銀道面附近若干天區(qū)變星搜尋*

白春海，張 輝，馮國杰，周濟(jì)林，張 軒，劉慧根，牛虎彪，馬 路，艾力·伊沙木丁，胡景耀，姜曉軍,2

(1. 中國科學(xué)院光學(xué)天文重點實驗室，北京 100101；2. 中國科學(xué)院大學(xué)天文與空間科學(xué)學(xué)院，北京 100049；3. 中國科學(xué)院新疆天文臺，新疆 烏魯木齊 830011；4. 南京大學(xué)天文與空間科學(xué)學(xué)院，江蘇 南京 210023)

1 背 景

光學(xué)天文研究中對光度流量有變化的目標(biāo)，通常稱為變源或者變星。根據(jù)文[1]的分類規(guī)則，變星分為爆發(fā)、脈動、旋轉(zhuǎn)、激變、食雙星、高能X射線雙星和其他等類型。就形成機(jī)制而言，有內(nèi)在機(jī)制導(dǎo)致的變星，例如脈動變星系列、經(jīng)典徑向變化的造父變星[2]、天琴座 RR[3]和非徑向的盾牌座δ[4]變星等；有外在機(jī)制導(dǎo)致的變星，如恒星系統(tǒng)的運動、鄰近伴星或天體遮掩導(dǎo)致觀測到的亮度發(fā)生了變化。在目前所知道的變源中，所占比例較高的有食雙星系統(tǒng)[5-6]、盾牌座δ和天琴座RR。另外，系外行星凌星事件雖然在已知變源中所占比例不高，但因其奇特性，天文學(xué)研究給予很多的關(guān)注。大家所熟知的開普勒(Kepler)項目以及相關(guān)聯(lián)合觀測[7]，研究成果頗豐。系外行星系統(tǒng)的搜尋在眾多天文實測中很受青睞。新疆天文臺南山觀測站1 m大視場天文望遠(yuǎn)鏡聯(lián)合南京大學(xué)開展了一場搜索系外行星的巡天觀測，對大量觀測數(shù)據(jù)進(jìn)行細(xì)致的變源目標(biāo)分析，目的是挖掘更多的變源樣本，看是否存在奇異變源。

2 觀 測

南山1 m大視場天文望遠(yuǎn)鏡坐落在新疆天文臺南山觀測站(經(jīng)度：87.174°E，緯度：43.473°N，海拔：2 088 m)。望遠(yuǎn)鏡桁架是地平主焦點式，主鏡有效口徑1 000 mm，焦比F/D=2.2。配備的終端是 E2V CCD203-82 藍(lán)敏芯片，4 096 × 4 136像元，像元比例尺為1.125″/pixel，CCD靶面對應(yīng)的天空張角為 78′ × 78′，濾光片是Johnson UBVRI系統(tǒng)。

1 m大視場天文望遠(yuǎn)鏡觀測目的是發(fā)現(xiàn)系外行星候選體。制作觀測計劃時，考慮到天區(qū)內(nèi)需要足夠多和足夠亮的目標(biāo)，因此在銀道面附近(Long: 166°, Lat: +7°)選定星場比較密集同時星像又相對比較分立的4個天區(qū)。觀測過程中為提高采樣率，用V波段觀測。每個天區(qū)單張曝光時間為10 s，連續(xù)曝光3次，再沿著赤經(jīng)方向移動，循環(huán)拍攝。當(dāng)4個天區(qū)俯仰過高不適合觀測時，拍攝已知的系外行星hat-p-29作為校驗天區(qū)，待4個天區(qū)俯仰降低到合適高度后繼續(xù)拍攝。表1是2013年12月14日開始試驗，到2014年2月20日有效觀測的統(tǒng)計。

表1 觀測天區(qū)分布和觀測數(shù)據(jù)統(tǒng)計Table 1 Sky area distribution and observation statistics

從表1可以看出，前4個天區(qū)TD1, TD2, TD3, TD4是主要天區(qū)。這4個天區(qū)觀測幀數(shù)都在1 500幀左右，有效觀測天數(shù)為24～25天，有效觀測小時數(shù)約140～160 h，積累的總數(shù)據(jù)量較多。TD5作為校驗天區(qū)，積累數(shù)據(jù)最少的原因有兩個，一是每天的觀測時間相對較少，二是部分觀測夜該時段是陰天。

3 數(shù)據(jù)處理

獲得的CCD觀測數(shù)據(jù)先通過圖像處理與分折軟件(Image Reduction and Analysis Facility′s, IRAF, 由NOAO提供和支持)進(jìn)行減本底、修正平底等預(yù)處理。然后利用新疆天文臺數(shù)據(jù)處理流水線(XAO pipeline)對所有圖像加載天文坐標(biāo)系統(tǒng)(Work Coordinate System, WCS)信息，該信息解算使用的是美國海軍天文臺星表(UCAC3)，高階修正使用的是天體測量和光度測定校準(zhǔn)軟件(Software for Calibrating AstroMetry and Photometry, SCAMP)。并通過天體測量和光度測定校準(zhǔn)軟件(Software for Calibrating AstroMetry and Photometry, SCAMP)對WCS進(jìn)行高階修正。最后利用SExtractor對所有幀進(jìn)行流量到星等的提取工作。

