Определение яркости астрономических объектов

Введение

Определение интенсивности света астрономических тел

В астрономии фотометрия, от греческого «фото» («свет») и «метрия» («измерение»), – это метод, используемый для измерения потока или интенсивности света, излучаемого астрономическими объектами. Этот свет измеряется через телескоп с помощью фотометра, который часто изготавливается с использованием электронных устройств, таких как ПЗС-фотометр или фотоэлектрический фотометр, преобразующих свет в электрический ток посредством фотоэлектрического эффекта. При калибровке по стандартным звездам (или другим источникам света) с известной интенсивностью и цветом, фотометры могут измерять яркость или видимую звездную величину небесных объектов. Методы, используемые для проведения фотометрии, зависят от исследуемого диапазона длин волн. В своей простейшей форме фотометрия заключается в сборе света и пропускании его через специализированные фотометрические оптические фильтры, а затем в захвате и регистрации световой энергии с помощью фоточувствительного прибора. Стандартные наборы пропускных полос (называемые фотометрической системой) определены для обеспечения точного сравнения наблюдений. Более продвинутой техникой является спектрофотометрия, которая измеряется с помощью спектрофотометра и позволяет наблюдать как количество излучения, так и его детальное спектральное распределение. Фотометрия также используется при наблюдении за переменными звездами, с применением различных методов, таких как дифференциальная фотометрия, которая одновременно измеряет яркость объекта-мишени и близлежащих звезд в звездном поле, или относительная фотометрия, путем сравнения яркости объекта-мишени со звездами с известными фиксированными величинами. Использование нескольких пропускных фильтров в сочетании с относительной фотометрией называется абсолютной фотометрией. График зависимости звездной величины от времени создает кривую блеска, предоставляющую ценную информацию о физических процессах, вызывающих изменения яркости. Высокоточные фотоэлектрические фотометры могут измерять звездный свет с точностью до 0,001 звездной величины. Техника поверхностной фотометрии также может применяться к протяженным объектам, таким как планеты, кометы, туманности или галактики, измеряя видимую звездную величину в единицах звездных величин на квадратную секунду дуги. Зная площадь объекта и среднюю интенсивность света по астрономическому объекту, можно определить поверхностную яркость в единицах звездных величин на квадратную дуговую секунду, а интегрирование общего света протяженного объекта позволяет рассчитать яркость в единицах его общей звездной величины, выход энергии или светимости на единицу площади поверхности.

In astronomy, photometry, from Greek photo ("light") and metry ("measure"), is a technique used in astronomy that is concerned with measuring the flux or intensity of light radiated by astronomical objects. This light is measured through a telescope using a photometer, often made using electronic devices such as a CCD photometer or a photoelectric photometer that converts light into an electric current by the photoelectric effect. When calibrated against standard stars (or other light sources) of known intensity and colour, photometers can measure the brightness or apparent magnitude of celestial objects. The methods used to perform photometry depend on the wavelength region under study. At its most basic, photometry is conducted by gathering light and passing it through specialized photometric optical bandpass filters, and then capturing and recording the light energy with a photosensitive instrument. Standard sets of passbands (called a photometric system) are defined to allow accurate comparison of observations. A more advanced technique is spectrophotometry that is measured with a spectrophotometer and observes both the amount of radiation and its detailed spectral distribution. Photometry is also used in the observation of variable stars, by various techniques such as, differential photometry that simultaneously measures the brightness of a target object and nearby stars in the starfield or relative photometry by comparing the brightness of the target object to stars with known fixed magnitudes. Using multiple bandpass filters with relative photometry is termed absolute photometry. A plot of magnitude against time produces a light curve, yielding considerable information about the physical process causing the brightness changes. Precision photoelectric photometers can measure starlight around 0.001 magnitude. The technique of surface photometry can also be used with extended objects like planets, comets, nebulae or galaxies that measures the apparent magnitude in terms of magnitudes per square arcsecond. Knowing the area of the object and the average intensity of light across the astronomical object determines the surface brightness in terms of magnitudes per square arcsecond, while integrating the total light of the extended object can then calculate brightness in terms of its total magnitude, energy output or luminosity per unit surface area.

