伽里略卫星相互掩食的测光研究

对六次伽里略卫星相互掩食事件作了光电测光,使用仪器是60厘米返光望远镜和1P21光电倍增管,外加黄色滤光片GGll。本文分两个部分,第一部分讨论互掩,第二部分讨论互食。在第一部分中,给出了互掩的测光理论,提出了利用互掩光变曲线反求被掩木卫的亮度在圆面上分布的积分方程解法,讨论了被掩木卫(J2)的亮度在圆面上的分布、反照率、是否存在大气等问题,发现木卫2亮度的大幅度变化,计算了互掩的理论光变曲线。在第二部分中,推广了林克(F.Link)的关于行星和卫星的掩食测光理论。计算了互食的理论光变曲线。导出了关于归算曲线的积分方程。     

类新星食变星PG1030+590的光电测光

PG1030+590是最近发现的类新星食变星。我们首先给出该双星系统的高速光电测光结果及U、B、V和R光变曲线。通过利用激变变星的模型对观测结果进行分析,我们求得其物理和几何参数:白矮星子星质量M_1=0.83±0.22M_⊙,晚型星子星质量M_2=0.35±0.06M_⊙,晓型星子星半径R_2=0.37±0.08R_⊙以及轨道倾角i=81°±2°。我们还利用两种不同方法求出围绕白矮星的吸积盘的半径R_d≈0.32R_⊙,并把这个结果与密近双星中吸积盘半径的各理论模型进行了比较。     

食双星的分光轨道解:WX Cnc

本文首次测定了WX Cnc的分光轨道解。轨道根数是:V_0=+9.8公里/秒;K_1=110.2公里/秒;K_2=149.0公里/秒;T_0=HJD 2,446,480.0309。结合文献中测光结果,得到了WX Cnc的绝对参量:A=6.32R_⊙;R_1=1.53R_⊙;R_2=1.18R_⊙ M_1=1.29M_⊙;M_2=0.96M_⊙。分光质比q=0.74。     

实现Johnson标准UBV系统中的某些问题(英)

Odewahn等人发表的CCD标准星区NGC7790的目录是挑选过的非密集星目录．在其证认图上都为单星或仅有相对很暗的近星,但在深度露光图上许多星显出有近星,有的貌似单星但实际上是双星或三重星．本文给出这些（光学）伴星的相对距离和星等差,以便测光工作者挑选标准星时参考使用．另外,比对NGC7790的CCD测光与光电和照相测光,发现Sandage的光电内插照相星等有系统偏离,远大于其测光误差．检验Sandage及其合作者的其 他类似工作可知Johnson等人的工作（M67, M11）,在误差范围内,内插照相值的确和光电值在同一系统．Sandage和Walker的NGC4147,所说的照相光电一致与事实不符．Burbidge和Sandage的NGC7789,在改正了照相值的系统偏离后仍没有全改掉．Sandage和Walker的M92,真正改掉了小的非线性偏离．Sandage和Wildey的NGC7006,由于星暗难测,其照相值不能坚持光电内插的原则,结果不但有明显的颜色方程,而且星等有大的标度误差．CCD测光也应从中吸取经验教训.     

星系成团与并合研究

宇宙结构的形成和星系演化是当今天体物理学的重大课题.本论文的工作主要包括两部分:星系团的证认和研究;大质量早型星系的并合及引力波辐射.本文第1部分讨论了从SDSS DR6测光数据中证认星系团并研究它们的性质.前人从光学数据中得到的星系团绝大部分红移小于0.3,而且它们的富度估计不够准确.利用星系测光红移,我们在红移0.05相似文献   

大熊座AA的测光和分光联合解

本文就作者在1987和1986年分别取得的AA UMa测光和视向速度资料,利用Wilson-Devinney程序作联合求解,得到AA UMa的光变曲线和视向速度之联合解参数。其中加权质比q=1.8157±0.0099;绝对参量分别为:M_1=0.85M_⊙,M_2=1.55M_⊙,A=3.39R_⊙,R_1=1.14R_⊙和R_2=1.50R_⊙;过相接度f=0.15±0.01。根据作者获得的六个极小时刻及文献中前人的结果,本文给出了AA UMa的新的历元公式: Min.I(J.D.Hel.)=2,446,885.1119+0~d.46812583E.     