每幀獲得的儀器星等存在系統(tǒng)差，該差別用新疆天文臺時域巡天軟件包處理，該軟件包同時考慮了測光系統(tǒng)內(nèi)部權(quán)重和相關(guān)性，并結(jié)合快速混合算法[8-10]。因原始數(shù)據(jù)是為了尋找系外行星只拍攝了V波段，而未拍攝B, R等波段數(shù)據(jù)，這里未能結(jié)合顏色項給出大氣消光改正和大氣外零點改正量，只是單純的采用V波段儀器星等與Gaia G星等擬合儀器星等零點改正量。儀器星等V與GaiaG星等的轉(zhuǎn)換關(guān)系如(1)式，轉(zhuǎn)換后的V波段星等與測光誤差的對應(yīng)關(guān)系如圖1。

V-G=2.078±0.104 ，

(1)

其中，V是Johnson系列濾光片V波段儀器星等；G是蓋亞(Gaia DR2)G波段星等。

圖1 V波段星等誤差圖
Fig.1 Mag and error for V band

4 結(jié)果分類

所有目標(biāo)的V波段儀器星等經(jīng)過零點修正后，按星等亮度分類進(jìn)行判別。在5個天區(qū)共發(fā)現(xiàn)125顆變源目標(biāo)，其中有106顆是新發(fā)現(xiàn)的。將所有變源與LAMOST DR5進(jìn)行交叉，所得結(jié)果列入LAMOST class列。在與GCVS 5.1星表以及美國變星觀測者協(xié)會(AAVOS)的國際變星檢索數(shù)據(jù)庫(VSX)交叉時發(fā)現(xiàn)，有5顆應(yīng)該被觀測到的變星并沒有找到。最后與最新發(fā)布的Gaia DR2進(jìn)行交叉，找到了部分已知的變源。針對已知源和新變源的情況，下文將進(jìn)行詳細(xì)的說明。

圖2、圖3分別給出了106顆新發(fā)現(xiàn)變源的相位疊加圖。為便于觀察，周期從零點畫到1.5倍。每幅圖中橫坐標(biāo)是周期相位，左邊的縱坐標(biāo)是星等變化范圍。右邊的縱坐標(biāo)上，第1個關(guān)鍵字TD開頭的是時域巡天的天區(qū)編號，第2個以V開頭的關(guān)鍵字是新發(fā)現(xiàn)變星的編號。

圖2 106顆新發(fā)現(xiàn)變源中的56顆，按周期展開
Fig.2 56 of the 106 newly discovered sources, expanding by phase

圖3 106顆新發(fā)現(xiàn)變源中剩余的50顆，按周期展開
Fig.3 The last 50 of the 106 newly discovered sources, expanding by phase

這106個新發(fā)現(xiàn)變源中，有100個是食雙星系統(tǒng)，如表2。從表2可以得到EA型22顆，EB型24顆，EW型54顆。

原先設(shè)想通過數(shù)據(jù)挖掘能發(fā)現(xiàn)一批可做標(biāo)準(zhǔn)燭光的天琴座 RR變星。對于光變形態(tài)接近的幾個變源，計算其周期與視星等的關(guān)系，將結(jié)果與Gaia的視差對比后發(fā)現(xiàn)，這幾個目標(biāo)沒有明確的對應(yīng)關(guān)系?？紤]到周期都相對較短，最終判定它們?yōu)槊}動變星中的δScuti類型，詳細(xì)信息見表3。

表2 所獲得新的食雙星變源列表Table 2 List of new eclipsing binary system

(續(xù)表2)

(續(xù)表2)

說明：第1列是變星編號；第2和第3列是目標(biāo)的赤道坐標(biāo)；第4列是與Gaia DR2交叉得到的G波段星等；第5列是實測過程中得到的V波段星等；第6列是實測過程中得到的變星星等振幅的大??；第7列變星的周期是利用Period04進(jìn)行運算和后期疊加后得到的周期以及周期偏差；第8列是根據(jù)變星疊加圖像的特征判定的變星類型；第9列是從LAMOST交叉得到的恒星類型；第10列該變星所在的搜尋天區(qū)。

Note: Column 1: variable ID; Column 2 and 3: right ascension and declination; Column 4: magnitude in G of Gaia DR2; Column 5: magnitude in V; Column 6: Amplitude; Column 7: period in day; Column 8: type of variable stars; Column 9: stars Class in LAMOST; Column 10: sky area.

