（理论物理专业论文）星系ngc4565天区附近的变星搜寻.pdf

学位论文独创性声明 y ( ；9 0 7 2 6 本人声明所呈交的学位论文是本人在导师指导下进行的研究工 作及取得的研究成果。论文中除了特另j ) j h 以标注和致谢的地方外， 不包含其他人或其它机构已经发表或撰写过的研究成果。其他同志 对本研究的启示和所做的贡献均已在论文中做出明确的声明并表示 谢意。 靴敝储繇锄隰、似 学位论文版权使用授权书 本学位沦文作者完全了解辽宁师范大学有关保留、使用学位论 文的规定，剐学校有权保留并向国家有关部门或机构送交论文的复 印件和磁盘，允许论文被查阅和借阅。本人授权辽宁师范大学可以 将学位论文的全部或部分内容编入有关数据库进行检索，可以采用 影印、缩印或扫描等复制手段保存汇编学位论文。保密的学位论文 在解密后适用本授权书。 一戤韶 签字h 期：o 饥，2 、g 导师签名：羡雯堤 签字闩期：阚务僵? 矗 呈重型呈呈! 竺重兰堕堡竺童呈堡量 星系n g c 4 5 6 5 天区附近的变星搜寻 研究生：李磊 指导教师：吴亚波吴宏 专业：理论物理 研究方向：广义相对论与引力 摘要：本史通过对北京天殳台b a t c 巡天州测的侧向星系n t c 4 5 6 5 天区的测光幽象数据的分析处 理，利用点源测光方法获取了n g c 4 5 6 5 犬区附近数千颗亮于1 9 0 等的恒星星等艘其在观 测的四灭内随时间的变化。根据它们的光变幅度大小筛选出最初的变星候选者，并根据周 期分析的方法新发现了四颗短周期变星。在新技现的返四颗变星中，有两颗是灭琴鹰r r 变星，有颗是脉动叠星，剩下的一颗由j 徽据小足的原因4 , t t 确定它的类型。 关键词：变星；相对定标；测光；星等 引言 变星( v a r i a b l es t a r ) 是指在一定时期内( 从毫秒量级可到儿十年量级) i _ 借助观测 仪器觉察剑亮度变化的恒星。一些恒星存光学波段的物理条件和光学波段以外的电磁辐射 有变化，这种恒星现任也称变星。引起恒星亮度变化的主要原冈有几何的原冈( 如交食， 屏遮) 和物理的原因( 如脉动，爆发) 以及两者都兼有( 如交食加上两星问的质量交流) 。 最早发现的变星是光变幅度特别大，变化时标短的新星和超新星。我国早在公元前十 四世纪就发现过新星。此后，世界各国都相继发现过若干颗新晕和超新犀。t 八1 u ：纪以前， 发现的变星只有2 0 颗左札( 不包括新星、超新星) 。随着望远镜、照相术、光电技术等的 应用，观测技术和观测方法的改进，发现的变星越来越多。目前银河系内已发现约3 万颖 变犀。 变星命名法现在通常采用阿格兰德( f w a a r g e l a n d e r ) 建议的命名法：如果新发现的 变星以前还没有用希腊字母表示，就用大写的拉丁字母作为它的符号，由r 开始，加上星 座的名称，如御夫座r 旱、金牛座t 星等。如果已经州希腊字母表示( 这种犀一般都是犀 座里较亮的星) ，就仍然保持原来的符号。如天琴庠d 星、仙王座6 星等。每个星座从第 p 个变星起，_ | 二 j 两个人。f i 的拉j 字母m ，a b ，直到q z ，其中字母j 完仝不用，共 星系n g c 4 5 6 5 灭区附近的变星搜寻 有2 5 个拉丁字母。冈此，所有这些符号共有3 3 4 个。有些星座中变星很多，3 3 4 个符号 还不够用，再发现的变星便以v 3 3 5 ，v 3 3 6 ，加上星座的名称作为符号。对尚未完全 证实的变犀，可以先给予临时符号。待亮度变化完全证实以后，再换上上述命名法给了的 符号。 变星的研究有重要的科学意义：首先，它对我们理解恒星的结构和演化起着重要的作 用。另外，造父变星的周光关系在天体物理研究中有很重要的作用，闪为可以利用它比较 准确地确定球状旱团和较近的河外星系的距离。发现了一颗造父变星只要测出它的光变周 期，利用周光关系得到平均绝对星等，再由观测到的视星等，就可以算出其离我们的距离。 所必如果犀团星系中有造父变星，就可以利用它测出星团星系距离，故造父变犀有“量火 尺”之称。” 利用望远镜的观测数据进行变星搜索的一般方法是计算其星等值光变幅度是否大于 其它同种亮度星的变化幅度。即若一颗星的光变幅度大于人多数正常同种亮度的星所对应 的。的一定倍数，则认为其是变星的最初候选者。“1 “ 本论文中所采州的n g c 4 5 6 5 的观测图象，是北京天文台兴隆观测站的6 0 9 0 c ms c h m i d t 望远镜在1 9 9 5 年到1 9 9 7 年三年间所观测的，并且已经做过了本底( b i a s ) 和平场合并的 处理。我们所从事的工作是从这些原始图象开始，对幽象中的星象进行测光，得到这些星 的相应数据，并通过 j 己编写的程序对这些数据进行处理，从而在n g c 4 5 6 5 天区附近找到 了四颗短周期变星。在新发现的这四颗变星中，有两颗是天琴座r r 变星，有一颗是脉动 变星，剩下的一颗由于数据不足的原因不能确定它的类型。 本沦文的结构如下：第一章中，主要对变星研究中所涉及的大文学基本概念和变星的 类型做一简单的介绍。第一二章中，介绍了采集数据的观测系统的一些性能及我们所应用的 测光方法。