球状星团M4中另一颗周期约一天的小变幅新红变星

A66是位于球状星团M4红巨星支最底部(近亚巨星支顶部)的一颗红星．按其在C-M图上的位置,A66可能是星团成员．目前尚无自行或视线速度的测定．发现A66为一小变幅的新变星,周期约一天, v波段的总变幅约0．05等．但是,如果自行或视线速度测定证实为其成员星,那么变光的原因也许不是脉动．因为按照熊氏理论,这样低光度的红星其脉动周期不可能长于0．1天．对于A66这样的周期和变幅,又很难想像变光原因是黑子星的自转或EW型双星的交食．或者,A66不是星团成员．     

球状星团M15中第24、28和43号变星的照相测光

本文叙述了对M15中第24、28和43号变星的照相测光,并说明了作者所使用的光瞳光度计测量和计算机归算的方法。观测结果显示第24和28号变星光变曲线形状的变化,排除了第43号变星的一个可疑周期适用于1979年的可能。我们的结果,和新近发表的加州大学和威尔逊山天文台的结果,做了比较和讨论。     

激变变星中的快速光变

文中综述了激变变星中快速光变的研究进展，讨论了闪变，相干振荡和准周期振荡的观测特征和可能的产生机制。     

TESS空间卫星单扇区变星的周期性研究

TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite)空间卫星提供的短曝光、高精度光度测量为寻找并区分变星与搜寻行星提供了良好的数据.利用变星源的光变曲线,使用周期频谱分析与光变折叠等一系列方法分析了TESS空间卫星21扇区19995颗拥有高质量光变数据的目标源,并对这些源进行了分类,共获得4624颗变星,其中食双星322颗、脉动变星470颗、行星凌星37颗.所得变星结果与VSX (The International Variable Star Index)变星表进行了交叉比较,共交叉匹配了625颗变星源,这些交叉源中共有131颗为食双星系统、31颗为脉动变星,并通过周期频谱分析获取了双星绕转以及脉动周期.另外在59颗变星中发现明显耀发现象,交叉源中有8颗变星为行星凌星并同样通过周期频谱分析获取了行星绕转周期,从而验证了TESS空间卫星数据对变星分析的可行性.通过利用TESS空间卫星21扇区获得的变星周期结果与VSX变星表中提供的变星周期对比,发现与VSX变星表中绝大部分变星的周期一致,有一部分结果与VSX变星表中的结果差别较大,对这些变星周期结果做了进一步修正,并给出了变星表未列出的变星周期结果.     

蛇夫-天蝎暗云区的变星观测——新快变星及星云变星

1975年春夏用紫金山天文台40公分双筒望远镜和北京天文台40公分双筒望远镜对蛇夫一天蝎暗云区进行了照相观测.在测量的26片(对)单点及多点露光底片上发现了11颗新的快变星及星云变星。其中一颗是耀星,一颗是金牛座T型变星,其余可能是星云变星.介绍了资料处理方法并给出了新变星的光变曲线和证认图.     

金牛暗星云区的一颗超短周期变星

在闪视用紫金山天文台40厘米双筒望远镜对金牛暗星云区进行的耀星观测底片的时候,在一处比较透明的地方发现了一颗周期非常短的变星[图1]。我们把这颗变星编号为ZB33。其坐标是赤经α=4~h30~m8,赤纬δ=+23°36＇(1950)。从我们得到的资料看,它可能是一颗新变星。借助附近的浪多特(Landolt,A.U.,1967,A.J.72,8,1012)的光电B星等标准序列,对1977年12月11日晚的一组6张多次露光底片用Iris光瞳光     

宝瓶座CY星和麒麟座BE星的光电观测

用紫金山天文台的60厘米反光望远镜和1P21光电倍增管所构成的光电光度计,我们在1959年底和1960年初,对 CY Aqr 及 BE Mon 进行了测光观测.得到 CY Aqr 的五条完整的光变曲线.我们采用了从1934年到现在的29个观测所得的极大历元来和公式计算的相比较.若不承认历元有跃迁的可能,那末任何线性公式,都难以满足这些观测数据的要求.我们按周期随时缩短的假设,得出下列比较满意的公式:Max⊙=I.D.2427658.4079十0~d.061038576E—(0~d.742×10~(-12))E~2.用前后将近两个月观测 BE Mon 所获得的数据,我们得到了这颗造父变星的光变曲线.变星总表引用所定0~d.421的周期是不正确的.根据我们观测所得到的周期是2~d.704.按这周期来整理于1935年所完成的目视观测,我们也得出了一个很象样的光变曲线.     