Методы

Астрономия была одним из первых применений фотометрии. Современные фотометры используют специализированные стандартные фильтры с определенной полосой пропускания в ультрафиолетовом, видимом и инфракрасном диапазонах электромагнитного спектра. Регулярно используются несколько важных систем, таких как система UBV (или расширенная система UBVRI), ближняя инфракрасная система JHK или система Strömgren uvbyβ, например, когда требуется высокое временное разрешение.

Величины и цветовые индексы

Современные фотометрические методы определяют величины и цвета астрономических объектов с помощью электронных фотометров, просматриваемых через стандартные цветные фильтры полосового пропускания. Это отличается от других способов выражения видимой звёздной величины, например, визуальные величины обозначаются как *mv*, а фотографические – как *mph / mp* или фотовизуальные *mp* или *mpv*. Значения 5,46V, 6,16B или 6,39U соответствуют величинам, наблюдаемым через визуальный фильтр 'V', синий 'B' или ультрафиолетовый 'U' соответственно. Различия в величинах между фильтрами указывают на различия в цвете и связаны с температурой. Использование фильтров B и V в системе UBV позволяет получить цветовой индекс B–V. Это позволяет определить эффективную температуру поверхности, равную 5768±8 K.

Другое важное применение цветовых индексов – графическое представление видимой звёздной величины в зависимости от цветового индекса B–V. Это формирует важные зависимости, наблюдаемые между группами звёзд на диаграммах цвет-величина, которые для звёзд являются наблюдаемой версией диаграммы Герцшпрунга-Рассела. Обычно фотометрические измерения нескольких объектов, полученные через два фильтра, показывают, например, в открытом звёздном скоплении, сравнительную звёздную эволюцию составляющих звёзд или позволяют определить относительный возраст скопления. Из-за большого количества различных фотометрических систем, используемых астрономами, существует множество способов выражения величин и их индексов (с синими и красными фотометрическими фильтрами GBP и GRP) или, например, фотометрическая система Strömgren, использующая строчные буквы 'u', 'v', 'b', 'y' и два узкие и широкие фильтра 'β' (водород бета). Система Strömgren позволяет рассчитывать параметры по фильтрам b и y (цветовой индекс b–y) без влияния покраснения, используя индексы m1 и c1. Самый простой метод, известный как апертурная фотометрия, заключается в суммировании количества пикселей внутри апертуры, центрированной на объекте, и вычитании произведения среднего количества пикселей на небе вблизи объекта и числа пикселей внутри апертуры. В результате получается значение необработанного потока целевого объекта. При проведении фотометрии в очень плотном поле, например, в шаровом скоплении, где профили звёзд значительно перекрываются, необходимо использовать методы разделения источников, такие как подгонка под функцию распределения точки (PSF), для определения индивидуальных значений потока перекрывающихся источников. Относительная фотометрия – это измерение видимой яркости нескольких объектов относительно друг друга. Абсолютная фотометрия – это измерение видимой яркости объекта в стандартной фотометрической системе; эти измерения можно сравнивать с другими абсолютными фотометрическими измерениями, полученными с помощью различных телескопов или приборов. Дифференциальная фотометрия – это измерение разницы в яркости двух объектов. В большинстве случаев дифференциальная фотометрия может быть выполнена с наибольшей точностью, в то время как абсолютная фотометрия – наиболее сложна для достижения высокой точности. Кроме того, точная фотометрия обычно более сложна, когда видимая яркость объекта слабее.

