stringtranslate.com

Фотометрия (астрономия)

Космический фотометр миссии Кеплер

Фотометрия , от греческого фото- («свет») и -метрия («измерение » ), — это метод, используемый в астрономии , который занимается измерением потока или интенсивности света, излучаемого астрономическими объектами . [1] Этот свет измеряется через телескоп с помощью фотометра , часто изготовленного с использованием электронных устройств, таких как фотометр ПЗС или фотоэлектрический фотометр, который преобразует свет в электрический ток за счет 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 проведения фотометрии, зависят от исследуемой области длин волн. По своей сути фотометрия проводится путем сбора света и пропускания 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 обеспечения точного сравнения наблюдений. [2] Более продвинутым методом является спектрофотометрия, которая измеряется с помощью спектрофотометра и позволяет наблюдать как количество излучения, так и его детальное спектральное распределение . [3]

Фотометрия также используется при наблюдении переменных звезд [4] с помощью различных методов , таких как дифференциальная фотометрия , при которой одновременно измеряется яркость целевого объекта и близлежащих звезд в звездном поле [5] или относительная фотометрия путем сравнения яркости цели объект для звезд с известными фиксированными звездными величинами. [6] Использование нескольких полосовых фильтров с относительной фотометрией называется абсолютной фотометрией . График зависимости величины от времени дает кривую блеска , предоставляющую значительную информацию о физическом процессе, вызывающем изменения яркости. [7] Прецизионные фотоэлектрические фотометры могут измерять звездный свет величиной около 0,001 звездной величины. [8]

Метод поверхностной фотометрии также можно использовать с протяженными объектами, такими как планеты , кометы , туманности или галактики , при этом видимая величина измеряется в единицах величины на квадратную угловую секунду. [9] Зная площадь объекта и среднюю интенсивность света на астрономическом объекте, можно определить поверхностную яркость в единицах величины на квадратную угловую секунду, а интеграция общего света протяженного объекта позволяет затем рассчитать яркость в терминах его общей величины. , выходная энергия или светимость на единицу площади поверхности.

Методы

Кривая блеска Эта Киля в нескольких различных полосах пропускания

Астрономия была одним из первых применений фотометрии. В современных фотометрах используются специализированные стандартные фильтры полосы пропускания ультрафиолетовых , видимых и инфракрасных 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 система JHK [13] или система Strömgren uvbyβ . [10]

Исторически фотометрия в ближнем инфракрасном диапазоне и в коротковолновом ультрафиолетовом диапазоне выполнялась с помощью фотоэлектрического фотометра — прибора, который измерял интенсивность света отдельного объекта, направляя его свет на светочувствительную ячейку, подобную трубке фотоумножителя . [4] Они в значительной степени были заменены ПЗС- камерами, которые могут одновременно отображать несколько объектов, хотя фотоэлектрические фотометры по-прежнему используются в особых ситуациях, [14] например, когда требуется точное временное разрешение. [15]

Величины и показатели цвета

Современные фотометрические методы определяют размеры 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 полученных 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), обозначаются заглавной буквой, например, «V» (мВ ) или «В» (мБ ) . Другие величины, оцениваемые человеческим глазом, выражаются используя строчные буквы, такие как «v», «b» или «p» и т. д. [16] Например, визуальные величины обозначаются m v , [17] тогда как фотографические величины обозначаются m ph / m p или фотовизуальные величины m p или m. pv . [17] [4] Следовательно, звезду 6-й звездной величины можно обозначить как 6,0 В, 6,0 В, 6,0 В или 6,0 p. Поскольку звездный свет измеряется в разном диапазоне длин волн электромагнитного спектра и на него влияют разные инструментальные средства. фотометрической чувствительности к свету, они не обязательно эквивалентны по численному значению. [16] Например, видимая звездная величина в системе UBV для солнечноподобной звезды 51 Пегаса [18] равна 5,46В, 6,16В или 6,39U, [19] соответствующие величинам, наблюдаемым через каждый из визуальных фильтров «V», синего «B» или ультрафиолетового «U».