第三章q 一，详细的阐述了我们运用n 6 c 4 5 6 5 天区的观测数据进行变星搜寻的具体 过程和方法，并对新发现的四颗变星作r 周划的分析确定。筇四章和第五章对数据处理过 程中的误差作了分析，就这篇论文的结果作总结，并给出了我们今后进一步要做的工作。 2 ：= 呈重型呈! 竺竺至曼型堡塑竺量堡量 第一章变星简介 1 1 与变星研究密切相关的天文学概念 在进行变星的副l ：究之前，首先要介绍几个与变星研究密切相关的天文学概念。 1 、天体的亮度和光度 ( 1 ) 、亮度和视星等 用眼睛直接观测时天体有明有暗，天体的明亮程度, l i 做亮度， = j 视星等表示。晕等是 天文学史上传统的表示天体亮度的一套特殊方法。古希腊天文学家根据恒犀的明亮程度把 它们分成6 等。最亮的星为i 等星，肉眼刚好能看到的旱为6 等星，恒星越亮，星等数越 小。 1 9 世纪通过光度计测定，发现古希腊天文学家所定的l 等星的平均亮度约为6 等星 的1 0 0 倍。这样，星等问的亮度比为g l o o = 2 5 1 2 ，就是说星等相著1 级，亮度相差2 5 1 2 倍。显然，星等之问是等差级数，亮度之间是等比级数。有了这样的数量关系，就可以用 星等来表示任何亮度。 望远镜和照相术问世后，町以看到更暗的星星，当然天空外还有更亮的天体。根据现 代光度测定，比6 等厦更暗的星，还有7 等、8 等，现代人口径的望远镜能观测2 5 等的暗星。比i 等星更亮的天体可向0 值和负值扩展，并且星等的值不仅限丁是整数。 星等的测算如下： 假定有两颗恒星，其星等分别为m 和m o ( m m o ) ，它们的亮度分别是e 和e o ， 其亮度比率为： f 丝= 2 5 1 2 mm or 1 1 、 e 两边取对数得： l g e o l g e = o 4 ( m m o ) ( 12 ) 朋一m n = 2 5 ( 1 9 e o l g e )( 13 ) 如果取。等星( m 。= 0 ) 的亮度e o = 1 ，则有： m = - 2 5 1 9 e ( 14 ) 这就是普林公式。 1 4 斌表明，只要有明确的0 等星和它的标准亮度，就能根据所测 得的天体亮度e ，计算其星等m 。“ ( 2 ) 、光度和绝对星等 事实h 天体的亮度并不能表示它们的发光本领，因为它没有考虑天体距离的凶索。 我们知道，光源的视亮度与其距离的平方成反比。为了比较不同恒星的真实发光能力，必 3 星系n g c 4 5 6 5 天区附近的变星搜哥 须设想它们移到相同的距离上，才能比较它们的真正亮度即光度。天文学上把这个标准距 离定为1 0 个秒差距( 秒差距为天文k = 度单位，1 秒差距= 3 0 8 5 6 7 8 x1 0 ”米) 。 在标准距离处恒星的亮度为绝对亮度，也叫真亮度，其星等称为绝对星等。有了这个 标准，就可以根据恒星的距离d 和视星等m ，推算其在1 0 秒差距处的绝对星等 f 。设 绝对亮度为e ，视亮度为e ，。因为亮度与距离平方成反比，再结合11 ，于是有： 鲁= 斋和鲁一z ”“ s ， 所以又有 2 5 1 2 w 一：堡 1 0 2 两边取对数，并整理，得： m = m + 5 5 l g d( 16 ) 7 、 从 1 6 战可见，若己知某星的距离d ( 秒差距) 及视星等m ，则可求出其绝对星等m 。 反之，若己知某星的绝对星等和视星等，就可求出它的距离。所以1 1 6 斌也是天文学的一 个重要公式。| 1 4 1 2 、天体测光与星等 光度测定是指测量来自有限波段范围内的辐射流，简称测光，由望远镜和辐射接收器 完成，一般以星等米表示。测光的基本原理是，在相同条件下，等同的辐射流能使探测装 置产生等同的“响应”。据此，将待测量星与己知星等的星作比较，根据探测装置对它们 的“响应”，可求出待测天体的亮度，再推算待测星的星等。天体亮度的测定方法很多， 目前应用最广泛的测光方法是光电测定。光电测定所用的仪器是光电光度计。由于其光电 倍增管对光源早线性响应和高精度的电子测试仪器，所以光电测光的准确度和灵敏度是当 前昂高的。一般精度可达00 1 - 4 ) 0 0 5 个星等之间。其方法是在测定星光之前，用适当的光 阑( 光的进入孔) 先测量待测星附近天空背景的亮度，然后再用相同的光阑对准待测星， 记录它们的仪器读数，将待测星的仪器读数减去夜晚天空背景的读数，即为星光所产生的 仪器响应。闭星光响应同星光亮度成正比，于是便可由此按星等定义直接得到待测天体的 星等。【2 15 】 3 、恒星的光谱和光谱型 恒星光潜的分析在灭体物理学中占很蠡要的地位，它可以定性或定量地测定嚏星的化 学组成，确定恒星的温度、大小、质量、密度和离我们的距离以及研究恒星的视向速度 和自转等等。人们通过研究恒星的光谱发现：颜色相同的恒星，光谱大致相同：颜色不同 的恒星，光谱也不相同。 恒星的光谱非常复杂，但它们可以分为数目不多的类型，同一类型的光谱相著很小。 星系n g c 4 5 6 5 天区附近的变星搜寻 光谱分类的方法有儿种，这里介绍。下现在散采j = j 的哈佛分类法。 哈佛分类法是美国哈佛天文台根据恒星光谱线的相列强度和形式所定出的分类法。