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作者 主題: 請問Peter關於脈動變星的相關知識?  (閱讀 7613 次)
小磊磊
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文章: 199


« 於: 2017-01-16 08:54:47 »

請問Peter版主是否有關於脈動變星介紹,與造父變星估算距離原理這方面是否有相關資料.
英文網站資料也可,謝謝!
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peter
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« 回覆文章 #1 於: 2017-01-16 11:00:21 »



1. 
周光關係指造父變星具有的光變周期和絕對星等之間的關係

https://zh.wikipedia.org/wiki/%E5%91%A8%E5%85%89%E5%85%B3%E7%B3%BB



2.  造父變星
 
http://highscope.ch.ntu.edu.tw/wordpress/?p=3941

使用造父變星測量天體距離所使用的方法:
1.先確認造父變星或天體中的造父變星。
2.觀測出造父變星的光變週期。
3.利用週光關係,計算其光度,也就是絕對星等。
目前已經知道有許多種脈動變星都具有各自的週光關係,
造父變星也分為造父變星(或稱為經典造父變星或第一型造父變星)、
室女座W型變星(或稱為第二型造父變星)…。

造父變星的關係式為:
絕對星等 = − 1.43 − 2.81 log(光變週期) (Feast & Catchpole, 1997)
4.依照視星等與絕對星等的關係,計算出距離。


http://tamweb.tam.gov.tw/v3/tw/content.asp?mtype=c2&idx=353

more
變化萬千的變星 - 國立臺灣師範大學科學教育中心
www.sec.ntnu.edu.tw/Monthly/91(246-255)/.../35變化萬千的變星.pdf


3.   變星分類

https://zh.wikipedia.org/wiki/%E8%AE%8A%E6%98%9F

4.  50. 如何測量星系的距離?
http://www.cwb.gov.tw/V7/knowledge/encyclopedia/as050.htm

宇宙距離尺度
https://zh.wikipedia.org/wiki/%E5%AE%87%E5%AE%99%E8%B7%9D%E7%A6%BB%E5%B0%BA%E5%BA%A6

其實人類從  hr 圖 發現 一些恆星特質, 所以 hr 圖相當有用  ,
 在hr 圖上某類恆星會是 "不穩定" 變星 .
 而人類有發現一些法,  則慢慢找到 恆星特質所以可以透過 周光關係 慢慢推算天體距離 .
 但是 有時發現不對會再修正  因為變星還是有分類 . 不過大體是正確的  .
 這要問天文所的 因為他們很多 論文是研究這類 , 上次去鹿林天文台就碰到 一個研究生是 使用天文台望遠鏡
  拍某類 星團恆星 , 好像就是研究這類 恆星特質 .  更準確要問天文所的 .

前些時間科學家說 某雙星會合併  2021 ~2022 年變 nova
  http://familystar.org.tw/index.php?option=com_smf&Itemid=45&topic=24919.0

其實都觀測後推算 ,  越來越靠近 才能說離 1800光年 天體 快合併 . 但都是預測 .

至於參宿4  或海山 2 一直拋出 恆星末期的物質 也是快變  supernova  .
 只是沒人知道 多快發生 ?  因為天文物理上可能 對恆星來幾萬年都是一眨眼   畢竟有的天體是幾
  千萬年 或到億年壽命
人類就看不到 .

對拉 大貓兄有再觀測變星 也可以請他分享 .
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小磊磊
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文章: 199


« 回覆文章 #2 於: 2017-01-16 11:56:16 »

太感謝了~
幫忙收集了這麼多多資料
我主要是要做一份關於距離量測方法的報告,用造父變星測距的例子說明跳脫一般的觀念與想法來解決量測問題。
想找些圖片對一般工程師說明星體脹縮與亮度的週期關係. 雜誌或書本上看過許多圖片,網路上找好像比較少一點。
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peter
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文章: 39322



« 回覆文章 #3 於: 2017-01-16 12:03:07 »


