Astronomische Photometrie
Die astronomische Photometrie ist die Messung der Helligkeit oder des Strahlungsflusses von Himmelsobjekten, typischerweise ausgedrückt in Magnituden durch standardisierte Passbänder.
Definition
Photometrie ist die Bestimmung der scheinbaren Helligkeit eines astronomischen Objekts, die konventionell als Magnitude in einem bestimmten photometrischen Band nach Korrektur für atmosphärische Extinktion und Transformation in ein Standardsystem angegeben wird.
Scope
Dieser Bereich umfasst die quantitative Messung des von Sternen, Galaxien und anderen Quellen empfangenen Flusses über definierte Wellenlängenbereiche. Er erstreckt sich auf die Definition photometrischer Systeme und deren Kalibrierung auf Standardskalen, die Extraktion der Helligkeit aus Detektorbildern mittels Apertur- und Punktspreizfunktionsanpassung, differentielle Techniken, die Vergleichssterne zur Eliminierung systematischer Fehler nutzen, und die Oberflächenphotometrie ausgedehnter Objekte. Ausgeschlossen sind die Dispersion von Licht in Spektren (unter Spektroskopie behandelt) und die präzise Messung von Positionen (Astrometrie).
Sub-topics
Core questions
- Wie wird der Fluss eines Objekts in eine kalibrierte Magnitude auf einem Standard-Photometriesystem umgewandelt?
- Wie beeinflussen atmosphärische Extinktion und die Detektorantwort die gemessene Helligkeit, und wie werden sie korrigiert?
- Welche Messstrategie (Apertur, PSF-Anpassung, differentiell) minimiert den Fehler für ein gegebenes Ziel und eine bestimmte Überfüllungsdichte?
- Wie wird die Helligkeit räumlich ausgedehnter Quellen durch ihre Oberflächenhelligkeitsverteilung charakterisiert?
Key theories
- Magnitudensystem
- Die scheinbare Helligkeit wird auf einer logarithmischen Magnitudenskala ausgedrückt, bei der ein Faktor von 100 im Fluss genau 5 Magnituden entspricht, wobei die Nullpunkte durch Standardsterne oder physikalische Flussdichten festgelegt sind.
- Korrektur der atmosphärischen Extinktion
- Die Erdatmosphäre dimmt Quellen um einen Betrag, der proportional zur Airmass und zu wellenlängenabhängigen Extinktionskoeffizienten ist, welche gemessen und entfernt werden müssen, um die Helligkeiten oberhalb der Atmosphäre wiederherzustellen.
Clinical relevance
Die kalibrierte Photometrie untermauert die kosmische Entfernungsleiter, die Konstruktion von Farben-Helligkeits-Diagrammen für Sternpopulationen, die Entdeckung von transitierenden Exoplaneten und veränderlichen Sternen sowie die Charakterisierung von Supernova-Lichtkurven, die in der Kosmologie verwendet werden.
History
Die quantitative Photometrie entwickelte sich aus den visuellen Helligkeitsschätzungen der Antike, wurde 1856 von Pogson auf eine logarithmische Grundlage gestellt, durch fotografische und photoelektrische Detektoren im 20. Jahrhundert weiterentwickelt und durch Ladungsgekoppelte Bauelemente (Charge-Coupled Devices, CCDs) revolutioniert, die eine lineare, hocheffiziente digitale Messung ermöglichten.
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Frequently asked questions
- Warum werden helleren Objekten kleinere Magnituden zugewiesen?
- Die Skala erbt die antike Reihenfolge, in der die hellsten Sterne als erste Magnitude und die schwächsten sichtbaren als sechste bezeichnet wurden; Pogson formalisierte diese invertierte, logarithmische Beziehung im Jahr 1856.
- Was ist der Unterschied zwischen scheinbarer und absoluter Magnitude?
- Die scheinbare Magnitude ist die von der Erde aus beobachtete Helligkeit, während die absolute Magnitude die Helligkeit ist, die ein Objekt in einer Standardentfernung von 10 Parsec hätte, wodurch der Entfernungseffekt eliminiert wird.