Пређи на садржај

Фотометрија (астрономија)

С Википедије, слободне енциклопедије
Свемирски фомететар Кеплерове мисије

Фотометрија, од грчког photo- („светлост”) и -metry („мера”), техника је која се користи у астрономији којом се мери флукс или интензитет светлости коју зраче астрономски објекти.[1] Ова светлост се мери кроз телескоп користећи фотометар, обично направљен користећи електронске уређаје као што је ЦЦД фотометар или фотоелектрични фотометар који конвертује светлост у електричну струју путем фотоелектричног ефекта. Када су калибрисани према стандардним звездама (или другим изворима светлости) познатог интензитета и боје, фотометри могу да мере сјајност или привидну величину небеских објеката.

Методе које се користе за извођење фотометријских мерења зависе од режима студираних таласних дужина. У својом најосновнијејм виду, фотометрија се спроводи прикупљањем светлости и проласком кроз специјализоване фотометријске оптичке појасне филтре, а затим хватањем и снимањем светлосне енергије помоћу фотосензитивног инструмента. Дефинисани су стандардни сетови пропусних опсега (који се називају фотометријски систем) како би се омогућило тачно поређење опажања.[2] Напреднија техника је спектрофотометрија, у којој се мерења врше помоћу спектрофотометра и утврђује се количина радијације и њена детаљна спектрална дистрибуција.[3]

Фотометрија се исто тако користи у посматрању променљивих звезда[4], при чему се користе технике као што је диференцијална фотометрија, којом се симултано мери сјајност циљног објекта и оближњих звезда у звезданом пољу[5] или релативна фотометрија којом се пореди сјајност циљног објекта са звездама чији сјај је познате фиксне величине.[6] Употреба више појасних филтера у релативној фотометрији назива се апсолутна фотометрија. Графикон магнитуде у односу на време производи криву светлости, што даје значајне информације о физичком процесу који узрокује промену осветљености.[7] Прецизни фотоелектрични фотометри могу да мере звездану светлост до око 0,001 магнитуде.[8]

Техника површинске фотометрије се исто тако може користити за друге објекте, као што су планете, комете, маглине или галаксије чија привидна магнитуда се може изразити у виду магнитуда по квадратној угаоној секунди.[9] Познавање подручја објекта и просечног интензитета светлости преко астрономског објекта одређује површински сјај у смислу магнитуде по квадратној угаоној секунди, док се интеграцијом укупног светла проширеног објекта може израчунати сјај у смислу њене укупне магнитуде, енергетски излаз или луминозност по јединици површине.

Методи

[уреди | уреди извор]
Крива светлости Ета Прамца у неколико различитих опсега

Фотометери користе специјализоване филтере стандардних опсега дуж ултраљубичастих, видљивих, и инфрацрвених таласних дужина електромагнетног спектра.[4] Сваки примењени сет филтера са познатим својствима трансмисије светлости се назива фотометријски систем, и омогућава утврђивање одређених својстава о звездама и другим типовима астрономских објеката.[10] Неколико важних система се регуларно користи, као што је УБВ систем[11] (или проширени УБВРИ систем[12]), блиско инфрацрвени ЈХК[13] или Стремгренов увбyβ систем.[10]

Историјски, фотометрија од блиско-инфрацрвених до кратких ултраљубичастих таласних дужина је вршена помоћу фотоелектричног фотометра, инструмента који мери светлосни интензитет појединачног објекта путем усмеравања његовог светла на фотосензитивну ћелију као што је фотомултипликаторска цев.[4] Фотометри су у великој мери замењени ЦЦД камерама које могу да симултано приказују више објеката, иако се фотоелектрични фотометри и даље користе у посебним ситуацијама,[14] као кад је неопходна фина временска резолуција.[15]

Магнитуде и индекси боја

[уреди | уреди извор]

Модерне фотометријске методе дефинишу магнитуде и боје астрономских објеката помоћу електронских фотометара гледано кроз стандардне обојене појасне филтере. Ово се разликује од других израза привидне визуелне магнитуде[7] које људско око види или се добија фотографијом[4]: који се обично појављују у старијим астрономским текстовима и каталозима.

Магнитуде мерене фотометрима у појединим устаљеним фотометријским системима (УБВ, УБВРИ или ЈХК) се обележавају великим словима . е.г. „V” (mV), „B” (mB), етц. Друге магнитуде процењене људским оком се изражавају користећи мала слова. е.г. „v”, „b” или „p”, етц.[16] е.г. визуелне магнитуде као mv[17], фотографске магнитуде су mph / mp или фотовизуелне магнитуде mp или mpv.[17][4] Стога, 6. магнитуда звезде може да буде наведено као 6.0V, 6.0B, 6.0v или 6.0p. Будући да се звездана светлост мери на различитим опсезима таласних дужина широм електромагнетног спектра и да на мерења утичу различите инструменталне фотометријске осетљивости на светлост, она нису нужно еквивалентне нумеричкој вредности.[16] На пример, видљива јачина у УБВ систему за соларну звезду 51 Пегаси[18] је 5.46V, 6.16B или 6.39U[19], што кореспондира магнитудама уоченим кроз визуелни 'V', плави 'Б' или ултраљубичасти 'У' филтар.

