Photométrie Astronomique
La photométrie astronomique est la mesure de la luminosité, ou du flux radiant, des objets célestes, généralement exprimée en magnitudes à travers des bandes passantes standardisées.
Definition
La photométrie est la détermination de la luminosité apparente d'un objet astronomique, conventionnellement rapportée comme une magnitude dans une bande photométrique spécifiée après correction de l'extinction atmosphérique et transformation vers un système standard.
Scope
Ce domaine couvre la mesure quantitative du flux reçu des étoiles, des galaxies et d'autres sources à travers des bandes de longueurs d'onde définies. Il englobe la définition des systèmes photométriques et leur calibration sur des échelles standard, l'extraction de la luminosité à partir d'images de détecteurs par ajustement d'ouverture et de fonction d'étalement du point (PSF), les techniques différentielles qui exploitent des étoiles de comparaison pour annuler les erreurs systématiques, et la photométrie de surface des objets étendus. Il exclut la dispersion de la lumière en spectres (couverte par la spectroscopie) et la mesure précise des positions (astrométrie).
Sub-topics
Core questions
- Comment le flux d'un objet est-il converti en une magnitude calibrée sur un système photométrique standard ?
- Comment l'extinction atmosphérique et la réponse du détecteur influencent-elles la luminosité mesurée, et comment sont-elles corrigées ?
- Quelle stratégie de mesure (ouverture, ajustement PSF, différentielle) minimise l'erreur pour une cible donnée et un niveau d'encombrement ?
- Comment la luminosité des sources spatialement étendues est-elle caractérisée par leur distribution de brillance de surface ?
Key theories
- Système de magnitudes
- La luminosité apparente est exprimée sur une échelle de magnitudes logarithmique dans laquelle un facteur de 100 en flux correspond à exactement 5 magnitudes, avec des points zéro fixés par des étoiles standards ou des densités de flux physiques.
- Correction de l'extinction atmosphérique
- L'atmosphère terrestre atténue les sources d'une quantité proportionnelle à la masse d'air et aux coefficients d'extinction dépendants de la longueur d'onde, qui doivent être mesurés et soustraits pour retrouver les magnitudes au-dessus de l'atmosphère.
Clinical relevance
La photométrie calibrée est le fondement de l'échelle des distances cosmiques, de la construction de diagrammes couleur-magnitude pour les populations stellaires, de la détection d'exoplanètes en transit et d'étoiles variables, et de la caractérisation des courbes de lumière de supernovae utilisées en cosmologie.
History
La photométrie quantitative est née des estimations visuelles de magnitude de l'Antiquité, a été établie sur une base logarithmique par Pogson en 1856, a progressé grâce aux détecteurs photographiques et photoélectriques au XXe siècle, et a été transformée par les dispositifs à couplage de charge (CCD) qui ont apporté une mesure numérique linéaire à haute efficacité quantique.
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Seminal works
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Frequently asked questions
- Pourquoi les objets plus brillants se voient-ils attribuer des magnitudes plus petites ?
- L'échelle hérite de l'ordre ancien dans lequel les étoiles les plus brillantes étaient appelées de première magnitude et les plus faibles visibles de sixième ; Pogson a formalisé cette relation logarithmique inversée en 1856.
- Quelle est la différence entre la magnitude apparente et la magnitude absolue ?
- La magnitude apparente est la luminosité telle qu'observée depuis la Terre, tandis que la magnitude absolue est la luminosité qu'un objet aurait à une distance standard de 10 parsecs, éliminant ainsi l'effet de la distance.