stringtranslate.com

Фотометрия (астрономия)

Космический фотометр миссии «Кеплер»

В астрономии фотометрия , от греческого photo- («свет») и -metry («мера»), представляет собой метод, используемый в астрономии, который занимается измерением потока или интенсивности света, излучаемого астрономическими объектами . [ 1] Этот свет измеряется через телескоп с помощью фотометра , часто изготавливаемого с использованием электронных устройств, таких как ПЗС-фотометр или фотоэлектрический фотометр, который преобразует свет в электрический ток с помощью фотоэлектрического эффекта . 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 диапазона длин волн. В своей основе фотометрия проводится путем сбора света и пропускания его через специализированные фотометрические оптические полосовые фильтры , а затем захвата и регистрации световой энергии с помощью светочувствительного прибора. Стандартные наборы полос пропускания (называемые фотометрической системой ) определены для обеспечения точного сравнения наблюдений. [2] Более продвинутой техникой является спектрофотометрия, которая измеряется с помощью спектрофотометра и наблюдает как количество излучения, так и его подробное спектральное распределение . [3]

Фотометрия также используется при наблюдении за переменными звездами [4] с помощью различных методов, таких как дифференциальная фотометрия , которая одновременно измеряет яркость целевого объекта и близлежащих звезд в звездном поле [5] или относительная фотометрия путем сравнения яркости целевого объекта со звездами с известными фиксированными величинами. [6] Использование нескольких полосовых фильтров с относительной фотометрией называется абсолютной фотометрией . График зависимости величины от времени создает кривую блеска , предоставляя значительную информацию о физическом процессе, вызывающем изменения яркости. [7] Точные фотоэлектрические фотометры могут измерять звездный свет около 0,001 величины. [8]

Метод поверхностной фотометрии также может использоваться с протяженными объектами, такими как планеты , кометы , туманности или галактики , которые измеряют видимую звездную величину в единицах звездной величины на квадратную угловую секунду. [9] Знание площади объекта и средней интенсивности света через астрономический объект определяет поверхностную яркость в единицах звездной величины на квадратную угловую секунду, в то время как интегрирование полного света протяженного объекта может затем вычислить яркость в терминах его полной звездной величины, выходной энергии или светимости на единицу площади поверхности.

Методы

Кривая блеска Eta Carinae в нескольких различных полосах пропускания

Астрономия была одним из самых ранних применений фотометрии. Современные фотометры используют специализированные стандартные полосовые фильтры в ультрафиолетовом , видимом и инфракрасном диапазонах 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] Несколько важных систем регулярно используются, такие как система UBV [11] (или расширенная система UBVRI [12] ), ближняя инфракрасная JHK [13] или система Strömgren uvbyβ . [10]

Исторически фотометрия в ближнем инфракрасном диапазоне и коротковолновом ультрафиолетовом диапазоне выполнялась с помощью фотоэлектрического фотометра — прибора, который измерял интенсивность света одного объекта, направляя его свет на светочувствительную ячейку, например, фотоумножительную трубку . [4] Они в значительной степени были заменены камерами ПЗС , которые могут одновременно получать изображения нескольких объектов, хотя фотоэлектрические фотометры все еще используются в особых ситуациях, [14] например, когда требуется точное временное разрешение. [15]

Величины и индексы цвета

Современные фотометрические методы определяют величины и цвета астрономических объектов с помощью электронных фотометров, наблюдаемых 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 появляются в старых астрономических текстах и ​​каталогах.

Величины, измеренные фотометрами в некоторых распространенных фотометрических системах (UBV, UBVRI или JHK), выражаются заглавной буквой, например, «V» (m V ) или «B» (m B ). Другие величины, оцениваемые человеческим глазом, выражаются с помощью строчных букв, например, «v», «b» или «p» и т. д. [16] Например, визуальные величины как m v , [17] в то время как фотографические величины - m ph / m p или фотовизуальные величины m p или m pv . [17] [4] Следовательно, звезда 6-й величины может быть указана как 6.0V, 6.0B, 6.0v или 6.0p. Поскольку звездный свет измеряется в другом диапазоне длин волн по всему электромагнитному спектру и подвержен разной инструментальной фотометрической чувствительности к свету, они не обязательно эквивалентны по числовому значению. [16] Например, видимая звездная величина в системе UBV для звезды солнечного типа 51 Пегаса [18] составляет 5,46V, 6,16B или 6,39U, [19] что соответствует звездным величинам, наблюдаемым через каждый из визуальных фильтров «V», синего «B» или ультрафиолетового «U».

