Photometer und bildgebende Kameras

Photometer und bildgebende Kameras messen die Helligkeit astronomischer Quellen und zeichnen deren Bilder durch ausgewählte Filter auf, wodurch die grundlegenden Daten zu Position, Fluss und Variabilität bereitgestellt werden.

Definition

Ein Photometer oder eine bildgebende Kamera ist ein Instrument in der Fokalebene, das ein Bild des Himmels durch einen oder mehrere Filter erzeugt und die Helligkeit der darin enthaltenen Quellen misst, kalibriert auf eine Standard-Magnituden- und Flussskala.

Scope

Dieses Thema behandelt Filtersysteme und photometrische Bänder, Apertur- und Punktspreizfunktionsphotometrie, Weitfeld- und Mosaik-Bildkameras, das Magnitudensystem und Standardsterne, atmosphärische Extinktion und Farbterme sowie Zeitreihenphotometrie für Variabilitäts- und Transitstudien.

Core questions

• Wie wird die Helligkeit einer Quelle aus einem Bild gemessen?
• Was standardisieren photometrische Filtersysteme?
• Wie werden atmosphärische Extinktion und Farbeffekte korrigiert?
• Wie offenbart die Zeitreihenbildgebung Variabilität und Transite?

Key theories

Das Magnitudensystem und Standardsterne

Die Helligkeit wird auf einer logarithmischen Magnitudenskala ausgedrückt, die an Netzwerke von Standardsternen gebunden ist, wodurch Messungen von verschiedenen Teleskopen und Nächten auf eine gemeinsame Basis gestellt werden können.

Apertur- und PSF-Photometrie

Die Quellhelligkeit wird entweder durch Summieren des Lichts innerhalb einer Apertur oder durch Anpassen der instrumentellen Punktspreizfunktion gemessen, wobei letzteres in überfüllten Feldern unerlässlich ist.

Atmosphärische Extinktion und Farbterme

Die Atmosphäre dimmt Sternenlicht um einen Betrag, der von der Airmass und der Wellenlänge abhängt, und die Umwandlung instrumenteller Messungen in ein Standardsystem erfordert die Korrektur von Extinktion und farbabhängiger Reaktion.

Clinical relevance

Photometrie und Bildgebung liefern die Kataloge von Positionen, Helligkeiten und Farben, die die Astronomie untermauern, und präzise Zeitreihenphotometrie detektiert Exoplaneten-Transite, charakterisiert variable und Bedeckungsveränderliche Sterne und entdeckt transiente Ereignisse.

History

Die Magnitudenskala wurde im neunzehnten Jahrhundert von Pogson auf eine logarithmische Grundlage gestellt, und die photoelektrische Photometrie im zwanzigsten Jahrhundert brachte Präzision. Das Johnson-Morgan-Filtersystem standardisierte photometrische Bänder, und Weitfeld-CCD-Kameras ermöglichen heute die tiefen Bildgebungserhebungen, die große Teile des Himmels kartieren.

Key figures

• Norman Pogson
• Harold Johnson
• William Morgan

Seminal works

• budding2007
• howell2006

Frequently asked questions

Warum werden astronomische Helligkeiten in Magnituden und nicht in gewöhnlichen Einheiten angegeben?

Das Magnitudensystem ist eine logarithmische Skala, die von alten Sternkatalogen geerbt wurde, wobei hellere Objekte kleinere Magnituden haben. Es überbrückt bequem den enormen Bereich kosmischer Helligkeiten und entspricht der ungefähr logarithmischen Reaktion des Auges, daher bleibt es trotz seiner Eigenheiten der Standard.

Wie kann die Bildgebung einen Planeten erkennen, der viel zu klein ist, um ihn zu sehen?

Durch die sehr präzise Messung der Helligkeit eines Sterns über die Zeit kann eine Kamera den winzigen, periodischen Abfall erkennen, der auftritt, wenn ein Planet vor dem Stern vorbeizieht. Der Planet selbst wird nie aufgelöst, aber sein Transitschatten wird in der Lichtkurve des Sterns sichtbar.