②光电流测量系统：这包括高压电源和电流放大器。后者有两种类型，即光子脉冲计数器和直流放大器，可选其中一种。光电信增管的高压电源是负高压，要求稳定性好且可调节。高压的稳定性要好于0.1％，对于EMI光电倍增管要求有-1.5千伏～-2千伏的直流高压电源。
光电倍增管输出的信号要通过直流放大器或脉冲计数器放大以便测量。光电脉冲器输出是光电子脉冲数；直流放大器输出的是平均的电流值，它将信号放大到1毫安以上，而且要有良好的线性。
③记录系统：可用微机采集观测数据，并可用记录仪监视。
天文爱好者需用的光电光度计可以到南京天文仪器厂等厂家订购。白天进行大气消光系数测定使用多波段光度计最为方便，可以通过观测太阳随天顶距z的光度变化，来求解大气消光系数。北京师范大学光电仪器厂生产的可见光波段的ST-85型或ST-80c型光电光度计可供选用。
三、大气消光的光电实测
进行大气消光系数的光电实测，一般使用光电光度计。可以先求二次消光系数，再求主消光系数；也可同时测定。观测前，要选择好一些亮的标准星。
二次消光系数的测定二次消光系数可以通过观测两颗以上的标准星来确定。应选取位置相近、光谱型相差较大的标准星，它们的大气外星等和色指数可从标准星星表中查出。由于所选测两颗标准星位很近，故它们之间F(z)相差很小，即△F(z)≈0，因此，利用式求这两颗星的星等差和色指数之差时可简化为：
△mz=△mo+△Ck″F(z)
式中，△mo为实测的两星的星等差；△mo为两星在大气外的星等差，可由标准星表查出；△C为两星的色指数之差，△C=△(U－B)或△C=(B－V)。
随着观测星天顶距的变化进行多次观测，可得到一系列△mz(i)和△CF(z)值，由观测时间T可计算出F(z)值；利用最小二乘法即可求出二次消光系数k″。二次消光系数往往在一段期间(如一个季度)比较恒定，其值也比主消光系数小得多，故在该段期间可认为二次消光系数为常数。而主消光系数必须每夜都用标准星来确定。
主消光系数的测定主消光系数的测定可采用简捷的跟踪法，即利用光电光度计对几颗标准星观测，所测的星位置由低到高(或由高到低)，将其光电流值分别记录下来。
如果当夜的大气很稳定，利用简捷的“三高三低”法是方便的。这种方法是选取三对标准星，每对星一颗在天顶附近，另一颗选在天顶距较大的方位(如z=60°)。原则上由一对星就可以解出主消光系数，但误差较大，故常采用三对星，即三个高度较高的星和三个低空的星，要在较短时间内迅速测完。根据较差消光公式，因两星一高一低角距离较远，所以△F(z)≠0；另一方面，用上述方法K″已经测定，则由观测得到一系列△mZ(i)，△CzCi和△F(z)；利用最小二乘法即可解出主消光系数K。
（第八节）变星的光电测光是怎么回事？
在丰富多彩的恒星世界里有一族变星，即光度变化的星。观测变星的光度变化，测量它的光变曲线，研究它的周期变化等，对于研究变星的演化及食变双星的轨道要素有重要意义。天文实测常用的是光电测光与CCD测光方法。由于光电光度计较为便宜，天文爱好者常予应用，因此这里我们介绍常用的变星较差光电测光法。
一、变幻莫测的变星家族
变星家族以它光怪陆离的光变吸引着天文学家和广大天文爱好者。变星按照光度变化的原因可分为两类，即几何变星和物理变星。由于星的表面亮度不均看起来有光变的星叫自转变星，由于系统中两颗子星互相掩食造成光变的叫食变星。这两种都属于几何变星。物理变星有很多种，如爆发变星、脉动变星和激变变星(即激变双星)等。爆发变星是亮度剧烈变化的星；脉动变星因恒星表面层有周期性的膨胀和收缩而产生光变；激变变星大都经历过不同程度的爆发，可分为新星、再发新星、类新星变星、磁变星和矮新星等几个次型。脉动变星类型很多，主要有天琴座RR型变星和造父变星。
表5-11较亮的食变(双)星
天琴座RR型变星：迅速脉动的巨星，光谱型为A～F，其周期变化范围为0.2～1.2天，光变幅为0.2等～2等。光变曲线(亮度随时间变化的曲线)的形态及变化周期基本一定，但也有的有周期性变化。这类变星传统上称为短周期造父变星。
造父变星：这类变星都是脉动着的超巨星，光变周期为1～135天，光变幅度为0.1等~2等，表面层膨胀到极大时对应恒星光度最强的时候。
给出了一组变星的光变曲线，它们是以星等为纵坐标，时间为横坐标绘出的。从中可以看出，变星的光变曲线有各种不同的类型，其光变周期、光变幅度等不尽相同。
二、变星的光电测光
