冬天變星觀測

[曹大貓咪]

這新的一年,大溪天文台開始進行變星的觀測記錄.14,15日兩晚觀測  ORION RR及S兩顆變星.另外為PEG S變星 .進行一系列的可見光V(JOHNSON FILTER)和R(JOHNSON FILTER)單光攝影. B單光故障修理中

一共攝得不同單色光R,V及無濾鏡Clear 8張影像.均作dark frame和flat field處理. 觀測影像帶回台北後,預定有時間再做較深入分析.

以下兩張影像分別由v可見光和r紅光對目標變星進行攝影為例.

MEADE SCT10"(F6.3)+ST2000XM(-10度C)+SHOWA 20E(Kai)+SK2000PC控制.SGR測焦.曝光50-60秒.自由追蹤.  大溪天文台

[曹大貓咪]

2012 12.16 12h41m(am local time)
name: s ori(mira variable)
mag:7.2 (from thesky6.0 database)

RA=05h29m00.82s  Dec=-04d41'32.68s (astroart 3.0 astrometry 測量)

V band mag:9.355    R band mag:7.323  B-V: none  V-R:2.032 (astroart 3.0 photometry 測量)

目視觀測:8.5等(肉眼測量)

s ori是顆紅色變星.低溫紅巨星 .表面溫度約2780k

米拉(MIRA)變星就是脈動變星的主要代表.第一顆被發現的米拉變星是為於在鯨魚座的一顆變星(MIRA).它是一顆紅巨星,週期變化在332天左右(MIRA類的變星週期有80-1000天的範圍).亮度變化約在3-10等左右.米拉變星在拉丁文為不可思議的星星.但這顆鯨魚MIRA變星是一顆紅巨星,所以其恆星本身因燃料將耗盡而膨賬,但因內部重力和外部重力的變化,又會收縮.因此膨賬時因面積的增加而亮度增加.收縮後因面積減少而降低亮度.這類的週期比較長,所以粉多觀測者都是長期定期觀測它.最後是其因紅巨星所以顏色看起來是紅色.
太陽也是如此,將來變成紅巨星後,也會成為一顆米拉脈動變星
http://familystar.org.tw/index.php?option=com_smf&Itemid=45&topic=7949.15

tashi observatory 10"SCT(F/6.3)+ST2000XM CCD  拍攝環境:風狀:東北陣風-微風  溫度19度c. 濕度85%

參考圖:

圖1: S 獵戶座變星 V綠光頻(可見光)
圖2: S 獵戶座變星  R紅光頻

[MANDII]

曹大这种观察研究真有点深澳，自己有兴趣就好

[曹大貓咪]

老貓在70年代觀測變星有6年的經驗(圓山天文台老台長變星觀測親自教導弟子之一   ),學校畢業後進入社會就不再玩觀測變星了....25年後,老貓是這幾年想到這把年紀還能動的,還有嘴和眼睛吧!?,所以去年就開始作一些前置作業,加上幾年來用CCD觀測彗星的經驗,把90年代後的CCD作為觀測工具,來開始觀測變星也算是新手.所以以後會以目視測定及CCD光電測定做為大溪天文台常態觀測業務來增加經驗...

現在大概在不傷身體不暴肝及老太婆容許的優良嗜好下,也只剩下賺錢和天文觀測了...其中變星是我較有經驗和興趣的項目,所以....

其實變星觀測主要是靠目視測定亮度.所以重點在於找一顆適當的變星,找到它及確認.第二是亮度測定...這其實在1970年代,變星觀測算是滿普遍的業餘天文活動!所以當時算是初中階等級. 但長期觀測下來,隨者經驗越來越多,觀測較暗變星或超新星就進階到中高階狀態..

現在老貓不過是重拾當年的樂趣罷囉....其實在台灣要推廣變星觀測並不容易,能維持長期觀測的業餘者更是稀少,許多老貓知道的變星老手多已年歲大而不再觀測或已經不在了...所以要找到有經驗的老同好多已不容易了.(民國60年,變星老手如老台長,劉國梁先生,蘇展平先生,陳正鵬老友等...)

也因為這樣的經驗,讓老貓感覺重回民國60年代的純僕天文環境而重拾天文熱情...

