Войти
Миссия Кеплера космический фотометр Фотометрия, из греческого фотография- («свет») и -метрия («мера») - это метод, используемый в астрономии и связанный с измерением поток или интенсивность света, излучаемого астрономическими объектами. Этот свет измеряется с помощью телескопа с помощью фотометра, часто сделанного с использованием электронных устройств, таких как CCD-фотометр или фотоэлектрический фотометр, преобразующий свет в электрический ток. за счет фотоэффекта. При калибровке по стандартным звездам (или другим источникам света) известной интенсивности и цвета фотометры могут измерять яркость или видимую величину небесных объектов.
Методы, используемые для выполнения фотометрии, зависят от исследуемого режима длин волн. По сути, фотометрия проводится путем сбора света и прохождения его через специальные фотометрические оптические полосовые фильтры, а затем улавливания и регистрации световой энергии с помощью светочувствительного прибора. Стандартные наборы полос пропускания (называемые фотометрической системой ) определены для обеспечения точного сравнения наблюдений. Более продвинутый метод заключается в том, что измерения проводятся с помощью спектрофотометра и регистрируются как количество излучения, так и его подробное спектральное распределение.
Фотометрия также используется при наблюдении переменных звезд, с помощью различных методов, таких как дифференциальная фотометрия, которая одновременно измеряет яркость целевого объекта и ближайших звезд в звездном поле, или относительная фотометрия путем сравнения яркости целевого объекта со звездами с известной фиксированной величиной. Использование нескольких полосовых фильтров с относительной фотометрией называется абсолютной фотометрией. График зависимости величины от времени дает кривую блеска , что дает значительную информацию о физическом процессе, вызывающем изменения яркости. Прецизионные фотоэлектрические фотометры могут измерять звездный свет около 0,001 звездной величины.
Техника поверхностной фотометрии также может использоваться с протяженными объектами, такими как планеты, кометы, туманности или галактик, которая измеряет видимую звездную величину в единицах величины на квадратную угловую секунду. Зная площадь объекта и среднюю интенсивность света через астрономический объект, можно определить поверхностную яркость в единицах звездной величины на квадратную угловую секунду, тогда как интегрирование общего света протяженного объекта может затем вычислить яркость в единицах его общая величина, выход энергии или светимость на единицу площади поверхности.
Eta Carinae свет кривая в нескольких различных полосах пропускания Фотометры используют использование специализированных стандартных фильтров полосы пропускания в ультрафиолете, видимом и инфракрасные длины волн электромагнитного спектра. Любой принятый набор фильтров с известными свойствами светопропускания называется фотометрической системой и позволяет устанавливать определенные свойства звезд и других типов астрономических объектов. Регулярно используются несколько важных систем, таких как система UBV (или расширенная система UBVRI), ближняя инфракрасная область JHK или система Strömgren uvbyβ.
Исторически фотометрия в ближнее инфракрасное через коротковолновое ультрафиолетовое было выполнено с помощью фотоэлектрического фотометра, прибора, который измерял интенсивность света отдельного объекта, направляя его свет на светочувствительную ячейку, например фотоэлектронный умножитель. Они в значительной степени были заменены камерами CCD, которые могут одновременно отображать несколько объектов, хотя фотоэлектрические фотометры все еще используются в особых ситуациях, например, когда требуется точное временное разрешение.
Современные фотометрические методы определяют величины и цвета астрономических объектов с помощью электронных фотометров, просматриваемых через стандартные цветные полосовые фильтры. Это отличается от других выражений видимой визуальной величины, наблюдаемых человеческим глазом или получаемых с помощью фотографии: которые обычно встречаются в более старых астрономических текстах и каталогах.
Звездные величины, измеренные фотометрами в некоторых обычных фотометрических системах (UBV, UBVRI или JHK), выражаются заглавной буквой. например «V» (m V), «B» (m B) и т. Д. Другие величины, оцениваемые человеческим глазом, выражаются строчными буквами, например «v», « b "или" p "и т. д., например, визуальные величины как m v, тогда как фотографические величины равны m ph / m p или фотовизуальные величины m p или m pv. Следовательно, звезда 6-й величины может быть обозначена как 6.0V, 6.0B, 6.0v или 6.0p. Поскольку звездный свет измеряется в другом диапазоне длин волн в электромагнитном спектре и на них влияет различная инструментальная фотометрическая чувствительность к свету, они не обязательно эквивалентны по числовому значению. Например, видимая величина в системе UBV для солнечной звезды 51 Пегаса равна 5,46V, 6,16B или 6,39U, что соответствует величине, наблюдаемой через визуальный фильтр «V», синий «B» или ультрафиолетовый фильтр «U».
