使用SSP-4光度計觀測經典造父變星光變曲線並比較在近紅外波段上與二型造父變星之差異

以作者查詢圖書館館藏

、以作者查詢臺灣博碩士

、以作者查詢全國書目

、勘誤回報

、線上人數：134

、訪客IP：3.144.87.43

姓名

羅烜玟(Shiuan-Wen Luo) 查詢紙本館藏

畢業系所

天文研究所

論文名稱

使用SSP-4光度計觀測經典造父變星光變曲線並比較在近紅外波段上與二型造父變星之差異

相關論文

★ TAOS 060 星場中的變星週期分析與可見光的後續觀測	★ 以多相位的角度探討萊維特定律
★ 利用單一波段和雙波段的光變曲線來尋找脈動變星之週期及應用	★ 鹿林廣角望遠鏡 (LWT)：追蹤近地天體的自動化望遠鏡
★ 利用星團中已知造父變星在顏色-星等圖上的位置尋找新的造父變星	★ 位於大麥哲倫星雲當中超新星殘骸內的高速移動恆星
★ LOT Time-Series Observations of M31 Cepheids in BVRI Filters	★ 古老疏散星團柏克萊17成員星的選取
★ 利用商售級CMOS 相機，於鹿林一米鏡實行幸運成像法	★ 利用蓋亞 DR3 星表研究球狀星團的 CMD 並利用機器學習作型態上的分類
★ 米拉變星特性調查:從分類到距離尺度應用	★ 尋找 Stripe 82 區域天琴座 RR 恆星中的 Blazhko 效應

檔案

[Endnote RIS 格式]

[Bibtex 格式]

[相關文章]

[文章引用]

[完整記錄]

[館藏目錄]

[檢視]

[下載]

本電子論文使用權限為同意立即開放。
已達開放權限電子全文僅授權使用者為學術研究之目的，進行個人非營利性質之檢索、閱讀、列印。
請遵守中華民國著作權法之相關規定，切勿任意重製、散佈、改作、轉貼、播送，以免觸法。

摘要(中)

研究造父變星 (Cepheids) 主要以週期作分類依據之一。從前人研究可知，透過造父變星的光度和週期之關係，可分類出第一 (type I) 與第二 (type II) 類型。但在本銀河系上各處造父變星的距離通常難以確定，連帶影響光度的不確定性。本研究嘗試使用另一種方式，觀測本銀河系的第一與第二型造父變星群，分別將觀測所得近紅外J、H波段的光變曲線，經傅立葉分析研究後，找出替代光度的方法。
我們使用SSP-4近紅外光度計 (Near-IR Photometer) 取得標準星和變星的近紅外J、H波段光度的數值。本研究觀測地點在鹿林天文台 (高山) 與中大科一館天文台 (平地) 進行觀測，除比較兩地的觀測數值差以外，也可利用中大科一館天文台觀測結果彌補觀測資料上的不足。
因SSP-4觀測資料量不足夠分析兩類型造父變星，所以引用其他本銀河星系一型造父變星觀測資料 (Monson and Pierce, 2011)，以及本銀河系二型造父變星觀測資料 (Matsunaga et al, 2006)；另加入大麥哲倫星系的一型和二型造父變星觀測資料 (Bharwaj et al, 2016)，以比較兩星系間之結果差異，並參考Fernie和Ethers (1999) 所提之方法。作者使用可見光B、V波段的觀測資料，經傅立葉分析後所得之參數，可區分出造父變星第一與第二兩類型。本研究欲探討利用上述相同方法，於近紅外J、H波段所得觀測資料上進行分析，是否會得出相同結果，並用此分析結果比較本銀河星系(Milky Way, MW) 與大麥哲倫星系 (Large Magellanic Cloud, LMC) 兩者分布之差異。
本研究使用Plotypus套件軟體對觀測資料點進行擬合，在篩選出理想的光變曲線後，進而得出傅利葉相位差 φ_21 和振幅比 R_21 等傅立葉參數。並用已知傅立葉參數為Y軸對週期作圖，初步發現LMC的二型造父變星資料分佈與Fernie和Ethers (1999) 結果近似。然而改換 φ_31、φ_41、R_31、R_41等參數後，則因非零資料點過少，皆無顯著界線可區分一型和二型造父變星。即使再換J減去J-H色指數 (color index) 後所得的最大值之相位差Δφ_tot，仍無明顯有區分兩類型造父變星界線存在。但使用Warren-Harvey test方法後，卻可將LMC和MW星系中兩類型的造父變星成功分離出來。

