Сравнивайте с английским: нажмите на абзац — оригинал откроется в окне. Кнопка EN под абзацем показывает его прямо в тексте.
Введение
В астрономии фоновый свет обычно относится к свету, приходящему из, казалось бы, пустой области ночного неба. Даже если в данной области неба нет видимых астрономических объектов, всегда присутствует некоторая низкая светимость, главным образом из-за диффузии света в атмосфере (диффузии как входящего света от близлежащих источников, так и искусственных источников света с Земли, таких как города). В видимом диапазоне уровень светимости составляет около 22-й звездной величины на квадратную секунду: очень низкий уровень, но все же вполне доступный для текущего поколения телескопов. Космический телескоп Хаббла не подвержен этой проблеме. В инфракрасной астрономии проблема может быть гораздо серьезнее: из-за больших длин волн само небо и телескоп являются источниками света. Для решения этой проблемы инфракрасные телескопы часто используют метод, называемый "чередованием" (астрономия), при котором зеркало быстро переключается между интересующим объектом и близлежащим пустым участком неба. Два изображения можно вычесть, оставив, в идеале, только свет, приходящий от источника. Существует несколько источников, вносящих вклад в яркость (ночного) неба. Некоторые из них инструментальные или связаны с присутствием атмосферы (например, воздушное свечение), в случае наземных инструментов. Даже если удастся минимизировать влияние инструментальных и атмосферных компонентов (например, с помощью космического аппарата), все равно остается несколько астрофизических компонентов, вносящих вклад в фоновый свет: это могут быть наборы точечных источников, такие как слабые астероиды, галактические звезды и далекие галактики, а также диффузные источники, такие как пыль в Солнечной системе, в Млечном Пути и в межгалактическом пространстве. Фактическая значимость конкретного компонента в основном зависит от длины волны измерения. Неопределенность (или шум) измерений, вызванная астрофизическими компонентами фонового света, называется шумом от наложения. В астрономической CCD-технологии фон обычно относится к общему оптическому "шуму" системы, то есть к свету, попадающему на CCD-сенсор в отсутствие источников света. Этот фон может быть вызван электронным шумом в CCD, недостаточно замаскированным светом вблизи телескопа и так далее. Экспозиция на пустом участке неба также называется фоновым кадром и представляет собой сумму уровня фона системы и уровня неба. Фоновый кадр часто является первой экспозицией в астрономическом наблюдении с помощью CCD: этот кадр затем вычитается из фактического результата наблюдения, оставляя, в теории, только свет, приходящий от наблюдаемого астрономического объекта.
In astronomy, background commonly refers to the incoming light from an apparently empty part of the night sky. Even if no visible astronomical objects are present in given part of the sky, there always is some low luminosity present, due mostly to light diffusion from the atmosphere (diffusion of both incoming light from nearby sources, and of man made Earth sources like cities). In the visible band, luminosity level is around the 22nd magnitude per square arcsecond: a very low level, but anyway well within the limits of the current generation of telescopes. The Hubble Space Telescope does not suffer from this problem. In infrared astronomy, the problem can be much worse: due to the longer wavelengths involved, the sky and the telescope themselves are a source of light. To work around this problem, infrared telescopes often use a technique called chopping (astronomy), where a mirror rapidly oscillates between the object of interest and the nearby, empty sky. The two images can be subtracted, leaving hopefully only the incoming light from the source. There are several sources which contribute to the brightness of the (night) sky. Some of these are instrumental, or due to the presence of the atmosphere (like the airglow), in the case of ground based instruments. Even if we able to minimize the effect of instrumental and atmospherical components (e. g. using a spacecraft), there are still several astrophysical components contributing to the sky background: these could be sets of point sources like faint asteroids, Galactic stars and far away galaxies, as well as diffuse sources like dust in the Solar System, in the Milky Way, and in the intergalactic space. The actual importance of a specific component depends mostly of the wavelength of the measurement. The uncertainty (or noise) of the measurements caused by the astrophysical components of the sky background is called confusion noise. In astronomical CCD technology, background is usually referred to the overall optical "noise" of the system, that is, the incoming light on the CCD sensor in absence of light sources. This background can originate from electronic noise in the CCD, from not well masked lights nearby the telescope, and so on. An exposure on an empty patch of the sky is also called a background, and is the sum of the system background level plus the sky's one. A background frame is often the first exposure in an astronomical observation with a CCD: the frame will then be subtracted from the actual observation result, leaving in theory only the incoming light from the astronomical object being observed.