Another important application of colour indices is graphically plotting star's apparent magnitude against the B–V colour index. This forms the important relationships found between sets of stars in colour–magnitude diagrams, which for stars is the observed version of the Hertzsprung Russell diagram. Typically photometric measurements of multiple objects obtained through two filters will show, for example in an open cluster, the comparative stellar evolution between the component stars or to determine the cluster's relative age. Due to the large number of different photometric systems adopted by astronomers, there are many expressions of magnitudes and their indices. (with the blue and red photometric filters, GBP and GRP) or the Strömgren photometric system having lower case letters of 'u', 'v', 'b', 'y', and two narrow and wide 'β' (Hydrogen beta) filters. Strömgren allows calculation of parameters from the b and y filters (colour index of b − y) without the effects of reddening, as the indices m 1 and c 1. The simplest technique, known as aperture photometry, consists of summing the pixel counts within an aperture centered on the object and subtracting the product of the nearby average sky count per pixel and the number of pixels within the aperture. This will result in the raw flux value of the target object. When doing photometry in a very crowded field, such as a globular cluster, where the profiles of stars overlap significantly, one must use de blending techniques, such as PSF fitting to determine the individual flux values of the overlapping sources. Relative photometry is the measurement of the apparent brightness of multiple objects relative to each other. Absolute photometry is the measurement of the apparent brightness of an object on a standard photometric system; these measurements can be compared with other absolute photometric measurements obtained with different telescopes or instruments. Differential photometry is the measurement of the difference in brightness of two objects. In most cases, differential photometry can be done with the highest precision, while absolute photometry is the most difficult to do with high precision. Also, accurate photometry is usually more difficult when the apparent brightness of the object is fainter.

Абсолютная фотометрия

Для выполнения абсолютной фотометрии необходимо учитывать разницу между эффективной полосой пропускания, через которую наблюдается объект, и полосой пропускания, используемой для определения стандартной фотометрической системы. Это часто требуется в дополнение ко всем остальным поправкам, описанным выше. Как правило, эта поправка выполняется путем наблюдения интересующего объекта (объектов) через несколько фильтров, а также наблюдения ряда фотометрических звезд-стандартов. Если звезды-стандарты невозможно наблюдать одновременно с целевыми объектами, эта поправка должна быть выполнена в фотометрических условиях, при безоблачном небе и когда поглощение света атмосферой является простой функцией воздушной массы.

Относительная фотометрия

Для проведения относительной фотометрии сравнивают инструментальную величину объекта с известной звездой сравнения, а затем вносят поправки на пространственные изменения чувствительности прибора и атмосферное поглощение. Это часто делается дополнительно к поправке на временные изменения, особенно если сравниваемые объекты находятся слишком далеко друг от друга на небе для одновременного наблюдения.

Принудительная фотометрия

При принудительной фотометрии измерения проводятся в заданной позиции, а не для конкретного объекта. Она называется "принудительной", поскольку измерение может быть выполнено даже при отсутствии объекта в этой позиции (в интересующем спектральном диапазоне). Принудительная фотометрия позволяет определить звездную величину или её верхнюю границу в выбранной точке на небе.

Программное обеспечение

Существует ряд бесплатных компьютерных программ для синтетической апертурной фотометрии и фотометрии, основанной на функции распределения точки (PSF). SExtractor и Aperture Photometry Tool – популярные примеры программ для апертурной фотометрии. Первый предназначен для обработки данных масштабных обзоров галактик, а второй имеет графический пользовательский интерфейс (GUI), удобный для изучения отдельных изображений. DAOPHOT общепризнан как лучшее программное обеспечение для фотометрии с использованием PSF.

Организации

Существует ряд организаций, от профессиональных до любительских, которые собирают и обмениваются фотометрическими данными и делают их доступными в сети. Некоторые сайты собирают данные прежде всего как ресурс для других исследователей (например, AAVSO), а другие запрашивают предоставление данных для собственных исследований (например, CBA):
Американская ассоциация наблюдателей переменных звёзд (AAVSO). Astronomyonline.org
Центр астрофизики любителей (CBA).