[阮驛琇]

想請問一下除了目視觀測星等之外，以V,R,Clear拍攝的目的為何呢？是因為不同波長的光變週期會不同嗎？
拍下的照片，是否也可以由照片中其他的星星判斷變星的星等？

這些問題可以是一個專論的題目...不過小豆子問了,那就要說明一下才可以囉...

其實肉眼目測星等,是沒有這些阿貓阿狗的問題和修正,但自從發明了PMT光電倍增管和後來要命的CCD後,應用在天文觀測上就一堆問題要解決...首先PMT或CCD這類的感光體其感色特性和肉眼大大不同,所以要和目視有相同的亮度感覺.一定要利用濾鏡來修正PMT或CCD取得和目視相同的星等...所以就發明了V(VISIBLE)的濾鏡.這是一種黃綠色的單光濾鏡,PMT或CCD有了它就可以得到大約和肉眼相同的星等結果...但是人類發明了一套專測星等的系統.叫UBVRI系統或其它再發展出的多頻測光系統(不同的恆星溫度測定)...(其實100年前因底片的發明,在測光上就有所謂攝影星等和目視星等的差異,但沒有這麼多的電子問題..)

色指數(COLOR INDEX)概念:
色指數是天文學中利用顏色來顯示恆星表面溫度的一個標準,吾等觀測需要使用四種不同的濾鏡.也就是U,B,V,R依序測出目標物的光度...U對應紫外線的濾鏡,B是是藍光濾鏡,V黃綠色的可見光濾鏡,R為紅光濾鏡....我們最常用是B,V,R系統來測光...會得到一顆恆星對B,V,R的星等不同表現...使用不同濾鏡測得的光度差分別稱為B-V或V-R不同的色指數據.以B,V兩種星等還相減,若數值越小,表示恆星的顏色越接近黃光(接近0,如淡黃色的太陽B-V色指數為0.656),若為負數越大,則接近高溫的藍光星(例如藍色的參宿七B-V的數值為-0.03).反之,B-V若色指數越大,顏色越紅（或溫度越低).或利用V-R可得到一些低溫恆星的數據...利如這顆獵戶座S變星.得到V-R=2.032的數據.即為紅光星等亮於可見光星等約2等左右...也就是它是只有2千多K的表面溫度大紅巨星...

若是利用B,V,R來觀測星團,特別是一些球狀星團...在星團內採樣的恆星做色指數B-V/V-R的觀測中,多得到偏紅的低溫恆星...這些球狀星團多為一些年紀粉大的老星團(藍光星較少)...不過若是越遠的恆星.其色指數通常都會受到星際塵埃的消光的影響,也就是會有紅化的現象會比近距離的恆星更明顯 ...所以觀測上CCD比肉眼能得到更多的星球秘密.但越要有更多的工具來作輔助....至於光度週期是會有同比例(穩定的脈動星或食變星)或不同比例的曲線變化.如超新星的爆發,其B,V,R的亮度變化在短時間內便有明顯的不同...若手中有暗星體的分光器,還可利用分光光譜,分析新星最亮時的光譜,如找其光譜內的氫,氦到金屬元素暗線,可知其新星的種類和大小(體積),年紀等等...

拍下的照片，是否也可以由照片中其他的星星判斷變星的星等？

是的,所謂的PHOTOMETRY(光度測光系統)便是利用其它已知的恆星亮度取樣特定數量後,可得到變星或一些未知星體的亮度(同單光色光亮度).
不過,這些V,B,R星等若是由CCD或PMT得到的星等,為儀器星等.需再利用B,V,R函數轉換成視星等校正數值.另外就是這種視星等校正也隨波長不同會產生星等誤差變化,例如V可見光隨著亮度越暗,誤差值就會越高!波長越短,如B,U(紫外光),也會隨亮度越暗,其星等誤差比V可見光越大...

老貓最後的說明,就是CCD觀測主要就是將所拍影像作一些處理,去除一些影響星等測定的因素,如平場,暗電流及偏壓...學術一點就是測光所用的星場,一定是純化影像(不能作影像處理),除去非星光本身的輻射量.所以要測定變星取得的亮度,必須減去相同積分時間的暗電流和CCD的偏壓量(BIAS),再除以平場的輻射量,再進行星等測定.

