基于Python的自动测光程序设计与实现

本文基于Python设计和实现自动测光程序。首先扫描文件名实现文件分类;然后进行数据检查、预处理与孔径测光,并保存测光数据;最终由观测者指定目标星与比较星,程序从测光结果中提取相应星等与观测时间等数据,获得基于较差测光法的光变曲线。为解决数据提取中星图匹配问题,提出自动追踪移动目标的基于向量特征星图匹配算法,能自动匹配偏移较大的星图,并跟踪不断移动的小行星。使用本程序分别处理双星和小行星观测数据,并与IRAF(Image Reducation and Analysis Facility)测光结果比较,测光结果最大偏差分别为0.04 mag和0.043 mag,标准偏差分别为±0.005 mag和±0.007 mag。     

SAGE巡天介绍Ⅰ——测光系统和数据处理

SAGE(Stellar Abundance and Galactic Evolution)巡天采用一套对恒星大气参数敏感的独特测光系统,包括uSC,vSAGE,g,r,i,Hα_n,Hα_w和λ_(DDO51)(David Dunlap Observatory,DDO)共8个波段。该系统对恒星大气参数(有效温度T_(eff)、表面重力lg g和金属丰度[Fe/H])和星际消光的测量比传统的uvbyβ系统(Str?mgren-Crawford,SC)更敏感。由于g,r,i波段带宽较宽,因而观测效率较高,对恒星大气参数的测量精度和观测效率均超过uvbyβ系统和宽带测光系统。利用美国亚利桑那大学Steward天文台2.3 m Bok望远镜、新疆天文台南山1 m望远镜和乌兹别克斯坦MAO(Maidanak Astronomical Observatory)1 m望远镜已展开巡天观测。项目计划在约4年时间内完成所有的巡天观测,北天天区覆盖面积约12000(~?)~2,高精度测光(信噪比为100σ)深度约15 mag(V波段);5σ探测极限可深至约20 mag(V波段)。最终将探测约5×108颗恒星,并得出其恒星大气参数以及星际消光。该样本比之前的u,v,b,y,β测光巡天,如GCS(Geneva-Copenhagen Survey)巡天和HM(Hauck and Mermilliod 1998)巡天,扩展到更深的区域,即深度达到7～8 mag(V波段)。利用观测得到的大样本恒星测光星表,可以开展如下课题的研究:(1)得到银河系约5×10~8颗恒星大样本的金属丰度分布,并根据恒星演化模型得到其年龄分布;(2)预期搜寻到一批贫金属星候选体,并利用其他望远镜进行下一步观测;(3)结合高质量的uSC波段数据,预期可以找到一批白矮星;(4)结合其他星表,预期找到一批长周期变源以及移动天体;(5)结合uSC波段数据和其他星表,预期可以找到一批类星体。     

Seyfert星系NGC4051的光变特性

为了配合EXOSAT对Seyfert星系NGC4051光变的观测,继1985年5月的多波段联测之后,我们又于1985年12月7日—9日对NGC4051进行了B波段及V波段的短时标光变的观测和研究,主要结果如下:(1)NGC4051在B波段有两个与X射线波段及U波段相对应的短时标光变,时标分别为4200秒和1800秒,振幅分别为ΔB≈0.21mag(±σ=0.04~m)和ΔB≈0.43mag(±σ=0.08~m),(2)V波段有一个时标为～2400秒,振幅为ΔV=0.07mag(±σ=0.07~m)的短时标光变,(3)结合X射线波段及U波段的观测,我们发现,NGC4051的光变时标随着波长的增大而增大。     

光学相机FOC对黑洞双星高时间分辨测光性能研究

黑洞暂现双星MAXI J1820+070于2018年3月的明亮爆发为研究光学快速测光能力提供了重要机遇. 以快速光学相机(Fast Optical Camera, FOC)为终端设备分别在2018年4月22日、5月26日和8月31日(UTC)使用云南天文台丽江观测站2.4m望远镜对爆发中的黑洞双星MAXI J1820+070进行了亚秒时标的测光观测. 通过观测数据分析, 研究了相机的快速测光性能.对全帧和1/4帧两种观测模式的帧间间隔(frame time), 测得平均帧间间隔为(22.866 pm 0.679)ms和(5.868 pm 0.169)ms. 通过视场中多颗明亮参考源校准,提取了观测对象和参考源的光变曲线, 获得了光变曲线的傅里叶功率谱, 区分了观测对象本征光变和仪器或望远镜等观测因素带来的非本征光变, 成功探测到目标黑洞双星MAXI J1820+070中的光学波段低频准周期振荡信号, 并判别了观测中来自仪器设备或与观测条件相关的时变信号. 这成功验证了相机高速稳定的测光性能和对短至5ms时标光变信号的探测能力.     

