Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Космический фотометр Kepler Mission

Фотометрия , от греческого фото- ( «свет») и -metry ( «мера»), представляет собой метод , используемый в астрономии , что касается измерения в потоке или интенсивности света , излучаемый астрономическими объектами . [1] Этот свет измеряется с помощью телескопа с помощью фотометра , часто сделанного с использованием электронных устройств, таких как фотометр CCD или фотоэлектрический фотометр, который преобразует свет в электрический ток с помощью фотоэлектрического эффекта . При калибровке по стандартным звездам(или другие источники света) известной интенсивности и цвета, фотометры могут измерять яркость или видимую величину небесных объектов.

Методы, используемые для проведения фотометрии, зависят от исследуемого режима длин волн. По сути, фотометрия проводится путем сбора света и прохождения его через специализированные фотометрические оптические полосовые фильтры , а затем улавливания и регистрации световой энергии с помощью светочувствительного прибора. Стандартные наборы полос пропускания (называемые фотометрической системой ) определены для точного сравнения наблюдений. [2] Более продвинутым методом является спектрофотометрия, которая измеряется с помощью спектрофотометра и фиксирует как количество излучения, так и его детальное спектральное распределение . [3]

Фотометрические также используется при наблюдении переменных звезд , [4] с помощью различных методик , таких как, дифференциальной фотометрии , который одновременно измерения яркости целевого объекта и ближайших звезд в звездное [5] или относительной фотометрии путем сравнения яркости мишени объект к звездам с известными фиксированными величинами. [6] Использование нескольких полосовых фильтров с относительной фотометрией называется абсолютной фотометрией . График зависимости величины от времени дает кривую блеска , которая дает значительную информацию о физическом процессе, вызывающем изменения яркости. [7]Прецизионные фотоэлектрические фотометры могут измерять звездный свет около 0,001 звездной величины. [8]

Метод поверхностной фотометрии также может использоваться с протяженными объектами, такими как планеты , кометы , туманности или галактики, который измеряет видимую звездную величину в единицах величины на квадратную угловую секунду. [9] Зная площадь объекта и среднюю интенсивность света через астрономический объект, можно определить поверхностную яркость в единицах звездной величины на квадратную угловую секунду, в то время как интегрирование общего света протяженного объекта может затем вычислить яркость в терминах его общей величины. , выход энергии или светимость на единицу площади поверхности.

Методы [ править ]

Кривая блеска Eta Carinae в нескольких разных полосах пропускания

Фотометры используют специализированные стандартные фильтры полосы пропускания в ультрафиолетовом , видимом и инфракрасном диапазонах длин волн электромагнитного спектра . [4] Любой принятый набор фильтров с известными свойствами пропускания света называется фотометрической системой и позволяет устанавливать определенные свойства звезд и других типов астрономических объектов. [10] Регулярно используются несколько важных систем, таких как система UBV [11] (или расширенная система UBVRI [12] ), ближняя инфракрасная область JHK [13]или в Стремгрен uvbyβ системы . [10]

Исторически сложилось так, что фотометрия в ближнем инфракрасном диапазоне через коротковолновый ультрафиолетовый свет выполнялась с помощью фотоэлектрического фотометра, прибора, который измерял интенсивность света отдельного объекта, направляя его свет на фоточувствительную ячейку, такую ​​как фотоэлектронный умножитель . [4] Они были в значительной степени заменены камерами CCD, которые могут одновременно отображать несколько объектов, хотя фотоэлектрические фотометры по-прежнему используются в особых случаях [14], например, когда требуется точное временное разрешение. [15]

Величины и показатели цвета [ править ]

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 [7], наблюдаемых человеческим глазом или получаемых с помощью фотографии: [4], 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. [16 ] например, визуальные звездные величины как m v , [17] в то время как фотографические звездные величины - m ph / m p или фото визуальные величины m p или m pv . [17] [4]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 него влияет различная инструментальная фотометрическая чувствительность к свету, они не обязательно эквивалентны по числовому значению. [16] Например, видимая звездная величина в системе UBV для солнечно-подобной звезды 51 Пегаса [18] составляет 5,46V, 6,16B или 6,39U, [19] соответствует величине, наблюдаемой через каждую визуальную «V», синюю Фильтры «B» или ультрафиолетовые «U».