Разница в величине между фильтрами указывает на различия в цвете и связана с температура. Использование фильтров B и V в системе UBV Использует индекс цвета B – V. Для 51 Пегаса B – V = 6.16 - 5.46 = +0.70, что указывает на звезду желтого цвета, которая соответствует ее спектральному классу G2IV. Знание результатов B – V определяет температуру поверхности звезды, а эффективная температура поверхности составляет 5768 ± 8 К.
Еще одно важное применение показателей цвета - это графическое отображение видимой величины звезды в зависимости от показателя цвета B – V. Это формирует важные взаимосвязи, обнаруженные между наборами звезд на диаграммах цвет – величина, которые для звезд являются наблюдаемой версией диаграммы Герцшпрунга-Рассела. Обычно фотометрические измерения нескольких объектов, полученные с помощью двух фильтров, показывают, например, в рассеянном скоплении сравнительную звездную эволюцию между составляющими звёздами или для определения относительного возраста скопления.
Из-за большого количества различных фотометрических систем, принятых астрономами, существует множество выражений звездных величин и их индексов. Каждая из этих новых фотометрических систем, за исключением систем UBV, UBVRI или JHK, присваивает используемому фильтру буквы верхнего или нижнего регистра. например Звездные величины, используемые Gaia, равны «G» (с синим и красным фотометрическими фильтрами, G BP и G RP) или фотометрической системой Стрёмгрена, имеющий строчные буквы «u», «v», «b», «y», а также два узких и широких «β» (Hydrogen-beta ) фильтров. Некоторые фотометрические системы также имеют определенные преимущества. например. Фотометрия Стрёмгрена может использоваться для измерения эффектов покраснения и межзвездного поглощения. Strömgren позволяет рассчитывать параметры из фильтров b и y (индекс цвета b - y) без эффектов покраснения, например, показатели m 1 и c 1.
Фотометр AERONET Фотометрические системы используются во многих астрономических приложениях. Фотометрические измерения могут быть объединены с законом обратных квадратов для определения светимости объекта, если его расстояние может быть определено, или его расстояния, если его светимость равна известен. Другие физические свойства объекта, такие как его температура или химический состав, также могут быть определены с помощью широкополосной или узкополосной спектрофотометрии.
Фотометрия также используется для изучения изменений блеска таких объектов, как переменные звезды, малые планеты, активные ядра галактик и сверхновые, или для обнаружения транзитных внесолнечных планет. Измерения этих вариаций могут использоваться, например, для определения орбитального периода и радиусов членов системы затменной двойной звезды, период вращения малой планеты или звезды, или суммарный выход энергии сверхновых.
CCD-камера по сути представляет собой сетку фотометров, одновременно измеряющих и записывающих фотоны, исходящие от всех источников в поле зрения. Поскольку каждое изображение CCD регистрирует фотометрию нескольких объектов одновременно, различные формы фотометрического извлечения могут выполняться на записанных данных; обычно относительные, абсолютные и дифференциальные. Все три потребуют извлечения необработанного изображения величина целевого объекта и известного объекта сравнения. Наблюдаемый сигнал от объекта обычно покрывает множество пикселей в соответствии с функцией рассеяния точки (PSF) системы. Это расширение связано как с оптикой телескопа, так и с астрономическим зрением. При получении фотометрии от точечного источника поток измеряется путем суммирования всего света, записанного от объекта, и вычитания света от неба. Простейший метод, известный как апертурная фотометрия, состоит из суммирования количества пикселей в апертуре, центрированной на объекте, и вычитания произведения ближайшего среднего количества неба на пиксель и количества пикселей в апертуре. Это приведет к необработанному значению потока целевого объекта. При проведении фотометрии в очень переполненном поле, таком как шаровое скопление, где профили звезд значительно перекрываются, необходимо использовать методы рассредоточения, такие как подгонка PSF для определения индивидуальных значений потока перекрывающихся
После определения потока объекта в счетчиках поток обычно конвертируется в инструментальную величину. Затем измерение каким-либо образом калибруется. Какие калибровки будут использоваться, частично зависит от того, какой тип фотометрии выполняется. Обычно наблюдения обрабатываются для относительной или дифференциальной фотометрии. Относительная фотометрия - это измерение видимой яркости нескольких объектов относительно друг друга. Абсолютная фотометрия - это измерение видимой яркости объекта с помощью стандартной фотометрической системы ; эти измерения можно сравнить с другими абсолютными фотометрическими измерениями, полученными с помощью различных телескопов или инструментов. Дифференциальная фотометрия - это измерение разницы яркости двух объектов. В большинстве случаев дифференциальную фотометрию можно выполнить с высочайшей точностью , в то время как абсолютную фотометрию сложнее всего выполнить с высокой точностью. Кроме того, точная фотометрия обычно труднее, когда кажущаяся яркость объекта слабее.
