天文学的測光

天文学的測光とは、天体の明るさ、すなわち放射束を測定することであり、通常、標準化された通過帯域を介して等級で表されます。

Definition

測光とは、天体の見かけの明るさを決定することであり、通常、大気減光の補正と標準システムへの変換の後、指定された測光バンドにおける等級として報告されます。

Scope

この分野は、星、銀河、その他の光源から定義された波長帯域で受け取られるフラックスの定量的測定を対象としています。これには、測光システムの定義とその標準スケールへの較正、開口測光および点像分布関数フィッティングによる検出器画像からの明るさの抽出、比較星を利用して系統誤差を相殺する差分技術、および広がった天体の表面測光が含まれます。光のスペクトルへの分散（分光法で扱われる）と位置の精密測定（位置天文学）は除外されます。

Sub-topics

• Aperture and PSF Photometry
• Differential and Relative Photometry
• Photometric Systems and Calibration
• Surface Photometry

Core questions

• 天体からのフラックスは、標準測光システム上で較正された等級にどのように変換されますか？
• 大気減光と検出器の応答は、測定された明るさにどのように影響し、どのように補正されますか？
• 特定のターゲットと混雑度に対して、どのような測定戦略（開口測光、PSFフィッティング、差分測光）が誤差を最小限に抑えますか？
• 空間的に広がった光源の明るさは、その表面輝度分布によってどのように特徴付けられますか？

Key theories

等級システム

見かけの明るさは対数等級スケールで表現され、フラックスの100倍の差は正確に5等級に相当し、零点は標準星または物理的なフラックス密度によって固定されます。

大気減光補正

地球の大気は、エアマスと波長に依存する減光係数に比例する量だけ光源を暗くします。これは、大気圏外の等級を回復するために測定および除去する必要があります。

Clinical relevance

較正された測光は、宇宙距離梯子、恒星集団の色等級図の構築、トランジット系外惑星や変光星の検出、および宇宙論で使用される超新星光度曲線の特性評価の基礎となります。

History

定量的測光は、古代の視覚等級推定から発展し、1856年にポグソンによって対数的な基礎が確立され、20世紀には写真検出器や光電検出器によって進歩し、線形かつ高量子効率のデジタル測定をもたらした電荷結合素子によって変革されました。

Seminal works

• chromey2016
• howell2006
• sterkenManfroid1992

Frequently asked questions

なぜ明るい天体ほど小さな等級が割り当てられるのですか？

このスケールは、最も明るい星を1等星、最も暗い肉眼で見える星を6等星と呼んだ古代の順序を受け継いでいます。ポグソンは1856年にこの逆転した対数関係を形式化しました。

見かけの等級と絶対等級の違いは何ですか？

見かけの等級は地球から観測される明るさであるのに対し、絶対等級は天体が10パーセクの標準距離にあった場合の明るさであり、距離の影響を取り除いたものです。