在 这种分类系统中，每种光谱型用拉j 字母表示，分为o ，b ，a ，f ，g ，k ，m 七个光谱 型，各个光谱型义分为1 0 个次型，如b o ，b 1 b 9 。o ，b ，a ，f ，g ，k ，m 光谱型系 列，是恒星表面温度从高到低的系列，也是恒犀颜色从蓝色到红的系列。【l 】 t a b l el 恒星的光谱型、颜色、表面温度表 端 蓝自 白 黄白 黄 橙 红 4 0 ，0 0 0 2 5 ，0 0 0 k 2 5 ，0 0 0 1 2 ，0 0 0 k 1 1 ，5 0 0 7 ，7 0 0 k 7 ，6 0 0 6 ，l o o k 6 ，0 0 0 5 ，0 0 0 k 4 ，9 0 0 3 ，7 0 0 k 3 ，6 0 0 2 ，6 0 0 k 4 、赫罗图 赫罗图是恒星光谱型和光度的关系图。它不仅能给出各类恒星的特定位置，而且还能 显示出它们的演化过程。恒星演化的研究便是从赫罗图开始的。 1 9 1 1 年丹麦天文学家赫兹伯伦( e h e r t z s p r u n g ) 测定了儿个银河系星图中恒星的光度 和颜色。1 9 1 3 年，美国天文学家罗素( h n r u s e l l ) 也研究了恒星的光度与光谱。它们画 成图i f i 彳发现了一定的对应关系。后来这类表示光度一颜色的图叫赫罗图。 赫罗图中以恒星的光度为纵坐标，以光谱型为横坐标，测定了每一颗星的光谱型和绝 剥星等后，就在图上面出一个点。把各种不同的恒星的坐标点画f 后，可以发现恒星的分 布具有一定的规律性。沿左上方到右f 方对角线的连线上，点多而密集，表明温度高的星 光度强，温度降低光度减弱。左下方也有一个较密集的区域，这里的星温度高，呈蓝白色， 光度弱、体积小，i i l i 白矮星。右侧也有一个密集区，这些星光度大，温度低。光度大，说 明体秘大，是巨星。巨犀上方为超巨星。由于光度和表面温度存在着内在的关系，那么， 恒星的结构、质量和化学成分都有一定的关系。如果己知化学成分，每一叵星便会对应一 定的光度和温度，在赫罗图上便会出现相应的序列。同样质量范围内的恒星，如果在图上 的不同序列，则必然是化学成分不同。化学成分不同，有可能是原始成分不同，也可能是 恒星处在不同的演化阶段。这样，就可以来研究恒星的起源和演化。【j “ 5 、周光关系 1 9 1 2 年，勒维特( h l e a v i t t ) 把小麦哲伦云内的2 5 颗造父变星的星等与光变周期， o b a f g k m 星糸n g c 4 5 6 5 天睦附j 丘的变星搜寻 按次序排列起来，立即发现它”j 之间有简单的关系：光变周期越长的恒星，其亮度就越人。 这就是对后来测定恒星距离很有用的“周光关系”。现在的观测发现，不仅对造父变星， 其它一些类型的脉动变星也存在周光关系。周光关系图中，横轴用光变周期的对数l g ，肠 表示，纵轴用绝对星等m 表示。1 2 1 6 、星族 星族是指银河系以及河外星系内，人量在年龄、化学组成、空间分布和运动特性都十 分接近的天体的某种集合体。这一概念最早是在1 9 2 7 年提山的。1 9 4 4 年，巴德认为，银 河系咀及其它涡旋星系的恒星可以分为两火类：星族l ，犀族i i 。星族i ，最亮的恒星足 早型白色超巨星；星族i i ，最亮的恒星是k 型红橙色超巨星。它们在空间分布和运动特 性上也都不同，前者的恒星主要集中在星系外围的旋臂域；后者的恒星主要集中在星系 核心部分。 1 2 变星的分类 按照亮度和光谱变化的不同，现在把变星分为脉动变星、几何变星和爆发变星三大类。 在_ = ：二个大樊以f ，又可再分为若干次型。脉动变星和爆发变星是物理变星，都属于不稳定 恒星。 物理变星是指南本身物理原因( 例如，由于辐射出来的总能量发生了变化) 而引起亮度 变化的恒星，这类恒星是不稳定恒星。在已发现的近三万颗变星中，大部分都是物理变星。 亮度的变化是这类变星的重要特祉，这可能是由于存在周期性脉动，不规则性的迸发，或 者是发生巨大的毁灭性的爆炸等原因引起的。因此，物理变星又可分为许多类型。其中大 多数为脉动变星、爆发变星。由于这类变星对科学研究具有特别重要的意义，而且研究它 们斟难很大，因此，格外引起科学 二作者们的重视。”1 1 2 ，1 脉动变星 脉动变星( p u ls a t i n gv a r i a b l e s ) 是指由脉动引起亮度变化的恒星。它的光变曲线圈 如f i g1 1 。这些变星亮度的变化的原因，现在已经基本清楚。我们知道，一个正常的不 脉动的恒星，总是处于流体力学平衡状态，即恒星内任一点的压力( 包括气体压力和辐射 压力) 与该点所受的引力严格地平衡。若由于某种原因，平衡被破坏，星体往外膨胀。冈 为引力反比于距离的平方，因此，在膨胀的过程中，引力减小；但压力正比于密度与温度 的乘积，即正比于温度，反比于距离的立方。而在膨胀过程中。温度也楚降低的，因而乐 力减小得更快。结果，在膨胀了一段时间后，引力超过压力，星开始收缩。但是，当星收 缩到平衡位置时，由于惯性，它不会停止，而是继续往里收缩。收缩到压力超过引力，星 阜系n g c 4 5 6 5 天区附近的变星搜爿 体又开始膨胀。如此周期性的往返不停。