变星和超新星的观测

六变星和超新星的观测

变星是天文爱好者重要的观测对象。一般爱好者观测变星主要采用目视观测的方法，亮于6等的变星可以直接用肉眼观测；棱镜双筒镜可以用来观测7.5等～8.5等的变星；口径8厘米～10厘米的小望远镜可用于观测10等～12等的变星。

变星观测最基础的工作是确定它们的亮度，目视观测变星时确定变星亮度的方法有三种：内插法、分级法和分级—内插法。无论使用三种方法中的哪一种，都需要选择一些亮度稳定的恒星作为“比较星”，把变星的亮度与比较星的亮度进行比较，从而估测出变星的星等。

内插法，又称皮克林法，较为简便。在将要测定的变星v附近选两颗亮度稳定的比较星，一颗a比v亮一些，另一颗b比v暗一些，观测者想象将a和b之间的亮度差分为10等分；观测v、a和b并比较它们的亮度。如果变星v的亮度恰在比较星a、b的中间，则变星的亮度估测就可以记为a5v5b。如果变星v的亮度比a星暗3等分，比b星亮7等分，亮度估测就记作a3v7b，……；如果变星v的亮度和比较星的亮度相同，比如和a星一样亮，亮度估测可记作v=a。然后，可以依据亮度估测和比较星的星等，用内插法计算出变星的星等。例如比较星a的星等是4.32等，比较星b的星等是5.18等，亮度估测是a3v7b，于是可以算得变星v的星等为4.32等+﹙5.18－4.32﹚等＝4.58等，或5.18等－﹙5.18－4.32﹚等＝4.58等。

分级法，又称阿格兰德法。用此法观测变星，即在将要测定的变星v附近选两颗亮度稳定的比较星a和b，然后反复观测、比较变星和比较星的亮度，如果观测发现比较星a和变星v的亮度相同，变星的亮度估测记为a=v。如果初看比较星a的亮度好像和变星v的相同，反复看去，觉得比较星比变星亮，意味着a比v亮1级，亮度估测就记作a1v。反复比较观测，觉得比较星a总比变星v亮，说明a比v亮2级，亮度估测记作a2v。经反复比较观测，觉得比较星a明显比变星v亮，说明a比v亮3级，记作a3v。如果初看比较星a就明显比变星v亮，那么a就要比v亮4级，记作a4v，……

然后观测比较星b和变星v，如果v比b亮，用同样的方法反复观测比较后记录下亮度估测如v1b、v2b ……。如果b和v亮度相同，就记作v=b。

如果比较星a的星等是3.53等，比较星b的星等是4.24等，亮度估测是a2v，v1b，计算时应先算出1级对应的星等数：因为a比v亮2级，v比b亮1级，所以a比b亮3级；而a和b之间的星等差是4.24等－3.53等＝0.71等，可以算出1级对应的星等数为0.71÷3＝0.237等。于是变星v的星等为 3.53等+2×0.237等＝4.00等，或4.24等－1×0.237等＝4.00等。

经过长期大量的观测训练，观测者估测亮度的单位级差——1级对应的星等数会趋于稳定，有人统计研究的结果是平均约为0.1等。另外，估测的等级还可以加入0.5级，如a1.5v等等。如果两颗比较星都比变星亮，上述分级观测方法依然有效。

分级-内插法，又称尼兰德－布拉日哥法，是熟练观测者观测变星常用的方法。观测者先用分级法估测比较星之间的亮度差，然后再利用内插法估测变星的亮度。初涉变星观测的爱好者，可以先从内插法、分级法入手，取得经验后再使用分级-内插法。

为了在观测时对比方便，比较星的位置应尽可能地靠近将要测定的变星。对于不同的颜色，人眼的敏感程度是不相同的，红色的星看上去会感觉暗一些，而蓝色的星看上去会感觉亮一些。了减少由于颜色的差异而引入的观测误差，比较星的颜色应尽可能与变星的一致或相近。因为亮度差较大时比亮度差较小时亮度估测的精度会降低，所以应选择亮度和变星亮度接近的恒星做比较星。为了更加准确地估测变星亮度，比较星可以尽量地多挑选几颗，每两颗为一组，分别将每组与待测变星作对比观测，然后再求出所有各组的平均值作为最终的结果。选取比较星既要选取一些比变星亮的，也要选取一些比变星暗的，以便三种方法都可以派上用场。

观测时，应把变星和比较星置于望远镜的视场中心附近。如果望远镜视场太小，不能在视场中心附近同时看到它们，就应来回移动望远镜，把变星和比较星分别放到视场中心来观测比较。估测亮度时，不要同时注视变星和比较星或者斜视着它们，而应分别直视着它们来估测。