Различия в величинах между фильтрами указывают на различия в цвете и связаны с температурой. [20] Использование фильтров B и V в системе UBV дает индекс цвета B–V. [20] Для 51 Пегаса B–V = 6,16 – 5,46 = +0,70, что предполагает желтую звезду, которая согласуется с ее спектральным типом G2IV. [21] [19] Знание результатов B–V определяет температуру поверхности звезды, [22] находя эффективную температуру поверхности 5768±8 K. [23]

Другим важным применением индексов цвета является графическое отображение видимой звездной величины в зависимости от индекса цвета B–V. Это формирует важные соотношения, 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 открытом скоплении , [24] сравнительную звездную эволюцию между звездами-компонентами или определяют относительный возраст скопления. [25]

Из-за большого количества различных фотометрических систем , принятых астрономами, существует множество выражений величин и их индексов. [10] Каждая из этих новых фотометрических систем, за исключением систем UBV, UBVRI или JHK, назначает заглавную или строчную букву используемому фильтру. Например, 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» и два узких и широких фильтра «β» ( Hydrogen-beta ). [10] Некоторые фотометрические системы также имеют определенные преимущества. Например, фотометрию Стрёмгрена можно использовать для измерения эффектов покраснения и межзвездного поглощения . [28] Стрёмгрен позволяет рассчитать параметры из фильтров b и y (индекс цвета b  −  y ) без эффектов покраснения, как индексы m  1 и c  1 . [28]

Приложения

Фотометр AERONET

Существует множество астрономических приложений, использующих фотометрические системы. Фотометрические измерения можно объединить с законом обратных квадратов, чтобы определить светимость объекта, если можно определить его расстояние , или его расстояние, если известна его светимость. Другие физические свойства объекта, такие как его температура или химический состав, также можно определить 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 , [7] или для обнаружения транзитных экзопланет . Измерения этих изменений могут быть использованы, например, для определения орбитального периода и радиусов членов затменной двойной звездной системы, периода вращения малой планеты или звезды или общего выхода энергии сверхновых. [7]

ПЗС-фотометрия

Камера ПЗС ( прибор с зарядовой связью ) по сути представляет собой сетку фотометров, одновременно измеряющих и регистрирующих фотоны, поступающие из всех источников в поле зрения. Поскольку каждое изображение ПЗС записывает фотометрию нескольких объектов одновременно, на записанных данных могут быть выполнены различные формы фотометрического извлечения; как правило, относительные, абсолютные и дифференциальные. Все три потребуют извлечения необработанной величины изображения целевого объекта и известного объекта сравнения. Наблюдаемый сигнал от объекта обычно будет охватывать множество пикселей в соответствии с функцией рассеяния точки (PSF) системы. Это расширение обусловлено как оптикой в ​​телескопе, так и астрономическим зрением . При получении фотометрии от точечного источника поток измеряется путем суммирования всего света, зарегистрированного от объекта, и вычитания света, обусловленного небом. [29] Самый простой метод, известный как апертурная фотометрия, состоит в суммировании количества пикселей в пределах апертуры, центрированной на объекте, и вычитании произведения близлежащего среднего количества неба на пиксель и количества пикселей в пределах апертуры. [29] [30] Это приведет к сырому значению потока целевого объекта. При проведении фотометрии в очень переполненном поле, таком как шаровое скопление , где профили звезд значительно перекрываются, необходимо использовать методы размешивания, такие как подгонка PSF, чтобы определить индивидуальные значения потока перекрывающихся источников. [31]

Калибровки

После определения потока объекта в отсчетах поток обычно преобразуется в инструментальную величину . Затем измерение калибруется каким-либо образом. Какие калибровки используются, будет зависеть отчасти 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 на стандартной фотометрической системе ; эти измерения можно сравнить с другими абсолютными фотометрическими измерениями, полученными с помощью различных телескопов или инструментов. Дифференциальная фотометрия - это измерение разницы в яркости двух объектов. В большинстве случаев дифференциальная фотометрия может быть выполнена с наивысшей точностью , в то время как абсолютная фотометрия является наиболее сложной для выполнения с высокой точностью. Кроме того, точная фотометрия обычно более сложна, когда видимая яркость объекта слабее.