恆星演化
http://web.fg.tp.edu.tw/~earth/learn/tasastro/ch122.htm

記得台北有開過一些 研究變星課
 須要量  b v 資訊
 可以問 瑞森



hr  圖  不穩定帶是在赫羅圖上接近垂直的一塊區域,這是脈動變星(包括天琴座RR變星、造父變星、室女W型變星、鯨魚ZZ型變星、金牛RV型變星、盾牌δ型變星、鳳凰SX型變星和快速震盪Ap星)分布的區域

https://zh.wikipedia.org/wiki/%E4%B8%8D%E7%A9%A9%E5%AE%9A%E5%B8%B6


老大那邊很多簡體  書
 


這類變星中最重要的是造父δ型變星,通常就直接稱為造父型變星,屬於黃色的巨星,並且有非常規律的變光週期。這類變星的變光週期從幾天到數週不等,是最早被發現的變星類型,因仙王座δ星,中文名稱造父一,屬於此類而得名。

這型變星的重要性在於可以作為距離測量的標準燭光。她們的光度與變光週期有密切的關聯,而且只受到恆星中金屬含量多寡的影響。通常,脈動週期越長的,光度就越明亮,而只要週-光關係被校正好,測出了造父變星的變光週期,距離就可以經由視星等的觀察輕易的換算出來。在本地群的星系之間,測量造父變星的視星等和變光週期,是測量距離的重要依據。


https://zh.wikipedia.org/wiki/%E6%A8%99%E6%BA%96%E7%87%AD%E5%85%89
標準燭光是天文學中已經知道光度的天體,而在宇宙學和星系天文學中獲得距離的幾種重要方法都是以標準燭光做基礎的。比較已知的光度(或是它的對應函數的數值,絕對星等)和他的觀測亮度(視星等),距離可以經由下面的公式計算而得



http://bzhang.lamost.org/website/archives/standard_candle


经典造父变星属于脉动变星的一种,原型是仙王δ星即造父一,在5.6天的周期中会发生幅度约0.7等的光变,且整个光变曲线有快上升慢下降的规律。其中的原因简单地说是因为恒星向内的引力与向外的压力失去平衡所致。具体说来,一般恒星大气的不透明度与密度成正比,又与温度的3.5次方成反比,因此当扰动使星体半径减小温度上升时,降低的不透明度会促进能量的释放,减缓包层的收缩。但造父变星的包层拥有部分电离的氦元素,在收缩初期半径减小、密度增加的同时,一次电离的氦原子也会吸收能量,部分转化为二次电离氦原子,此时温度并不发生变化,从而不透明度不降反增,促进了收缩。但当星体收缩到一定程度后,压力的增加又引起了包层半径扩张、温度降低,使二次电离氦原子不复存在,不透明度回到常态,恒星再度收缩。不过要指出的是,由于光变的成因是恒星自身脉动导致的温度变化,与很多人印象相反,造父变星达到最大亮度时对应的星体半径最小。

决定脉动的因素自然是电离氦的存在。在赫罗图上,这类超巨星处在与主序带垂直的特殊不稳定区中,对应表面温度6000至9000开尔文,质量在太阳的5至20倍之间,光变周期约在1至100天之间。考虑恒星质量越大,其包层的半径越大且密度越小,而光变周期又与密度的平方根成反比,所以越大越亮的造父变星光变周期也就越长。恒星在一生里可能会多次穿过不稳定区,换句话说,它们可能多次以造父变星的面目示人。
造父变星又分为两类,以造父一为代表的是I型造父变星,它们属于金属丰度较高的星族I。还有一类以室女W为代表的II型造父变星,属于贫金属的星族II,在光变周期相同的情况下,后者的亮度更低。与之类似的还有天琴RR变星,亮度偏低,年龄偏老,周期偏短,同样位于赫罗图的不稳定带中。

