差分测光和相对测光

差分测光测量目标相对于同一视场中一颗或多颗比较星的亮度，通过消除共同的系统误差来实现极高的精度。

Definition

差分测光是同时观测目标星和比较星之间星等差的测量，以便共同模式的大气和仪器效应可以相减抵消。

Scope

本主题涵盖了测量目标相对于附近比较星的亮度变化而非绝对亮度的技术。它包括单比较星和集成方法、稳定比较星的选择，以及消除对视场中所有恒星影响相同的 атмосферic 和仪器变化。这是检测小幅度变异性的标准方法。

Core questions

• 哪些比较星能提供最稳定的参考，以及如何选择它们？
• 测量相对于视场星的亮度如何消除大气和仪器的系统误差？
• 集成测光如何结合许多比较星来提高精度并检测它们之间的变异性？
• 差分校正后还剩下哪些精度限制，以及是什么原因造成的？

Key theories

共模误差消除

由于目标星和比较星在每个时刻共享相同的大气、望远镜和探测器，因此计算它们的星等差可以消除所有星共有的随时间变化的透明度和跟踪误差。

集成测光

将许多比较星组合成一个加权集成参考可以降低噪声，并允许同时求解每颗星的平均星等和每帧的零点漂移。

Clinical relevance

差分技术能够实现毫星等精度，这是从地面望远镜检测系外行星凌星、脉动、食双星极小值以及其他低幅度变异性所需的精度。

History

相对于比较星的测量可以追溯到目视和光电变星观测工作，并通过集成方法（如 Honeycutt 的方法）为数字探测器进行了形式化，这些方法利用了 CCD 上同时记录的许多恒星。

Seminal works

• honeycutt1992
• everett2001

Frequently asked questions

为什么差分测光如此精确？

来自大气透明度变化和不完美跟踪的误差几乎相同地影响目标星和比较星，因此减去它们的星等可以消除大部分系统噪声。

什么构成了一颗好的比较星？

一颗好的比较星是非变星，亮度与目标星相似，颜色与目标星相似，并且在天空中距离目标星很近，因此它经历相同的观测条件并以相似的方式进行转换。