Fotometría de Apertura y PSF

La fotometría de apertura y la fotometría de función de dispersión de punto (PSF) son los dos métodos principales para extraer el brillo de un objeto de una imagen digital, sumando el flujo en una apertura definida o ajustando un modelo del perfil estelar.

Definition

La fotometría de apertura mide el brillo de la fuente integrando los recuentos dentro de una región fija y restando un nivel de cielo estimado, mientras que la fotometría de PSF deriva el brillo de la amplitud de un modelo de función de dispersión de punto ajustado.

Scope

Este tema abarca la medición del flujo de la fuente en imágenes de detector: fotometría de apertura, en la que se suman los recuentos dentro de un radio elegido y se resta un fondo de cielo local, y fotometría de ajuste de PSF, en la que se ajusta un modelo empírico o analítico de la función de dispersión de punto a una o muchas fuentes superpuestas. Aborda la estimación del fondo, las correcciones de apertura y el manejo de campos abarrotados.

Core questions

• ¿Cómo se estima y se resta el fondo del cielo al medir el flujo de una fuente?
• ¿Cuándo es preferible la fotometría de apertura al ajuste de PSF, y viceversa?
• ¿Cómo se deconvolucionan las estrellas superpuestas o mezcladas en campos abarrotados mediante el ajuste simultáneo de PSF?
• ¿Qué es una corrección de apertura y por qué es necesaria?

Key theories

Ajuste de la función de dispersión de punto

El brillo de una estrella se recupera escalando un modelo del perfil instrumental para que coincida con la imagen observada, lo que permite una fotometría precisa incluso donde las imágenes estelares se superponen.

Apertura óptima y sustracción del cielo

La elección de un radio de apertura y una región anular del cielo equilibra la señal encerrada con el ruido añadido, y el flujo resultante se corrige a una magnitud total utilizando una curva de crecimiento medida.

Clinical relevance

Estas técnicas permiten la fotometría de cúmulos globulares, poblaciones estelares resueltas en galaxias cercanas y fuentes débiles cerca de vecinos brillantes, que son la base empírica para los estudios de evolución estelar y la medición de distancias.

History

La llegada de los CCD en la década de 1980 hizo que la fotometría digital a nivel de píxel fuera rutinaria, y el paquete DAOPHOT de Stetson estableció el ajuste de PSF como el enfoque estándar para la fotometría estelar en campos abarrotados.

Seminal works

• stetson1987
• howell2006

Frequently asked questions

¿Por qué el ajuste de PSF es mejor en campos abarrotados?

Cuando las estrellas se superponen, una sola apertura captura la luz de las vecinas; el ajuste de modelos de PSF a todas las fuentes a la vez separa la contribución de cada estrella, dando magnitudes individuales precisas.

¿Qué es una curva de crecimiento?

Es el flujo total medido en función del radio de apertura; muestra cuánta luz pierde una apertura finita y proporciona la corrección de apertura a una magnitud total.