[曹大貓咪]

色指數有以下分類

1.V-I
2.V-R
3.B-V
4.U-B

如太陽這顆恆星的色指數為下:

V-I=0.705

V-R=0.367

B-V=0.665


資料可參考以下:

UBVRI Photometric Standards Around the Celestial Equator; Landolt, A. U. 1983, Astron. J. 1988, 439-460.
UBVRI Photometric Standards in the Magnitude Rande 11.5<V<16.0 Around the Equator; Landolt, A. U. 1992, Astron. J. 104, 340-371
CCD Photometry of M67 Stars Useful as BVRI Standards; Schild, R. E, P.A.S.P. 1995, 1021
LONEOS / Johnson-Cousins BVRI photometry for faint field stars version, 11 Jul 2002

[曹大貓咪]

獵戶座 RR變星  RR Ori  (GCVS)

觀測時間:2012年12月16日上午01h5m

RA=06h03m02s
Dec=+16d22'38.9"   by astroart3.0 astrometry measurement

V band=11.833 mag
*R band=10.44 mag    B-V=none  V-R=+1.39  by astroart3.0 photometry measurement
mag range=9.1-14.7
period:251.78 days

visible mag=12  by naked eye measurement

spectral:M6.5e-M8  (M型紅矮星類) 表面溫度低於3000度K.

*.早上數據因選錯兩顆參考星,R數據偏亮.經三次取樣確認參考星及採三次測光後的平均值(10.495,10.376及10.461三個數據採平均值)

[曹大貓咪]

獵戶座 v變星  v Ori  (GCVS)

觀測時間:2012年12月16日上午12h57m (am localtime)

RA=05h06m03.4s
Dec=+14d06'08.82"   by astroart3.0 astrometry measurement

V band=10.65 mag
*R band=9.83 mag    B-V=none  V-R=+0.82  by astroart3.0 photometry measurement
mag range=8.9-14.7
period:263.7 days

visible mag=none  by naked eye measurement

spectral:M3e-M8  

[曹大貓咪]

獵戶座 GCVS S Ori

時間:2013年1月19日19h-20h30m  溫度18度c.濕度75%  無雲水氣稍多.  大溪天文台

赤經:05h29'00"
赤緯:-04d41'32.27"(astroart 3.0 astrometry 測量)


光度 B=11.98/12.2=12.1pastroart 3.0 photometry 測量)

      V=10.72/10.848=10.78mag(astroart 3.0 photometry 測量)

      R=8.848/9.072=8.96mag(astroart 3.0 photometry 測量)

     目視星等約10.5mag(by 10"SCT)

色指數B-V=12.1-10.78=+1.4
色指數V-R=10.78-8.96=+1.82


光度變化(2012.12.16 - 2013.01.19)  可見光度 10.5-8.5=+2(變暗)  

B藍光變化:none
V可見光變化:10.78-9.355=+1.42
R紅光變化:8.96-7.323=+1.63
V-R 色指數變化:1.82-2.02=-0.2

*.GCVS S Ori這顆變星.12.16-01.19以來,光度暗了約2等. V-R色指數變小-0.2. 這顆脈衝變星收縮狀態,變暗但色指數變化不大...


MEADE 10"(F/6.3)+ST2000XM -10度C. 以下影像均做各單光DRAK FRMAE/FLAT FIELD處理.曝光60秒.
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*.2012 12.16 12h41m(am local time)
name: s ori(mira variable)
mag:7.2 (from thesky6.0 database)

RA=05h29m00.82s  Dec=-04d41'32.68s (astroart 3.0 astrometry 測量)

V band mag:9.355    R band mag:7.323  B-V: none  V-R:2.032 (astroart 3.0 photometry 測量)

目視觀測:8.5等(肉眼測量)

s ori是顆紅色變星.低溫紅巨星 .表面溫度約2780k

[曹大貓咪]

獵戶座 GCVS RR Ori

時間:2013年1月19日19h-20h30m  溫度18度c.濕度75%  無雲水氣稍多.  大溪天文台

赤經:06h03'02.7"
赤緯:+16d22'38.83"(astroart 3.0 astrometry 測量)


