讲完了为伽玛暴作出贡献的的卫星，该说说地面设备了。由于地基监测的门槛算不得很高，只要拥有联网接收GCN数据的中小型望远镜即可入门，甚至国外还有一群爱好者专事此业，如AAVSO高能观测网的成员，因此整理地面监测设备的难度更大。本文照例是只关注GCN的熟面孔。

说是熟面孔，实际上也不是熟面孔的全部，典型如日本山崎大学的30厘米RIMOTS，发出的公告虽多，却很难找到系统的资料，只好放弃。类似的例子很多，毕竟作为监测主流的小型望远镜在伽玛暴圈子之外的名气可以轻易被大型望远镜盖过，故而本文的挂一漏万在所难免。

监测伽玛暴特别是爆发早期特性的首要条件是自动化，其中包括收到GCN发出的坐标信息后及时转向、自动拍摄、自动数据处理。早年卫星定位精度不够，大视场也是必备的，但随着星载设备的改进，这一点如今看来倒不是那么突出了。大型望远镜也经常会参与到监测工作中来，不过它们的反应速度受制于自身惯性，一般不能提供极早期数据，只是对爆发红移连带亮度已经降至小型望远镜极限之下的晚期余辉才有独到的优势。

　

ROTSE，兼引子

ROTSE是伽玛暴地基监测的老手，以反应速度标榜。如果时间与位置合适，它最快可以在卫星触发的几秒之内就完成转向，数据则在几分钟后上传。虽说ROTSE基本上只提供全波段白光测光参数，对于大型望远镜的观测安排来说，这些报告却往往有着重要的指导作用。

ROTSE乃至整个伽玛暴地基监测的历史可以追溯到1978年。对照片档案的事后分析表明，当年11月中旬的一次伽玛暴可能存在光学对应体。这个疑似对应体的真实身份至今没有定论，但至少说明了爆发存在光学辐射的可能性。后来也有如基特峰天文台的光学搜寻尝试项目ETC，然而此举当时还未成气候。如今的ROTSE首席研究员Carl Akerlof在90年代初了解到伽玛暴的概念之后，于1992年得到了机会，架设起了第一台瞬变源自动监测相机GROCSE，而日后GCN前身的成立也为地面监测提供了便利条件。

ROTSE-I外观（图片提供：NASA）

GROCSE并没有运行太长时间，之后的升级计划因为经费分配以及人事等问题成了合作者分手的导火索。Akerlof离开了拥有GROCSE的劳伦斯利弗莫尔国家实验室，开始在洛斯阿拉莫斯建设属于自己的光学瞬变源自动搜寻实验ROTSE。

ROTSE是因里程碑式的伽玛暴——GRB 990123而成名的。这次爆发的光学闪亮度高达9等，超大的流量促成了喷流说的兴起，也使其被载入天体物理学史册。当然现在人们可以说，这次光学辐射与高能反相关，因此应该算作余辉而非Akerlof等人苦苦搜寻的瞬时辐射，但这一发现的意义却不容忽视。尽管观测期间出现了种种硬件和软件的故障，无论如何，这也是GCN成立以来，第一次在实时数据的引导下探测到的爆发。

ROTSE眼中的GRB 990123（图片提供：NASA）

实际投入使用的ROTSE一共有两代，1998年启用的是第一代，由4架配备200毫米镜头的CCD照相机组成，总视场16乘16平方度，以配合康普顿伽玛射线天文台的误差框。截止到2002年关闭，它仅有的成果就是GRB 990123。第二代ROTSE早在伽玛暴余辉探测之前即已提议，是两架0.45米望远镜，专门从事康普顿的后续，后来因故流产。现在运转的则是第三代（ROTSE-III），共有4架视场2.6度的0.45米望远镜，分别部署在澳大利亚的塞丁泉（Siding Springs）天文台、美国戴维斯堡（Fort Davis）的麦克唐那天文台、纳米比亚甘斯堡（Gamsberg）山的HESS台址，以及土耳其安塔利亚的土耳其国家天文台。全球部署的好处是可以保证任何时刻至少有一架望远镜处在夜间，增加探测几率。

