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§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
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