Астрономическая фотометрия
Астрономическая фотометрия — это измерение яркости, или лучистого потока, небесных объектов, обычно выражаемое в звёздных величинах через стандартизированные полосы пропускания.
Definition
Фотометрия — это определение видимой яркости астрономического объекта, обычно сообщаемое как звёздная величина в определённой фотометрической полосе после коррекции на атмосферную экстинкцию и преобразования к стандартной системе.
Scope
Эта область охватывает количественное измерение потока, получаемого от звёзд, галактик и других источников в определённых диапазонах длин волн. Она включает определение фотометрических систем и их калибровку по стандартным шкалам, извлечение яркости из изображений детекторов путём апертурной фотометрии и подгонки функции рассеяния точки (PSF), дифференциальные методы, использующие звёзды сравнения для устранения систематических ошибок, а также поверхностную фотометрию протяжённых объектов. Она исключает дисперсию света в спектры (рассматривается в спектроскопии) и точное измерение положений (астрометрия).
Sub-topics
Core questions
- Как поток от объекта преобразуется в калиброванную звёздную величину в стандартной фотометрической системе?
- Как атмосферная экстинкция и отклик детектора влияют на измеренную яркость, и как они корректируются?
- Какая стратегия измерения (апертурная, подгонка PSF, дифференциальная) минимизирует ошибку для данной цели и уровня скученности?
- Как характеризуется яркость пространственно протяжённых источников по их распределению поверхностной яркости?
Key theories
- Система звёздных величин
- Видимая яркость выражается по логарифмической шкале звёздных величин, в которой фактор 100 по потоку соответствует ровно 5 звёздным величинам, с нулевыми точками, фиксированными стандартными звёздами или физическими плотностями потока.
- Коррекция атмосферной экстинкции
- Атмосфера Земли ослабляет источники на величину, пропорциональную воздушной массе и зависящим от длины волны коэффициентам экстинкции, которые должны быть измерены и удалены для восстановления внеатмосферных звёздных величин.
Clinical relevance
Калиброванная фотометрия лежит в основе космической лестницы расстояний, построения диаграмм цвет-звёздная величина для звёздных популяций, обнаружения транзитных экзопланет и переменных звёзд, а также характеристики кривых блеска сверхновых, используемых в космологии.
History
Количественная фотометрия выросла из визуальных оценок звёздных величин в древности, была переведена на логарифмическую основу Погсоном в 1856 году, развивалась с помощью фотографических и фотоэлектрических детекторов в двадцатом веке и была преобразована приборами с зарядовой связью (ПЗС), которые обеспечили линейные, высокоэффективные цифровые измерения.
Related topics
Seminal works
- chromey2016
- howell2006
- sterkenManfroid1992
Frequently asked questions
- Почему более ярким объектам присваиваются меньшие звёздные величины?
- Шкала унаследовала древний порядок, в котором самые яркие звёзды назывались звёздами первой величины, а самые слабые видимые — шестой; Погсон формализовал эту инвертированную логарифмическую зависимость в 1856 году.
- В чём разница между видимой и абсолютной звёздной величиной?
- Видимая звёздная величина — это яркость, наблюдаемая с Земли, тогда как абсолютная звёздная величина — это яркость, которую объект имел бы на стандартном расстоянии 10 парсеков, исключая влияние расстояния.