各台址的设备（还有本文要提到的所有自动望远镜）不止是望远镜这么简单。当年的ROTSE-I有拼凑之嫌，譬如防护罩干脆是从废品商手中收购而来的。即使如此，由于实际工作中的ROTSE基本要自动运转，系统必须能对天气变化作出反应。现在的ROTSE-III倒不至于沿用一代的拼凑作风，但随时为控制系统提供风速、温度、湿度以及降水等信息的附属气象站少不了，一旦风速过快或者出现降雨，防护罩要自动关闭。罩内的通风则是出于可靠性的考虑，采用了相对简单的风扇。为减少热量在白天的积累，罩外还涂以环氧聚酰胺高反射涂料。

ROTSE-III，左上：澳大利亚的ROTSE-IIIa；右上：美国的ROTSE-IIIb，背景为Hobby-Eberly望远镜；左下：纳米比亚的ROTSE-IIIc，背景为HESS；右下：土耳其的ROTSE-IIId（图片提供：ROTSE Collaboration）

如果来自爆发的光学辐射较亮，ROTSE-III可以做到自动分析数据，不过暗淡的爆发还是需要人工参与的。不必多说，这里抢时间发布一手数据非常重要，因此该望远镜的软件系统还包括叫醒程序，可以在第一时间通知小组成员（其他专用的监测望远镜也大抵如此）。除了伽玛暴，变星也是ROTSE这样的小望远镜的传统观测目标，更有趣的则是流星雨：

ROTSE眼中的1998年狮子座流星雨余迹（图片提供：ROTSE Collaboration）

主页：http://www.rotse.net/

　

LOTIS

LOTIS（利弗莫尔光学瞬变成象系统）是前文所说的GROCSE分家事件后的另一产物，于1996年秋开始运转，由GROCSE的所有者劳伦斯利弗莫尔实验室负责。这台仪器很不幸，早年只有GRB 971227这样一个可能的探测。而1999年1月23日，由于所在地天气不佳，LOTIS痛失创造历史的机会。

早期的LOTIS与ROTSE-I类似，同样是4台CCD相机配摄影镜头，同样是几秒钟的响应速度，同样拥有全自动系统连同专属气象站，不过它的视场是稍大的17.6乘17.6度，拍摄速度也要比ROTSE-I快一些。LOTIS在整个运转期间基本没有得到什么象样的结果，前面说的GRB 971227也只有亮度上限外加可能的信号而已。

早年的LOTIS照相机阵

LOTIS也好，ROTSE也罢，初代相机阵列的效益不高其实和极限星等过低有关。GRB 990123那样的9等光学闪算是极亮且极为罕见的例子，再加上天光的限制，并不是每次爆发都可以及时得到地面响应。现在所见的更多爆发的光学辐射只有20等上下，且卫星触发后几小时方才开始观测的情况屡见不鲜，15等的上限明显无法应付多数场合。

所以就有了升级。今天已改头换面为Super-LOTIS的改进设备是一架60厘米口径的望远镜，架设地点从加州的利弗莫尔搬到了亚利桑那州基特峰的Steward天文台。望远镜的视场相对较窄，17角分乘17角分（相当于Swift的爆发探测器BAT误差框），附带V、R、I以及白光滤光片，60秒曝光的极限星等大约是18.5等。Super-LOTIS的反应速度也比较快，典型响应时间小于25秒。按照设计要求，它要覆盖爆发最初几十秒到几小时的时间段。

升级前的Super-LOTIS望远镜（图片提供：Super-LOTIS）

Super-LOTIS在初代LOTIS于2002年退役前即已开始工作，而为了更好地研究爆发的红外特性以及高红移暴，它后来在2004年又加装了红外CCD以及J、H、K、Ks波段滤光片和分束器，望远镜光路也作了较大变更，探测器从主焦点转移到了卡塞格林焦点。现在Super-LOTIS每晚曝光300次左右，捕获的爆发不少，亮点是2001年前后提出的早期余辉行为与后期幂率衰减不符的结论，不过这一点现在看来也不希奇——当然在这个自动望远镜遍地开花的时代，一般单凭一次爆发是难以取得轰动效应的。但Super-LOTIS的优势在于，它可以提供卫星触发后最早的地基多色测光信息，尤其R波段以及各红外波段是对Swift紫外/光学望远镜的有效补充。

