微型衛星與巨星（中）

最新 07-18

微型衛星與巨星（中）

BRITE-Constellation

BRITE衛星的觀測視場大約是24×20度。因此CCD 相機不會曝光過度，而且有更多的平行像素能夠被使用。這樣有助於測量精度的提高。在觀測時，目標並不在焦點上，而是會略微在前面一些。明亮恆星分布的不會太密集，因此只有極少數的恆星會因為重疊在一起而不適合觀測。用這種方式BRITE能觀測一等至五等的亮星（見圖）。

恆星密集的區域就像是沿著銀河系平面串起來的一串珍珠。BRITE-Constellation包含了大約540顆亮度為四等以上的恆星，也會選擇5-6等星作為研究目標。

在每個公轉周期內衛星大約能記錄下40-80次觀測數據，每次大約持續1-5秒（見下表格）。在位於波蘭格利維採的西里西亞科技大學的一個數據加工的通道內會完成所有必要的步驟，以便於天文學家們的分析和使用。

BRITE-Constellation的典型測量

獵戶座η的光度測量結果對BRITE-Constellation來說是一個典範。BRITE衛星的公轉周期大約是100分鐘，其中20分鐘用來觀測，每天公轉14周。

系統在獵戶座的西南方向由兩個可視覺分辨的恆星A,B構成。事實上獵戶座η是一個四體系統，Aa，Ab，Ac和一個在更遠處的相距1.6角秒的恆星B構成。

衛星在一個運行軌道周期中記錄下了很多次獵戶座η的恆星光度（紅色點，見上部圖）。記錄的次數取決於觀測目標的光度。在接下來的六次公轉中記錄得到6個光度的平均值（見下部圖）。在每次98.3分鐘，六次衛星的公轉周期後，光變曲線十分明確的顯示了恆星的變化。

為了搜集儘可能多的恆星，BRITE-Constellation在這幾年間又向著銀河系平面方向的探索邁出了一步。每個視場將會進行半年連續的觀測。在一段時間以後衛星能很好的掌握位置控制能力，每個衛星能夠在兩個視場中交替觀測。由此衛星的觀測能力會大大提升。

BRITE-Austria的第一個觀測區域是獵戶座的全景。在15個明亮恆星的周圍選取32×32像素的區域，並測量其光度。圖中方框區標記了選取的區域。其數量受限於可用的數據處理能力。

這是獵戶座的15顆恆星的集合圖。照片是故意使其失焦的，以避免過度曝光的問題。圖像在CCD相機的中心區域大約是圓的，越靠近邊緣越不規則。

靠近銀河系意味著對於BRITE來說主要的觀測目標是炙熱的、大質量的、光譜型為O和B的恆星。它們之中有不同類型的脈衝星，而且其中幾乎所有的都發生著質量虧損的現象，而這個現象在幾個月的時間裡很難充分的了解。在表面不同的溫區間穿過恆星表面而透露出來的磁場，會導致有一些元素被富集而有一些被遮擋。由此產生的局部的微小溫差可以通過恆星自轉過程產生的微小亮度變化而被觀測到。而且大質量的恆星有特別多的雙星。這些所有只是對單個恆星的變化能想到的推論。但是有足夠靠近的恆星也可能引起更多的變化：遮擋，變形，相互加熱和兩者之間的質量交互是最常見和最為人知曉的原因。

BRITE衛星的聚光能力不只一次達到過歐洲空間局主鏡直徑39,3米歐洲極大望遠鏡（European Extremely Large Telescope,E-ELT）的百萬分之一。然而在同樣能量驅動下它所穿越過的障礙，可以探索一個新的領域並有相當可觀的科學收益能力：它們可以對明亮的恆星進行長達半年的觀測，並能分辨出千分之一的光度變動。對於這些明亮恆星的關注意味著，將非常密集的光譜序列納入到可知範圍內。這是必要的，因為亮度曲線是周期性的，但是常常可以揭示光譜變化的本質：恆星還是圍繞著旋轉的恆星，速度的變化還是旋轉的星斑，在恆星表面的運動還是垂直於表面的運動。在此，業餘天文學家們還有一個特別的機會，用相對高解析度的光譜儀參與BRITE的工作，並給予補充。

