Апертурная фотометрия и фотометрия по функции рассеяния точки (PSF)

Апертурная фотометрия и фотометрия по функции рассеяния точки являются двумя основными методами извлечения яркости объекта из цифрового изображения путем суммирования потока в определенной апертуре или путем подгонки модели звездного профиля.

Definition

Апертурная фотометрия измеряет яркость источника путем интегрирования отсчетов внутри фиксированной области и вычитания оценочного уровня неба, в то время как фотометрия PSF выводит яркость из амплитуды подогнанной модели функции рассеяния точки.

Scope

Эта тема охватывает измерение потока источника на изображениях детектора: апертурную фотометрию, при которой отсчеты суммируются в пределах выбранного радиуса и вычитается локальный фон неба, и фотометрию с подгонкой PSF, при которой эмпирическая или аналитическая модель функции рассеяния точки подгоняется к одному или многим перекрывающимся источникам. Она рассматривает оценку фона, апертурные поправки и обработку переполненных полей.

Core questions

• Как оценивается и вычитается фон неба при измерении потока источника?
• Когда апертурная фотометрия предпочтительнее подгонки PSF, и наоборот?
• Как деконволюируются перекрывающиеся или смешанные звезды в переполненных полях путем одновременной подгонки PSF?
• Что такое апертурная поправка и почему она необходима?

Key theories

Подгонка функции рассеяния точки

Яркость звезды восстанавливается путем масштабирования модели инструментального профиля для соответствия наблюдаемому изображению, что обеспечивает точную фотометрию даже там, где звездные изображения перекрываются.

Оптимальная апертура и вычитание фона неба

Выбор радиуса апертуры и кольцевой области неба балансирует между заключенным сигналом и добавленным шумом, а результирующий поток корректируется до полной величины с использованием измеренной кривой роста.

Clinical relevance

Эти методы позволяют проводить фотометрию шаровых скоплений, разрешенных звездных популяций в близлежащих галактиках и слабых источников вблизи ярких соседей, что является эмпирической основой для исследований звездной эволюции и измерения расстояний.

History

Появление ПЗС-матриц в 1980-х годах сделало цифровую фотометрию на уровне пикселей рутинной, а пакет DAOPHOT Стетсона установил подгонку PSF в качестве стандартного подхода для звездной фотометрии в переполненных полях.

Seminal works

• stetson1987
• howell2006

Frequently asked questions

Почему подгонка PSF лучше в переполненных полях?

Когда звезды перекрываются, одна апертура захватывает свет от соседей; подгонка моделей PSF ко всем источникам одновременно разделяет вклад каждой звезды, давая точные индивидуальные величины.

Что такое кривая роста?

Это измеренный полный поток как функция радиуса апертуры; она показывает, сколько света пропускает конечная апертура, и обеспечивает апертурную поправку к полной величине.