Fotometria (csillagászat) - Photometry (astronomy)

A Wikipédiából, a szabad enciklopédiából
Kepler Mission űrfotométer

Fotometria , a görög fotó- ( „light”) és -metry ( „intézkedés”), egy olyan technika alkalmazható csillagászatban , amely érintett a mérésére a fluxus , vagy fény intenzitása által kisugárzott csillagászati objektumok . Ezt a fényt teleszkóp segítségével mérik egy fotométer segítségével , amelyet gyakran olyan elektronikus eszközökkel készítenek, mint egy CCD-fotométer vagy egy fotoelektromos fotométer, amely a fényt fotoelektromos hatással elektromos árammá alakítja . A fotométerek ismert intenzitású és színű csillagok (vagy más fényforrások) ellen kalibrálva mérhetik az égi tárgyak fényességét vagy látszólagos nagyságát .

A fotometria elvégzésére alkalmazott módszerek a vizsgált hullámhossz-rendszertől függenek. A fotometriát alapvetően úgy végezzük, hogy összegyűjtjük a fényt és speciális fotometrikus optikai sávszűrőkön vezetjük át , majd a fényenergiát fényérzékeny műszerrel rögzítjük és rögzítjük. A sávok szabványos készletét ( fotometrikus rendszernek nevezik ) meghatározzák, hogy lehetővé tegyék a megfigyelések pontos összehasonlítását. A fejlettebb technika spektrofotometriás hogy mérjük egy spektrofotométerrel és betartja mind a sugárzás mennyisége és annak részletes spektrális eloszlását .

A fotometriát a változó csillagok megfigyelésénél is használják , különféle technikákkal, például differenciál fotometriával, amely egyidejűleg méri a céltárgy és a közeli csillagok fényerejét a csillagmezőben, vagy a relatív fotometriát , összehasonlítva a célobjektum fényerejét az ismert rögzített csillagokkal nagyságrendekkel. Több relatív fotometriás sávszűrő használatát abszolút fotometriának nevezzük . Az idő nagyságrendje egy fénygörbét eredményez, amely jelentős információkat szolgáltat a fényerő változását okozó fizikai folyamatról. A precíziós fotoelektromos fotométerek 0,001 magnitúdó körül mérhetik a csillagfényt.

A felületi fotometria technikája kiterjesztett tárgyakkal is használható, például bolygókkal , üstökösökkel , ködökkel vagy galaxisokkal , amelyek a látszólagos nagyságot négyzet alakú ívmásodpercenként mérik. Az objektum területének és a csillagászati ​​objektum átlagos fényintenzitásának ismerete meghatározza a felület fényerejét négyzetíves másodpercenként mért nagyságrendekben, míg a kiterjesztett objektum teljes fényének integrálásával ezután kiszámíthatja a fényerőt a teljes nagysága, az energia kibocsátása szempontjából. vagy felületi egységnyi fényerő .

Mód

Eta Carinae fénygörbe több különböző sávban

Fotométerek alkalmaznak a specializált normál sávszélessége szűrők az egész ultraibolya , látható , és az infravörös hullámhosszak az elektromágneses spektrum . Bármely ismert fényáteresztési tulajdonságú szűrőhalmaz fotometrikus rendszernek nevezhető , és lehetővé teszi a csillagok és más csillagászati ​​tárgyak bizonyos tulajdonságainak megállapítását. Számos fontos rendszert használnak rendszeresen, például az UBV rendszert (vagy a kiterjesztett UBVRI rendszert), az infravörös JHK közelében vagy a Strömgren uvbyβ rendszert .

Történelmileg a közeli infravörös fény fotometriáját rövid hullámhosszú ultraibolya segítségével fotoelektromos fotométerrel végezték, amely olyan eszköz volt, amely egyetlen tárgy fényintenzitását úgy mérte meg, hogy fényét egy fényérzékeny cellára irányította, mint egy fényszorzó cső . Ezeket nagyrészt olyan CCD kamerákkal helyettesítették , amelyek egyszerre több objektumot is képesek képet alkotni, bár a fotoelektromos fotométereket továbbra is használják speciális helyzetekben, például ahol finom időbeli felbontás szükséges.

