小行星(58)Concordia测光研究

小行星基本物理参量(周期、形状、自转)对于理解小行星起源、演化和碰撞具有重要意义.利用测光手段可以获得小行星的光变曲线,通过光变曲线可以确定小行星基本参数.利用云南天文台1 m望远镜在2000和2015年对小行星(58) Concordia进行观测,结合前人测光观测数据,通过凸面体光变曲线反演模型获得该小行星的周期、形状和轴指向.(58) Concordia的恒星周期为9.894541 h,在黄道坐标系下,极轴指向为λ_1=15.3?±0.7?,β_1=-4.2?±2.6?,另外一组解为λ_2=195.9?±1.0?,β_2=4.8?±1.2?.     

小行星(26)Proserpina的测光观测和建模研究

2011年12月到2012年2月期间对小行星(26)Proserpina进行了时序测光观测,获得其自转的会合周期为p=(13.107±0.002)h.结合历史测光数据,采用光变曲线凸壳反演方法对其自转状态和形状进行反演研究,并提出采用Bootstrap方法对反演参数进行误差估计.测定出(26)Proserpina是一个逆转的小行星,其极轴指向解为λ1=90.8?±1.4?,β1=-53.1?±3.2?和λ2=259.3?±2.2?,β2=-62.0?±2.0?;测定其自转的恒星周期为(13.109777±3.8×10-6)h;并基于两个极轴解反演出互为镜像的凸壳形状模型.     

相接双星金牛座AH

本文给出了金牛座AH的BV两色光电光变曲线。发现该双星的光变曲线从1973年到1986年发生了较大的变化,新观测到的光变曲线是对称的,用Wilson-Devinney方法分析我们的观测求得了AH Tau的测光解。结合该双星的光度视差求出了它的基本参量,并发现它距太阳的距离是昂星团距太阳距离的二倍。因此,AH Tau虽然在昴星团的方向上,但它不是昴星团的成员星。     

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.     

Blazars天体的多波段的理论研究

在收集大量资料的基础上,较为全面的综述了Ｂｌａｚａｒｓ天体的基本观测特征,给出了目前较为完整的ＢＬＬａｃ天体总表。对该类天体的相关理论,多波段相关性,光变周期分析,Ｈｕｂｂｌｅ关系,ＢＬＬａｃ天体的偏振度的变化作了一定研究。并介绍了我们用ＣＣＤ测光和光谱对３Ｃ３４５作准同时性观测的结果,我们讨论了３Ｃ３４５的历史光变曲线和光变周期分析,研究结果表明：３Ｃ３４５具有（１０±０．８）ａ（年）的光变周期,其中心有一个１０６Ｍ⊙的黑洞。Ｊｕｒｋｅｖｉｃｈ方法是一种Ｂｌａｚａｒｓ天体的光变周期分析研究的好方法     

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.     

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.     

判定光变周期的一种方法

Jurkevich方法通常用来发现光变曲线的周期，并且根据Vm^2极小值的大小来验证所发现的光变周期可靠性。但是，这种验证方法又带有一定的不确定性，最佳的方法是把所发现的周期与观测光变曲线拟合，得出每一个周期的振幅，以振幅大小来验证所发现的光变周期的可靠性。将此方法用于OJ287的历史光变曲线，得到其最主要的周期为11．9年，与其它结果相符合。     

小行星(360)Carlova自转参数的测定

小行星自转参数的资料不仅可以为小行星碰撞演化提供数据,还可以为太阳系的演化研究提供依据．利用云南天文台1米望远镜对主带碳类小行星(360)Carlova进行了新的CCD测光观测,结合前人的测光资料,利用Epoch-方法对(360)的自转参数进行了反演计算,得到该小行星自转的恒星周期为0．25780417±0．00000003天,自转轴的黄道坐标为(95°±3,°40°±1°)．新的结果与前人的结果相比较为一致,其精度稍高于以前的估算结果．     

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。     

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.     

食双星DS Psc的观测与研究

捅要从2009年到2014年,对食双星DS Psc进行了多色测光和光谱观测,得到了完整覆盖的B、V、R 3色光变曲线以及一批新的光变极小时刻,并首次确定了该双星系统的光谱型.综合已有极小时刻数据,采用O-C方法进行周期分析,得到了新的轨道周期及历元公式.利用Wilson-Devinney方法,对观测所得光变曲线作了拟合分析,首次得到了该双星系统的测光轨道初解.结果表明DS Psc为一个光谱型约为G7V的过相接双星系统.其轨道倾角为66.6°,质量比为2.506.由于其小质量的次子星具有比大质量主子星更高的表面温度,因此DS Psc应属于W次型的W UMa型双星.     

BL Lac天体ON 231的光变周期研究

从大量文献中收集了BL Lac天体ON 231光学B波段约100年的观测数据,在此基础上分析了光变周期。用两种不同的方法(Jurkevich方法和小波分析法)分析周期光变,发现其光变曲线中存在13.6±1.5及26.1年的周期。     

BLLac天体ON231的光变周期研究

从大量文献中收集了BLLac天体ON231光学B波段约100年的观测数据,在此基础上分析了光变周期。用两种不同的方法（Jurkevich方法和小波分析法）分析周期光变,发现其光变曲线中存在13．6±1．5及26．1年的周期。     

NGC 4321中超新星1979_c的照相研究

1979年4月23日—12月27日,我们用北京天文台40/200cm双筒天体照相仪对旋涡星系M100(NGC 4321)中的亮超新星SN1979c进行了照相观测.本文简述了观测情况,并结合前人的观测,分析讨论了我们的结果. 它的光变曲线可以`划分为四个阶段.5月8日—6月5日间光变曲线有驼峰状突起.其光度变化既不同于Ⅰ型超新星,也与典型的Ⅱ型超新星不完全吻合. 计算得到超新星亮度极大时的绝对照相星等为M_(pg)(max)=-19~(m)78;极大光度L_SN(max)=1.076×10~(10)L⊙. 我们利用Balinskaya和Carney等人1980年发表的三色测光资料计算了这颗超新星在不同时刻的色温度变化,推算出它极大时刻的色温度约为T_c(max)≈9.0×10~3K. 爆发期间超新星辐射的总能量E_t=4.2×10~(16)L⊙. 根据这颗超新星的光变曲线、在星系中的位置及爆发期间辐射的总能量等主要特征,我们认为SN1979c是某些性质比较特殊的II型超新星.     

星系中心超大质量黑洞的自转

自转作为描述黑洞天体物理性质的两个基本参数之一,其研究正方兴未艾.本文以星系中心超大质量黑洞(SMBH)的自转为研究主题,阐述自转的确定、宇宙学演化及其对黑洞吸积历史的限制.SMBH附近的加速机制使粒子产生甚高能量的辐射,对这些辐射的观测可以给出中心黑洞的信息.基于此,我们提出了利用TeV光变限制黑洞自转参数的方法.基本原理是:TeV光变给出了辐射区域最大尺度的限制,吸积盘辐射场通过对TeV光子的吸收光深给出了辐射区域最小尺度的限制.由于吸积盘辐射场与黑洞自转直接相关,从而结合TeV光变可以限制黑洞自转.对于给定的光度,快     

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。     

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。     

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.     

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.