NGC7092成员星和仙女座CC星的光电观测

一、NGC 70921959年9月下旬至10月下旬,我们用本台的光电光度计装在60厘米返光镜的凯塞格林焦点位置上,观测银河星团 NGC 7092(=M39)成员星的星等,目的是作星等尺度校准.光电光度计用1P 21光电倍增管和费克尔第Ⅱ型直流放大器,粗调灵敏级部份分3级,每级相当星等范围为2.5星等.细调灵敏级部份分为7级,     

牧夫座AD的光电测光研究

1981年4—5月间对晚型食双星AD Boo进行了较详细的BV两色光电测光研究,发现其周期值为以前观测者结果的两倍,约P=2.0688112天;食外光变基本上是平坦的,但有不规则的光扰动(△m～0.075);基本上属大陵五型,主食深0.65,次食深0.40.极小时刻的O-C 图表明,AD Boo的周期有增大的趋势.用经典的Russell-Merrill方法所得测光解的k=0.786,主极小是凌偏食.     

狐狸座PU(PU Vul)的一次小爆发

狐狸座PU是1979年4月8日由日本东京天文台Y.Kuwano等人首先发现的一颗光度变化特殊的类新星天体.1978—79年间,梅苞在用北京天文台40/200双筒天体照相仪对这一天区的其他天体作系统观测时,同时取得了这颗星的一批照相观测资料,在获悉有关这颗星的发现报道之前,他也曾独立地发现了这颗星的光度变化(图版Ⅰ,图2),并随即用北京天文台的60/90/1800施密特望远镜有缝摄谱仪取得了该星的部分光谱资料.此外,还用北京天文台60厘米反射望远镜进行了高速光电观测.从1978年12月到1983年3月,共取得照相观测底片和光谱片200余张以及一些光电测光资料.     

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。     

WY Cnc的四色uvby测光和食外畸变波的黑子模拟

作者于1986年3月间,对短周期RS CVn型双星WY Cnc进行了uvby四色光电观测。采用改进了的包含黑子微分改正的W-D程序,对b和y光变曲线,以及Chambliss 1965年发表的B和V两色曲线,分别进行了食外测光畸变波的黑子模拟分析,得出WY Cnc在两个时期中,其主子星均存在两个黑子活动区,并给出它们的大小、位置和活动区平均温度结果。新的测光质比为q=m_2/m_1=0.454±0.005。WY Cnc属主序不接双星。     

食双星V375 Cas的光电测光研究

本文给出了首次食双星V375 Cas的BV两色光电测光资料和新的历元,并用Wilson-Devinney综合光变曲线方法取得测光解。结果表明:V375 Cas是一个类似RZ Dra的早型半相接双星系统,小质量子星充满了临界等位面,而大质量子星几乎充满了临界等位面,此星对于了解早型密近双星的演化是很有意义的。     

CCD恒星光度测量方法研究进展

天体的光度测量是测定接收到的天体的电磁辐射流量,天体物理学中也称之为测光.测光是天体物理研究中最基本的研究方法之一,由恒星的测光值可以得出其他重要的天体物理参量,如恒星的视星等(亮度)、色指数(颜色)、温度以及变星的光变曲线;结合恒星距离的测定,也可以得到其光度等物理特性.电荷耦合器件(CCD)作为新一代探测器得到广泛使用,针对探测器的数字化方式出现了各种不同的测光方法.首先简单介绍CCD探测器;然后重点介绍孔径测光以及它的适用范围;接着介绍点扩散函数测光和它的适用对象,包括在点扩散函数测光中用的两种比较新的点扩散函数模型——数字点扩散函数(digital PSF)和有效点扩散函数(ePSF);进一步介绍孔径测光和点扩散函数测光的对比,并引出一种把这两种方法结合起来的测光方法;作为测光方法近期的一项重要应用,介绍在密集场中变星光变的精确测定方法;最后总结这几种测光方法并对未来的方法改进提几点看法.     

活动星系核的测光——类星体3C 273的照相观测

1978年初,我们在云南天文台的SBG人造卫星跟踪照相望远镜上,对类星体3C 273进行照相观测.初步建立起一套包括照相、测量、归算以及结果验核在内的照相测光方法. 本文报道了观测类星体3C 273的照相测光结果以及对疏散星团NGC 2287中部分恒星的测光.     

星系群中活动星系核的比例研究

相对于大量X射线辐射显著而无光学发射线的活动星系核(AGN),已被光谱证认了的X射线选AGN可能尚处于黑洞显著增长的高吸积率演化阶段,因而具有明显的光学发射线特征.利用COSMOS(Cosmological Evolution Survey)天区深场多波段测光和光谱数据,在红移范围为0.1z1.0的星系群成员星系样本中寻找具有光学发射线特征的X射线选AGN.研究发现,星系群中的绝大多数这类AGN(约96%)是窄发射线AGN,星系群中AGN比例普遍低于1%,且随着红移有微弱的上升趋势.     