恒星周期性的膨胀与收缩，必然引起恒星半径周 期性的增大与减小，恒星的表面积也周期性的增加与减少，温度和总辐射能量都发生变 化，因而光度也周期性的增大与减小，看起来它的亮度也周期性的变亮与变暗。另外，其 翩色、光谱型和视向速度，有时还有磁场，也都随之发生变化。 f j g1 脉动变星的光变曲线 在已发现的变星中，脉动变星占了- - - i s 以上，银涮系中约有2 0 0 万个。脉动变星的 周期可以相差很人，短的在一小时以f ，长至几百天甚至l o 年以上。星等变化从人于1 0 n d , 丁干分之几都有。根据亮度变化曲线的形状，脉动变星可分为规则的，半规则的和1 i 规则的三种1 i 同的类型。规则的，按亮度变化周期长短分为短周期造父变星( 如天琴库 r r 变星) & 周期造父变晕( 如经典造父变星) ；半规则的，亮度变化有一定规律但周 c 2 j 不定，或者平均亮度不变，如金牛座r v 变星。脉动变星的密度和绝对光度都与脉动周期 有一定的关系，这些为研究恒星的物理本质和宇宙尺度提供了霞要的依据。 天琴座r r 型变星( i l l tl y r a e ) ：义称短周期造父变星，符号r r 。过去也称它为星团造 父变星或星闭变星，因为最初发现的这类变星都山现在球状罩团内。有时也称为逆大陵型 变星，网为这类变星的光变曲线著不多是大陵型食变星的反照。 1 光变 r rl y r 型变星的光变周期在0 0 5 一1 2 天之间，大多数在9 小时一l7 小时之间， 1 3 小时的最多，长丁2o 小时的很少。光变幅度一般不大，不超过1 2 等。小少r r f ，y r 星系n g c 4 5 6 5 天区附近的变星搜寻 型变星光变曲线的形状和周期在改变着，而其中有一部分的改变是周期性的，也就是亮度 的变化有两个周期。例如，天龙座rw 星除了04 4 2 9 天这个周期以外，还有一个4 1 6 d 天的周期。在第二个周期内，光变曲线的形状以及光极大和极小时的星等都在改变着。这 类变星都是巨旱，平均绝对星等约为+ 0 5 等。 按照光变曲线的形状，r rl y r 型变星可分为三个次型： ( 1 )r r a ：象r rl y r ，光变曲线很不对称，光极大处很锐，但l 升支更陡， 光变幅也较大，可达16 等。 ( 2 ) r r b ：象r rl e o ，光变曲线也不剥称但光极大较平，光变幅较小，约 为0 5 等。 ( 3 )r r c ：象r rc e p ，光变曲线很对称常和正弦曲线一样。 这三种次型的曲型光变曲线见图f i 9 1 2 。 r0 t5 80 i l 、5 v 1 2 0 g0 95 q 0 0 10 f i g12 天琴座r r 型变星二种次型的光变曲线 躲l q 口 b 丑e 印 2 光谱 绝人多数属于a 型，小部分是f 型。光变时光谱也变化，例如对r r a 型，光极大时常 常为a 型，光极小时变到f 7 型。光谱中常有氢发射线。 3 其它 r rl y r 型变星中获得完整的视向速度曲线的不多。从已有的资料来看，视向速度曲 8 ， 星系n g c 4 5 6 5 天区附近的盘星搜寻 线是光变曲线的反照，即光极大时视向速度极小，光极小时视向速度极大。这表示脉动是 这类变星光变的原因。 r r i y r 型变星的银而聚度小，银一心聚度人，在银，0 方向这类变星特别多。相对于太 阳而言的速度在1 2 2 1 8 0 k m s 之间；速度弥散度人，在6 0 一l o o k m s 之间。这些都有表 明它们属于星族i i 。 r rl y r 型变星常j 【j 现在球状星团里。由于r rl y r 型变星有周光关系，平均星等约为 + o5 等，弥散也很小，使得它成为研究银河系结构的强有力的f 具。 长周期造父变星( c e p h e i d s ) ：又称经典造父变旱，有时称造父变星，符号c 。它足高 光度周期性的脉动变星。这类变星的典型星是仙王座6 ，中文名叫造父，所以称为造父 变星。造父变星光变周期越k ，则光度越大。发现了一颗造父变星只要测山它的光变周期， 利_ j = j 岗光关系得到平均绝对星等，再由观测到的视星等，就可以算出其离我们的距离。星 团星系中有造父变星，就可以利用它测出犀团星系距离，故造父变星有“量天尺”之称。 造父变星属于巨星、超巨星，一颗3 0 天周期的造父变星比太阳亮4 0 0 0 倍，一天周期的也 比太5 h 亮1 0 0 倍。距离我们最近的造父变星是北极犀，6 5 0 光年之遥。 长周期变星( l o n gp e r i o d ) ：符号m 。典型星为鲸鱼座o 星。 金牛座r v 型变星( r v t a u r i ) ：符号为r v 。光变曲线呈烈波的形状，周期相当吲定， 但主极小和副极小的深度不崮定。光变幅度有的达到3 等，周期从3 0 天到1 5 0 大。光谱 型大多数为g 型和k 犁，极少数为m 型。大多数的光谱中常出现氢化钛的吸收带。这类变 星可能属于犀族i i ，典型星是金牛座的rv 星。 半规则变星( s e m i r e g u l a r ) ：符号sr 。亮度变化有一些周期性，但周期不吲定，或 光变曲线形状不固定，或平均亮度不固定。周期从3 0 天到1 0 0 天以上。光变幅多小于1 等，很少大丁2 等。