Разница в величине между фильтрами указывает на различия в цвете и связана с температурой. [20] Использование фильтров B и V в системе UBV позволяет получить индекс цвета B – V. [20] Для 51 Пегаса B–V = 6,16 – 5,46 = +0,70, что указывает на наличие звезды желтого цвета, соответствующей ее спектральному классу G2IV. [21] [19] Зная результаты B–V, можно определить температуру поверхности звезды, [22] найти эффективную температуру поверхности 5768±8 К. [23]

Еще одно важное применение индексов цвета — графическое отображение видимой звездной величины в зависимости от индекса цвета B – V. Это формирует важные отношения, 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 , [24] сравнительную звездную эволюцию между составляющими его звездами или определяют относительный возраст скопления. [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 прописную или строчную букву. 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» и два узких и широких фильтра «β» ( бета-водород ). [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 фильтров b и y (индекс цвета b  -  y ) без эффектов покраснения, как индексы m  1 и c  1 . [28]

Приложения

Фотометр АЭРОНЕТ

Фотометрические системы используются во многих астрономических приложениях. Фотометрические измерения можно объединить с законом обратных квадратов , чтобы определить яркость объекта, если его расстояние можно определить, или его расстояние, если его светимость известна. Другие физические свойства объекта, такие как его температура или химический состав, также могут быть определены с помощью широко- 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 внесолнечных планет . Измерения этих вариаций можно использовать, например, для определения орбитального периода и радиусов членов затменной двойной звездной системы, периода вращения малой планеты или звезды или полного энерговыделения сверхновых. [7]

ПЗС-фотометрия

ПЗС-камера ( прибор с зарядовой связью ) по сути представляет собой сетку фотометров, одновременно измеряющих и записывающих фотоны, поступающие от всех источников в поле зрения. Поскольку каждое изображение ПЗС записывает фотометрию нескольких объектов одновременно, на записанных данных можно выполнять различные формы фотометрического извлечения; обычно относительные, абсолютные и дифференциальные. Все три потребуют извлечения необработанного изображения целевого объекта и известного объекта сравнения. Наблюдаемый сигнал от объекта обычно охватывает множество пикселей в соответствии с функцией рассеяния точки (PSF) системы. Это расширение обусловлено как оптикой телескопа, так и астрономическим видением . При получении фотометрии от точечного источника поток измеряется путем суммирования всего света, зарегистрированного от объекта, и вычитания света, исходящего от неба. [29] Самый простой метод, известный как апертурная фотометрия, состоит в суммировании количества пикселей в апертуре, сосредоточенной на объекте, и вычитании произведения среднего количества близлежащих неба на пиксель и количества пикселей в апертуре. [29] [30] В результате будет получено необработанное значение потока целевого объекта. При выполнении фотометрии в очень густонаселенном 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

После определения потока объекта в отсчетах поток обычно пересчитывается в инструментальную величину . Затем измерение каким-то образом калибруется. Какие калибровки будут использоваться, частично будет зависеть от того, какой тип фотометрии проводится. 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 в стандартной фотометрической системе ; 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 , тогда как абсолютную фотометрию с высокой точностью выполнить труднее всего. Кроме того, точная фотометрия обычно затруднена, когда видимая яркость объекта слабее.

Абсолютная фотометрия

Для выполнения абсолютной фотометрии необходимо внести поправку на 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, обсуждавшимся выше. Обычно эта коррекция осуществляется путем наблюдения за интересующим объектом (объектами) через несколько фильтров, а также наблюдения за несколькими фотометрическими стандартными звездами . Если стандартные звезды не могут наблюдаться одновременно с целью(ями), эта поправка должна быть сделана в фотометрических условиях, когда небо безоблачно и поглощение является простой функцией воздушной массы .

Относительная фотометрия

Чтобы выполнить относительную фотометрию, нужно сравнить приборную величину объекта с известным объектом сравнения, а затем корректировать измерения с учетом пространственных изменений чувствительности инструмента и атмосферного поглощения. Часто это делается в дополнение к поправке на их временные вариации, особенно когда сравниваемые объекты находятся на небе слишком далеко друг от друга, чтобы их можно было наблюдать одновременно. [6] При выполнении калибровки по изображению, которое содержит как целевой объект, так и объекты сравнения в непосредственной близости, и с использованием фотометрического фильтра, соответствующего каталожной звездной величине объекта сравнения, большинство отклонений измерений уменьшаются до нуля.

Дифференциальная фотометрия

Дифференциальная фотометрия — самая простая из калибровок и наиболее полезна для наблюдений временных рядов. [5] При использовании ПЗС-фотометрии и мишень, и объекты сравнения наблюдаются одновременно, с помощью одних и тех же фильтров, с использованием одного и того же прибора и просматриваются через один и тот же оптический путь. Большинство переменных наблюдения выпадают, и дифференциальная звездная величина представляет собой просто разницу между инструментальной звездной величиной целевого объекта и объекта сравнения (∆Mag = C Mag – T Mag). Это очень полезно при построении графика изменения блеска целевого объекта во времени и обычно компилируется в кривую блеска . [5]

Поверхностная фотометрия

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 , видимая в проекции на небо, а измерение поверхностной яркости известно как поверхностная фотометрия. [9] Обычное применение — измерение профиля поверхностной яркости галактики, то есть ее поверхностной яркости как функции расстояния от центра галактики. Для небольших телесных углов полезной единицей телесного угла является квадратная угловая секунда , а поверхностная яркость часто выражается в величинах на квадратную угловую секунду.