Разница в величине фильтров указывает на разницу в цвете и связана с температурой. [20] Использование фильтров B и V в системе UBV позволяет получить индекс цвета B – V. [20] Для 51 Pegasi B – V = 6.16 - 5.46 = +0.70, что указывает на звезду желтого цвета, которая соответствует ее спектральному классу G2IV. [21] [19] Знание результатов B – V определяет температуру поверхности звезды, [22] находя эффективную температуру поверхности 5768 ± 8 К. [23]

Еще одно важное применение показателей цвета - это графическое отображение видимой звездной величины 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 , полученных с помощью двух фильтров будет показано, например , в открытом кластере , [24] сравнительный звездной эволюции между компонентом звезд или определить относительный возраст кластера. [25]

Из-за большого количества различных фотометрических систем, принятых астрономами, существует множество выражений звездных величин и их индексов. [10] Каждая из этих новых фотометрических систем, за исключением систем UBV, UBVRI или JHK, присваивает используемому фильтру буквы в верхнем или нижнем регистре. например, звездные величины, используемые Gaia, - это 'G' [26] (с синим и красным фотометрическими фильтрами, G BP и G RP [27] ) или фотометрическая система Стрёмгрена, имеющая строчные буквы 'u', 'v', 'b ',' y ', а также два узких и широких' β '( водород-бета ) фильтра. [10] Некоторые фотометрические системы также имеют определенные преимущества. например.Фотометрию Стрёмгрена можно использовать для измерения эффектов покраснения и межзвездного поглощения . [28] Стрёмгрен позволяет рассчитывать параметры из фильтров b и y (индекс цвета b  -  y ) без эффектов покраснения, как индексы m  1 и c  1 . [28]

Приложения [ править ]

Фотометр AERONET

Фотометрические системы используются во многих астрономических приложениях. Фотометрические измерения можно комбинировать с законом обратных квадратов, чтобы определить светимость объекта, если расстояние до него можно определить, или расстояние, если известна его светимость. Другие физические свойства объекта, такие как его температура или химический состав, также могут быть определены с помощью широкополосной или узкополосной спектрофотометрии.

Фотометрический также используются для изучения легких вариаций объектов , таких как переменные звезды , малых планеты , активные ядра галактик и сверхновая , [7] или для обнаружения транзитного экзопланут . Измерения этих вариаций можно использовать, например, для определения орбитального периода и радиусов элементов затменной двойной звездной системы, периода вращения малой планеты или звезды или общего выхода энергии сверхновых. [7]

ПЗС-фотометрия [ править ]

Камера CCD представляет собой сетку фотометров, одновременно измеряющих и регистрирующих 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 величины необработанного изображения 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 сточечный источник , поток измеряется путем суммирования всего света, записанного от объекта, и вычитания света от неба. [29] Простейший метод, известный как апертурная фотометрия, заключается в суммировании количества пикселей в апертуре, центрированной на объекте, и вычитании произведения ближайшего среднего количества неба на пиксель и количества пикселей в апертуре. [29] [30] 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 устранения смешивания, такие как подгонка PSF, чтобы определить отдельные значения потока перекрывающихся источников. [31]

Калибровки [ править ]

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. [32] 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 видимая яркость объекта слабее.

Абсолютная фотометрия [ править ]

Для выполнения абсолютной фотометрии необходимо исправить разницу 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 путем наблюдения за рядом фотометрических стандартных звезд . Если стандартные звезды не могут наблюдаться одновременно с целью (целями), эта поправка должна быть сделана в фотометрических условиях, когда небо безоблачно, а поглощение является простой функцией воздушной массы .

Относительная фотометрия [ править ]

Чтобы выполнить относительную фотометрию, сравнивают инструментальную звездную величину объекта с известным объектом сравнения, а затем корректируют измерения с учетом пространственных изменений чувствительности прибора и атмосферного поглощения. Часто это делается в дополнение к корректировке их временных вариаций, особенно когда сравниваемые объекты находятся слишком далеко друг от друга на небе, чтобы их можно было наблюдать одновременно. [6] При выполнении калибровки по изображению, которое содержит объект сравнения и объект сравнения в непосредственной близости, и с использованием фотометрического фильтра, который соответствует каталожной величине объекта сравнения, большинство вариаций измерения уменьшается до нуля.

Дифференциальная фотометрия [ править ]

Дифференциальная фотометрия - самая простая из калибровок и наиболее полезная для наблюдений временных рядов. [5] При использовании CCD-фотометрии и целевой объект, и объект сравнения наблюдаются одновременно, с использованием одних и тех же фильтров, с использованием одного и того же инструмента и просматриваются через один и тот же оптический путь. 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 величины целевого объекта с течением времени и обычно сводится к кривой блеска . [5]

Фотометрия поверхности [ править ]

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 в проекции на небо, а измерение поверхностной яркости известно как поверхностная фотометрия. [9] Обычное приложение - 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 квадратная угловая секунда , а поверхностная яркость часто выражается в величинах на квадратную угловую секунду.

Программное обеспечение [ править ]

Доступен ряд бесплатных компьютерных программ для фотометрии с синтезированной апертурой и фотометрии с PSF-аппроксимацией.