光度 B=12.2/12.4=12.3mag(astroart 3.0 photometry 測量)

      V=11.028/10.53=10.78mag(astroart 3.0 photometry 測量)

      R=9.766/9.734=9.751mag(astroart 3.0 photometry 測量)

     目視星等約11.0mag(by 10"SCT)
L
色指數B-V=12.3-10.779=+1.5
色指數V-R=10.779-9.751=+1.028


光度變化(2012.12.16 - 2013.01.19)  可見光度 11-12=-1.0(變亮)  

B藍光變化:none
V可見光變化:10.779-11.833=-1.054
R紅光變化:9.751-10.44=-0.689
V-R 色指數變化:1.028-1.39=-0.35

*.GCVS RR Ori這顆變星.12.16-01.19以來,光度亮了約1等. V-R色指數變小-0.35. 這顆變星變亮,V-R色指數變小,色光紅光趨於亮紅...


MEADE 10"(F/6.3)+ST2000XM -10度C. 以下影像均做各單光DRAK FRMAE/FLAT FIELD處理.曝光60秒.
-------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------
*.2012 12.16 12h41m(am local time)
name: s ori(mira variable)
mag:7.2 (from thesky6.0 database)

RA=06h03m02s  Dec=+16d22'38.9s (astroart 3.0 astrometry 測量)

V band mag:11.83    R band mag:10.44  B-V: none  V-R=+1.39 (astroart 3.0 photometry 測量)

目視觀測:約12等(肉眼測量)

[曹大貓咪]

最近有些同好有興趣問起變星觀測,其中有一個色指數(如B-V)的意義到底是指?老貓當時解釋並不完整,這次就簡單以物理的觀點說明...有興趣的看官可看看...應該不會傷到眼睛才是...

一顆星星的顏色可以讓我們了解其星星表面(光球面)大約的顏色,但我們可以說它是紅星星或藍星星ㄇ>?如一個角度來看,兩顆藍色星星如何比較藍?? 溫度變化和星等有何關係?

其實兩顆星星的顏色,我們設定它有特定一個波長(波長1)和(波長2).其亮度比就是亮度1(波長1)/亮度2(波長2).若以亮度再轉成星等(m)差距=m2-m1=2.5 log(常用對數)(亮度1(波長1)/亮度2(波長2)).使用對數是因為人類對於星等亮度差異的感覺就是對數關係(以10為底,這個有機會再聊).

如此就有粉多關係可探討...例如,當波長1>波長2(短波長>長波長), 當溫度增加時,此時亮度比的關係式(亮度1(波長1)/亮度2(波長2))也會增加數值,這表示m2-m1則變小.因為亮度越大,星等差距越小.相反情況,如果波長1<波長2(短波長<長波長),那就是溫度降低,此時亮度比會變小,所以m2-m1數值變大,這表示星等差距變大(由0往正數跑)...這是假設恆星是一個黑體幅射.可以利用波長知道其溫度(主序列恆星中此關係大抵是呈線性)...

在實際觀測某波長的恆星.其幅射強度可以透過某個特定波長濾色鏡才取得其透過特定波長的幅射強度和其特定波長對時間的積分能量.但實際上是波長透過濾鏡所產生吸光率導至其透射率非100%.所以有一個常數要做修正.加上宇宙空間的灰塵會吸收短波長的色光.導至恆星有些偏紅(特別是短波長的波段.當然若是觀測的恆星或星團群目標都在銀河系內較近的距離,這偏紅的修正就隨距離呈正比.)...

所以色指數(color index,也有書寫成colour index),如B(m2)-V(m1)=2.5log(幅射強度(波長B)/幅射強度(波長V))+修正常數.此時把HR圖上的X座標可將B-V做為刻度.來定應Y軸上的大M(絕對星等)或光譜排列).例如此圖可知, 其恆星可知為當亮度增加時,溫度會增加.即B-V的星等差距會降低(減少).

如在H-R圖上的光譜A0=絕對星等M=+0.7等.對應B-V=0.凱氏溫度為9700度K.此時修正常數為0.
                    光譜G0=M=+4.6等,對應B-V=+0.57.凱氏溫度為6000度K.