Абсолютная фотометрия

Для выполнения абсолютной фотометрии необходимо внести поправку на различия между эффективной полосой пропускания, через которую наблюдается объект, и полосой пропускания, используемой для определения стандартной фотометрической системы. Это часто является дополнением ко всем другим поправкам, обсуждавшимся выше. Обычно эта поправка выполняется путем наблюдения интересующего объекта(ов) через несколько фильтров, а также путем наблюдения ряда фотометрических стандартных звезд . Если стандартные звезды не могут наблюдаться одновременно с целью(ями), эта поправка должна быть сделана в фотометрических условиях, когда небо безоблачно, а поглощение является простой функцией воздушной массы .

Относительная фотометрия

Для выполнения относительной фотометрии сравнивают величину прибора объекта с известным объектом сравнения, а затем корректируют измерения с учетом пространственных изменений чувствительности прибора и атмосферного поглощения. Часто это делается в дополнение к коррекции их временных изменений, 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 как целевой объект, так и объект сравнения в непосредственной близости, и использовании фотометрического фильтра, соответствующего каталожной величине объекта сравнения, большинство изменений измерений уменьшаются до нуля.

Дифференциальная фотометрия

Дифференциальная фотометрия является самой простой из калибровок и наиболее полезна для наблюдений временных рядов. [5] При использовании ПЗС-фотометрии и целевой, и сравнительный объекты наблюдаются одновременно, с теми же фильтрами, с использованием того же инструмента и через тот же оптический путь. Большинство наблюдаемых переменных выпадают, а дифференциальная величина представляет собой просто разницу между приборной 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 компилируется в кривую блеска . [5]

Поверхностная фотометрия

Для пространственно протяженных объектов, таких как галактики , часто интересно измерить пространственное распределение яркости внутри галактики, а не просто измерить общую яркость 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. [9] 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 квадратная угловая секунда , а поверхностная яркость часто выражается в звездных величинах на квадратную угловую секунду. Диаметр галактик часто определяется размером изофоты 25-й звездной величины в синем B-диапазоне. [33]

Принудительная фотометрия

При принудительной фотометрии измерения проводятся в указанном месте, а не для указанного объекта . Она является «принудительной» в том смысле, что измерение может быть выполнено, даже если в наблюдаемом месте нет видимого объекта (в интересующем спектральном диапазоне ). Принудительная фотометрия позволяет извлечь величину или верхний предел для величины в выбранном месте на небе. [34] [35] [36]

Программное обеспечение

Для фотометрии с синтетической апертурой и фотометрии с подгонкой PSF доступен ряд бесплатных компьютерных программ.

SExtractor [37] и Aperture Photometry Tool [38] являются популярными примерами апертурной фотометрии. Первый ориентирован на сокращение данных крупномасштабных галактических обзоров, а последний имеет графический пользовательский интерфейс (GUI), подходящий для изучения отдельных изображений. DAOPHOT признан лучшим программным обеспечением для фотометрии с подгонкой PSF. [31]

