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微型卫星与巨星（中）
BRITE-Constellation
BRITE卫星的观测视场大约是24×20度。因此CCD 相机不会曝光过度，而且有更多的平行像素能够被使用。这样有助于测量精度的提高。在观测时，目标并不在焦点上，而是会略微在前面一些。明亮恒星分布的不会太密集，因此只有极少数的恒星会因为重叠在一起而不适合观测。用这种方式BRITE能观测一等至五等的亮星（见图）。
恒星密集的区域就像是沿着银河系平面串起来的一串珍珠。BRITE-Constellation包含了大约540颗亮度为四等以上的恒星，也会选择5-6等星作为研究目标。
在每个公转周期内卫星大约能记录下40-80次观测数据，每次大约持续1-5秒（见下表格）。在位于波兰格利维采的西里西亚科技大学的一个数据加工的通道内会完成所有必要的步骤， 以便于天文学家们的分析和使用。
BRITE-Constellation的典型测量
猎户座η的光度测量结果对BRITE-Constellation来说是一个典范。BRITE卫星的公转周期大约是100分钟，其中20分钟用来观测，每天公转14周。
系统在猎户座的西南方向由两个可视觉分辨的恒星A,B构成。事实上猎户座η是一个四体系统，Aa，Ab，Ac和一个在更远处的相距1.6角秒的恒星B构成。
卫星在一个运行轨道周期中记录下了很多次猎户座η的恒星光度（红色点，见上部图）。记录的次数取决于观测目标的光度。在接下来的六次公转中记录得到6个光度的平均值（见下部图）。在每次98.3分钟，六次卫星的公转周期后，光变曲线十分明确的显示了恒星的变化。
为了搜集尽可能多的恒星，BRITE-Constellation在这几年间又向着银河系平面方向的探索迈出了一步。每个视场将会进行半年连续的观测。在一段时间以后卫星能很好的掌握位置控制能力，每个卫星能够在两个视场中交替观测。由此卫星的观测能力会大大提升。
BRITE-Austria的第一个观测区域是猎户座的全景。在15个明亮恒星的周围选取32×32像素的区域，并测量其光度。图中方框区标记了选取的区域。其数量受限于可用的数据处理能力。
这是猎户座的15颗恒星的集合图。照片是故意使其失焦的，以避免过度曝光的问题。图像在CCD相机的中心区域大约是圆的，越靠近边缘越不规则。
靠近银河系意味着对于BRITE来说主要的观测目标是炙热的、大质量的、光谱型为O和B的恒星。它们之中有不同类型的脉冲星，而且其中几乎所有的都发生着质量亏损的现象，而这个现象在几个月的时间里很难充分的了解。在表面不同的温区间穿过恒星表面而透露出来的磁场，会导致有一些元素被富集而有一些被遮挡。由此产生的局部的微小温差可以通过恒星自转过程产生的微小亮度变化而被观测到。而且大质量的恒星有特别多的双星。这些所有只是对单个恒星的变化能想到的推论。但是有足够靠近的恒星也可能引起更多的变化：遮挡，变形，相互加热和两者之间的质量交互是最常见和最为人知晓的原因。
BRITE卫星的聚光能力不只一次达到过欧洲空间局主镜直径39,3米欧洲极大望远镜（European Extremely Large Telescope,E-ELT）的百万分之一。然而在同样能量驱动下它所穿越过的障碍，可以探索一个新的领域并有相当可观的科学收益能力：它们可以对明亮的恒星进行长达半年的观测，并能分辨出千分之一的光度变动。对于这些明亮恒星的关注意味着，将非常密集的光谱序列纳入到可知范围内。这是必要的，因为亮度曲线是周期性的，但是常常可以揭示光谱变化的本质：恒星还是围绕着旋转的恒星，速度的变化还是旋转的星斑，在恒星表面的运动还是垂直于表面的运动。在此，业余天文学家们还有一个特别的机会，用相对高分辨率的光谱仪参与BRITE的工作，并给予补充。
在温度变化或者几何变化的问题上,BRITE能够自行调整。为了排除有可能发生的机械故障，虽然每个运动部件都精心的设计过，但是科学家们卫星装配了蓝色（400-450微米）或是红色的滤镜（550-700微米）。举个例子，比如说一颗恒星在蓝色光谱的区域更加清晰，那么就能够及早的做出改变。为此必须有一个蓝色滤镜的卫星和一颗红色滤镜的卫星同时观测同一个视场。不是所有的变化都是周期性的，有可能出现特殊事件，多个卫星能提供附加的多余信息作为保险。通常情况下，同一时间，同种方式的观测错误是不可能的。
最初的成果
在2016年的同一时期，学术期刊《天文与天体物理》上刊载了关于上述BRITE卫星使用方法观测恒星的三篇文章。第一个重要的数据是来自圆规座α的。这是一颗特殊的磁星，它的磁场强度足够大，以至于能进行详细的光谱学的、干涉测量和偏振测量的研究。除此之外圆规座α具有规律的震动，因此运用星震学（译者注：通过恒星的震动频谱来研究恒星的内部结构）的方法可以研究其内部。BRITE-Constellation能够在两种滤镜下观测恒星旋转产生的光变。几个已知的光变频率已经被确认，在这其中有一个涉及到恒星构造的两次观测序列之间的争议。
第二篇文章是关于半人马座β的。这个双星系统的绕行周期大约是357天并且没有互相遮挡的情况。在这个系统里还有一个远处的成员，现在它与双星系统之间的距离大约有0.3角秒，公转周期大约是200年。
这种系统不只提供了差分分析的可能，并且去掉了几个参数，这种可能比起绝对分析更为精确，这里主要是除去由星际尘埃和化学只有具有这样的知识，才能够充分利用所测量的脉冲频率以探索恒星的内部结构。
吸引人的是如分辨两星的脉冲频率， BRITE-Constellation当然能同时捕获来自两颗恒星的光子，但是并不能区分光子来自A还是B。而秘诀在于，所观察到的频率是有多普勒效应的。它们受到恒星在绕行轨道的瞬时速度的影响而改变，发生红移或蓝移。由于两颗恒星的速度总是有相反的迹象，因此频率的改变是可分辨的。
对此需要尽可能多周期的观测，这对于BRITE-Constellation来说是十分适合的（见图）。然而不幸的是，这种方法对于特殊的半人马座β来说就显得无力了，因为它长达375天的周期，需要大约20年的时间完成观测。
分光双星V389天鹅座（HD201433），其主要的光谱为B9，连续80天被BRITE-Constellation观测。一系列的测量清楚的显示了它的变化周期。各个测量值是红色的，黑色表示卫星的围绕地球期间它们的平均值。
第三篇文章也是关于两颗单独的恒星的。尽管半人马座η和半人马座μ都不如圆规座α和半人马座β明亮，但是它们2,3和3,5的光度也正适合BRITE-Constellation。两者都是所谓的Be恒星。它们的光谱型为B，并具有从恒星周围的气体盘中放出的发射谱线（标记为e）。气体盘可能来源于星际间的爆发。半人马座μ是这个的原型，它在上个世纪90年代中用光谱学的方法被发现。
大约20年后BRITE Constellation提供了半人马座库楼二的第二种情况。 这一系列的光谱对于BRITE观测的解释是决定性的。只有在它们的帮助下，才有可能决定哪些变化归因于中央恒星和那些归于气体盘。
原文载于2017年3月的《 Sterne und Weltraum 》
作者：Dietrich Baade & Rainer Kuschnig
德文翻译：系外行星地瓜君
校译：王 坤
编排：邱煜欣
责任编辑：解仁江
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