伽马噪窄线赛弗特1型星系的长期红外光变和颜色变化

一些窄线赛弗特(Seyfert)1型星系因具有GeV伽马射线辐射(伽马噪)而受到持续关注,截至目前,共报道22个伽马噪窄线赛弗特1型星系,另有3个高置信度候选体。利用广域红外巡天探测器(Wide-field Infrared Survey Explorer,WISE)数据平台,获取了这些源W 1(3.4μm)和W 2(4.6μm)两个红外波段的2010年1月至2019年12月同时性测光数据。采用参数V和标准额外方差σ_NXV²NXV方法,分析了它们的长期光变现象,结果表明,24个源表现出长期亮度(W 1星等)变化,17个源表现出长期颜色(W₁-W₂)变化。通过研究颜色与星等的相关性,发现7个源表现出变亮变红现象(Redder-When-Brighter,RWB),4个源表现出变亮变蓝现象(Bluer-When-Brighter,BWB)。最后简要讨论了颜色变化的可能解释和暗示。     

Mkn501长期光变性质

在R和I波段对Mkn 501进行了测光观测,并结合历史文献得到Mkn 501在近30年间的光学、红外和射电等多个波段的光变曲线;讨论了光变与色指数之间的关系,发现色指数(B—V)与(B—R)之间有强相关,相关系数r=0.73.利用DCF方法分析了多波段光变的相关性,发现B波段与4.8GHz和红外波段的光变存在一定的正相关,利用CLEANest方法对B波段的光变曲线进行频谱分析,结果表明Mkn 501的光变曲线存在2个可能的周期,即(10.06±0.04)年和(21.60±0.17)年.     

2.4米望远镜主镜镀膜工艺的研究

利用国内首个自上向下热蒸发反射膜的大型镀膜机ZZS3200,开展了2.4 m望远镜主镜镀膜工艺的研究。从镀膜的环境控制,镀膜机蒸发源布置,保护膜的选择,旧膜脱膜等方面出发,探索一种适合2.4 m望远镜主镜的镀膜工艺流程,并依此完成2.4 m望远镜主镜镀带MgF2保护的铝反射膜工作。陪镀片检测表明,铝膜膜厚极大极小值差43 nm,主镜反射膜在350~1 100 nm范围内平均反射率87.16%,经2.4 m望远镜实测,镀膜完成后极限星等不低于23.5 mag,比镀膜前约提高1 mag。2013年12月17日,在2.4 m望远镜上,利用终端云南天文台暗弱天体分光及成像仪(Yunnan Faint-Object Spectrograph and Camera,YFOSC),使用棱栅Grism3分光,对超新星SN 2011fe(V波段19.5 mag)成功进行光谱观测。30 min单幅曝光,获得暗于19 mag天体的光谱,刷新了该类天体在国内观测的新的记录。该目标在光谱观测的同时有相应的测光数据以及测光标准星观测,因此星等测量误差小于0.1 mag,可以用于定量分析。     

费米BL Lac天体的中红外-伽马波段辐射相关性

在395个费米BL Lac天体中,337个在其位置的2.4"区域内有唯一一个广域红外探测器(Wide-Field Infrared Survey Explorer,WISE)对应体.在[3.4]-[4.6]-[12] μm双色图中,绝大多数费米BL Lac天体处在WISE blazar strip (WBS)中,表明这些源的中红外辐射由非热辐射主导.平均来看,LBLs的中红外谱指数比HBLs大,IBLs介于这两者之间.中红外谱指数和伽马谱指数都与对数同步辐射峰值频率成显著反相关.伽马波段和中红外波段的谱指数和流量存在着显著的正相关.     

高精度恒星孔径测光注释

详细介绍了利用孔径测光方法得到CCD图像中恒星仪器星等的全过程,以及使用自己设计的程序对云南天文台1m望远镜观测的CCD图像进行实际测量的实验。测量结果表明:对亮星(约10mag)的内部测量精度能达到0.003mag,而对暗星(约17mag)达到0.2mag。同时,对相关问题进行深入讨论,总结了一些实验所得的经验,并与测光软件IRAF进行了内部精度的比较。     

平谱射电类星体3C 454.3中长周期有效谱指数特性研究

耀变体是一种非常活跃的活动星系核,研究它的有效谱指数是认识其内部结构和辐射机制的有效方法。文中数据来源于目前已公布的SMARTS(Small and Medium Aperture Research Telescope System)数据库,共682组具有B, V, R, J和K波段的准同时性的观测数据,用LSP(LombScargle Periodogram)方法研究了其有效谱指数的特性,研究结果表明,3C 454.3光学和红外波段光变之间呈正相关;光学和红外波段光变存在两个主导周期,分别约为1.2年和4.5年;双黑洞结构模型中双黑洞质量比约为2∶1。     