Организации

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

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ Касагранде, Лука; Ванденберг, Дон А. (2014). «Синтетическая звездная фотометрия — общие положения и новые преобразования для широкополосных систем». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 444 (1). Oxford University Press : 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 световых кривых. Springer. ISBN 978-3-319-32750-1.
  3. ^ CR Kitchin (1 января 1995 г.). Оптическая астрономическая спектроскопия. CRC Press. стр. 212–. ISBN 978-1-4200-5069-1.
  4. ^ abcde Майлз, Р. (2007). «Краткая история фотометрии: от Гиппарха до космического телескопа Хаббла». Журнал Британской астрономической ассоциации . 117 : 178–186. Bibcode : 2007JBAA..117..172M.
  5. ^ abc Керн, Дж.~Р.; Букмайер, Б.~Б. (1986). "Дифференциальная фотометрия HDE 310376, быстрой переменной звезды". Публикации Астрономического общества Тихого океана . 98 : 1336–1341. Bibcode :1986PASP...98.1336K. doi : 10.1086/131940 .
  6. ^ ab Husárik, M. (2012). «Относительная фотометрия возможной кометы главного пояса (596) Шейла после вспышки». Вклад Астрономической обсерватории Скалнате Плесо . 42 (1): 15–21. Bibcode :2012CoSka..42...15H.
  7. ^ abcd Норт, Г.; Джеймс, Н. (21 августа 2014 г.). Наблюдение переменных звезд, новых и сверхновых. Cambridge University Press. ISBN 978-1-107-63612-5.
  8. ^ "Обзор: фотоэлектрический фотометр". Oxford University Press . Получено 20 мая 2019 г.
  9. ^ ab Палей, AB (август 1968). "Интегрирующие фотометры". Советская астрономия . 12 : 164. Bibcode :1968SvA....12..164P.
  10. ^ abcd Bessell, MS (сентябрь 2005 г.). "Standard Photometric Systems" (PDF) . Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 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 стандартов спектрального типа в пересмотренной системе спектрального атласа Йеркса». The Astrophysical Journal . 117 (3): 313–352. Bibcode : 1953ApJ...117..313J. doi : 10.1086/145697.
  12. ^ Ландольт, AU (1 июля 1992 г.). "Звёзды фотометрического стандарта UBVRI в диапазоне звёздной величины 11,5-16,0 вокруг небесного экватора". The Astronomical Journal . 104 : 340–371. Bibcode : 1992AJ....104..340L. doi : 10.1086/116242 .
  13. ^ Хьюитт, ПК; Уоррен, С.Дж.; Леггетт, СК; Ходжкин, СТ (2006). "Фотометрическая система UKIRT Infrared Deep Sky Survey ZY JHK: полосы пропускания и синтетические цвета". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 367 (2): 454–468. arXiv : astro-ph/0601592 . Bibcode : 2006MNRAS.367..454H. doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09969.x .
  14. ^ CSIRO Astronomy and Space Science (2015). "Фотоэлектрическая астрономия". CSIRO : Australian Telescope National Facility . Получено 21 мая 2019 г. .
  15. ^ Уокер, Э. У. "ПЗС-фотометрия". Британская астрономическая ассоциация . Получено 21 мая 2019 г.
  16. ^ ab MacRobert, A. (1 августа 2006 г.). "The Stellar Magnitude System". Sky and Telescope . Получено 21 мая 2019 г. .
  17. ^ ab Norton, AP (1989). Norton's 2000.0: Звездный атлас и справочник . Longmore Scientific. стр. 133. ISBN 0-582-03163-X.
  18. ^ Cayrel de Strobel, G. (1996). «Звезды, похожие на Солнце». Astronomy and Astrophysics Review . 7 (3): 243–288. Bibcode : 1996A&ARv...7..243C. doi : 10.1007/s001590050006. S2CID  189937884.
  19. ^ ab "51 Пег". СИМБАД . Центр астрономических исследований Страсбурга . Проверено 22 мая 2019 г.
  20. ^ ab CSIRO Astronomy and Space Science (2002). "Цвет звезд". CSIRO : Australian Telescope National Facility . Получено 21 мая 2019 г. .