对Archer发现的17颗变星的光电观测

在1984年2—3月,用美国McDonald天文台91cm反射镜的UBV测光系统和云南天文台35厘米反射镜V色测光系统,对Archer 1959年在后发座用照相方法发现的24颗变(双)星中的17颗进行了观测研究,全部没有大于0~m.07的光变,其中12颗的连续观测时间长于半个周期以上,因而至少它们不是原定周期和变幅的那种变星。其他5颗或Archer未给周期,或观测复盖不够半个周期,未能肯定。最后给出这些星和比较星的星等和色指数。     

蛇夫-天蝎暗云区的两颗新快变星及 M4边缘的一颗新变星

1976年5月到7月间,用北京天文台60/90/180厘米施米特望远镜在紫外波段(Kodak103a-O UGZ)用多次露光法以赤经α_(1950)=16~h23~m,赤纬δ_(1950)=-24°38′为中心,继续对蛇夫-天蝎暗云区进行耀星观测,得多次露光底片11张,共做了46个不同露光的观测,有效观测时间11小时.从这些资料中发现两颗新的大变幅快变星,从变光情况看它们都属于耀星。此外,在处理耀星资料的时候,发现M4边缘有一颗新的RRc型变星,用我们已有观测资料进行测量处理,初步定出了它的周期,画出了它的光变曲线,将有关资料这里一并发表.     

红巨星中长副周期变星的起源

长副周期变星是一类特殊的半规则变星,大量存在于银河系和大小麦哲伦云中,约占渐近巨星分支的25%～30%。该类变星有两个光变周期,短的主周期为30～200 d,由径向脉动的低阶模式导致;长的副周期长达400～1500 d。在长周期变星的周光关系中,长副周期变星处在D序列,平行于径向脉动的A、B和C序列,且与属于双星系统的E序列部分重叠。长副周期现象的起源一直是个谜,现存的解释模型有:径向脉动、非径向脉动、双星、磁活动、带有一个巨大黑子的转动红巨星、转动的椭球红巨星、κ机制等,但这些模型没有一种能完美地解释长副周期变星的起源。     

大犬座R光变周期变化的研究

1981年2月我们对食变星RCMα进行了光电观测,得到了一个光变主极小时刻JD(日心)2444639.2392。收集其他作者观测的极小时刻,综合分析后认为RCMα的周期变化是由第三天体引起的光时轨道效应。计算得到第三天体的质量函数为f(m)=(m_3~3sin~3i')/(m_(12)+m_3)~2=0.024M⊙。     

变光小行星的光电测光Ⅱ.

在完成了七颗变光小行星观测研究之后,我们用相同的仪器于1962年的第四季度和1963年的第一季度,继续进行了一些小行星的光电测光工作.从1962年10月到1963年2月期间所做的观测中,我们获得了十颗小行星完整的光变曲线,其中除了两三颗的周期曾经人们测定过以外,其余的周期都是初次测出.     

球状星团M3水平支脉动不稳定带红边界附近的小变幅变星

半个世纪以前,Ｒｏｂｅｒｔｓ 和Ｓａｎｄａｇｅ 在验证Ｓｃｈｗａｒｚｓｃｈｉｌｄ 的理论发现时,在水平支ＲＲＬｙｒａｅ 变星缺口段的红端发现了两颗小变幅的变星。当时定不出类型,标以“？”。以后Ｓａｎｄａｇｅ 在做ＲＲ Ｌｙｒａｅ 变星统计研究时,竟不加解释地当作ＲＲａｂ 型星处理。半个世纪之间,没有人对这颗星的反常加以注意。我们用国内的ＣＣＤ 观测,又发现了一颗类似的小变幅变星,但变幅更小,周期更长。这颗星与以前发现的两颗一起,似乎构成ＲＲ Ｌｙｒａｅ 星的又一个次型。现有的变星脉动理论还不能对之加以解释。我们预计,这将再一次推动脉动理论发展。     