基于神经网络的半接双星测光解轨方法

半接双星(semi-detached binary)对于研究相互作用双星的形成和演化有着重要意义。随着大规模时域巡天时代的到来,预计将发现大量此类天体。针对海量的时域观测数据,需要一种快捷的建模工具对半接双星开展自动化光变曲线分析。基于神经网络构建了半接双星快速测光解轨模型。该模型根据光变曲线和已知的主星温度对半接双星的轨道进行建模,获得其轨道倾角、相对半径、质量比和温度比4个基本参数。结果表明,半接双星神经网络解轨模型能够快速地对一条光变曲线建模。在测光误差小于光变曲线振幅1%时,模型对于轨道倾角接近90^°、温度比约为0.6、光变振幅为1.84 mag的半接双星的轨道倾角、相对半径、质量比和温度比的测量误差分别为1.251, 0.004, 0.008和0.003。另外,模型应用在开普勒(Kepler)卫星实测光变曲线的结果表明,模型能够较为准确地对脉动食双星的光变曲线进行建模(拟合度可达0.9以上)。此外,该模型作为一个通用工具可以迁移到不同测光巡天项目上。     

IRAF软件中DAOPHOT包的应用

为了检验威海天文台1 m望远镜的测光精度,2009年10月7日晚用该望远镜观测了M39星团,并对观测数据进行测光归算。由于M39星团中个别星较密集,使用IRAF中的DAOPHOT包进行星像测光。详细介绍了IRAF软件中的DAOPHOT包及其使用。数据归算结果表明,在UCAC3星表中匹配到的星,稀疏区域亮星的星等内部精度达到0.003mag,较密集区域的暗星内部精度约为0.012 8 mag。     

W UMa型食双星GM Bootis测光研究

GM Boo是一个已经被发现超过10年的短周期(约0.36天)相接双星。获得了GM Boo在2010到2015年新观测的多波段时序测光数据及其低色散光谱。从光变曲线中提取了19个新的光变极小时刻,并结合历史数据推导出该双星轨道周期增长速率d P/dt=1.06×10~(-7)d·y r~(-1)。Wilson-Devinney程序被用来分析GM Boo的测光轨道解。得出它是一个典型的W次型的过相接双星系统,其质量比约为q~1.22,相接度约为f~11%。模型中添加了2个黑子拟合不对称的光变曲线,说明此系统具有较强的活动性。     

γ噪Blazar天体短时标光变的寄主星系影响

利用云南天文台1m光学望远镜2000～2001年对3个GeV和/或TeV γ噪Blazar天体的观测,发现γ噪类星体PKS 1510-089在R波段有一个光变时标为41min的星等变化为2.0mag的剧烈光变,这是迄今为止我们所观测到的变幅最大的一个γ噪Blazar天体短时标光变.对此光变,可估计限制光变辐射模型的一些参数,如辐射区半径R、多普勒因子δ以及吸积转化效率η等.η=59.6的值强烈预示着相对论聚束效应可较好解释γ噪Blazar天体的辐射机制.我们仔细考察了大气视宁度对光变的影响.发现对1ES 2344+514,观测到的光变与当地大气视宁度有一个弱相关,结果表明,对光变参数较小(C＜5)的光变,大气视宁度引起的假光变的贡献较大,需要选择较严格的光变判据.     

Blazar天体3C 66A光学波段准周期光变分析

研究了Blazar天体3C 66A光学波段的准周期光变行为.收集了3C 66A光学V波段将近18 yr (2003—2021年)的测光数据,观测数据主要来源是:上海天文台(ShAO)、 AAVSO (The American Association of Variable Star Observers)数据库、Steward天文台.使用了Jurkevich和Lomb-Scargle两种方法分析了光变数据.Jurkevich方法得到了(850±90) d (～2.3 yr)和(1150±140) d (～3.2 yr)的光变周期,而Lomb-Scargle方法在充分考虑了“红噪声”效应之后同样得到了(869±70) d和(1111±90) d的光变周期,它们的置信水平分别为>99%和> 95%.通过与之前的研究结果比较,发现～2.3 yr的光变周期在3C 66A的历史光变数据中是一个稳定的周期,而～3.2 yr的周期则是不稳定的.     