有些半规则变星有两个或更多的周期。按照光度，半规则变星分为两 群。大多数( 7 0 左右) 属丁星族i i ，绝对视星等一i 等左右；少数( 3 0 左右) 属于星族 i ，绝对星等亮j 。3 等。有些星族i 的半规则变星与年轻0 星协有联系。 不规则变星( i r r e g u l a r ) ：符号i 。亮度变化完全没有规则，大多数是m 型巨星或超 臣星。 仙王座b 型变星( bc a n i s m a j o r i s ) ：符号bc 。又称大犬座b 型变星。光变很规则， 大约有一半有双周期，视向速度曲线也很规则，类似丁造父变星，但亮度变化曲线常比视 向速度曲线落后9 0 度，正好符合脉动理论的要求。光变幅约为0 1 等，周期在0 1 03 天之间。存在周光关系，光谱型b l 或b 2 。光度型i i i 或。自转缓慢，白转速度比止常b 星小得多。 盾牌座6 型变星( 6s c u t i ) ：符号6s c 。光变很规则，有些有多重周期。周期都小于 l 天，光变幅小于0 3 等，光变曲线的形状变化得很厉害，都是矮犟。光谱型a 到f 。 常陈型变星( c a n u my e n a t i c o r u m ) ：符号ac v 。典型星是猎犬座o2 星，中名“常 9 星系n g c 4 5 6 5 天区附近的变星搜寻 陈一”。光变幅度都小于0 1 等，周划为卜2 5 天。这类变星都是a 型特殊星，常有很强的 磁场。“ 1 2 2 几何变星 几何变星( e c l i p s i n gb i n a r ie s ，又称交食烈堤、食烈星或称光度双星。光变曲线图如 f i g _ l3 ) 是由于儿个天体间的几何位置发生变化，或者是由于天体白身的几伺形状特殊， 矧而发生亮度变化的恒盟。食变星是这类变星中最为人们熟悉的种，它是由于两个恒星 ( 两颗子星) 互相绕转( 组成双星) ，发生两f 景相互掩食的现象，引起般星的壳度变化。食 变嶷本身往往是一颗小而亮的星同一颗大而黯淡的星搭伴而成。两颗星体都能见到时，到 达地球的光最亮；较小的星隐没到较大的星后面时，光最暗淡。较小的星运动到较大的星 前面时，遮住后者一点时，观测到光比最亮时略暗一些。冈此，这种变星又叫交食坝星、 食双星或称光度双星。另外，由于本身为椭球形，自转时j l _ 4 洳者所见到的发光面j ；_ 有所变 化，引起其亮度变化，这种儿何变星称奠j 椭球变星；有些匾星位丁星云之中，有些则位于 旱云之后，当星云移动时，这类恒星的亮度就随之变化，这种几何变星称之为星云变星。 火部分几何变星是属丁稳定恒星。但近几年来，发现有越来越多的食变星，不仅是儿何变 星，也是物理变星。它们也是研究恒星演化的重要对象。 8 ：l ，蒸孑 。+ ，1 j 。 ”i 二：_ ：，i s 氐。_ ； 。 。 ； i ； ，t t 茸。 ，1 - 0 7 1 0 i f i gl _ 3 儿何变星的光变曲线 t o - 鲁 钟 砌 星系n g c 4 5 6 5 无区刚近的变星搜哥 按照光变曲线的形状，交食双星大致可分为三种类型： 大陵型( a l g o lv a r i a b l e s ) ：符号ea 。可以准确地定出掩食时间。两次掩食之间的 时间间隔内亮度几乎没有变化。除了主极小外，常有副极小，但也有些星没有副极小。周 期范围很大，有短到0 2 天，也有k 近1 0 0 0 0 天的。光变幅的范围也很大，有的达几等。 其中一个子星是亚巨星。大多数已经研究过的交食舣星属丁这一类。舆型星是大陵五。 渐台型( bl y r a e ) ：符号为eb 。光变曲线没有一段是直线，因此，不能准确地定 出掩食时间。副极小总是出现，但是比主极小浅得多。光变幅不超过2 等。周期较镉，但 都跃于一天。两子星的光谱型较早，为0 型或b 型。典型星是渐台二。 大熊座w 型( w u r s a e m a j o r i s ) ：符号e w 。亮度连续地变化，光变曲线没有一段是 直线，无法确定掩食时问。主极小和副极, h j l 乎一样深。周期都短于l 天，人多数住7 至 1 2 小时之间。两子犀光谱型常为f 至g 型，绝对星等约为+ 4 等至+ 6 等。典型星足大熊 座w 星。 1 2 3 爆发变星 爆发变星( e r u p t i v ev a r i a b l e s ，光变曲线幽如f i g1 4 ) 是一种亮度突然激烈增强的 变犀。造成这类变旱光度变化的原因是星体本身的爆发。爆发前，星体处于相对稳定( 或 缓慢变化) 的状态，一旦爆发，星体的亮度可以迅速增加到原来的几千或几亿倍，有的甚至 在白天都可见到，经过一段时期义逐渐暗弱_ f 来。一部分爆发变星，有人又称之为灾变变 星。爆发变星爆发的规模有大有小，亮度的变化也有大有小，有的旱爆发还不l r 一次。爆 发变星可以包括许多类型，例如，新星、超新星、再发新星、矮新星、类新星、耀星等。 j q 谴n 椭埔 f i g1 4 爆发变星的光变曲线 。i l 星系n g c 4 5 6 5 天区附近的变星搜寻 新星( n o v a e ) ：符号为n 。是亮度在短时间内( j l d , 时至儿天) 突然剧增，然后缓慢 减弱的一类变星，星等增加的幅度多数在9 等到1 4 等之间。