Station Optical Survey Zhaoxiang Qi, SHAO ( Jiacheng Liu, NJU * - - PowerPoint PPT Presentation

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Astrometry with the Chinese Space Station Optical Survey

Zhaoxiang Qi, SHAO (齐朝祥） Jiacheng Liu, NJU （刘佳成）* Shilong Liao, SHAO （廖石龙） 17 Oct, 2017 SHAO: O: Shanghai Astronomical Observatory NJU: Nanjing University

CSS-OS Astrometry Group

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Astrometry is important

• Realization/materialization of the (Inertial) celestial reference systems

I. Operation of ground- and space-based telescopes (CSST, LAMOST, HST, ....) II. Deep space navigation（cannot do without astronomical catalogs） III. Support space programs (orbit determination and maneuvers) IV. Precise positioning systems (BeiDou, GLONASS, GPS, IRNSS &GALILEO) V. Monitoring Earth rotation（EOP, UT1-UTC） VI. Solar System Ephemeris (photography of long distance planets, minor planets，asteroids)

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• Measure fundamental quantities for Astrophysics

I. Position: accurate alignment of emissions at different wavelengths testing structural and energy models of active extragalactic objects II. Distance, velocity: for Milky Way kinematics and dynamics III. Mass and photometry : stellar models, characterization of exoplanets

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Accuracy of Astrometry

Hipparcos (ESA 1997) Gaia (ESA 2013) Shi Shen (石申, 360 BC) 120 stars

Hipparchus (~190 BC)

CSS-OS

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The Gaia Mission (DR1)

• 20 years of efforts
• Six data processing centers
• 24 countries and ESA
• 160 institutes (SHAO since 2014)
• 450+ scientists and engineers

 Coordinates for 1.1 billion sources to G = 20.7  Typical position uncertainty 10 mas  Epoch J2015.0, alignment to ICRF < 0.1 mas,

rotation < 0.03 mas/yr

 Optical positions of 2191 ICRF sources

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Gaia DR1 photometry

Gaia DR1 magnitude distribution Gaia vs. SDSS Gaia vs. Hipparcos

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What Gaia will provide (DR2 in April 2018)

I. Five-parameter astrometric solutions for all sources with acceptable formal standard errors II. G and integrated GBP and GRP photometric fluxes and magnitudes III. Median radial velocities for sources brighter than GRV = 12

• IV. For stars brighter than G = 17, estimates of Teff

V. Photometric data for a sample of variable stars

• VI. Epoch astrometry for a pre-selected list of > 10 000 asteroids
• A. Brown, Gaia Collaboration, 2016

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Advantages of CSS-OS for astrometry

I. Very deep survey: down to 26-27 magnitude, much more faint sources than Gaia II. Ultra high resolution: 74 mas/pixel, very good for astrometry

(LSST 200mas/pixel, Gaia 60*180mas/pixel）

I. Large field of view: 1.1 deg2, adequate reference objects for image data reductions

（200 times larger than HST, 2 times larger than Euclid, 3 times larger than Gaia）

II. Long time span: 10 years, appropriate for measuring stellar proper motion III. Multi-band: 7 bands, NUV to NIR y, for Multi-band reference frames

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Disadvantages of CSS-OS

I. Not full sky: do not cover the ecliptic region, no galactic plane II. Not good for parallax and proper motion: no sufficient repeated observations over a year

Two obs. for each CCD and 20 obs. for the different CCDs during the whole survey; we need 1 obs/90o.(ecliptic longitude) and 4obs/star at least

Suggestion: optimizing the Survey Strategy or the Focal Plane Instruments for parallax observations.

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Astrometry project 1: optical Reference Frame at the faint end

• Current best RF: realized by 500000 quasars in G band

(after the Gaia DR2)

• Low density: ~12 sources/deg2 : (magnitude limit: 20.7

mag)

• CSS-OS: down to 26 R mag (very conservative estimate),

RA, Dec 0.05~26mas，PMs 8 μas/yr~4 mas/yr, depend

• n brightness.
• more sources in the faint end: more than 1000

sources/deg2

• This is necessary for space observation: big progress in

astrometry and reference frame

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Astrometry project 1: Near infrared Reference Frame

• A new reference frame for infrared observations

E.g. Orbital determination of S2 star in the Galactic center region

• Aim of accuracy: 1 mas – 10 μas
• Sources: dwarf stars
• NIR astrometry:
• DENIS (Deep Near-Infrared Survey @ 0.3 mas)
• 2MASS -- down to 17.1 (J), 16.4 (H), 15.3 (K) mag, mean accuracy: 0.2”
• JASMINE (Japan in prep.) – 80 cm telescope@ K band (1.5-2.5 μm), 10 mas parallax

accuracy

• Link the NIR reference frame to ICRF/Gaia-CRF (SiO Maser or NIR loud star)