连带提一下，Steward天文台的61英寸柯伊伯望远镜以及90英寸博克望远镜也作过爆发后续观测，反应速度不算太慢，一并还提供多色测光，但它们的最近一次登场也是2年前的事情了。有07年的一篇文献提到了改进柯伊伯望远镜的事情，未见后文。

主页：http://slotis.kpno.noao.edu/LOTIS/

　

RAPTOR

如果说ROTSE因第一次探测到伽玛暴的光学闪而成名，那么快速光学反应望远镜RAPTOR则是以第一次记录下了伽玛暴的瞬时光学辐射著称。RAPTOR标榜自己是智能望远镜的一分子，设计目标是增强望远镜观测大视场天区并实时分析目标的能力。与信息从数据库单向流动到望远镜的传统开环工作模式相比，它的观测流程更接近闭环。

RAPTOR的设计参考了人眼的工作原理。人眼的视网膜有宽视野低分辨率的视杆细胞以及中央凹处的窄视野高分辨率视锥细胞，观看物体时根据需要随时在两者之间进行切换，譬如仔细查看时就可以转动眼球，将中央凹对准物体。而分开的双眼可以确定物体的空间位置，还能减少误差。

RAPTOR的镜头阵（图片提供：RAPTOR）

类似地，RAPTOR也准备了A、B两组探测器，相隔20英里，同时拍摄同一天区。每组探测器中，相当于视杆细胞的是4枚85毫米镜头，总视场1500平方度；相当于视锥细胞的是一枚400毫米镜头，其16平方度的视场位于总视场中央。工作时，机架随时接收85毫米镜头的实时数据分析结果并作出反馈，如果有感兴趣的瞬变源，配有滤镜的400毫米镜头立即转向，旋转速度达到了令人瞠目的每秒200度，且精度毫不逊色（作为比较，ROTSE-III是每秒35度）。

RAPTOR A的85毫米及400毫米镜头视场比较（图片提供：RAPTOR）

A、B之外，RAPTOR的附属设备还有窄视场巡天镜RAPTOR P、16英寸施密特—卡塞格林望远镜RAPTOR S、5枚24毫米镜头组成的全天监测仪RAPTOR Q、4架分别装配U、B、V、I滤镜的0.4米望远镜组成的后续仪器RAPTOR T、快速成象仪RAPTOR Z，以及16枚200毫米镜头组成的阵列RAPTOR 16。

第一个得到确认的爆发光学闪属于GRB 041219A。因为光学流量与伽玛射线高能辐射正相关，基本可以认为它们来自同一起源。这次爆发的流量也不小，不过其位置不甚理想，遭受的银河系消光比较严重。

当然RAPTOR也可以象普通望远镜那样直接接收GCN的位置数据。考虑85毫米镜头的极限星等只有12等，远不能响应大多数爆发，其闭环的优势似乎对于伽玛暴倒是不能充分太出来。计划接替RAPTOR A/B的RAPTOR 16可以达到17等左右的极限星等，不知道将来有无独立触发的可能。

RAPTOR 16（图片提供：RAPTOR）

主页：http://www.raptor.lanl.gov/

　

KAIT

说来Katzman自动成象望远镜（KAIT）的成名原因并不是伽玛暴，而是对邻近超新星的搜索。位于加州Hamilton山顶的该镜号称是最为成功的超新星搜索引擎，投入使用以来每年几乎都有数十颗超新星入帐。它与设在加州大学伯克利分校Leuschner教学天文台的两架望远镜都是伯克利自动成象（BATI）计划的组成部分，不过后者在20世纪90年代中期之后就不再从事超新星搜索。

BAIT的概念始于自动化望远镜方兴未艾的1989年。最先接受改装的就是Leuschner天文台20世纪50年代落成的0.5米望远镜。在此平台上进行测试后，该台较新的0.75米望远镜也进行了改造。1994年之前，这里进行了Leuschner天文台超新星搜索（LOSS），前后共发现了7颗超新星。由于台址海拔较低且距离城市较近，LOSS并没有持续下去。