Nagyság- és színindexek

A modern fotometriai módszerek szabványos színes sávszűrőkön keresztül megtekintett elektronikus fotométerekkel határozzák meg a csillagászati ​​objektumok nagyságát és színeit. Ez különbözik az emberi szem által észlelt vagy fényképezéssel nyert egyéb látható vizuális nagyságú kifejezéstől, amelyek általában a régebbi csillagászati ​​szövegekben és katalógusokban jelennek meg.

A fotométerekkel mért nagyságokat egyes közönséges fotometriai rendszerekben (UBV, UBVRI vagy JHK) nagybetűvel fejezzük ki. pl. „V” (m V ), „B” (m B ) stb. Az emberi szem által becsült egyéb nagyságokat kisbetűkkel fejezzük ki, pl. „v”, „b” vagy „p” stb., pl. Visual nagysága m v , míg a fényképészeti nagysága m ph / m p, vagy a fotovizuális nagysága m p vagy m pv . Ezért a 6. nagyságú csillagot 6,0 V, 6,0 B, 6,0 v vagy 6,0 p értékként lehet megadni. Mivel a csillagfényt az elektromágneses spektrum különböző hullámhossztartománya, és különböző fénytechnikai fény-érzékenység befolyásolja őket, számértékükben nem feltétlenül egyenértékűek. Például az UBV-rendszer látszólagos nagysága az 51 Pegasi napszerű csillag esetében 5,46 V, 6,16B vagy 6,39U, amely megfelel a vizuális „V”, kék „B” vagy ultraibolya „U” szűrőkön megfigyelt nagyságoknak.

A szűrők közötti nagyságkülönbségek színkülönbségeket jeleznek, és a hőmérséklethez kapcsolódnak. A B és V szűrők használata az UBV rendszerben előállítja a B – V színindexet. A 51 Pegasi , a B-V = 6,16-5,46 = 0,70, ami arra utal, sárga színű csillag egyetért annak G2IV spektrális típusa. A B – V eredmények ismeretében meghatározható a csillag felületi hőmérséklete, 5768 ± 8 K effektív felületi hőmérsékletet találva.

A színindexek másik fontos alkalmazása a csillag látszólagos nagyságának grafikus ábrázolása a B – V színindexhez képest. Ez képezi a csillag-halmazok közötti fontos összefüggéseket a szín – nagyság diagramokban , amely a csillagok esetében a Hertzsprung-Russell diagram megfigyelt változata . Több objektum fotometriai mérése, amelyet két szűrőn keresztül kapnak, megmutatja például egy nyitott klaszterben az összehasonlító csillag evolúciót a komponens csillagok között, vagy a klaszter relatív életkorának meghatározásához.

A csillagászok által elfogadott különféle fotometriai rendszerek nagy száma miatt számos nagyságrendű kifejezés és indexük van. Ezen újabb fotometriai rendszerek mindegyike, kivéve az UBV, UBVRI vagy JHK rendszereket, nagy vagy kis betűt rendel a használt szűrőhöz. pl. a Gaia által használt nagyságok : „G” (kék és piros fotometrikus szűrőkkel, G BP és G RP ) vagy a Strömgren fotometriai rendszer, amelynek kisbetűi „u”, „v”, „b”, „y”, és két keskeny és széles „β” ( hidrogén-béta ) szűrő. Néhány fotometrikus rendszernek bizonyos előnyei is vannak. például. A Strömgren fotometriával mérhető a vörösödés és a csillagközi kihalás hatása . Strömgren lehetővé teszi a paraméterek kiszámítását a b és y szűrőkből ( b  -  y színindex) a pirosság hatásai nélkül, mivel az m 1 és c  1 indexek  .