下面我们以食变(双)星、脉动变星的光电观测为例，介绍光电测光的方法及观测资料的处理。对于初学者可以选择一些较亮的变星作为测光的对象。
可供观测的变星表5-11、5-12分别给出较亮的食变(双)星、造父变星(脉动变星)的位置、光变幅度、亮度极小的初始历元及光变周期等有关数据，可供参考。
较差测光方法测量变星的光度变化，最方便的是使用光电较差法，即选一颗光度不变的星与变星作比较测量。要求比较星与被测变星有“三近”：位置相近，亮度相近，颜色(光谱型)相近。为了监测比较星的变化，还要再选择一两颗光度不变的星作为校验星，当然，它必须是更好的测光标准星。
用光电较差法测光，一般使用光电光度计；测量的量是变星x与比较星c的星等差△mo。x与c的星等可由光电光度计测出的电流或光脉冲数换算得到。表5-12较亮的造父变星较差测光的具体步骤为：首先让望远镜对准比较星，使之处于光度计的光栏中心，按所选择的滤光片(如黄色的，测得的是比较星的V星等)，观测比较星的相应星等，然后稍稍移动望远镜使之偏离比较星，观测天空背景的亮度；再把望远镜对向待测变星，将其导入光电头的光栏之中测量其光强；再测其附近天空背景的亮度；这个程序重复若干次后再测校验星及其附近的天空。即按如下程序进行：比较星→天光→变星→天光→比较星→天光→变星→天光→较验星→天光如此作循环测量。
三、观测资料的处理分析
将通过以上程序测得的数值，即比较星、变量、校验星及其附近天光的光电流值(或光电脉冲数)记录下来，然后按下述步骤处理。
计算变星与比较星的星等差并作大气消光改正和星等归化变星与比较星的星等差 △v(假定使用黄色滤光片，测得的是V星等)为：△v=-2.5lg（dvx/dvc）式中，dvx和dvc分别为变星x与比较星c的光电流数值与其附近天光电流数值之差。
设在大气外观测变星x与比较星c的星等差为△Vo，则有△vo=△v-kv［F(z)x-F(z)c］式中，kv为大气消光系数，F(z)x和F(z)x分别为变星与比较星的大气质量函数。当天顶距小于75°时，F(z)=secz分别求出；KV可由最小二乘法求出。
尽管各台站都应用镀铝的反射望远镜及采用规定的滤光片和光电倍增管，但是其仪器系统的分光响应与标准系统还会有差别，因此在光度测量中要进行星等系统的归化，即将测量仪器系统的大气外星等差△Vo，归化到国际标准的UBV系统。
光变曲线的绘制及有关参数的测定为了研究变星的光度随时间的变化要绘制光变曲线，并求出相应的参数。
仙王座VW密近双星的光变曲线
①光变曲线的绘制：通常以大气外星等为纵坐标(向下为星等数值增加的方向)，以时间(世界时或儒略日)为横坐标绘制变星的光变曲线。儒略日(JD)是以公元前4713年1月1日格林尼治平午为起算日，每天顺序计数而得到的时间。它是以世界时12点00分为1天的起算点，例如1999年1月1日，北京时间8点00分相当于世界时0点00分，儒略日JD=2451179.5。
②求解光变周期P：如果是食变星，光变曲线的主极小和次极小的时刻要精确求出，若是脉动变星则可求光度极大时刻。可用绘图法或最小二乘法求出光变曲线的极小(或极大)时刻。两个邻近的主极小时刻间的时间长度就是光变的周期P。
③推求光变的历元公式：由观测求出光变周期户和光变极小时刻JDo，可写出此变星或食双星的历元公式，即可推算此变星以后的光变极小时刻：
推算的光变极小时刻=测定的主极小时刻+周期P×周期整数倍E例如食变双星FOVir光变主极小时刻Min(I)的历元公式为：Min(I)=JD2442537.433+0.3551501dE。
④分析光变周期的变化：除了自己测定的变星光变极小时刻外，还可以收集其他人的观测结果，如可参阅匈牙利天文台出版的《变星快报》(IBVS)。用观测的极小时刻O与按历元公式推算的极小时刻C之差(O－C)(以天为单位)，可做(O－C)与历元的关系图，称为(O－C)曲线；由此曲线的趋势可以研究光变周期的变化。
给出仙王座VW密近双星的（O－C）曲线，由图可见密近双星的周期有增长的趋势。
仙王座VW光变曲线极小时刻的（O－C）
（第九节）如何观测奇妙的双星世界？
双星是恒星世界中很受人们关注的佼佼者。它之所以受到天文学家的青睐，首先因为一半以上的恒星属于双星系统。在恒星的演化研究中，双星具有十分重要的典范和启示作用，而且，恒星质量这一重要物理参量，目前只有对双星系统的成员才能直接测定。
一、形形色色的双星
