光电较差测光法-北京师范大学天文系.PDFVIP

§3.7 光电较差测光法 较差测光是最常用的天文测光方法，可测量变星的光度变化、 星团的赫罗图和恒星的光度与颜色(UBV) 。 测量变星的光度变化，主要是测量它随时间的变化， 求得光变曲线和光变周期。利用较差法，要选一颗光度不 变的星与变星作比较测量。要求比较星与变星有三近：位 置相近，亮度相近和颜色相近。为了监测比较星的变化， 需要再选择一个光度不变的星（校验星）。由测量变星(x) 与比较星(c)的星等差为： △m(t)=m (t)- m (t) x c 式中m (t)为t 时刻所测变星的星等； m (t)为t 时刻比较星的星 x c 等。 严格讲，两星应是同时观测，这样受大气影响小，可忽 略二次消光系数和零点归化常数，观测精度较高。 绝大多数的变星都位于赫罗图中的主星序与红巨星分支之间的 一条不稳定带。我们目前观测到的变星，大多都是银河系内的变 星；哈勃空间望远镜上天后，才观测到越来越多的河外星系里的变 星。目前已有3万多变星被编入变星总表，变星的发现仍在继续。 按照变星的光变原因把它们 分为物理变星和几何变星。 物理变星有脉动变星、爆发 变星、灾变变星、不规则变 星等。几何变星有食变星和 自转变星等。 脉动变星：自身不断膨胀和 收缩，即不停地脉动而引起 光度变化。造父变星、天琴 座RR型变星、盾牌座δ型 变星等都属脉动变星。 Pulsating variables When the stars evolved at a state that lost the equilibrium between the gravitation and thermal pressure. The star alternately expands and contracts in the envelop . Designation:RR-RZ-TZ,AA-AZ-QZ,but omitting J, If larger ,V1,V2,…. Pulsating variables Type Symbol Period Amplitude Spectral Cepheids C 1-50d 0.2-2.0 F or G RR Lyrae RR 0.2-1d 0.5-1.5 A or F RV Tauri RV 30-150d 1.0-3.0 G or K Semi-regular SR 20-500d 0.2-2.5 M,C,S Long period M 100-600d 2.5-10 M,C,S Irregular L No 0.2-2.0 M,C,S β Canis Majoris β C 0.1-0.5d 0.2 B0 to B4 Dwarf Cepheids RR 0.05-0.25d 0.5-1 A or F δ Scuti δ Sc 0.05-0.2d 0.2 A or F ZZ Ceti ZZ 1-15min 0.05 White Dwarfs Cepheids Variables Classification: I Type classifical Cepheids (population I) II Type