δScuti型变星BDS 1269 A的多重脉动频率激发

以同一参考系归化Percy及Rucinski在1976年10月9日至11月6日获得的BDS1269A的光电测光数据后,利用多重周期分析方法进行周期分析,在周期初值的选取中尽可能穷尽所有可能的组合,最后根据最小残差获得最佳组合.我们认为BDS 1269 A的最佳频率解为:f_1=6.22999周每天,f_2=6.50840周每天,f_3=11.77324周每天,f_4=9.7136周每天,f_5=11.33694周每天.反证实验证明这组频率是充分的.基于以上频率解,一个非径向脉动目转分裂模型得以建立,其预言的自转速度。v_6=30km s~(-1)与BDS 1269A是一颗低速自转恒星的观测结果相吻合. 1987年10月16日至24日,我们取得了BDS1269 A的459个新的V波段光电观测点.上述频率解拟合此数据结果很好,拟合残差与观测误差一致.频率解得到了一次验证.     

PSR J0034-0721强单个脉冲的观测研究

利用南山基地25 m射电望远镜在1.54 GHz频段对脉冲星PSRJ0034-0721强单个脉冲进行了观测.使用单脉冲探测方法,从1 h观测数据中探测到116个信噪比R_(SN)N≥5的单个脉冲信号.在1.54 GHz频段探测到的单个脉冲R_(SN)从5到10.5,峰值流量约是平均脉冲峰值流量的14～29倍,远小于典型巨脉冲强度与其平均脉冲强度的比.这些脉冲的强度累积分布基本符合幂律谱,拟合得到谱指数α=-4.3±0.4.本次观测对R_(SN)≥5的单个脉冲探测率为3%,对R_(SN)≥10的单个脉冲探测率约为0.08%.这些脉冲的半峰线宽(W_(50))从1.6到8 ms,平均为3.9 ms.探测到的绝大多数强单脉冲发射相位集中分布在平均脉冲轮廓的峰值相位处,但也探测到两个R_(SN)8.5的强脉冲相位提前平均脉冲轮廓峰值相位33 ms左右,表明强脉冲发射区可能有两个,符合前人在40 MHz和111 MHz频段的观测结果,但1.54 GHz频段的平均脉冲轮廓只显示一个成份.     

恒星物理研究室

恒星物理研究室成立于1977年。它的前身是1972年成立的选址组。全室36人。其中副研1人,助研6人,工程师5人。目前有6个研究课题组(详见附录一“人员组成表”)。 1.红外光度计研制及红外天文(目前作碳星及Mira变星测光)。 2.光谱观测手段的建立及恒星光谐(目前作长周期分光双星光谱分析)。 3.照相观测手段的建立及照相测光(目前作球状星团,BL Lac天体及爆后新星照相测光)。并致力于理论与实测相结合的一些课题。     

Aquila Rift区域年轻星候选体的搜寻

使用德国Th(u|¨)ringer Landessternwarte Tautenburg(TLS)的2 m望远镜对Aquila Rift的16个区域进行了Hα、R和I共3个波段的成像观测.这些观测区域大约覆盖了Aquila Rift 7平方度的天区.除去3个数据质量不高的天区,对其余的13个区域进行了测光分析,从中证认出点源,并利用双色图的方法最终证认出7颗Hα发射线星候选体.这7个候选体是从5个观测区域中选出的,其中3颗位于银道面区域,4颗位于银纬高于4°的区域.对于这5个天区,证认了其中点源的2MASS对应体,并利用双色图的方法进一步分析了7个Hα发射线星候选体的性质.这些Hα发射线星候选体的近红外辐射并没有明显的红外超现象,有一颗还落在了主序分支上.这也说明有Hα发射的年轻星并不都伴随有红外超现象.Hα发射线观测和红外超观测的结果是相互补充的.如果将这7颗Hα发射线星候选体作为年轻星候选体,则Aquila Rift区域的年轻星数目是较少的.对于这些候选体的进一步证认还需要后续的光谱观测.     

CCD图像相对测光中的技术研究与精度回报现象

天体随时间的光度变化能够反映其物理性质,高精度测光技术有助于我们更好地分析与探究天体的光变情况,对天体的演化研究有重要意义.介绍了相关的测光工具与技术,探索了把MaxIm DL与photutils测光库相结合的测光技术及应用,提出了连续图像中各星像测光数据快速匹配的解决方案.通过分析中国科学院云南天文台1m光学望远镜拍...