由于造父变星的亮度普遍偏大,与一般的主序星相比,更容易在遥远的星系中辨认出来。其最为辉煌的功绩当数确认仙女大星云百万光年量级的距离,从而终结了有关星云本质的争论。在进入空间天文时代之后,大气对星象的模糊效应不再是不可克服的难题,测距范围更远,如哈勃空间望远镜曾在几千万光年以外的星系团中发现了造父变星。如果采用亮度超高周期超长的造父变星,距离上限还有望提升至上亿光年,只是此类天体的数量相对罕见。

当年勒维特由于所有研究目标都位于小麦哲伦云之内,可以近似认为它们与地球的距离相等,才得以将视星等作为绝对星等的替代,提出周光关系的形式。如今的麻烦是,邻近的造父变星数量并不多,故而精确校正周光关系并非易事。除了利用依巴谷卫星给出的三角视差测距数据之外,还有一条不错的途径是观测恒星的光变在周围产生的回光导出距离,已经被用于船底RS的测量,精度可达1.4%。但因为包裹在星云中的造父变星仅此一例,后者难于推广。其他变星距离的准确性就要比船底RS差上几倍了。


http://www.phys.ncku.edu.tw/~astrolab/e_book/stellar_evolut/captions/period_luminosity.html
« 最後編輯時間: 2017-01-16 12:04:43 由 peter » 已記錄

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« 回覆文章 #4 於: 2017-01-16 13:16:37 »

感激不盡~ 謝謝!
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« 回覆文章 #5 於: 2017-01-16 15:16:58 »

脈衝變星有分幾種型態,其中一種就是亮度變化有其規律的週期變化.這就是一種造父型變星...只是有的週期長,有的周期較短.如以造父變星而言,多是黃色的變星.它的週期有幾天的,也有幾個星期.其中最重要的特性是週期若是越長.它的亮度就越亮!

有了這個週光關係(period luminosity relationship)就可以假定我在某個星團找到這類造父變星(剛開始亮度會急速上升,再慢慢下降亮度曲線.可發現亮度的變化和週期有數學模式可預測).那找到第二個星團也發現相同的造父變星的話,可以利用這兩個星團的亮度是相同的(同週期),就可以觀測到兩星團發現的造父變星視星等差別數據,有了這個差別就可以知道兩個星團的距離差別...

但這也是得到兩個星團的相對距離罷了.所以要得到距離我們的實際距離,那就要確定某個星團或星系(有造父變星)的距離.有了這個校準尺,才可以去量測其他星系的距離.當然越遠方星系的造父變星就非常暗,有的根本就測量不到!所以日後,粉多天文學家又有粉多假設去量取遙遠的星系或星團.(如同視直徑的星團其亮度和距離的關係)

舉一個例(fig1計算紙黑色數字部份)天文家貓們就可以利用週光關係,觀測在M100星系幾個選上的幾顆變星(這要靠運氣).有發現一顆變星視星等在25-27等做變化(攝影法).觀測其週期約24.0天.就可以在週光關係找到平均視星等為25.8,找出其絕對星等(-5.2等).也可以利用m-M=5 log(d)-5 (d=parsec秒差距)  算出d=16000000秒差距.也等於52000000光年(誤差在10-20% 20MPC以上)

*fig2.週光關係可由視星等或是週期(day)找出絕對星等.



* DSCN2847.JPG (228.12 KB, 802x1169 - 已被閱讀 358 次.)

* kartceph.jpg (95.19 KB, 1188x897 - 已被閱讀 287 次.)
« 最後編輯時間: 2017-01-16 23:46:49 由 曹大貓咪 » 已記錄
peter
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« 回覆文章 #6 於: 2017-01-16 15:43:18 »

專家出現了 

 
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« 回覆文章 #7 於: 2017-01-16 15:57:30 »

非也....只是對變星觀測有興趣的老同好罷了....變星粉有趣的,大家都有望遠鏡和眼睛...有空看看變星吧. Cheesy
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peter
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« 回覆文章 #8 於: 2017-01-16 16:45:46 »

問下大貓 . 天空可能因為有薄雲類 , 那拍恆星就算使用 ccd 也會因 seeing 或雲 有亮度差異 .
那不是影響變星亮度嗎 ?
好像 先前看過 cuteip 吳老師 貼過 好像有軟體可算出 ccd 裝到光度轉換資訊 .
還是說 拍時須要 一個 不變當參考星 ?