BLazar天体的光变及多波段能谱特性

本文综述了活动星系核 ,特别是blazar天体的研究现状 ,对blazar天体的多波段与多波段能谱特性研究进行了较为详细的评述。主要的研究工作包括以下内容 :(一 )γ噪blazar天体的短时标光变研究 ,通过对 1 6个γ噪blazar天体 (其中包括全部已证认和观测到VHEγ射线爆发的可能甚高能γ射线源 )自 1 998年的光学观测及光变分析研究表明 ,短时标光变 (小时量级 )是GeVγ噪blazar天体的普遍特性 ,光变幅度通常可达 0 .6mag/h ,对PKS 1 51 0 -0 89类星体的观测发现在一个小时内对象变暗 2个星等 ,对如此激烈的光变变暗目前的理论还不能很好的解释 ,但它同样反映了辐射区域的内部结构 ;而对TBLs的监测表明 ,其光学波段的短时标光变没有其他对象激烈 ,出现的频度和振幅变化都较小 ;(二 )在研究γ噪blazar天体光变时 ,研究了寄主星系对光变的影响 ,得到了 1ES 2 3 44 + 51 4的光变与PSF的FWHM的关联 ,表明随着大气视宁度的下降 (即FWHM变大 ) ,对象变暗 ,即由于寄主星系的影响从而导致假光变的产生 ;(三 )引进两个多波段复合谱指数 ,αxox=αox-αx 及αoro=αor-αo。对样本的统计研究表明 ,RBLs是能谱特性界于XBLs和OVVs之间的一类中间态 ,所得结果支持了Sambrunaetal.( 1 996)大样本多波段能谱分布特性的统计研     

Be星红外光度观测

对29颗Be星作了近红外JHK宽波段测光。所选对象多少有些特殊性。其中19颗有或可能有快周期光变,6颗是Be/x射线双星。观测用光学天文开放实验室北台兴隆站1.26米红外望远镜。观测结果表明相当多的星有较大的红外超,其中8颗星的J-K值大于0.5;有3颗星有较明显变化,△(J-K)大于0.4。     

类星体3C273的多波段光变周期分析

从文献中收集了类星体3C273射电、毫米、红外、光学、紫外和高能波段1963年至2006年的观测数据,获得各波段的长期光变曲线。用Jurkevich方法和离散相关函数(Discrete Correlation Function,DCF)方法分别研究了多波段的光变周期。研究结果表明:(1)3C273在所研究波段内的辐射流量都表现出周期性变化的特征;(2)用Jurkevich方法和离散相关函数方法分析得到的多波段变化周期的结果非常一致;(3)3C273在射电和毫米波段可能存在8.0年左右的固有周期成分,在红外、光学和紫外波段可能存在2.0年和11.0年左右的固有周期成分,在高能波段可能存在1.0年左右的固有周期成分。简要探讨了引起3C273各波段周期光变的可能原因,研究结果表明用激波加速模型(shock-in-jet)能较好地解释引起3C273多波段光变的原因。     

面向天体测量的矮行星Haumea相对测光试验

使用紫金山天文台姚安观测站80 cm望远镜在2022年2月至4月对矮行星Haumea进行了两轮观测。对所有的观测图像使用干涉条纹剔除技术,并利用相对测光导出了Haumea的仪器星等,最后对两轮光度测量结果进行归一化处理以便联合分析。通过相位弥散最小化(Phase Dispersion Minimization, PDM)方法以及Lomb-Scargle周期图法分别求得了Haumea的自转周期。两种方法求得的自转周期结果仅相差0.072 s,这表明所求周期具有良好的一致性。Haumea光度测量结果显示明显的双峰自转光变曲线,自转周期为3.915 4±0.000 2 h,峰峰值幅度为0.26±0.01 mag。通过导出的自转光变曲线,最终估计了Haumea由于自转产生的光度变化对位置测量的影响最大为-9～9 mas。这一测光观测对后续高精度天体位置测量具有基础意义。     

吉林280mm全天区可转动光电阵测光精度评估研究

位于吉林天文观测基地的280 mm全天区可转动光电阵是一台用于空间碎片巡天观测的设备。为了研究该设备的光度测量性能,评估其测光精度,选择M67疏散星团中的测光标准星进行观测。首先,在IRAF(Image Reduction and Analysis Facility)中对观测图像进行预处理,之后进行较差测光;接着,提取测光数据并将整晚观测数据进行最小二乘直线拟合,拟合结果给出了主消光系数及相应的系统转换系数,并得到仪器星等至标准星等的转换公式;最后,利用计算得到的均方根误差对设备的测光精度进行大致评估。计算结果表明,在标准测光夜测量亮于13.8 mag时,280 mm全天区可转动光电阵的测光精度可达0.13 mag。同时将观测图像与UCAC2星表匹配识别,利用背景恒星中的UCAC2标准星做外符合精度的校验,结果与前者基本相同。本设备的测光精度基本满足空间碎片巡天观测的要求。