摘要(英)

In previous research, the classical and Type II Cepheids can be distinguished from their optical light curves. Our research is about exploring the possibility to separate these two groups of variable stars in near-infrared bands. I use the SSP-4 photometer to observe a number of bright Galactic Cepheids in J, H band. This photometer will output the counts of standard stars and variable stars. Because the output counts is linearly proportion to the flux, we can calibrate the apparent magnitude by the method of linear regression.
In order to fit the light curve of our targets, we need to get about 20 data points per light curves. We choose the two sites for our observations on Cepheids: one is at Lulin Observatory with LOT (Lulin One-meter Telescope), the other one is NCUO (National Central University Observatory) with the 24-inch telescope. Because the weather condition is very different on these two sites, we can compare the data of observations between them. On the other hand, the data from NCUO can be use to complement the data taken with LOT.
Fernie & Ethers (1999) used the data of optical B, V band to distinguish the Cepheids of type I & II by Fourier decomposition. We use the same method in J, H band to the type I and II Cepheids in the Milky way (MW) and Large Magellanic cloud (LMC) galaxy. The type I data for MW Cepheids are taken from Monson and Pierce (2011), while the type II are taken from Matsunaga et al (2006). The LMC data for both types are taken from Bharwaj et al (2016). We use the software of Plotypus to fit the J, H band light curves. After choosing the ideal light curves, we can get the parameter like Fourier phase difference: φ_21 and the ratio of the amplitude: R_21. We have found the distribution of LMC ’s data are similar to Fernie and Ethers (1999). When we change to use Fourier parameters of φ_31、φ_41、R_31、R_41. we found that these parameters are not suitable to separate two types of Cepheids. We also tried the phase difference between J and J-H (Δφtot), but this parameter still cannot separate the two types of Cepheids as in the optical bands. The only good result is Warren-Harvey test. This method can separate type I and type II Cepheids successfully.

關鍵字(中)

★ 造父變星
★ 傅立葉分解
★ 光變曲線
★ 近紅外光波段
★ SSP-4光度測量計
★ 鹿林天文台

關鍵字(英)

★ Cepheids
★ Fourier decompocition
★ Light curve
★ Near-Infrared
★ SSP-4 Photometer
★ Lulin Observatory

論文目次

中文摘要.....i
英文摘要(abstract).....ii
誌謝.....iii
目錄.....iv
圖目錄.....v
表目錄.....viii
1 序論.....1
1-1變星.....1
1-1-1 變星分類.....1
1-1-2 造父變星週光關係.....2
1-2 傅立葉分解簡介.....3
1-3 研究動機.....4
1-4 相關文獻探討.....5
2 觀測.....9
2-1 觀測儀器SSP-4光度計簡介.....9
2-1-1 SSP-4儀器測試結果.....9
2-2 鹿林與科學一館天文台.....10
2-3 觀測計畫.....11
2-4 觀測資料處理.....14
2-4-1 大氣消光原理簡介.....14
2-4-2 本研究處理SSP-4觀測資料方式.....15
2-4-3 大氣質量和色指數影響.....18
2-4-4 造父變星觀測資料點分佈.....19
2-5 觀測資料處理結果.....27
3 本銀河系與大麥哲倫星系觀測資料分析.....29
3-1觀測資料介紹和分析目的.....29
3-2資料處理結果.....29
4 討論.....55
4-1 光度計SSP-4測試和觀測結論.....55
4-2 一型和二型造父變星資料處理結論.....55
5 總結與未來展望.....62
5-1 總結.....62
5-2 未來展望.....62
6 參考文獻.....63
附錄A：觀測儀器SSP-4光度計操作步驟.....65
附錄B：SSP-4光度計測試資料處理.....77
附錄C：觀測儀器SSP-4線性測量.....96
附錄D：SSP-4操作手冊提供的近紅外波段標準星列表.....102
附錄E：資料處理軟體plotypus安裝指令與套件概略說明.....104