Для выполнения абсолютной фотометрии необходимо исправить различия между эффективной полосой пропускания, через которую наблюдается объект, и полосой пропускания, используемой для определения стандартной фотометрической системы. Часто это делается в дополнение ко всем другим исправлениям, описанным выше. Обычно эта коррекция выполняется путем наблюдения за интересующим объектом (объектами) через несколько фильтров, а также наблюдением за рядом фотометрических стандартных звезд. Если стандартные звезды не могут наблюдаться одновременно с целью (целями), эта коррекция должна быть сделана в фотометрических условиях, когда небо безоблачно и поглощение является простой функцией воздушной массы.
Чтобы выполнить относительную фотометрию, сравнивают инструментальную величину объекта с известным объектом сравнения, а затем корректируют измерения с учетом пространственных изменений чувствительности инструмента и атмосферного поглощения. Часто это делается в дополнение к корректировке их временных изменений, особенно когда сравниваемые объекты находятся слишком далеко друг от друга на небе, чтобы их можно было наблюдать одновременно. При выполнении калибровки по изображению, которое содержит как целевой объект, так и объекты сравнения в непосредственной близости, и с использованием фотометрического фильтра, который соответствует каталожной величине объекта сравнения, большинство вариаций измерения уменьшаются до нуля.
Дифференциальная фотометрия - самая простая из калибровок и наиболее полезная для наблюдений временных рядов. При использовании CCD-фотометрии и объект, и объект сравнения наблюдаются одновременно, с использованием одних и тех же фильтров, с использованием одного и того же инструмента и просматриваются по одному и тому же оптическому пути. Большинство наблюдательных переменных выпадают, а дифференциальная величина - это просто разница между инструментальной величиной целевого объекта и объекта сравнения (∆Mag = C Mag - T Mag). Это очень полезно при построении графика изменения звездной величины целевого объекта с течением времени и обычно составляется в кривую блеска.
Для пространственно протяженных объектов, таких как галактики, часто представляет интерес измерение пространственного распределения яркости внутри галактики, а не просто измерение общей яркости галактики. Поверхностная яркость объекта - это его яркость на единицу телесного угла, как видно в проекции на небо, а измерение поверхностной яркости известно как поверхностная фотометрия. Распространенным применением будет измерение профиля поверхностной яркости галактики, то есть ее поверхностной яркости как функции расстояния от центра галактики. Для малых телесных углов полезной единицей телесного угла является квадрат угловая секунда, а поверхностная яркость часто выражается в величинах на квадратную угловую секунду.
Существует ряд бесплатных компьютерных программ для фотометрии с синтезированной апертурой и фотометрии с подгонкой PSF.
SExtractor и Aperture Photometry Tool - популярные примеры апертурной фотометрии. Первый предназначен для сокращения масштабных данных обзора галактик, а второй имеет графический интерфейс пользователя (GUI), подходящий для изучения отдельных изображений. DAOPHOT признан лучшим программным обеспечением для фотометрической аппроксимации PSF.
Существует ряд организаций, от профессиональных до любительских, которые собирают и обмениваются фотометрическими данными и делают их доступными на- линия. Некоторые сайты собирают данные в основном в качестве ресурса для других исследователей (например, AAVSO), а некоторые запрашивают данные для своих собственных исследований (например, CBA):