表3 觀測獲得新的脈動變星變源列表Table 3 List of new Pulsating variable stars

表4中所列的V102是TD5天區(qū)中的一個新變源。雖然找到了星等隨時間的變化關(guān)系，但從V102放大的圖4中可以看出，它的相位整齊性不像其他變星重疊得那樣好，可能因為該天區(qū)拍攝幀數(shù)較少，存在采樣不足的問題；也可能它就是一個周期有變化的雙星系統(tǒng)或者脈動變星。這需要進(jìn)一步的觀測確認(rèn)，所以單獨列在表4中。

表4 觀測獲得新的不規(guī)則變星Table 4 List of new Semiregular variables

表5是對已知變星的描述。從表5可以看出，觀測到的已知變星有19顆，加上未觀測到的5顆一共有24顆。前19顆已知變星與變星檢索數(shù)據(jù)庫交叉后發(fā)現(xiàn)，在星等、變化周期以及類型方面都符合得比較好。對于未觀測到的5顆，V128和V129在TD5天區(qū)，考慮是因為該天區(qū)采樣較少導(dǎo)致；V126，V127和V130的星等都亮于11.3等，曝光過程中CCD像元飽和加上欠采樣，是導(dǎo)致其未能觀測到的原因。

新發(fā)現(xiàn)的食雙星V13，V38在Gaia DR2中未找到對應(yīng)的天體坐標(biāo)，因此表2中這兩顆星G星等值為空。

已知變源V113在Gaia DR2中沒有找到對應(yīng)源，因此表5中該星G星等值為空。

圖4 V102變源，光變曲線與相位不重疊

Fig.4 V102 variable source, the light curve does not overlap with the phase

表5 已知變星和觀測結(jié)果列表Table 5 List of Known variable stars

(續(xù)表5)

5 討 論

TD1-TD4天區(qū)觀測有效時間比較長，獲得的幀數(shù)比較多，分別發(fā)現(xiàn)了29、24、21和25顆變源。而TD5天區(qū)只發(fā)現(xiàn)了7顆變源，并且周期誤差較大。一個可能的原因是TD5天區(qū)變源本身就少，也可能是采樣總量不足和采樣間隙過長，導(dǎo)致很多潛在目標(biāo)沒有被發(fā)現(xiàn)。

GCVS 5.1是大家常用公認(rèn)的變星權(quán)威參考星表。本次交叉證認(rèn)中發(fā)現(xiàn)，新的125顆變源在與GCVS 5.1交叉證認(rèn)時得到的結(jié)果只有兩個。25顆應(yīng)該發(fā)現(xiàn)的變源，GCVS 5.1只包含了6顆，這反映出GCVS 5.1的完備性較差。例如，隨著設(shè)備的不斷增加和觀測能力的提升，近年新發(fā)現(xiàn)的天琴座RR變星應(yīng)該比較多。雖然GCVS5.1星表總共有5萬多顆變源，但是在仔細(xì)分析后發(fā)現(xiàn)，收錄2000年之后的源不到200個，2016～2017年發(fā)表的源都沒有納入其中。

在使用美國變星觀測者協(xié)會的國際變星檢索數(shù)據(jù)庫時，變星的總數(shù)量有60多萬顆，相對GCVS 5.1而言比較完善。但是，同樣會碰到變星描述中的一個或者幾個參數(shù)沒有完整給出的情況。

與Gaia交叉認(rèn)證前，認(rèn)為空間望遠(yuǎn)鏡Gaia DR2的數(shù)據(jù)應(yīng)該是光學(xué)天文目標(biāo)源的完備集，使用中發(fā)現(xiàn)新的變源V13，V38和已知變源V113在Gaia DR2中均沒有找到對應(yīng)數(shù)據(jù)，因此表2和表5中的G星等為空。

6 結(jié) 論

在南山1 m大視場天文望遠(yuǎn)鏡已有的時域巡天歷史中進(jìn)行數(shù)據(jù)挖掘，此次搜尋的變源與LAMOST DR5數(shù)據(jù)交叉時有17個，已知變源與LAMOST DR5數(shù)據(jù)交叉時有9個。大部分是A和F型，還有部分G型星。

>雖然是對較密集星場進(jìn)行的時域觀測，但各個天區(qū)變源的數(shù)量相差很多。搜尋過程中發(fā)現(xiàn)，單天區(qū)有效觀測的幀數(shù)和觀測總小時數(shù)對新變源的數(shù)量有較大的影響。新變源中，食雙星所占比重非常大，其中EW型有一半多。V波段視星等亮于11.3和暗于18等的目標(biāo)，分別因為飽和及測光誤差等原因均不適宜觀測。該巡天數(shù)據(jù)找到的目標(biāo)分布在15～17等的變源所占比重較大，原因之一是這個范圍的源比較多，其二是這個范圍的測光誤差相對比較小。聯(lián)合觀測雖已過去了幾年，但依然有這么多變源可以挖掘，說明南山1 m大視場天文望遠(yuǎn)鏡的口徑、視場和觀測深度在變星的搜尋上仍有很大潛力。