Systèmes photométriques et étalonnage

Un système photométrique est un ensemble défini de bandes passantes, associé à un réseau d'étoiles standards, qui fixe le point zéro et l'échelle de couleur sur lesquels les mesures sont transformées.

Definition

L'étalonnage photométrique est la procédure de conversion des comptages instrumentaux bruts en magnitudes standardisées par la détermination des coefficients d'extinction, des transformations de couleur et des points zéro relatifs aux étoiles standards observées.

Scope

Ce sujet couvre la définition des systèmes de filtres à bande large et à bande intermédiaire, le rôle des catalogues d'étoiles standards dans la fixation des points zéro de magnitude, et les équations de transformation qui projettent les mesures instrumentales sur un système standard après correction de l'extinction atmosphérique, des termes de couleur et de la réponse du détecteur. Il inclut les conventions de magnitude basées sur Vega et sur le système AB.

Core questions

• Qu'est-ce qui définit une bande passante photométrique, et en quoi les systèmes à bande large tels que UBVRI diffèrent-ils des systèmes à bande intermédiaire ?
• Comment les coefficients d'extinction, les termes de couleur et les points zéro sont-ils dérivés des observations d'étoiles standards ?
• Comment les systèmes de magnitude basés sur Vega et sur le système AB diffèrent-ils dans leur définition du point zéro ?

Key theories

Équations de transformation

Les magnitudes instrumentales sont projetées sur un système standard par des relations linéaires impliquant un coefficient d'extinction multiplié par la masse d'air, un terme de couleur multiplié par la couleur d'un objet, et un décalage du point zéro.

Réseau d'étoiles standards

Des étoiles non variables, mesurées avec précision et distribuées à travers le ciel, ancrent l'échelle de magnitude, permettant ainsi de ramener différents observateurs et instruments à un système commun.

Clinical relevance

Une transformation fiable des systèmes permet de combiner des observations provenant de différents télescopes, époques et détecteurs en des catalogues homogènes, ce qui est essentiel pour comparer les couleurs stellaires avec les atmosphères modèles et pour la science inter-sondages.

History

Le système UBV de Johnson-Morgan des années 1950 a établi le cadre dominant des bandes larges, étendu par la suite à des bandes plus rouges et complété par les champs d'étoiles standards équatoriaux de Landolt, qui sont devenus la référence de facto pour l'étalonnage à l'ère des CCD.

Seminal works

• johnsonMorgan1953
• landolt1992
• sterkenManfroid1992

Frequently asked questions

Qu'est-ce qu'un terme de couleur ?

Un terme de couleur tient compte du fait que la bande passante d'un instrument ne correspond pas exactement à la bande passante standard ; l'écart entre la magnitude instrumentale et la magnitude standard dépend donc de la couleur de l'objet et doit être éliminé par étalonnage.

Pourquoi utiliser des étoiles standards ?

Les étoiles standards ont des magnitudes et des couleurs convenues, de sorte que leur observation à travers la même atmosphère et le même instrument fournit les points d'ancrage nécessaires pour transformer toute cible sur l'échelle standard.