Katzman自动成象望远镜与赞助人Sylvia & Jim Katzman（后排）、加州大学圣克鲁兹分校名誉校长M. R. C Greenwood（左前）以及KAIT首席研究员Alex Filippenko（右前）（图片提供：Lick Observatory）

第三架BAIT也就是Lick天文台的KAIT了。为寻找超新星，KAIT每隔几天就可以对5000至10000个邻近星系监测一轮，自动标记出其中的可能目标，并对其进行验证性的观测。这架望远镜的系统特别作了优化，可以在超新星爆发的较早期就作出发现，而不必等到光度的峰值，这使得完整光变曲线的得出成为可能。而KAIT的高效益也促成了对宿主星系的统计分析。

KAIT这样的望远镜从事伽玛暴监测是顺理成章的事情，它具备一切必要条件：适当的口径（76厘米）、自动化、全套测光滤光片（UBVIR、Stromgren、谱线滤镜外加偏振片）……实际上，伯克利小组很早之前就考虑了这一点。但是在定位精度只有几度的康普顿时代，该望远镜6.7乘6.7角分的视场显得过小，直到HETE-2发射1年多之后，设想才变为现实。

一般KAIT的系统每天下午开启，先进行自检和初始化。只要天气允许，望远镜就在黄昏时分拍摄好CCD的天光平场以及暗流和本底图象，等待太阳落至地平线以下8度之后开始正式观测，具体目标由动态文件指定。当GCN给出卫星触发的坐标信息后，如果没有证据表明这次触发是由伽玛暴之外的其他原因引起的，且该坐标精度足够、与月球角距离足够、处于望远镜机架的极限位置之内连带时间合适，KAIT会立即中断当前观测任务，转向坐标指示的位置并开始进行针对伽玛暴的曝光程序。由于其爆发探测的目的是尽可能多地提供早期高质量光变曲线，而且如果需要的话白光星等数据也可以通过特定方式转化成R波段星等，KAIT通常选择不加滤光片，这样300秒曝光极限星等可以达到21.5等。

顺便说一下，Lick天文台的1米Nickel望远镜也参与过爆发监测，近来风头还不小。它原本的建造目的其实是为120英寸的Shane反射镜分流。由于1米镜是安装在早年为12英寸折射镜准备的小圆顶中的，所以非常考验机架的工程设计。Lick的官方网站倒是没有提到该镜伽玛暴相关的工作，不过有个看似相关的项目：光学SETI搜索，说穿了就是通过瞬变的闪光来寻找可能的地外文明。只是对于后者，探测器是更为灵敏的光度计。

主页：http://astro.berkeley.edu/~bait/kait.html

　

欧洲南方天文台

欧洲南方天文台在伽玛暴的圈子里颇有名气，其观测站内的爆发监测设备不少，产出颇高，以下逐一介绍：

REM：60厘米快速反应望远镜REM不属于欧南台，只是借用La Silla观测站的地皮而已。它是意大利国家天体物理研究所的项目，2002年投入使用，设有近红外（z、J、H、K’）以及可见光（V、R、I）滤光片，视场10乘10角分。其设有快速反应、常规、周期性监测、计时以及单次拍摄5种模式，第一种基本为伽玛暴专用。REM曾经因为率先给出了完整的爆发光变曲线进而是洛伦兹因子而名噪一时。值得一提的是，该望远镜的可观测范围很大，只要目标高于地平线之上5度即可。主页：http://www.rem.inaf.it/

REM望远镜（图片提供：REM）

GROND：安装在欧洲南方天文台La Silla观测站马普学会2.2米望远镜上的GROND是一台7通道照相机，每次观测可以同时给出斯隆巡天标准g’、r’、i’、z’以及近红外J、H、K七个波段的图象，于2007年投入使用。由于GROND的侧重点是高红移宇宙，近红外自然是重点波段。对于伽玛暴来说，它提供了确定测光红移的快捷手段，比如去年轰动一时的高红移爆发GRB 080913就是由GROND提供的红移数据。主页：http://www.mpe.mpg.de/~jcg/GROND/