七颗变光小行星的观测研究

目的和计划1958年我们以1P21光电倍增管构成的光电光度计附着于紫金山天文台的60厘米反光远镜上观测小行星(4)Vesta 和(15)Eunomia 的光变曲线,得到比较满意的桔果.我们认为凡冲日时亮于10 5的小行星而光变幅不小于0 1者,它们的光变曲线,都可能借我们现有的设备加以观测.估计能满足这条件的小行星约有三十颗.眼前的情况是曾经有一度冲日的光电光变曲线的小行星,不到二十颗.有数度冲日的光变曲线,从而可以算     

类星体3C 273光学波段的周期分析

搜集了类星体3C 273在光学B波段近100 yr的数据,得出光变曲线,并在此基础上应用Period04软件对它的光变周期进行了分析.发现光变曲线中存在周期为T1=2.06 yr、T2=13.03 yr及T3=21.15 yr的3个光变周期,这与Fan等人的结论(3C 273的光学B波段存在2.0 yr、(13.65±0.20)yr及(22.5±2.0)yr的周期)基本上是一致的.然后用这3个周期再次拟合观测数据做一个周期反演,周期拟合曲线与观测数据的爆发周期规律基本一致,说明这3个周期是比较可靠的.并通过其长周期可以得出其中心黑洞质量为M=1.87×106M⊙,最后讨论了其中心黑洞质量以及3C 273产生这种周期的可能机制.     

变星的光电观测

变星的光电观测刘学富随着我国科技事业的进步,天文爱好者队伍日益扩大,观测设备和水平也有很大改进。一些青少年天文馆、天文台,甚至私人都拥有光电光度计等望远镜终端设备以及相应的微机软件。所以在这里,我们以食变（双）星、脉动变星的光电测观为例,谈谈光电测光...     

在球状星团M15内发现的一颗新型变星——热超短周期造父变星

球状星团M15里的K1082星,是一颗新型的变星。这颗变星的周期是0~d.087004,变幅约为0.2等。它的光变曲线具有缓长的上升段和快陡的下降段。它的B-V色指数约为 0.10.其在颜色星等图上的位置,处在盾牌座δ型星的热边界的左外。它可能属于人们正在探寻讨论中的星族Ⅱ超短周期造父变星的一个次型,我们暂称之为热超短周期造父变星。     

光电测光系统的转换方程和精度比较

根据对鬼星团中Ｊｏｈｎｓｏｎ测光标准星的观测，我们研究了北京天文台６０ｃｍ望远镜直流光电光度法ＵＢＶ测光系统的转换方程，应用该方程推算了对三颗变星观测得到的ＵＢＶ星等，讨论了所得光变曲线的精度，并与较差方法所得结果进行了比较。     

激变变星3种周期振荡现象 的观测研究进展

激变变星(Cataclysmic Variables, CV)的典型特性是其存在3种周期振荡现象,周期振荡指准周期性的光度快速变化.按光变时标由短到长, CV的周期振荡可分为矮新星振荡、长周期矮新星振荡和准周期振荡.对3种不同振荡在观测上的特征以及在不同亚型CV中的表现进行了介绍,并阐述了可能产生3种周期振荡的物理机制.这些振荡现象为人们研究白矮星的吸积和几何提供了丰富的信息和线索.     

几个鲸鱼座蒭藁增二型变星的照相观测

从1949年起中国科学院紫金山天文台开始用蔡斯天体照相仪(紫外物镜;口径=150毫米;焦距=1500毫米)系统地进行小行星照相观测.至今已积累了一千多张底片,主要是黄道附近天区的照相.我们利用了上述底片估计了几个研究得很少的鲸鱼座蒭藁增二型变星的光度.为了同一目的,我们这用了昆明天文工作站用短焦距照相仪(罗氏[Ross]物镜;口径=105毫米;焦距=800毫米)所照的底片.很可惜这些底片还不足以进行详尽地研究上述的变星,但终究测定了七个鲸鱼座蒭藁增二变星的