由十新犀在发亮之前一般都 很暗，甚至用人望远镜也看4 i 到，而一旦发亮屙，有的用肉眼就能看到，因此在历史 ：被 称为“新犀”。其爆炸规模比耀星大，爆发时母星的外壳抛出，占质量大部分的内核尚能 留下，爆炸释放的能量能使它的亮度突然增人好多倍，使以前未曾被人注意的暗星变成亮 琨；由于恒星爆发而产生的光度变化现象，有些新星被观测到4 ：i r 一次地爆发，称为再发 新星。再发新晕爆发时的光变幅一般比新星小，而且两次爆发的问隔时问越短，光变幅越 小。 超新星( s u p e r n o v a e ) ：符号为sn 。超新星是激烈的大体，但从观测角度上来说它们 是罕见的现象。超新星同新星很类似，但超新星的爆发规模更大，爆发时亮度可猛增2 0 个星等或更多，光度增加1 0 0 0 万倍到超过1 亿倍，达到太阳光度的l o 亿倍以上。很多超 新星爆发后完全瓦解为碎片、气团，不再是恒星了，只有少数的超新星留f 残骸，为质量 比原来小得多的恒星和其周围向外膨胀着的星云。抛i j j 的气壳速度可超过1 0 0 0 k m s 。超 新星是恒星所能经历的规模最人的灾难性爆发。到1 9 9 9 年年初为止共发现1 ，4 4 5 颗超新 堤，已分类的有8 5 5 颗，它们大多数是在河外星系观测到的。在我们银河系记录下来的超 新星只有8 个。 鲸鱼座u v 型变星( r e dd w a r f s ) ：符号u v 。也称耀星。是指几秒到几十秒内亮度突 然增亮，经过1 一l 分钟或几十分钟屙慢慢复原的一类特殊的变星。它们的亮度住平h 4 基本 上不变，亮度增大时有的可增加到百倍以 ：。但这样的亮度能维持十儿到几十分钟，看起 来好象是一次刚耀，所以取名耀星。1 9 2 4 年发现船底座d h 星有这样的现象。1 9 2 4 年发现 鲸鱼座u v 星亮度在三分钟内增强1 1 倍。观测最多的是太阳附近的耀星。半人马座比邻 星就是一颗耀星。星团旱协中也发现了耀星，昴星团晟多，4 6 0 多颗；猎户座大星云区次 之，3 0 0 多颗。绝人多数的耀星是既小又冷的红矮星，光度根低耀亮的时间义短，因此， 只有离a 阳较近的耀星才能被我们认山来。不过，耀星的实际数目很多。如果用一架大犁 望远镜观测，平均每9 0 分钟就可见到一次耀亮，据估计，银河系的恒星中，约8 0 一9 0 可nf 入耀亮的范畴。耀星表面存在局部活动区，耀亮就发生在这些区域，并且在同一区域 可发生多次，这一点与太阳耀斑活动相似，但耀亮时辐射能量要比太阳耀斑的能量大 1 0 0 1 0 0 0 倍。1 1 3 各类变星在赫罗图上的地位 f i g 1 5 绘出了一些主要类型的变星的赫罗翻。有些变星由于资料不够或星数太少 图上未能列小。 1 2 墨重型呈星竺竺圣垦堕堡竺竺墨堡型： 一5 4 3 2 一l o m v + 1 f 2 + 3 + 4 + 5 + e + t + e b 0嚣5 0a 5f of 5c , o辑舶巧m om 5 f i g1 5 各类变星在赫罗图上的位置 1 3 - 兰重型! 竺! 篁圣曼坠堡竺窒呈堡皇 第二章观测与数据处理 2 1 观测 2 1 1 观测系统的描述 b a t c ( 北京一弧里桑那一台北一康涅狄格) 多色测光巡天是由北京天文台、紫金山大文 台、中国科技人学与美国的a r i z o n as t a t eu n i v e r s i t y ，u n i v e r s il yo fa r i z o n a ，w e s t e r n c o n n e c t i c u ts t a t e u n i v e r s i t y与台湾中央大学合作避行的c c d ( c h a r g e c o u p l e d d e v i c e s ，电荷耦台器件) 多色测光巡天项目。它利用北京天文台兴隆 观测站的6 0 9 0 c ms c h m i d t 望远镜及f o r d2 0 4 8x2 0 4 8c c d 系统，使用专门设计的1 5 种颜色的中等带宽滤光片及5 种强发射线窄带滤光片，对北天的5 0 0 个类星体、旋涡星系、 随机选区及各种定标灭区进行c c d 测光，并通过标准星进行能量定标，以得到这5 0 0 个天 区的每个天体的光谱能晕分布( s e d ) 。 b a t c 多色测光巡犬配备了强有力的人视场c c d 系统使用了大视场小焦比的s c h mj d t 塑远镜，并应用特殊设计的滤光片系统避开了主要的犬光发射线，得到了较低的天光值， 这些都使得获得深度雨1 高精度的测光结果成为可能。同时b a t c 小组致力丁仪器定标系统 的改进，设计出了先进井且精确的圆顶平场系统、滤光片驱动系统，这些使得b a t cu j 以 得到0 o l 0 0 2 等的高测光精度。 b a t c 滤光片系统由a s u 的d r d m a r c u s 进行光学设计，其特点是： l 由大气截止( 3 2 0 0 埃) 到c c d 灵敏截止( i p - ) 之问，尽量均匀分布，以期得 到整个可见光区域的s b i ) 。 2 避开r 所有较摄的大光发射线和发射带。