Alkalmazások

AERONET fotométer

Számos csillagászati ​​alkalmazást alkalmaznak a fotometriai rendszereknél. A fotometriai mérések kombinálhatók az inverz négyzet törvényével, hogy meghatározzuk az objektum fényességét , ha annak távolsága meghatározható, vagy a távolságát, ha fényessége ismert. Az objektum egyéb fizikai tulajdonságait, például hőmérsékletét vagy kémiai összetételét szintén széles vagy keskeny sávú spektrofotometriával lehet meghatározni.

A fotometriát alkalmazzák olyan tárgyak fényváltozatainak tanulmányozására is, mint a változó csillagok , a kisebb bolygók , az aktív galaktikus magok és a szupernóvák , vagy az átmenő napsugárzáson kívüli bolygók felderítésére . Mérések a változatok is alkalmazhatók, például, hogy meghatározzák a keringési ideje , és a sugarak a tagok egy kettőscsillag rendszer, a forgási periódusát egy kisebb bolygó vagy egy csillag, vagy az összes leadott energia szupernóva.

CCD fotometria

A CCD kamera lényegében fotométerrács, amely egyszerre méri és rögzíti az összes forrásból származó fotonokat a látómezőben. Mivel minden CCD-kép egyszerre több objektum fotometriáját rögzíti, a rögzített adatokon a fotometrikus extrakció különféle formái végezhetők el; jellemzően relatív, abszolút és differenciális. Mindhárom esetben meg kell kapni a célobjektum nyers képnagyságát és egy ismert összehasonlító objektumot. A megfigyelt jel egy tárgy általában kiterjed számos pixel szerint a pontkülönbség funkció (FRF) a rendszer. Ez a tágulás a távcső optikájának és a csillagászati ​​látásnak is köszönhető . Amikor fotometriát nyerünk egy pontforrásból , a fluxust úgy mérjük, hogy összesítjük a tárgyból felvett összes fényt, és kivonjuk az ég miatt bekövetkező fényt. A legegyszerűbb technika, az úgynevezett rekeszfotometria, amely abból áll, hogy összegezzük az objektum középpontjában lévő nyíláson belüli pixelszámokat, és kivonjuk a közeli pixelenkénti átlagos égbolt számának és a rekeszben lévő pixelek számának szorzatát. Ez a célobjektum nyers fluxusértékét eredményezi. Ha fotometriát végeznek nagyon zsúfolt területen, például egy gömb alakú fürtben , ahol a csillagok profiljai jelentősen átfedik egymást, akkor a keverésmentesítési technikákat kell alkalmazni, például a PSF illesztést az átfedő források egyedi fluxusértékeinek meghatározásához.

Kalibrálás

Miután egy tárgy fluxusát meghatároztuk a számlálásokban, a fluxust általában instrumentális nagyságúra konvertáljuk . Ezután a mérést valamilyen módon kalibrálják. A használt kalibrálás részben attól függ, hogy milyen típusú fotometriát végeznek. A megfigyeléseket általában relatív vagy differenciális fotometriához dolgozzák fel. A relatív fotometria több objektum látszólagos fényerejének mérése egymáshoz viszonyítva. Az abszolút fotometria egy tárgy látszólagos fényerejének mérése egy standard fotometriai rendszeren ; ezek a mérések összehasonlíthatók más teleszkópokkal vagy műszerekkel kapott abszolút fotometriai mérésekkel. A differenciális fotometria két objektum fényerő-különbségének mérése. A legtöbb esetben a differenciál fotometriát a legnagyobb pontossággal lehet elvégezni , míg az abszolút fotometriát a legnehezebb nagy pontossággal elvégezni. A pontos fotometria akkor is nehezebb, ha a tárgy látszólagos fényereje halványabb.