在溫度變化或者幾何變化的問題上,BRITE能夠自行調整。為了排除有可能發生的機械故障，雖然每個運動部件都精心的設計過，但是科學家們衛星裝配了藍色（400-450微米）或是紅色的濾鏡（550-700微米）。舉個例子，比如說一顆恆星在藍色光譜的區域更加清晰，那麼就能夠及早的做出改變。為此必須有一個藍色濾鏡的衛星和一顆紅色濾鏡的衛星同時觀測同一個視場。不是所有的變化都是周期性的，有可能出現特殊事件，多個衛星能提供附加的多餘信息作為保險。通常情況下，同一時間，同種方式的觀測錯誤是不可能的。

最初的成果

在2016年的同一時期，學術期刊《天文與天體物理》上刊載了關於上述BRITE衛星使用方法觀測恆星的三篇文章。第一個重要的數據是來自圓規座α的。這是一顆特殊的磁星，它的磁場強度足夠大，以至於能進行詳細的光譜學的、干涉測量和偏振測量的研究。除此之外圓規座α具有規律的震動，因此運用星震學（譯者註：通過恆星的震動頻譜來研究恆星的內部結構）的方法可以研究其內部。BRITE-Constellation能夠在兩種濾鏡下觀測恆星旋轉產生的光變。幾個已知的光變頻率已經被確認，在這其中有一個涉及到恆星構造的兩次觀測序列之間的爭議。

第二篇文章是關於半人馬座β的。這個雙星系統的繞行周期大約是357天並且沒有互相遮擋的情況。在這個系統里還有一個遠處的成員，現在它與雙星系統之間的距離大約有0.3角秒，公轉周期大約是200年。

這種系統不只提供了差分分析的可能，並且去掉了幾個參數，這種可能比起絕對分析更為精確，這裡主要是除去由星際塵埃和化學只有具有這樣的知識，才能夠充分利用所測量的脈衝頻率以探索恆星的內部結構。

吸引人的是如分辨兩星的脈衝頻率， BRITE-Constellation當然能同時捕獲來自兩顆恆星的光子，但是並不能區分光子來自A還是B。而秘訣在於，所觀察到的頻率是有多普勒效應的。它們受到恆星在繞行軌道的瞬時速度的影響而改變，發生紅移或藍移。由於兩顆恆星的速度總是有相反的跡象，因此頻率的改變是可分辨的。

對此需要儘可能多周期的觀測，這對於BRITE-Constellation來說是十分適合的（見圖）。然而不幸的是，這種方法對於特殊的半人馬座β來說就顯得無力了，因為它長達375天的周期，需要大約20年的時間完成觀測。

分光雙星V389天鵝座（HD201433），其主要的光譜為B9，連續80天被BRITE-Constellation觀測。一系列的測量清楚的顯示了它的變化周期。各個測量值是紅色的，黑色表示衛星的圍繞地球期間它們的平均值。

第三篇文章也是關於兩顆單獨的恆星的。儘管半人馬座η和半人馬座μ都不如圓規座α和半人馬座β明亮，但是它們2,3和3,5的光度也正適合BRITE-Constellation。兩者都是所謂的Be恆星。它們的光譜型為B，並具有從恆星周圍的氣體盤中放出的發射譜線（標記為e）。氣體盤可能來源於星際間的爆發。半人馬座μ是這個的原型，它在上個世紀90年代中用光譜學的方法被發現。

大約20年後BRITE Constellation提供了半人馬座庫樓二的第二種情況。這一系列的光譜對於BRITE觀測的解釋是決定性的。只有在它們的幫助下，才有可能決定哪些變化歸因於中央恆星和那些歸於氣體盤。

原文載於2017年3月的《 Sterne und Weltraum 》

作者：Dietrich Baade & Rainer Kuschnig

德文翻譯：系外行星地瓜君

校譯：王坤

編排：邱煜欣

責任編輯：解仁江

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