Photometrische Systeme und Kalibrierung

Ein photometrisches System ist ein definierter Satz von Passbändern zusammen mit einem Netzwerk von Standardsternen, das den Nullpunkt und die Farbskala festlegt, auf die Messungen transformiert werden.

Definition

Die photometrische Kalibrierung ist das Verfahren zur Umwandlung von rohen instrumentellen Zählwerten in standardisierte Helligkeiten durch die Bestimmung von Extinktionskoeffizienten, Farbtransformationen und Nullpunkten relativ zu beobachteten Standardsternen.

Scope

Dieses Thema behandelt die Definition von Breitband- und Mittelbandfiltersystemen, die Rolle von Standardsternkatalogen bei der Festlegung von Helligkeitsnullpunkten und die Transformationsgleichungen, die instrumentelle Messungen nach Korrektur von atmosphärischer Extinktion, Farbtermen und Detektorantwort auf ein Standardsystem abbilden. Es umfasst sowohl Vega-basierte als auch AB-Helligkeitskonventionen.

Core questions

• Was definiert ein photometrisches Passband, und wie unterscheiden sich Breitbandsysteme wie UBVRI von Mittelbandsystemen?
• Wie werden Extinktionskoeffizienten, Farbterme und Nullpunkte aus Beobachtungen von Standardsternen abgeleitet?
• Wie unterscheiden sich Vega-basierte und AB-Helligkeitssysteme in ihrer Definition des Nullpunkts?

Key theories

Transformationsgleichungen

Instrumentelle Helligkeiten werden auf ein Standardsystem durch lineare Beziehungen abgebildet, die einen Extinktionskoeffizienten multipliziert mit der Luftmasse, einen Farbterm multipliziert mit einer Objektfarbe und einen Nullpunktversatz umfassen.

Standardstern-Netzwerk

Sorgfältig vermessene, nicht-variable Sterne, die über den Himmel verteilt sind, verankern die Helligkeitsskala und ermöglichen es, verschiedene Beobachter und Instrumente auf ein gemeinsames System zu bringen.

Clinical relevance

Eine zuverlässige Systemtransformation ermöglicht es, Beobachtungen von verschiedenen Teleskopen, Epochen und Detektoren zu homogenen Katalogen zusammenzuführen, was für den Vergleich stellarer Farben mit Modellatmosphären und für die wissenschaftliche Untersuchung über verschiedene Surveys hinweg unerlässlich ist.

History

Das Johnson-Morgan UBV-System der 1950er Jahre etablierte den dominierenden Breitbandrahmen, der später auf rötere Bänder erweitert und durch Landolts äquatoriale Standardsternfelder ergänzt wurde, die zum De-facto-Referenzpunkt für die Kalibrierung im CCD-Zeitalter wurden.

Seminal works

• johnsonMorgan1953
• landolt1992
• sterkenManfroid1992

Frequently asked questions

Was ist ein Farbterm?

Ein Farbterm berücksichtigt die Tatsache, dass das Passband eines Instruments nicht exakt mit dem Standardpassband übereinstimmt, sodass der Versatz zwischen instrumenteller und Standardhelligkeit von der Farbe des Objekts abhängt und kalibriert werden muss.

Warum überhaupt Standardsterne verwenden?

Standardsterne haben vereinbarte Helligkeiten und Farben, sodass ihre Beobachtung durch dieselbe Atmosphäre und dasselbe Instrument die Ankerpunkte liefert, die erforderlich sind, um jedes Ziel auf die Standardskala zu transformieren.