为了能够获取较为完整的变光资料，应在变星亮度急剧变化的前后增大观测密度。比如食变星（请参考附录《主要变星表》）在亮度极小的前后亮度变化很快，应每隔1分钟或几分钟就观测一次，而在其他时段，一夜只需观测一到两次。短周期造父变星的光変周期为0.05日～1.0日，应当多安排一些观测次数，尤其是在亮度开始增大的时段，每隔1分钟或3～5分钟就应观测一次。长周期造父变星的光変周期为1日～50日，可以一夜观测一次或几天观测一次。光変周期为80日～1000日的长周期变星的亮度变化很慢，每隔几天或更长时间观测一次即可。对于新星或超新星这类变星的观测，应视需要确定合适的观测密度。

观测变星之前的准备工作，读者可以参考本书《室外观测的准备》一节的内容，此外还要准备一份自己打算观测的变星星图及专门用作记录变星观测的记录本。观测前将收音机调谐至陕西天文台标准时间发播台的频率，接收陕西天文台发布的标准时间信号，精确校对手表或秒表的时间。观测结束再校对一次，如果发现手表或秒表走时不准，可以根据校对结果修正观测记录的时刻。                    

观测天顶附近的变星时，可以躺在躺椅上或选择一块较为平整的地面，铺上防潮垫或塑料布，然后躺在上面观测。对于刚开始进行变星观测的爱好者，建议先选择一些典型的变星比如仙王座﹙造父一﹚、天鹰座﹙天桴四﹚、英仙座﹙大陵五﹚及天琴座﹙渐台二﹚等来观测，它们的光変幅度都在1等左右，初学者较容易把握，有利于他们获取观测经验。

每次估测亮度后，随即记录观测时刻。一般地，对于光変周期大于2天的脉动变星，观测时刻要求准确到5分钟；对于短周期脉动变星或不规则变星，观测时刻要求准确到1分钟；对于食变星，在亮度极小时段，观测时刻也要求精确到1分钟；对于少数极短周期的变星，观测时刻甚至要求准确到0.1分钟。

最好为每一颗变星准备一个记录本。每次观测均应记录观测日期、儒略日、观测时刻、亮度估测、观测权重、所使用仪器的情况、天气状况、周围环境状况（如是否有月光、有云、有风、城市灯光、晨光等等）及观测者姓名，再附上一张所观测的变星和比较星的星图。

儒略日是不用年和月的长期纪日法，以公元前4713年1月1日格林尼治平正午（世界时12）为起点，连续不断地纪日，每一天都顺序对应一个儒略日数，天文学上用JD来表示儒略日。当需要知道相距若干年的两事件之间的天数时，采用儒略日最为方便。由于变星光变曲线的横坐标是儒略日表示的观测时刻，所以根据观测结果作光变曲线时要将观测时刻换算为儒略日。儒略日可以从《中国天文年历》或《天文爱好者》增刊《天象大观》中查得。将观测时刻换算为以日为单位时，相关换算系数为：1小时＝0.041667日，1分钟＝0.000694日，1秒＝0.000012日。有的资料除了《儒略日表》外还附有《化时分秒为日的小数表》，这样连时分秒的换算也可以不用计算，直接查表就可得知。

例如某次观测时刻为北京时间2010年10月19日20时30分，对应的世界时是2010年10月19日12时30分。从《天文爱好者》2009年增刊《2010年天象大观》的《2010年儒略日和恒星时表》中查得2010年10月19日0时的儒略日为2455488.5日，而20时30分以日为单位应是0.8542日，于是观测时刻的儒略日就是2455489.3542日。

“观测权重”指的是观测质量的好坏，通常分为三级：3为优，2为中，1为劣。

根据观测得到的亮度估测算出变星的星等，再以观测时刻（以儒略日为单位）为横坐标，变星星等为纵坐标，在上述坐标系中作出与各数对对应的点，然后用一条平滑的曲线把所作的点连起来。由于存在观测误差，会使所描出的点分布弥散，有些点会落在你所描画的平滑曲线外，描画曲线时只要注意使曲线尽量靠近各点就可以了。所作的曲线可以称作这颗变星的光变曲线。

从光变曲线容易确定亮度的最大值和最小值，它们的差值就是光变幅度。对于周期变星，还可以确定相邻两次亮度极大（或极小）之间的时间间隔，也就是光变周期P；如果又从光变曲线确定了某一亮度极大（或极小）时刻T0作为起始的亮度极大（或极小）时刻，即起始历元，那么光变周期P和起始历元T0即为所研究变星的变光根数。根据变光根数和公式T＝T0＋PE，可以求出任一亮度极大或极小的时刻T，式中E为整数。