參考文獻

Bailey, S. I. , “Biographical Memoir of Edward Charles Pickering”, National Academy of Sciences of The United States of America Biographical Memoirs, Volume XV Fifth Memoir:169-189, 1932.
Bhardwaj, A. et al, The Astronomical Journal, Volume 151, Issue 4, article id. 88, 14 pp. 2016.
Budding, E. , “An Introduction to Astronomical Photometry”, 1993.
Burke, B. et al, Proceedings of SPIE-The International Society for Optical Engineering, 5499: 185-192, 2004.
Chromey, F. R. , “To Measure the Sky”, 2010.
Deb, S. and Singh, H.P. , Astronomy and Astrophysics, 507, 1729-1737, 2009.
Fernie, J. D., ASP conference Series, Vol.135, 1998.
Fernie, J. D. and Ehlers, P. , The Astronomical Journal, 117: 1563-1567,1999.
Freeman, R. A. & Kaufman III, W. J. , ”Universe” 8th Edition, 2007.
Hearnshaw, J. B. , “The measurement of starlight: two centuries of astronomical photometry”, 1996.
Henden, A. A. & Kaitchuck, R. H. , ”Astromical Photometry”, 1990.
Lankford, J. , “History of Astronomy: An Encyclopedia”, 1997.
Leverington, D. , “A History of Astronomy: from 1890 to the Present”, 1995.
Matsunaga, N. et al, Mon. Not. R. Astron. Soc., 370:1979-1990, 2006.
Milone, E. F. & Sterken, C. , “Astronomical Photometry”, 2011.
Miles, R. , Journal British Astronomical Association, 117:172-186, 2007.
Morgan, S. M. , Variable Star in the Local Group ASP Conference Series, Vol.310, 2004.
Monson, A. J. and Pierce, M. J. , Astrophysical Journal Supplyment Series,193:12(25pp), 2011.
Ngeow, C. C. and Kanbur, S. M. , The Astronomical Journal, 586: 959-982, 2003.
Percy, J. R. , “Understanding Variable Stars”, 2007.
Schmidt, E. G. et al, The Astronomical Journal, 128: 1748-1760,2004.
Schmidt, E. G. et al, The Astronomical Journal, 129: 2007-2017, 2005.
Simons, D. A. and Tokunaga, A. , Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 114: 169-179, 2002.
Simon, N. R. and Lee, A.S. , The Astronomical Journal, 248: 291-297,1981.
Simon, N. R. , Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 97:1078-1085, 1985.
Soszynski, I. et al, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 117:823-830, 2005.
Sterken, C. & Manfroid, J. , “Astronomical Photometry a Guide”, 1992.
Warner, B. D. , “A Practical Guide to Lightcurve Photometry and Analysis”, 2006.
Warren, P. R. and Harvey, G. M. , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 175:129-147, 1976.
Williams, T. R. & Saladyga, M. , “Advancing Variable Star Astronomy”, 2011.
王祥宇，影像技術大躍進-談CCD的發明，物理雙月刊第 32 卷一期，4–8 頁，2010
林螢光，光電子學-原理、元件與應用，全華圖書，2010.
吳清雄，「使用鹿林一米望遠鏡對黑洞雙星SwiftJ1753.5-0127及A0620-00之可見光波段時變研究」，國立中央大學天文所，碩士論文，2010.
陳文屏，「紅外波段天文觀測」，科儀新知第 71 期，44–49 頁，1992.
陳光鑫 & 林振華，光電子學，全華圖書，1999.
陳琬婷，「Ib/c型超新星之後續光變觀測」，國立中央大學天文所，碩士論文，2008.
黃如慧，「深空乏層型CCD相機之極限星等分析」，國立中央大學天文所，碩士論文，2012.
黃崇源，中央大學鹿林天文台兩米望遠鏡簡介，物理雙月刊第 31 卷三期，252–256 頁，2009.
劉博文，光電元件導論，第十一章光偵檢器，全威圖書，2005
潘康嫻，「TAOS 060 星場中的變星週期分析與可見光的後續觀測」，國立中央大學天文所，碩士論文，2011.
顏祺晃，「超晶格結構p-i-n氮化鋁鎵光偵測器之研究」，國立台北科技大學光電工程所，碩士論文，2005.

指導教授

饒兆聰(Chow-Choong Ngeow)

審核日期

2017-8-2

推文