因此，此测光系统将能得到较暗的大光， 并避免了滤光片较窄时c c d 的干涉条纹现象( f r i n g i n g ) 。实际观测得到的b a t ( ；天 光值较暗，在图象上也没有f r i n g i n g 出现，说明了滤光片系统设计的成功。” 另外，对于一个理想的平场照明应有二个特征： 1 均匀照明； 2 与观测目标类似的颜色； 3 平场照明与实际观测的光路相同。 第一个特征是为了改正c o d 量予效率的不均匀性，第一个特征是为了避免由c c d 各象 元量子效率曲线不一毁引起的颜色效应，此效应与滤光片带宽的平方成正比。对于象 s c h m i d t 望远镜这样的具有封闭镜筒的系统，一个在入射光栏( s c h m i d t 改正板) 处的各 向同性照明与一个在无穷远处的均匀照明是等效的。而对1 度的视场，无论是夜天光还是 晨昏犬光都不再是均匀的，冈而无论是从均匀照明方面考虑还是从观测效率卜考虑，专门 一1 4 星系n g c 4 5 6 5 天区附近的变星搜寻 嫂计的圆顶平场都不失为。种最佳选择。b a t c 小组发展了独特的蚓顶平场装置，即侄除 了一般的圆顶反射屏之外，在s c h m i d t 改止板前加上塑料散射解，以得到入射光栏处的各 向同性照明。“ 2 1 2 观测数据 对n g c 4 5 6 5 的观测是利用北京天文台6 0 9 0 c ms c h m i d t 望远镜，2 0 4 8x2 0 4 8c c d 系 统和b a t c 滤光片系统进行的，c c d 是e hf o r da e r o s p a c e 制造的厚片c c d ，进行过 u v c o a t i n g 之斤彳，在3 2 0 0 壤处的量子效率约为2 0 ，6 5 0 0 埃左右达到峰值4 4 ，在8 0 0 0 埃以后迅速f 降，到1 h 处降至6 。一幅c c d 的图象覆盖5 8 x5 8 的天区。“n g c 4 5 6 5 观测日期从1 9 9 5 年到1 9 9 7 年，其中我们选取了在2 2 次观测中适合分析的1 5 5 幅剀象 ( t a n 。e21 ) ，这些图象存观测中所使用的滤光片都是i 片，其中心波长在6 6 6 0 埃，带 宽为4 9 0 埃。图象的大部分爆光时间为9 0 0 秒和1 2 0 0 秒。 2 2p i p e l i n ei 数据处理 b a t cp i p e l i n ei 拦由北京天文台蒋兆基博十发展的，其功能是： 1 对c c d 图象进行b i a s 利平场的改正。 2 得到底片解井建立坐标框架。 原始的c c d 图象经过p i p e l i n ei _ | 亓即可以直接进行测光和定标。 首先将单幅的b i a s 和平场进j 二合并。合并的目的是增高信噪比，二是剔除宇南线 造成的野点。i r a f 软件中提供了各种复杂的合并算法。“在p i p e l i n ei 的合并了程序中 采取了1 ，h s tp l p e l i n e 中相同的算法。我们的b i a s 和平场合并及改正均在i r a f 环境f 完成。 进行b i a s 和平场改正之后，p i p e l i n ei 即建立c c d 坐标框架。这一坐标框架是建立 在导最星表( g u i d es t a rc a t a l o g ，简写为g s c ) 之上的。6 s c 星表的外部误著为每一坐 标轴0 2 ，0 8 ”。p i p e l i n el 利用视场中所有的g s c 星建立坐标框架。”“( 见米经 p i d e l i n ei 处理前的罔像f i g2 1 和处理后的图像f i g2 2 ) 星系n g c 4 5 6 5 天区附近的变星擅寻 fj g2 1 未经p i p e l i n el 处理过的原始图像 f i g2 2 经p i p e l i n ei 处理后的图像 - 1 6 - 呈重型竺呈竺! ! 至垦型兰竺尘呈堡兰 t a b l e2 1 星系n g c 4 5 6 5 的观测表 日期观测图象总数总爆光时间( 秒) 增益( 电子数光子数) 9 5 0 1 2 8 9 5 0 3 0 3 9 5 0 3 0 4 9 5 0 5 0 5 9 5 0 5 0 6 9 5 0 5 2 4 9 6 0 1 2 1 9 6 0 2 1 7 9 6 0 2 1 8 9 6 0 2 1 9 9 6 0 2 2 0 9 6 0 2 21 9 7 0 3 1 5 9 7 0 3 2 9 9 7 0 3 3 0 9 7 0 4 0 4 9 7 0 4 0 5 9 7 0 4 0 8 9 7 0 4 0 9 9 7 0 4 1 0 9 7 0 4 1 1 9 7 0 5 2 8 总计 1 8 2 2 7 4 4 1 7 2 0 2 0 1 6 4 4 3 l 4 6 5 7 5 6 4 1 8 0 0 9 6 0 0 1 8 0 0 2 4 0 0 6 6 2 3 3 7 2 0 4 8 0 0 1 5 3 0 0 1 8 0 0 0 1 8 0 0 0 1 4 4 0 0 3 6 0 0 4 8 0 0 3 6 0 0 1 2 0 0 4 8 0 0 7 2 0 0 6 0 0 0 8 4 0 0 6 0 0 0 7 2 0 0 4 8 0 0 】5 51 5 4 0 4 3 3 7 3 7 3 7 3 7 3 7 3 7 4 1 41 41 41 4 1 4 1 3 3 3 3 3 3 3 3 3 3 3 3 3 3 3 3 3 3 3 3 1 7 星系n g c 4 5 6 5 天区附近的变零搜寻 2 3 孔径测光简介 孔径测光是一种对于孤立星测光简单有敛的方法。