2.2米望远镜上的GROND（图片提供：ESO）

X-Shooter：甚大望远镜第二代观测设备中的第一台，由丹麦、法国、意大利与荷兰联合建造，今年刚刚启用。它安装在第二架子镜Kueyen的卡塞格林焦点上，由紫外、可见光与近红外三条臂组成，每条臂装有独立的阶梯光栅光谱仪以及狭缝。投入运行不久的X-Shooter现在已经为多个爆发测量了红移。主页：http://www.eso.org/sci/facilities/develop/instruments/xshooter/

X-Shooter外观，底部为近红外光谱仪的冷却装置，两侧为紫外及可见光光谱仪的冷却装置（图片提供：ESO）

以上三者是本人眼中的熟面孔，其实欧南台参与过伽玛暴后续的仪器还有很多，比如在GROND之前的2.2米望远镜宽视场成象仪早在1999年就拍下过光学余辉，甚大望远镜本身也早就设置了快速反应模式并创造了大型望远镜的反应记录。除了REM专注于反应速度，其他都以精度和灵敏度见长——毕竟这才是大型望远镜的优点所在。

　

EAFON

东亚地区的伽玛暴地基监测网EAFON成立于2004年，应该算是填补地面台站经度空白的项目。网络属下的望远镜有8架位于亚洲，还有一架位于美国本土。另外夏威夷Mauna Kea山顶的加拿大—法国—夏威夷望远镜也参与了这个计划。

EAFON的logo

EAFON的亚洲成员包括日本木曾天文台的1米望远镜、日本理化研究所的WIDGET、中国国家天文台兴隆观测站的80厘米TNT望远镜、1米EST望远镜和2.16米望远镜（从实际报告来看以TNT观测居多）、云南天文台高美古观测站的2.4米望远镜、台湾鹿林天文台的1米望远镜，以及韩国普贤山光学天文台的1.8米望远镜，其中最早从事爆发监测的是木曾1米镜，2001年即已开始追踪HETE-2，其次是鹿林1米镜，2003年开始。

EAFON的亚洲成员镜，上排左起：木曾1米镜、WIDGET、鹿林0.8米镜；下排左起：兴隆2.16米镜、TNT、普贤山1.8米镜

其中视场超宽的WIDGET有些类似于早年的ROTSE或是LOTIS，以摄影镜头为基础（只是采用了广角而非望远镜头）。现在的WIDGET经历过两次升级，使用4枚50毫米f/1.2标准镜头，总视场64乘64度，且时间分辨率也较高。

不计专门针对瞬时辐射的WIDGET，其他望远镜中反应速度最快的是TNT，1分钟多一些。其实论晴天率等硬指标，无论是木曾还是兴隆，或者是鹿林和普贤山，都不能算是非常出众。多站联合的好处就是，基本上可以保证每天至少有一个台址拥有可观测的晴夜。

位于美国本土的是亚利桑那州Lemmon山的LOAO一米镜，由韩国天文与空间研究所管理。它的一大功用是补足覆盖经度，比如著名的亮暴GRB 080319B发生时，东亚一带还处在下午，而LOAO附带的气象监视仪却及时地拍下了6等有余的瞬时辐射光学图象：

EAFON成立以来进行的后续观测共有上百次，成绩还算不错。已经或即将加入该网络的新成员还包括鹿林天文台的2米镜以及木曾的30厘米自动望远镜，计划还可以利用旨在搜寻近地天体的Pan-STARRS成员镜。

主页：http://cosmic.riken.go.jp/grb/eafon/Site/Welcome_EAFON.html

　

Skynet

北卡罗来纳大学教堂山（Chapel Hill）分校的师生主持的Skynet也是一个观测网络，由该校Morehead天文台整体控制并决定各望远镜的优先观测目标。最初投入使用的是6架PROMPT望远镜，随后Dolomiti的16英寸望远镜、TTT、DSO-14、GORT等等也加入其中。