SExtractor [33] и Aperture Photometry Tool [34] - популярные примеры апертурной фотометрии. Первый предназначен для обработки данных крупномасштабных исследований галактик, а второй имеет графический интерфейс пользователя (GUI), подходящий для изучения отдельных изображений. DAOPHOT признан лучшим программным обеспечением для фотометрии PSF-фитинга. [31]

Организации [ править ]

Существует ряд организаций, от профессиональных до любительских, которые собирают и делятся фотометрическими данными и делают их доступными в режиме онлайн. Некоторые сайты собирают данные в первую очередь в качестве ресурса для других исследователей (например, AAVSO), а некоторые запрашивают данные для своих собственных исследований (например, CBA):

  • Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд ( AAVSO ). [35]
  • Astronomyonline.org [36]
  • Центр дворовой астрофизики (CBA). [37]

См. Также [ править ]

  • Альбедо
  • Инструмент апертурной фотометрии - программное обеспечение
  • Двунаправленная функция распределения отражательной способности
  • Параметры Хапке
  • Радиометрия
  • Обзор Redshift
  • Спектроскопия

Ссылки [ править ]

  1. ^ Касагранде, Лука; ВанденБерг, Дон А (2014). «Синтетическая звездная фотометрия - Общие соображения и новые преобразования для широкополосных систем». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . Издательство Оксфордского университета . 444 (1): 392–419. arXiv : 1407.6095 . Bibcode : 2014MNRAS.444..392C . DOI : 10.1093 / MNRAS / stu1476 .
  2. ^ Брайан Д. Уорнер (20 июня 2016 г.). Практическое руководство по фотометрии и анализу кривой света . Springer. ISBN 978-3-319-32750-1.
  3. ↑ CR Kitchin (1 января 1995 г.). Оптическая астрономическая спектроскопия . CRC Press. С. 212–. ISBN 978-1-4200-5069-1.
  4. ^ a b c d e Майлз Р. (2007). «Легкая история фотометрии: от Гиппарха до космического телескопа Хаббла». Журнал Британской астрономической ассоциации . 117 : 178–186. Bibcode : 2007JBAA..117..172M .
  5. ^ a b c Kern, J. ~ R .; Букмайер, Б. ~ Б. (1986). «Дифференциальная фотометрия быстрой переменной звезды HDE 310376» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 98 : 1336–1341. Bibcode : 1986PASP ... 98.1336K . DOI : 10,1086 / 131940 .
  6. ^ а б Хусарик, М. (2012). «Относительная фотометрия возможной кометы главного пояса (596) Шейлы после вспышки». Вклад астрономической обсерватории Скалнате Плесо . 42 (1): 15–21. Bibcode : 2012CoSka..42 ... 15H .
  7. ^ a b c d North, G .; Джеймс, Н. (21 августа 2014 г.). Наблюдения за переменными звездами, новыми и сверхновыми . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-1-107-63612-5.
  8. ^ «Обзор: фотоэлектрический фотометр» . Издательство Оксфордского университета . Дата обращения 20 мая 2019 .
  9. ^ a b Palei, AB (август 1968 г.). «Интегрирующие фотометры». Советская астрономия . 12 : 164. Bibcode : 1968SvA .... 12..164P .
  10. ^ a b c d Bessell, MS (сентябрь 2005 г.). "Стандартные фотометрические системы" (PDF) . Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 43 (1): 293–336. Bibcode : 2005ARA & A..43..293B . DOI : 10.1146 / annurev.astro.41.082801.100251 . ISSN 0066-4146 .  
  11. ^ Джонсон, HL; Морган, WW (1953). «Фундаментальная звездная фотометрия для эталонов спектрального класса по переработанной системе спектрального атласа Йеркса». Астрофизический журнал . 117 (3): 313–352. Bibcode : 1953ApJ ... 117..313J . DOI : 10.1086 / 145697 .
  12. ^ Ландольта, AU (1 июля 1992). «Фотометрические звезды-эталоны UBVRI в диапазоне звездных величин 11,5-16,0 вокруг небесного экватора». Астрономический журнал . 104 : 340–371. Bibcode : 1992AJ .... 104..340L . DOI : 10.1086 / 116242 .
  13. ^ Хьюетт, ПК; Уоррен, SJ; Леггетт, СК; Ходжкин, СТ (2006). «Фотометрическая система UKIRT Infrared Deep Sky Survey ZY JHK: полосы пропускания и синтетические цвета» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 367 (2): 454–468. arXiv : astro-ph / 0601592 . Bibcode : 2006MNRAS.367..454H . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2005.09969.x .