它不依赖于拟合模型，可以把测量 误芹减小到最低限度。 其流程为： 1 执行f i n d 命令，从而在图象r 找出所有的点源。其原理是用一个半宽为f w h m 的 高斯函数去卷积图象，再在卷积屙的图象上寻找星像。在这里有八个重要的参数起着重要 的作用。 l o w g o o d d a t u m 师效数据的下限，以天光的统计噪声6 为单位。即低1 ：天光平均值 儿个g 依然看成不是轫、点 。般情况下取3 即可，但由丁天光背景的不均匀性可能造成某 处天光低于平均值很多，为了避免把好的数据当作坏点剔掉而引起漏掉星，应该放宽条件。 在这儿我们取5 ，可以保证不遗漏星。 h i g hg o o dd a t u m ：有效数据的上限。b a t c 系统采集下来的蚓象最大值为3 2 7 6 7 ，减 盘约为3 4 0 0 寿右的b a s e l i n e 值之后为2 8 0 0 0 左右。所以对单幅图来说取为2 8 0 0 0 。 f w h mo fo b j e c t ：星像的半宽。f i n d 的原理是用个半宽为f w i m 的高斯函数去卷 j ； 幽象，再在卷积后的图象l i 寻找星像。因此这个参数的设定严重影响到点源寻找算法的 敏感程度，从而影响到所找到目标的完备性。在p i p e i 。i n ei 的处理过程中已经拟合了星 像的半宽统计出平均值并写入图象头，因此这个参数可由程序自动设置。 l s ，h s ，l r ，h r ：这四个参数决定的r o u n d n e s s 和s h a r p n e s s 的上r 限。r o u n d n e s s 和s h a r p n e s s 是d a o p h 0 3 、i i 用来区分点源和展源及宇宙线的判据，研究了利用d a o f i n d 进 行找星时所选参数的合理值，在我们的c c d 系统及大气视。于度( s e e i n g ) 条件f ，府取 0 4 s h a r p n e s s 1 2 ，1 1 5 r o u n d n e s s 4 ) 。” 2 ，执行p h o t 命令。对f i n d 命令找出的点源进行孔径测光。孔径的大小根据实际星 场的密集度确定其值。 孔释测光的缺点是_ i 能对于密集星场进行有效的处理，因为由于孔径选取的缘故，它 会把密近星当成单个星处理而给出错误的坐标和星等值。 n g c 4 5 6 5 周围的天区属丁菲密集型星场，所以在对n g c 4 5 6 5 火区进行测光时，我们运 1 8 呈重竺墅呈竺篁垂垦坠兰竺竺呈堡! 用，孔径测光的方法。 2 4 测光系统的定标 c c d 测光所得到的大气内的攫等值，和般删光方法一样，必须经过人气消光改正， 并归算到国际标准测光系统( 如u b v 或u b v r i 等) 中玄，才能具有普遍被利用的价值。红 实际c c d 测光系统中，采州b定的滤光片的组台，可构成u b v r i 系统。 不同的仪器它的响应函数不同，因此对同一颗恒星进行测光，归化到人气外星等和色 指数值，其结果往往也不相同。为了把不同观测结果归化到同一标准系统，需建立转化方 程。 在一定条件f 下列线性转化方程刊用米把观测系统的星等转化到标准系统。 式中m 】，m 2 及c l ，c 2 分别为某恒星在观测系统和标准系统f 的星等和色指数值，而，f 和善为标度常数，善。和善。为零点常数。 在进行人气消光改】f 时，对丁3 0 0 埃左右的带宽，与颜色有关的消光系数是不重要的。 i 捌为所有的数据都是在测光夜条件r 观测的，定标可简单的采用f 面的公式： m 口拈= m 6 口犯+ k i x + c o 其中m m 。和m m 分别是在某一通带中b a t c 晕和经过孔径改正的仪器星等，k 。是对 应于该通带的人气消光系数，c 是相应的犀等零点，x 是人气质量。在每一个测光夜， 颗b a i c 标准幕在不同的地平高度刚多个滤光片分别进行观测，利用上面的公式对标准 晕的观测数据进行线性拟含，这样利用测光夜所得的图象就可以进行标准星的定标了。 剥于b a t c 测光系统定义如r ： i 系统的一级标准星为o k e g u n n 给出的四颗二二级分光光度标准犀h d l 9 4 4 5 ， h d 8 4 9 7 3 ，b d + 2 6 度2 6 0 6 和b d + 1 7 度4 7 0 8 。这四颗标准旱均为f 型贫金属的哑矮 旱。 2 测光系统由以下公式定义： m ，= 一2 5 l o g 六一4 8 6 其中，为滤光片中心波长处的单色能量。”“ 在我们的最后数据l 】，所有的星等值都被转化为b a t c 测光星等系统