要想得到有价值的变星观测结果，必须做大量的观测工作，而且应当坚持长期观测。可以想见，变星目视测光观测是一项非常艰苦，也是非常有趣的业余天文研究活动。

有人提议利用数码单反相机拍照来测光，并且指出焦距为50毫米的相机镜头，光圈取为1.8，在感光度设置为ISO1600时，露光90秒可以拍到12等星。利用数码单反相机测光比肉眼测光客观、准确、可靠。

如果具备光电光度计，就可以开展变星的光电测光观测。利用光电光度计测光时，星的亮度大小转换成光电流或光电脉冲数的大小，也比肉眼测光客观、准确、可靠。还可以利用CCD来精确测定变星的亮度。如果给望远镜的转仪钟配备了自动寻星系统，如Go To驱动装置，再在控制电脑中安装变星星表运行软件，望远镜终端续接CCD，一个夜晚采集的变星观测数据“是难以想象的”。利用CCD进行变星测光观测，除了客观、准确、可靠以外，还非常高效！

尽管光电测光、数码相机测光或CCD测光可以大幅度提高测光精度，尤其是CCD测光还从根本上减轻了劳动强度，极大地提高了工作效率，但是光电光度计和测光CCD对配置设备的要求较高，价格昂贵，致使许多爱好者望而却步；中档的数码单反相机近年来在爱好者当中虽有普及，但高端数码单反相机价格仍然不菲。我们认为，无论从天文观测训练的角度看还是从提升爱好者的天文学素养角度看，目视测光在变星观测的初始阶段仍不失为一种有效的学习手段，它能够为将来的高层次天文观测打下坚实的基础。目视测光特别适合学校天文小组开展变星观测活动，它的“性价比”之高其他手段尚无法企及，这其中的优势是显而易见的。

目前世界上最大的变星观测组织是美国变星观测者协会（American Association of Variable Star Observers，简称AAVSO）,协会拥有遍布全球几十个国家的变星观测者会员，AAVSO的网址是http：∥www.aavso.org。进入AAVSO网站后，可以向网站数据库提交你自己的观测数据和资料，让大家共享你的观测成果。如果希望拓展自己的变星观测，也可以从网站的变星资料库中获取变星的基本数据，相关观测数据及变星观测认证星图等信息。

“超新星”属于爆发变星，爆发时释放的巨大能量使其光度增大到可以和整个星系的光度相当，变星观测者当然不愿意错过对它们的观测机会。但是超新星的出现是一桩“可遇不可求”的事件，现在大都以望远镜终端续接CCD的配置，依靠巡天观测来监测超新星的出现。一旦认为自己发现了超新星，接下来要做的就是核实。比如选取前后相隔1小时以上的两张或几张照片进行比对，根据星像是否有位移来排除彗星、小行星等的嫌疑；核实是否是一般变星；动用手边最为详细的星图进行比对。还可以利用网上资源核查，比如登录斯隆数字巡天﹙Sloan Digital Sky Survey﹚的网站http://www.sdss.org/,从supernova survey网页中查询；也可以登录国际超新星网的网站http://www.supernovae.net/isn.htm查询。经过认真仔细的核查比对，你确认自己的发现后，应立即通知天文机构，比如美国变星观测者协会紫金山天文台等，吁请专业天文学家进行有效研究。

2010年11月15日，美国宇航局钱德拉X射线空间望远镜官方网站声称：“在我们附近发现了最年轻的黑洞。”消息一经传出，立即引起了广泛的关注：这个在我们附近的黑洞会不会给人类带来巨大的灾难？其实这个黑洞远在距离我们有五千万光年的旋涡星系M100之中，和我们的距离实在是非常的遥远，根本不会影响到太阳系。只是由于之前发现的黑洞都在数十亿甚至百亿光年之遥，相比之下这个黑洞要近得多，所以宇航局把它称为“我们附近”的黑洞。我们附近的黑洞的前身是31年前美国爱好者盖斯·约翰逊﹙Gus Johnson﹚发现的超新星SN1979C。1979年4月19日，盖斯使用口径15厘米的反射式望远镜观测M100时发现了SN1979C。盖斯是一位中学教师，还是美国变星观测者协会﹙AAVSO﹚的会员，他在观测的第二天将自己发现的新天体与帕洛玛天文台的照片比对，发现帕洛玛天文台的照片中没有自己发现的星。盖斯马上向AAVSO报告，AAVSO立即发出通知，超新星SN1979C随即得到了专业天文台的确认。以后SN1979C逐渐演变成了一个稳定而明亮的X射线源。天文学家通过对该X射线源从1995年到2007年的连续观测，认为在这个位置上出现了一个诞生不久的黑洞。一位变星观测爱好者当年发现的一颗超新星，导致31年后一个年轻黑洞的发现，为天文学的发展作出了自己的贡献。