  21. ^ Кинан, RC; Макнил, PC (1989). «Каталог пересмотренных типов MK Перкинса для более холодных звезд». Серия дополнений к Astrophysical Journal . 71 : 245–266. Bibcode : 1989ApJS...71..245K. doi : 10.1086/191373. S2CID  123149047.
  22. ^ Лучюк, М. "Астрономические величины" (PDF) . стр. 2. Получено 22 мая 2019 г.
  23. ^ Миттаг, М.; Шредер, К.-П.; Хемпельманн, А.; Гонсалес-Перес, Дж. Н.; Шмитт, Дж. Х. М. М. (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. S2CID  54765864.
  24. ^ Littlefair, S. (2015). "PHY217 Observational Techniques for Astronomers : P05: Absolute Photometry". Университет Шеффилда : Department of Physics and Astronomy . Архивировано из оригинала 13 сентября 2019 года . Получено 24 мая 2019 года .
  25. ^ Джеймс, А. (19 апреля 2017 г.). «Рассеянные звездные скопления: 8 из 10: Эволюция рассеянных звездных скоплений». Southern Astronomical Delights . Получено 20 мая 2019 г.
  26. ^ Джорди, К.; Гебран, М.; Карраско, Ж.~М.; де Брёйне, Ж.; Восс, Х.; Фабрициус, К.; Кнуде, Дж.; Валленари, А.; Коули, Р.; Море, А. (2010). «Широкополосная фотометрия Гайи». Астрономия и астрофизика . 523 : А48. arXiv : 1008.0815 . Бибкод : 2010A&A...523A..48J. дои : 10.1051/0004-6361/201015441. S2CID  34033669.
  27. ^ "Ожидаемая номинальная научная производительность миссии". GAIA: Европейское космическое агентство . 16 марта 2019 г. Получено 23 мая 2019 г.
  28. ^ ab Paunzen, E. (2015). "Новый каталог фотометрии uvbyβ Стрёмгрена-Кроуфорда". Астрономия и астрофизика . 580 : A23. arXiv : 1506.04568 . Bibcode : 2015A&A...580A..23P. doi : 10.1051/0004-6361/201526413. S2CID  73623700.
  29. ^ ab Mighell, KJ (1999). "Алгоритмы для ПЗС-фотометрии звезд". Серия конференций ASP . 172 : 317–328. Bibcode :1999ASPC..172..317M.
  30. ^ Laher, RR; et al. (2012). "Aperture Photometry Tool" (PDF) . Publications of the Astronomical Society of the Pacific . 124 (917): 737–763. Bibcode : 2012PASP..124..737L. doi : 10.1086/666883. S2CID  21572643.
  31. ^ ab Stetson, PB (1987). "DAOPHOT: Компьютерная программа для звездной фотометрии в переполненном поле". Публикации Астрономического общества Тихого океана . 99 : 191–222. Bibcode :1987PASP...99..191S. doi : 10.1086/131977 .
  32. ^ Джеральд Р. Хаббелл (9 ноября 2012 г.). Научная астрофотография: как любители могут генерировать и использовать профессиональные данные изображений. Springer Science & Business Media. ISBN 978-1-4614-5173-0.
  33. ^ Спарк, Л.С .; Галлахер, Дж.С. III (2000). Галактики во Вселенной: Введение. Издательство Кембриджского университета . ISBN 978-0-521-59740-1. Архивировано из оригинала 24 марта 2021 г. . Получено 25 июля 2018 г. .
  34. ^ "PS1 Принудительная фотометрия источников - PS1 Public Archive - STScI Outerspace".
  35. ^ Makrygianni, L.; Mullaney, J.; Dhillon, V.; et al. (2021). «Обработка данных обзора GOTO с помощью научных трубопроводов обсерватории Rubin LSST II: принудительная фотометрия и кривые блеска». Публикации Астрономического общества Австралии . 38. arXiv : 2105.05128 . Bibcode : 2021PASA...38...25M. doi : 10.1017/pasa.2021.19.
  36. ^ Буренин, РА (2022). «Принудительная фотометрия для объектов Pan-STARRS1 на основе данных WISE». Astronomy Letters . 48 (3): 153–162. Bibcode : 2022AstL...48..153B. doi : 10.1134/S1063773722030021. S2CID  253022975.
  37. ^ "SExtractor - Astromatic.net" . www.astromatic.net .
  38. ^ "Инструмент фотометрии диафрагмы: Главная". www.aperturephotometry.org .
  39. ^ "aavso.org". www.aavso.org .
  40. ^ "Экзопланета - обнаружение любителями". astronomyonline.org .
  41. ^ "CBA @ cbastro.org - Центр дворовой астрофизики". www.cbastro.org .

Внешние ссылки