Принудительная фотометрия

В принудительной фотометрии измерения проводятся в определенном месте , а не для определенного объекта . Он «принудительный» в том смысле, что измерение можно провести, даже если в наблюдаемом месте нет видимого объекта (в интересующем спектральном диапазоне ). Принудительная фотометрия позволяет определить звездную величину или верхний предел звездной величины в выбранном месте на небе. [33] [34] [35]

Программное обеспечение

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

SExtractor [36] и Aperture Photometry Tool [37] являются популярными примерами апертурной фотометрии. Первый предназначен для обработки крупномасштабных данных обзора галактик, а второй имеет графический интерфейс пользователя (GUI), подходящий для изучения отдельных изображений. DAOPHOT признан лучшим программным обеспечением для фотометрии с использованием PSF. [31]

Организации

Существует ряд организаций, от профессиональных до любительских, которые собирают и обмениваются фотометрическими данными, а также размещают их в Интернете. Некоторые сайты собирают данные в первую очередь как ресурс для других исследователей (например, AAVSO), а некоторые запрашивают данные для своих собственных исследований (например, CBA):

Смотрите также

Рекомендации

  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 . Бибкод : 2014MNRAS.444..392C. doi : 10.1093/mnras/stu1476.
  2. ↑ Брайан Д. Уорнер (20 июня 2016 г.). Практическое руководство по фотометрии и анализу кривых блеска. Спрингер. ISBN 978-3-319-32750-1.
  3. ^ CR Китчин (1 января 1995 г.). Оптическая астрономическая спектроскопия. ЦРК Пресс. стр. 212–. ISBN 978-1-4200-5069-1.
  4. ^ abcde Майлз, Р. (2007). «Легкая история фотометрии: от Гиппарха до космического телескопа Хаббл». Журнал Британской астрономической ассоциации . 117 : 178–186. Бибкод : 2007JBAA..117..172M.
  5. ^ abc Керн, младший; Букмайер, Б.~Б. (1986). «Дифференциальная фотометрия HDE 310376, быстрой переменной звезды». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 98 : 1336–1341. Бибкод : 1986PASP...98.1336K. дои : 10.1086/131940 .
  6. ^ Аб Хусарик, М. (2012). «Относительная фотометрия возможной кометы главного пояса (596) Шейлы после вспышки». Вклад Астрономической обсерватории Скальнате Плесо . 42 (1): 15–21. Бибкод : 2012CoSka..42...15H.
  7. ^ abcd Норт, Г.; Джеймс, Н. (21 августа 2014 г.). Наблюдение переменных звезд, новых и сверхновых. Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-1-107-63612-5.
  8. ^ «Обзор: Фотоэлектрический фотометр». Издательство Оксфордского университета . Проверено 20 мая 2019 г.
  9. ^ Аб Палей, AB (август 1968 г.). «Интегрирующие фотометры». Советская астрономия . 12 : 164. Бибкод :1968СвА....12..164П.
  10. ^ abcd Бесселл, MS (сентябрь 2005 г.). «Стандартные фотометрические системы» (PDF) . Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 43 (1): 293–336. Бибкод : 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 класса по пересмотренной системе спектрального атласа Йеркса». Астрофизический журнал . 117 (3): 313–352. Бибкод : 1953ApJ...117..313J. дои : 10.1086/145697.
  12. ^ Ландольт, Австралия (1 июля 1992 г.). «Звезды фотометрического стандарта UBVRI в диапазоне звездных величин 11,5–16,0 вокруг небесного экватора». Астрономический журнал . 104 : 340–371. Бибкод : 1992AJ....104..340L. дои : 10.1086/116242 .
  13. ^ Хьюитт, ПК; Уоррен, С.Дж.; Леггетт, СК; Ходжкин, ST (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 . Бибкод : 2006MNRAS.367..454H. дои : 10.1111/j.1365-2966.2005.09969.x .
  14. ^ CSIRO Астрономия и космическая наука (2015). «Фотоэлектрическая астрономия». CSIRO: Национальный центр австралийских телескопов . Проверено 21 мая 2019 г.
  15. ^ Уокер, EW «Фотометрия ПЗС». Британская астрономическая ассоциация . Проверено 21 мая 2019 г.