H-R圖的B-V對應圖和M67星團的H-R圖(由B-G(V)色指數,可知 M67是不算老的星團,多比太陽還年輕的恆星...其中黃色6500度K以下中低溫恆星佔大多數,藍色高溫星極少.有一些紅色巨星)

*.疏散星團多以年輕星族唯主(如M45),但球狀星團則多數HR圖表現出,多數星族(主星序)多出現在B-V 較偏冷(低溫)的位置.特別是B-V在1(1,2,3)以後的低溫空間.這些星族中有些已脫離主星序,這都是較早期的年老紅色巨星或紅矮星一類...另外由B-V或更適合低溫主星序的V-I的HR圖中,可以由光譜中的金屬豐度瞭解其壽命長短.越年紀大的恆星由早期的氫氦一直轉變到金屬(Si,Fe)產生多少的量.甚至超新星爆炸時的拋出物質觀測.

[曹大貓咪]

由幾次觀測中發現了一些問題.這些問題都不是短時間可以解決的...好的是不用金錢就可以解決..壞的是粉花時間...其中一項發現兩年前所做的標準星場(standard star field)以M44星團發現有13等星以後就有誤差變大+/-0.5mag以上(特別是U,B Band)的問題,同時拍攝時間不同加上大氣狀況不佳,往往誤差都偏大...所以可能近期再做UBVRI的標準星場建立.同樣以M44標準星表做為校對參考.兩年前做的修改正常數並不嚴謹.這次再找幾天好天氣再觀測建立新參數.加上大溪夜空光害越來越嚴重,光學的肉眼觀測可能問題更大...這一切看看這一年是否可以慢慢解決.以業餘天文愛好者來作這些工作，以前單純的肉眼觀測還算是輕鬆愉快，但利用數位影像作光電測光，問題就太雜太廣。實非兩年前剛踏入CCD觀測想的簡單，就如同10年前踏入hro流星觀測一樣，且見招拆招吧。。。。

[cuteip]

我最近也想嘗試這種比較科學的研究

應該會先從赫羅圖開始 有B V濾鏡應該就可以做

最近也參考了以下文件
http://www.phys.ncku.edu.tw/~astrolab/New_page/e_book/distance/distance.html

astroart軟體
http://www.msb-astroart.com/

IRAF
http://iraf.noao.edu/

探討疏散星團年齡與視直徑大小之研究—以 NGC2099 為例
http://activity.ntsec.gov.tw/activity/race-1/51/pdf/040510.pdf

[曹大貓咪]

了解...歡迎阿....國內的業餘天文同好能走天文觀測是粉好的方向.不過變星觀測是一場粉長時間且需耐心的工作...就算沒有CCD,只要有一部6吋反射望遠鏡和好奇的雙眼,就能夠進入變星領域...也希望能有更多的人加入變星觀測..

剛開始最簡單,利用簡單的反射鏡和約40倍的目鏡(目鏡實際視野約1度左右),觀測幾顆5-6等的恆星.先設立這些固定亮度的恆星,再將視野旁邊的幾個恆星也找到星等(最好一邊看一邊畫出視野內的目標星和2顆星等接近的參考星,再用星表或軟體找出2顆參考星的星等.或是事先找出並畫出視野的目標星和參考星和星等...再去尋找比對. 對初學者最方便就是找星座的主星附近的目標和參考星)...慢慢練習用比例法測出目標星的星等..如此練習幾次,等熟了感覺,再慢慢測出的星等要接近其正確的已知目標星等. 抓到了經驗,再練習其它星座的5-7等固定亮度的恆星...慢慢練習就可以了) 這方法是老貓最初練習變星觀測前的前置練習...等練了約2-3個星期,才第一次去找變星做練習. 如此加上老台長的指導,約半年後就在圓山天文台用台內的5"鏡做變星觀測,慢慢壘積感覺和經驗,約幾年後肉眼看了一下星星就能大約檢視星等.不過現在的眼力是差粉多了,最主要是看不清楚...看久了還會流眼油...真是飄淚阿...