若两个恒星看起来离得很近，但它们之间“貌合神离”，没有物理联系，这不是真正的双星。只有那些两个子星遵循开普勒定律互相绕转、彼此之间有着物理联系的，才称之为物理双星。双星是个变化多端、色彩纷呈的世界，这里仅对与业余天文观测活动有关的类型作简单的介绍，有兴趣的读者可参见本丛书的另一分册《美丽的银河系和恒星世界》。
目视双星。双星系统中较亮的子星叫主星，较暗的子星称为伴星。人们把可直接用眼睛或通过望远镜能分辨开是两个子星的物理双星，叫做目视双星。目视双星的两颗子星相距较远，轨道周期长于一年半，一般为十几年至几百年。
食变双星。此类双星的两个子星相距很近，人们用眼睛或通过望远镜分辨不开是两个子星，只有通过测光观测发现它们有光变才得以辨认。由于两个子星在轨道运转过程中互相掩食，所以可观测到它们的光度发生周期性的变化。食变双星又分为三类：①大陵五型食变双星(EA)，其光变曲线在主极小(较深的)和次极小(较浅的)之间较为平直；②渐台二型食变双星(EB)，光变曲线在主、次极小之间不那么平直而是弯曲的；③大熊座W型食变双星(EW)，光变曲线的主极小和次极小的深度几乎相等。
左：暗星遮住亮星，光度明显减小；右：亮星遮住暗星，光度稍有减小分光双星。这类双星看起来是一颗星，但其光谱中的谱线具有周期性的位移，表明它们是双星系统，由于两子星周期性的轨道运动才使谱线出现周期性的多普勒位移。到目前为止，已发现和测定了1 469个分光双星的轨道要素。
共生双星。有些分光双星，其子星一个冷、一个热，光度变化迷离莫测，可谓双星中的“怪胎”，叫共生双星，如仙女座Z双星、天鹅座CI双星均属此类。这种冷热悬殊的孪生“同胞”究竟是如何诞生又如何“共处”一生的，还是一个谜。
密近双星。两个子星“亲密无间”、有频繁的物质交流的叫密近双星，它们的两个子星之间相接或几乎相接，不仅有物质交流而且还有磁场相互作用和角动量转移等。
激变双星。是周期为1～10小时的密近双星系统，常发生剧烈的光变。主星是一颗致密的白矮星，伴星是一颗晚型主序星。白矮星是一种密度约为每立方米108~1 012千克的致密星，质量和太阳相当，但半径只有5 000千米左右，它以强大的引力吸积伴星物质到自己的周围，形成吸积盘。着名的激变双星有大熊座SU星、武仙座AM星等。目前已发现数千个激变双星。激变双星一般较暗(14等～15等)，需要有60厘米以上口径的望远镜才能观测到。
适于天文爱好者朋友们进行的有关双星的观测活动，一是目视双星的测量，二是食变双星的光电测光。
二、目视双星的观测
观测双星，主要是测量两个子星间角距离的大小和方位，这对于求解双星的运动轨道要素是必不可少的。在专业测量中多采用光斑干涉方法，这必须要有口径大于4米的望远镜才能进行。天文爱好者的望远镜口径一般低于40厘米，因此我们只介绍目视观测方法。
动丝测微目镜动丝测微目镜是目视观测的必备器件，使用口径在15厘米以上、光力为1/15至1/20的望远镜都可进行此项观测，但目镜必须是测微目镜，也叫目镜动丝测微器。动丝测微器通常由一个冉斯登型的目镜配有可读出读数、能调节的十字丝所组成，在视场里可以看到一个固定的十字丝及一个可移动的竖丝。图5-14为动丝测微器十字丝的示意图，图中的αα、bb为固定的十字丝(静丝)，cc为动丝，E为测微器螺旋。cc相对于bb可移动，用测微器螺旋E来调节，移动的大小可由有刻度的标尺读出。
用动丝测微器进行测量时，首先要定出测微器的螺旋值和零点。螺旋值即为测微螺旋转1毫米时相当于天球上角距L(以角分或角秒表示)的大小。设望远镜的焦距为F(以毫米为单位)，已知1弧度=206265″，则有螺旋值α=206265/F(角秒/毫米)
图5-14动丝测微器十字丝零点是指视场中让动丝cc从左面或右面调至与与静丝bb相重合时螺旋器的读数，即动丝在中央与静止的竖丝重合时的测微器的读数。
螺旋值可以这样检验：选取一对已知角距离e的目视双星，令测微器的固定十字丝的横丝与双星的两个子星的连线方向一致，并让固定的竖丝与一个子星重合，然后动动丝使之从一个子星到另一子星，并记录测微器移动了多少毫米。
选星的原则用一般小望远镜观测时应选择较亮的、角距离较大的目视双星来观测。角距离大的目视双星一般周期很长，在几十年左右，因而这类目视双星沿轨道运动很慢，不必每夜都进行观测，只需选取适当的时间间隔如每15天或更长时间观测一次即可。对角距在1角秒~5角秒以上的明亮双星，已有许多人进行过仔细的研究，所以不必长期观测，只可作为认识双星和学习目视观测的练习活动。