先说2006年落成的PROMPT，自动化全色光学监测及偏振测量望远镜，坐落在智利Cerro Tololo的美洲天文台。每架0.4米RC式望远镜分别针对不同波长作了优化，每次同时进行6波段（u’、g’、r’、i’、z’、Y、J、H、B、V、R、I之六）观测。其中一架专门用于近红外成象，负责R波段的望远镜同时还肩负偏振测量的任务。这样虽然PROMPT的转向速度稍慢，得出的数据却要比单纯关注速度的白光望远镜全面得多，而且其GCN通报一般还会难得地给出全面的光学波段光变曲线。

PROMPT群像（图片提供：Dan Reichart, UNC）

本人对PROMPT的最深印象倒不是其他，而是望远镜机架控制软件，直接把电子星图The Sky拿来。就是这样一群小望远镜为台址附近的8.1米南双子快速反应模式观测的改进出过力。在不作爆发监测的时候，它们还可以充当北卡罗来纳全州大中学生的教学镜。

至于其他望远镜，14.5英寸的Trubble大陆望远镜TTT是Skynet计划中紧随PROMPT之后服役的，备有B、V、R滤光片，设在科罗拉多州的科林斯堡（Fort Collins）。DSO-14是北卡罗来纳州阿巴拉契亚州立大学暗夜天文台的财产，专门为伽玛暴监测而建立。GLAST光学望远镜GORT位于加州的休姆天文台，口径14英寸；Dolomiti则设在意大利。

DS0-14望远镜（图片提供：DSO）

主页：http://skynet.unc.edu/

　

RoboNet-1.0

英国的利物浦John Moores大学领导的RoboNet-1.0现在还是个试验性的项目，最终目标是组成全球性的2米级望远镜网络。它的基本科研目标有两项，一是伽玛暴，二为系外行星搜索。

现在的网络成员有三个，加那利群岛的利物浦望远镜以及分别坐落在澳大利亚与夏威夷的南北Faulkes望远镜。这三者都是全自动望远镜，主要结构也相同，且出自望远镜技术公司（Telescope Technologies Ltd.）同一门下。其中利物浦望远镜归利物浦John Moores大学所有，是世界上第一架新式大型自动化望远镜；后两者则是Wayne Rosing发起的Las Cumbres环球望远镜网络LCOGT.net最早的一批成员。它们均装备了斯隆标准的u’、g’、r’、i’、z’以及B、V和H-aplha八枚滤光片以及低分辨率光谱仪，而利物浦望远镜还拥有偏振计RINGO与红外照相机。

RoboNet-1.0望远镜的分布图（图片提供：RoboNet-1.0）

这里所说的自动化远不止远程控制望远镜这么简单。一般望远镜就算远程控制，也是需要有人职守的。RoboNet的高明之处就是可以做到无人职守，就象小型望远镜那样自行决定目标，并根据天气和电力状态作出相应调整。对于大型望远镜来说，做到这一点的难度要高得多。

当下RoboNet-1.0的最快响应时间大致在2至5分钟，虽说一般的公告往往时间延迟更大。好在几架望远镜的口径都比较大，有进行深场观测的能力，所以还是收获颇丰。到目前为止，已经有数十篇伽玛暴相关的研究论文是根据RoboNet-1.0的观测写成的，其中包括对GRB 060418光学余辉偏振度的测量。该测量结果基本排除了该暴光学辐射源区存在大尺度规则磁场的可能，还让相关小组获得了时代周刊的年度高等教育大奖。

一并说说RoboNet-1.0的系外行星搜索，并不是利用传统的摄动手段，而是借助行星引起的微引力透镜效应。这一方法快速方便，尤其适于寻找距离恒星较远的低温行星，并有希望找到类地星球。

至于这个LCOGT.net也值得一提，它的最终目标很庞大，要为公共教育的目的建立50至70架分布在全球各地的自动望远镜。完全建成后，可以保证对任何一个天体的24小时不间断观测。现在现在英国、夏威夷和澳大利亚的在校学生已经可以在线操控这两架Faulkes望远镜了，而其相关的公众教育计划亦很丰富，基本涵盖天文学的各个方面。

Faulkes望远镜外景

主页：http://www.astro.ljmu.ac.uk/RoboNet/