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« 回覆文章 #9 於: 2017-01-16 18:01:42 »

感謝大貓兄這麼詳盡的解說,受用不盡。
簡單的說應該是利用造父變星的週光關係算出絕對星等,知道絕對星等與視星等就能算出距離。
而絕對星等與視星等關係的這把標準尺現今應該非常準確了吧~
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peter
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« 回覆文章 #10 於: 2017-01-16 18:21:02 »

http://blog.xuite.net/shuying.lihming/travel/35611011-%E6%B8%AC%E9%87%8F%E5%A4%A9%E9%AB%94%E8%B7%9D%E9%9B%A2%E7%9A%84%E6%96%B9%E6%B3%95


https://zh.wikipedia.org/wiki/%E5%A4%A9%E4%BD%93%E6%B5%8B%E9%87%8F%E5%AD%A6

http://www.phys.ncku.edu.tw/~astrolab/New_page/e_book/distance/distance.html

某些距離內可以  

測距適用範圍:~17 Mpc。   5500萬光年內 可使用
再遠要其他方式

有些學校老師會帶高中上 使用鹿林天文去研究  , 可以提計劃 ,  可以看那些天就拍+ 研究 會變化
 一般都找變星  ,  吳老師提過一個 找變星 website  可以 事前找  記得時間是 utc 時間 . 台灣當地可以拍後
 就前後拍 記錄變化 . 

比較多是 拍系外行星 or 變星 ,  老大說一般 變化比較大 1~3%  (細節忘記)  可以ccd 拍下變化差異 .
 還有些學生是研究變星亮度 .






« 最後編輯時間: 2017-01-16 18:26:05 由 peter » 已記錄

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« 回覆文章 #11 於: 2017-01-16 21:44:42 »

造父變星這個量尺最遠就到17MPC了。也就是M100這個星系是可測到最遠的天體了。再遠就要用到超新星這個量尺了。當然測量到這麼遠,其誤差也粉大(約10-20%)

一般而言,夜空中的視狀或透明度變化,甚至是有雲霧的影響都會影響到CCD的線性表現,也就是CCD每個畫素的ADU值的變化。如此就影響到測量的星等值(儀器星等)。這遇到兩個問題,一個是夜光值,另一個是每個CCD的儀器星等要有客觀的轉換視星等校正。夜光值一般是利用夜光的B-V色指數和一顆在天空中的類似色指數恆星去修正CCD受夜光值的影響(簡單說就是觀測結果,儀器星等和視星等分佈關係為線性斜率tan在1左右)。另一個儀器星等/視星等轉換是利用軟體和標準星表視星等資料庫作比對及計算出正確的視星等。(老貓的大溪天文台這幾年下來,對於低溫紅巨變星平均測光精度約維持在0.2-0.4mag v filter)
最後是大氣擾動及CCD特性修正就不再討論…這可以開一個專題來說明了...

fig: 彗星測光是CCD較為弱勢的天體,因彗星的彗核彗髮亮度有不同的色相(塵埃及電離狀態)色溫(緯度)變化,CCD測光無法達到肉眼目視測光的感色調整,但目測卻也因人的觀測經驗及主觀的桿狀錐狀細胞感光感色不同有粉大的落差!



* curva_q2_lovejoy.jpg (126.32 KB, 1600x840 - 已被閱讀 261 次.)
« 最後編輯時間: 2017-01-16 23:41:45 由 曹大貓咪 » 已記錄
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