  14. ^ CSIRO Астрономия и космическая наука (2015). «Фотоэлектрическая астрономия» . CSIRO: Австралийский национальный центр телескопа . Проверено 21 мая 2019 .
  15. ^ Уокер, EW "Фотометрия CCD" . Британская астрономическая ассоциация . Проверено 21 мая 2019 .
  16. ^ a b MacRobert, A. (1 августа 2006 г.). «Система звездной величины» . Небо и телескоп . Проверено 21 мая 2019 .
  17. ^ а б Нортон, AP (1989). Norton's 2000.0: Звездный атлас и справочник . Longmore Scientific. п. 133 . ISBN 0-582-03163-X.
  18. ^ Cayrel де Стробел, G. (1996). «Звезды, похожие на Солнце». Обзор астрономии и астрофизики . 7 (3): 243–288. Bibcode : 1996A & ARv ... 7..243C . DOI : 10.1007 / s001590050006 .
  19. ^ a b "51 Колышек" . SIMBAD . Центр астрономических исследований Донна в Страсбурге . Дата обращения 22 мая 2019 .
  20. ^ a b CSIRO Астрономия и космическая наука (2002). «Цвет звезд» . CSIRO: Австралийский национальный центр телескопа . Проверено 21 мая 2019 .
  21. ^ Кинан, RC; Макнил, PC (1989). "Каталог Перкинса уточненных типов МК для более холодных звезд". Серия дополнений к астрофизическому журналу . 71 : 245–266. Bibcode : 1989ApJS ... 71..245K . DOI : 10.1086 / 191373 .
  22. ^ Лучук, М. "Астрономические величины" (PDF) . п. 2 . Дата обращения 22 мая 2019 .
  23. ^ Mittag, M .; Schröder, K.-P .; Hempelmann, A .; Гонсалес-Перес, JN; Шмитт, JHMM (2016). «Хромосферная активность и эволюционный возраст Солнца и четырех солнечных близнецов». Астрономия и астрофизика . 591 : A89. arXiv : 1607.01279 . Bibcode : 2016A&A ... 591A..89M . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201527542 .
  24. ^ Littlefair, S. (2015). "Методы наблюдений PHY217 для астрономов: P05: Абсолютная фотометрия" . Университет Шеффилда: факультет физики и астрономии . Дата обращения 24 мая 2019 .
  25. ↑ Джеймс, А. (19 апреля 2017 г.). «Открытые звездные скопления: 8 из 10: эволюция открытых звездных скоплений» . Южные астрономические прелести . Дата обращения 20 мая 2019 .
  26. ^ Jordi, C .; Гебран, М .; Карраско, Дж. ~ М .; de Bruijne, J .; Voss, H .; Fabricius, C .; Knude, J .; Валленари, А .; Kohley, R .; Мор, А. (2010). "Широкополосная фотометрия Gaia". Астрономия и астрофизика . 523 : A48. arXiv : 1008.0815 . Bibcode : 2010A&A ... 523A..48J . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201015441 .
  27. ^ «Ожидаемые номинальные научные достижения миссии» . GAIA: Европейское космическое агентство . 16 марта 2019 . Дата обращения 23 мая 2019 .
  28. ^ a b Паунзен, Э. (2015). "Новый каталог uvbyβ фотометрии Стрёмгрена-Кроуфорда". Астрономия и астрофизика . 580 : A23. arXiv : 1506.04568 . Bibcode : 2015A & A ... 580A..23P . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201526413 .
  29. ^ а б Мигелл, KJ (1999). «Алгоритмы ПЗС-звездной фотометрии». Серия конференций ASP . 172 : 317–328. Bibcode : 1999ASPC..172..317M .
  30. ^ Laher, RR; и другие. (2012). «Инструмент апертурной фотометрии» (PDF) . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 124 (917): 737–763. Bibcode : 2012PASP..124..737L . DOI : 10.1086 / 666883 .
  31. ^ а б Стетсон, ПБ (1987). "DAOPHOT: Компьютерная программа для звездной фотометрии в плотном поле" . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 99 : 191–222. Bibcode : 1987PASP ... 99..191S . DOI : 10.1086 / 131977 .
  32. ↑ Джеральд Р. Хаббелл (9 ноября 2012 г.). Научная астрофотография: как любители могут создавать и использовать профессиональные данные изображений . Springer Science & Business Media. ISBN 978-1-4614-5173-0.
  33. ^ "SExtractor - Astromatic.net" . www.astromatic.net .
  34. ^ «Инструмент апертурной фотометрии: Главная» . www.aperturephotometry.org .
  35. ^ "aavso.org" . www.aavso.org .
  36. ^ "Exoplanet - Любительское обнаружение" . Astronomyonline.org .
  37. ^ "CBA @ cbastro.org - Центр астрофизики заднего двора" . www.cbastro.org .

Внешние ссылки [ править ]

  • "Фотометрические ссылки" . CSIRO: Австралийский национальный центр телескопа . 2019-05-08.