其實變星觀測是所有天文觀測中最沒有門檻的觀測項目,最簡單也最有趣.又能夠長期持有,保持好奇的樂趣!...初學者除了認識星座外,還有能夠用雙眼觀測星星的亮度,不是也粉有趣?!  

[曹大貓咪]

老貓將變星的比例法觀測再節取出來..有興趣鄉親看一下...

簡單說,就是找到變星後,將變星放在視野中央.此時找兩顆比較星在旁邊(當作a,b兩顆恆星.且和變星v都要在同一視野內),這兩顆星是已知的視星等恆星.此時目測變星v的亮度是接近a恆星還是b恆星...此時注意一點,兩顆恆星的星等差範圍不要太大,最好是在2等星等差以內.其原理就是將變星v的亮度和a恆星亮度差分為10等份.變星v和b恆星的亮度差也分為十等份.十等份如何分辦出,目視觀測是否精準這就是重點!

如果是a5 :v: 5b = 變星的亮度剛好是恆星a和恆星b亮度的中間.也就是變星的亮度不接近a恆星,也不接近b恆星.
        a4 :v: 6b = 變星的亮度比較接近恆星a.
        a3 :v: 7b = 變星的亮度相當接近恆星a.
        a2 :v: 8b = 變星的亮度粉接近恆星a.
        a1 :v: 9b = 變星的亮度幾乎和恆星a相同亮度!
        a0 :v: 10b = 變星的亮度等於恆星a亮度!!

如果是a6 :v: 4b = 變星的亮度比較接近恆星b.  
        a7 :v: 3b = 變星的亮度相當接近恆星b.
        a8 :v: 2b = 變星的亮度粉接近恆星b.
        a9 :v: 1b = 變星的亮度幾乎和恆星b相同亮度!
        a10 :v: 0b = 變星的亮度等於恆星b亮度!!

ax :v: yb 等於是觀測數據(目視觀測約要5分鐘內作判斷一次.可以判斷2,3次.以求平均結果)

例如:大貓觀測到一顆變星,有兩顆恆星a,b作為參考星.其星表一查,a=58(視星等為5.8等).b=66(視星等為6.6等)
如圖一所示:大貓所繪的變星和背景恆星觀測圖.

這顆變星的觀測數據為 a3:v:7b ,意義為此變星的亮度相當接近恆星a.

簡單計算為: v= 5.8+(6.6-5.8)x3/10
               v=5.8+(0.8)x0.3
               v=5.8+0.24
               v=6.04
取數據小數點兩位的四捨五入.v=6.0等  

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老貓補充一下.一般兩參考星差在1等或1等以下,正式比例是十等份舉例如下:(*.就是兩顆參考星等差距分為10等份之意)...

這如果用1:10比例法.比如參考星a=8.4等.b參考星=9.2等. 變星介時兩者亮度之間...

(84) 1 v 9(92)<--v=8.5等  
(84) 2 v 8(92)<--v=8.6等
(84) 3 v 7(92)<--v=8.6等
(84) 4 v 6(92)<--v=8.7等  
(84) 5 v 5(92)<--v=8.8等
(84) 6 v 4(92)<--v=8.9等  
(84) 7 v 3(92)<--v=9.0等
(84) 8 v 2(92)<--v=9.0等  
(84) 9 v 1(92)<--v=9.1等

一般這樣的1:10比例是選擇a,b兩顆參考星在星等1.0差的範圍內.若是兩顆參考星差在1.2等...可以用1:12的比例法.簡單計算為: v= a+(b-a)x a/12. 例如參考星差為1.2等.以1:12的比例法.則 (72) 5 v 7 (84) 代入v=72+(84-72)x 5/12=77.則為7.7等...若是以1:10比例. 則是(72) 4 v 6(84) 所以 v=72+(84-72)x 4/10=72+4.8=76.8 則為7.68等. 事實上變星是比較接近7.7等...所以將兩參考星等差做為比例的分母依據較為適當.否則誤差會較大.

*若是兩參考星差在1.5等,.可用1:15比例法, 不過10等星以上,如10.3等,計算上可作為103整數來算會以較方便.
*.老貓建議是初學者最好抓參考星等差在1.0等以內.否則肉眼判斷會較困難!!切記!!!