Other possible new Reference Frames for NUV, u, g, r, i, z. Product: a NIR catalogue

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Astrometry project 2:

Astrometric Support for CSS-OS

The astrometry group will organize:

• Initial Astrometric Data Treatment Unit: Image data reduction,
• bject detection, centroid, cross-matching
• Astrometric Data core Processing Unit: x, y to RA, Dec, PMs,

Parallax…

• Astrometric Monitoring Unit: for telescope Pointing, Tracking

and Focal Plane (distortion) Variations

们 为 不

时

个 时 上 上 能 时 要 上 上 上 要

们

图 滤

光 片 通 光 曲

线

与 成 像 模 式 下 的 系

统

通 光 效 率 。

焦 面 布 局 望

远镜光

学 系

统为巡

天 主 焦 面 提 供 了

° °的 视场，

主 焦 面 两

侧的 视场供 导

星

仪、

波 前

传感

器 、 短 波

红外 组件

和 天 体 定

标组件

使 用 ， 焦 面 布 局 如

图

所 示 。

导

星

仪和

波 前

传感

器 由 望

远镜总体

研 制 ，

导星

探

测器

有 效

视场面 积共 约

平 方 度 ， 望

远镜总体

尚 未 提 供 波 前

传感

器

设计方

案 。

导星 仪以

฀

频率

采

样，

开 窗

读出

， 望

远镜研

制

队伍 组织构

架 明 确 后 ， 将 与 望

远镜总体

商 定

获取 导星

数 据 和 未 开 窗

读出

区 域 与 主 焦 面 同 步 曝 光 的

图像

事 宜 。 短 波

红外

焦 平 面 器 件 有 效

视场共 约

平 方 度 ， 天 体 定

标组件

探

测器

有 效

视场共 约

平 方 度 （

暂定

） 。

图 巡

天 相 机 焦 面 布 局 。

由 于 焦 面 巨 大 ， 若 采 用

滤光

片 切

换机

构 ， 将 无 法

满足

包

络、 质量

等

约束

条 件 ， 而 如 此 大 尺 寸 空

间应用

的

滤光

片 的 研 制

难度

也 相 当 大 。 通

过将 滤光

片 与 固 定 安 装 ， 省 去 了

滤光

片 切

换机

构 ， 提 高 了 系

统的

可 靠 性 ， 并 且 可 以 按 波 段

优化

的 量 子 效 率 ， 提 高 相 机 的 性 能 。

该方

案 中 每

组滤光

片 （

图

中 两 个

滤光

片

为一 组，

、

图 滤

光 片 通 光 曲

线

与 成 像 模 式 下 的 系

统

通 光 效 率 。

焦 面 布 局 望

远镜光

学 系

统为巡

天 主 焦 面 提 供 了

° °的 视场，

主 焦 面 两

侧的 视场供 导

星

仪、

波 前

传感

器 、 短 波

红外 组件

和 天 体 定

标组件

使 用 ， 焦 面 布 局 如

图

所 示 。

导

星

仪和

波 前

传感

器 由 望

远镜总体

研 制 ，

导星

探

测器

有 效

视场面 积共 约

平 方 度 ， 望

远镜总体

尚 未 提 供 波 前

传感

器

设计方

案 。

导星 仪以

฀

频率

采

样，

开 窗

读出

， 望

远镜研

制

队伍 组织构

架 明 确 后 ， 将 与 望

远镜总体

商 定

获取 导星

数 据 和 未 开 窗

读出

区 域 与 主 焦 面 同 步 曝 光 的

图像

事 宜 。 短 波

红外

焦 平 面 器 件 有 效

视场共 约

平 方 度 ， 天 体 定

标组件

探

测器

有 效

视场共 约

平 方 度 （

暂定

） 。

图 巡

天 相 机 焦 面 布 局 。

由 于 焦 面 巨 大 ， 若 采 用

滤光

片 切

换机

构 ， 将 无 法

满足

包

络、 质量

等

约束

条 件 ， 而 如 此 大 尺 寸 空

间应用

的

滤光

片 的 研 制

难度

也 相 当 大 。 通

过将 滤光

片 与 固 定 安 装 ， 省 去 了

滤光

片 切

换机

构 ， 提 高 了 系

统的

可 靠 性 ， 并 且 可 以 按 波 段

优化

的 量 子 效 率 ， 提 高 相 机 的 性 能 。

该方

案 中 每

组滤光

片 （

图

中 两 个

滤光

片

为一 组，

、

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Other astrometric research not fully covered by Gaia:

• Very bright stars (G < 4 mag, but not available for CSS-OS)
• Complex motion or variable objects “time domain astrometry”:

multiple, specific epoch observations or long time-line observations

• Orbital motion of natural satellites
• Asteroid mass determination
• Multiple star system, exo-planets
• Some AGN, extragalactic reference frame objects (possible topic for CSS-OS)

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Thank you!

Astrometry Group of CSS-OS