标如超新星遗迹和HII区的流量密度,确定了它们的频谱并证认了新的超新星遗迹和HII区;对银河系弥漫辐射进行了热和非热成分分离,获得了它们的图像。

基于偏振数据,我们研究了超新星遗迹的磁场结构,并估计了HII区以及法拉第屏的磁场.下面分别展示超新星遗迹、HII区、偏振结构和法拉第屏以及热和非热成分分离的结果,这些结果大大加深了我们对银河系星际介质的理解。

中德6 cm银道面偏振巡天项目从2001年12月开始筹划,到2005年8月开始观测,再到2009年5月观测任务完成,最后到2011年巡天数据正式发表,花了10年时间揭示银河横向磁场的各种细节,后续又10年的数据分析不断产生新科学结果,并发现了一批新天体。

它是国家天文台建台之后完成的第一个系统性的巡天工作,应该算得上国家天文台建台20周年的代表作.直到现在,6 cm银道面巡天数据仍然在为国内外科学家提供中国望远镜原创的系统性基础数据,开展科研工作。

系列结果包括:

(1)完成了对银道面～2200平方度区域总强度和偏振辐射的巡测,描绘了银道面在6 cm波段的辐射分布,通过分析偏振图像,揭示了银河系局部磁场特性;

(2)研究并发现了一批超新星遗迹,准确地测量了超新星遗迹的6 cm波段流量密度,确定了辐射谱并揭示了它们的偏振特性;

(3)在巡天范围内统计出400多个HII区,补充了WISE HII区列表对延展HII区的缺失,指出并改正了目前常用射电HII区列表中的错误;

(4)发现了一批只有在高频偏振观测中才能揭示的高法拉第旋率源,准确估计了视线方向磁场强度;

(5)完成并改进了热轫致辐射和同步辐射的分离方法,为研究银河系辐射特性提供了帮助。

该巡天项目能取得一定的成果是因为抓住了科学上需要研究和解决的问题,发挥了设备适合大天区巡测的优势.在如～5 GHz的高频段,对银河系进行偏振巡天观测是研究磁化星际介质所必需的,但过去一直缺数据。

像德国Effelsberg 100 m这样的大望远镜,在这个波段由于波束太小,无法完成大天区范围的巡天观测.*疆新**天文台25 m望远镜在～5 GHz频率上的波束大小约为10角分,能较快地进行巡天观测。

并且分辨率与Effelsberg 100 m望远镜在21 cm波段观测的分辨率差不多,所取得的数据可以对银河系大小尺度射电辐射源进行多波段分析,揭示星际介质很多原先未知的物理性质。

中德6 cm银道面偏振巡天项目除科学产出之外,更为重要的是培养了一批射电天文研究与技术方面的人才.*疆新**天文台的工程师通过该项目提升了接收机研制和维护的能力,后续研制了1.3 cm波段制冷接收机,开展了氨分子谱线巡天。

该项目培养的射电天文研究的博士在科研院所和高校都已成为科研骨干,并且正在参与FAST以及平方公里阵列先导设备的连续谱偏振观测。

该项目的圆满完成离不开中国科学院与国际合作局领导的支持,离不开天文财政专项的支持和国家自然科学基金两个面上项目的支持,离不开*疆新**天文台在仪器安装、调试和观测等所有过程中给予的极大支持和基地支持,最核心的是离不开德国同行的真诚合作。

《Polarization of the galactic 75-cm radiation》

《A search for a linearly polarized component of the galactic radio emission at 408 Mc/s》