Abszolút fotometria

Az abszolút fotometria elvégzéséhez korrigálni kell a tényleges átsávot, amelyen keresztül egy tárgyat megfigyelnek, és a szabványos fotometriai rendszer meghatározásához használt átsávot. Ez gyakran kiegészül az összes fent említett javítással. Jellemzően ezt a korrekciót úgy végezzük, hogy több szűrőn keresztül megfigyeljük az érdekelt tárgy (oka) t, és számos fotometriai standard csillagot is megfigyelünk . Ha a standard csillagok nem figyelhetők meg egyidejűleg a cél (ok) kal, akkor ezt a korrekciót fotometriai körülmények között kell elvégezni, amikor az ég felhőtlen, és a kihalás a légtömeg egyszerű funkciója .

Relatív fotometria

A relatív fotometria elvégzéséhez összehasonlítjuk az objektum műszer nagyságát egy ismert összehasonlító objektummal, majd korrigáljuk a méréseket a műszer érzékenységének és a légköri kihalás térbeli változásainak. Ez gyakran kiegészíti az időbeli változásaikat, különösen akkor, ha az összehasonlított tárgyak túlságosan távol vannak egymástól az égen, hogy egyszerre megfigyelhetők legyenek. Ha olyan képről végezzük a kalibrálást, amely mind a cél-, mind az összehasonlító objektumokat közvetlen közelében van, és olyan fotometrikus szűrőt használunk, amely megfelel az összehasonlító objektum katalógus nagyságának, a mérési variációk többsége nullára csökken.

Differenciálfotometria

A differenciálfotometria a kalibrációk közül a legegyszerűbb és az idősoros megfigyelésekhez a leghasznosabb. CCD fotometria alkalmazásakor mind a cél, mind az összehasonlító objektumokat egyszerre figyeljük meg, ugyanazokkal a szűrőkkel, ugyanazzal a műszerrel, és ugyanazon az optikai úton nézzük meg. A megfigyelési változók többsége kiesik, és a különbség nagysága egyszerűen a célobjektum és az összehasonlító objektum műszeres nagysága közötti különbség (∆Mag = C Mag - T Mag). Ez nagyon hasznos, ha a célobjektum időbeli változását ábrázolják, és általában fénygörbe állítják össze .

Felületi fotometria

Térbeli kiterjedésű objektumok, például galaxisok esetében gyakran érdekes mérni a fényerő térbeli eloszlását a galaxison belül, és nem egyszerűen a galaxis teljes fényerejét mérni. Az objektum felületi fényereje az egységnyi szögre eső fényesség , amelyet az égen vetítenek, és a felületi fényerő mérése felületi fotometria. Gyakori alkalmazás lenne a galaxis felületi fényerejének mérése, vagyis a felület fényessége a galaxis közepétől mért távolság függvényében. Kis szilárd szögek esetén a szilárd szög hasznos egysége a négyzet alakú ívmásodperc , és a felületi fényerőt gyakran négyzetíves másodpercenként kifejezett nagyságban fejezzük ki.

Szoftver

Számos ingyenes számítógépes program áll rendelkezésre a szintetikus rekeszfotometriához és a PSF-hez illeszkedő fotometriához.

A SExtractor és az Aperture Photometry Tool népszerű példa a rekeszfotometriára . Az előbbi a nagyméretű galaxis-felmérés adatainak csökkentésére irányul, utóbbi pedig az egyes képek tanulmányozására alkalmas grafikus felhasználói felülettel (GUI) rendelkezik. A DAOPHOT a PSF-hez illeszkedő fotometria legjobb szoftverének számít.

Szervezetek

Számos olyan szervezet létezik profiktól az amatőrökig, amelyek összegyűjtik és megosztják a fotometrikus adatokat, és online elérhetővé teszik azokat. Egyes helyek elsősorban más kutatók (pl. AAVSO) forrásaként gyűjtik össze az adatokat, egyesek pedig saját kutatásukhoz kérnek adatokat (pl. CBA):

  • Amerikai Változó Csillagok Megfigyelőinek Egyesülete ( AAVSO ).
  • Astronomyonline.org
  • A háztáji asztrofizikai központ (CBA).

Lásd még

Hivatkozások

Külső linkek