  16. ^ аб МакРоберт, А. (1 августа 2006 г.). «Система звездной величины». Небо и телескоп . Проверено 21 мая 2019 г.
  17. ^ аб Нортон, AP (1989). Norton's 2000.0: Звездный атлас и справочный справочник . Лонгмор Сайентифик. п. 133. ИСБН 0-582-03163-Х.
  18. ^ Кайрел де Стробель, Г. (1996). «Звезды, похожие на Солнце». Обзор астрономии и астрофизики . 7 (3): 243–288. Бибкод : 1996A&ARv...7..243C. дои : 10.1007/s001590050006. S2CID  189937884.
  19. ^ ab "51 Пег". СИМБАД . Центр астрономических исследований Страсбурга . Проверено 22 мая 2019 г.
  20. ^ ab CSIRO Астрономия и космическая наука (2002). «Цвет звезд». CSIRO: Национальный центр австралийских телескопов . Проверено 21 мая 2019 г.
  21. ^ Кинан, RC; Макнил, ПК (1989). «Каталог Перкинса пересмотренных типов МК для более холодных звезд». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 71 : 245–266. Бибкод : 1989ApJS...71..245K. дои : 10.1086/191373. S2CID  123149047.
  22. ^ Люлюк, М. «Астрономические величины» (PDF) . п. 2 . Проверено 22 мая 2019 г.
  23. ^ Миттаг, М.; Шредер, К.-П.; Хемпельманн, А.; Гонсалес-Перес, JN; Шмитт, JHMM (2016). «Хромосферная активность и эволюционный возраст Солнца и четырех солнечных двойников». Астрономия и астрофизика . 591 : А89. arXiv : 1607.01279 . Бибкод : 2016A&A...591A..89M. дои : 10.1051/0004-6361/201527542. S2CID  54765864.
  24. ^ Литтлфэр, С. (2015). «PHY217 Методы наблюдений для астрономов: P05: Абсолютная фотометрия». Университет Шеффилда: факультет физики и астрономии . Проверено 24 мая 2019 г.
  25. ^ Джеймс, А. (19 апреля 2017 г.). «Рассеянные звездные скопления: 8 из 10: Эволюция рассеянных звездных скоплений». Южные астрономические наслаждения . Проверено 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 эффективность миссии» . ГЕЯ: Европейское космическое агентство . 16 марта 2019 года . Проверено 23 мая 2019 г.
  28. ^ Аб Паунзен, Э. (2015). «Новый каталог ультрафиолетовой фотометрии Стрёмгрена-Кроуфорда». Астрономия и астрофизика . 580 : А23. arXiv : 1506.04568 . Бибкод : 2015A&A...580A..23P. дои : 10.1051/0004-6361/201526413. S2CID  73623700.
  29. ^ Аб Мигелл, KJ (1999). «Алгоритмы ПЗС-звездной фотометрии». Серия конференций ASP . 172 : 317–328. Бибкод : 1999ASPC..172..317M.
  30. ^ Лахер, Р.Р.; и другие. (2012). «Инструмент апертурной фотометрии» (PDF) . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 124 (917): 737–763. Бибкод : 2012PASP..124..737L. дои : 10.1086/666883. S2CID  21572643.
  31. ^ Аб Стетсон, ПБ (1987). «DAOPHOT: Компьютерная программа для звездной фотометрии в переполненном поле». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 99 : 191–222. Бибкод : 1987PASP...99..191S. дои : 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. ^ «Принудительная фотометрия источников PS1 - Публичный архив PS1 - STScI Outerspace» .
  34. ^ Макригианни, Л.; Маллани, Дж.; Диллон, В.; и другие. (2021). «Обработка данных съемки GOTO с помощью LSST Science Pipelines II обсерватории Рубина: вынужденная фотометрия и кривые блеска». Публикации Астрономического общества Австралии . 38 . arXiv : 2105.05128 . Бибкод : 2021PASA...38...25M. дои : 10.1017/pasa.2021.19.
  35. ^ Буренин, РА (2022). «Принудительная фотометрия объектов Pan-STARRS1 на основе данных WISE». Письма по астрономии . 48 (3): 153–162. Бибкод : 2022AstL...48..153B. дои : 10.1134/S1063773722030021. S2CID  253022975.
  36. ^ "SExtractor - Astromatic.net" . www.astromatic.net .
  37. ^ «Инструмент апертурной фотометрии: Главная» . www.aperturephotometry.org .
  38. ^ "aavso.org". www.aavso.org .
  39. ^ "Экзопланета - любительское обнаружение" . astronomyonline.org .
  40. ^ "CBA @ cbastro.org - Центр домашней астрофизики" . www.cbastro.org .

Внешние ссылки