Разлике магнитуда између филтера указују на разлике боја и зависне су од температура.[20] Користећи Б и V филтре у УБВ систему формира се Б–В индекс боја.[20] За 51 Пегаси, Б–В = 6.16 – 5.46 = +0.70, сугерише постојање жуто обојене звезде која одговара спектралном тупу G2IV.[21][19] Из познавања B–V резултата се одређује температура површине звезде[22], што је за дати пример 5768±8 K.[23]

Још једна важна примена индекса боја је графичко приказивање уочљиве величине звезде у односу на Б–В индекс боја. Тиме се формирају значајни односи између сетова звезда у Херцшпрунг—Раселовим дијаграмима, који је за звезде уочљива верзија тог вида дијаграма. Типично фотометријска мерења вишеструких објеката добијених кроз два филтера ће показати, на пример у отвореном кластеру,[24] омогућују упоредну звездану еволуцију између звезданих компоненти или одређивање релативне старости кластера.[25]

Услед великог броја различитих фотометријских система које астрономи користе, постоји много израза магнитуда и њихових индекса.[10] Сваки од тих новијих фотометријских система, изузев УБВ, УБВРИ или ЈХК система, додељује велика и мала слова кориштеним филтерима. На пример, магнитуде које користи Гаја су 'Г'[26] (са плавим и црвеним фотометријским филтерима, GBP и GRP[27]) или Стремгренов фотометријски систем са својим малим словима 'u', 'v', 'b', 'y', и два уска и широким 'β' (водоничним бета) филтерима.[10] Поједини фотометријски системи исто тако имају извесне предности. Стремгренова фотометрија се може користи за мерење ефеката црвеног помака и међузвезданог гашења.[28] Стремгренов приступ омогућава израчунавање параметара од b и y филтера (индекса боја b − y) без ефекта црвеног помака, као индекси m 1 и c 1.[28]

Референце

[уреди | уреди извор]
  1. ^ Цасагранде, Луца; ВанденБерг, Дон А (2014). „Сyнтхетиц стеллар пхотометрy - Генерал цонсидератионс анд неw трансформатионс фор броад-банд сyстемс”. Монтхлy Нотицес оф тхе Роyал Астрономицал Социетy. Оxфорд Университy Пресс. 444 (1): 392—419. Бибцоде:2014МНРАС.444..392Ц. арXив:1407.6095 Слободан приступ. дои:10.1093/мнрас/сту1476. 
  2. ^ Wарнер, Бриан D. Працтицал Гуиде то Лигхтцурве Пхотометрy анд Аналyсис (20. 6. 2016). А. Спрингер. ИСБН 978-3-319-32750-1. 
  3. ^ C.Р. Китцхин (1. 1. 1995). Оптицал Астрономицал Спецтросцопy. ЦРЦ Пресс. стр. 212. ИСБН 978-1-4200-5069-1. 
  4. ^ а б в г д Милес, Р. (2007). „А лигхт хисторy оф пхотометрy: фром Хиппарцхус то тхе Хуббле Спаце Телесцопе”. Јоурнал оф тхе Бритисх Астрономицал Ассоциатион. 117: 178—186. Бибцоде:2007ЈБАА..117..172М. 
  5. ^ Керн, Ј.~Р.; Боокмyер, Б.~Б. (1986). „Дифферентиал пхотометрy оф ХДЕ 310376, а рапид вариабле стар”. Публицатионс оф Астрономицал Социетy оф тхе Пацифиц. 98: 1336—1341. Бибцоде:1986ПАСП...98.1336К. дои:10.1086/131940. 
  6. ^ Хусáрик, M. (2012). „Релативе пхотометрy оф тхе поссибле маин-белт цомет (596) Сцхеила афтер ан оутбурст”. Цонтрибутионс оф тхе Астрономицал Обсерваторy Скалнатé Плесо. 42: 15—21. Бибцоде:2012ЦоСка..42...15Х. 
  7. ^ а б Нортх, Г.; Јамес, Н. (21. 8. 2014). Обсервинг Вариабле Старс, Новае анд Суперновае. Цамбридге Университy Пресс. ИСБН 978-1-107-63612-5. 
  8. ^ „Овервиеw: Пхотоелецтриц пхотометер”. Оxфорд Университy Пресс. дои:10.1093/ои/аутхоритy.20110803100324454. 
  9. ^ Палеи, А.Б. (август 1968). „Интегратинг Пхотометерс”. Совиет Астрономy. 12: 164. Бибцоде:1968СвА....12..164П. 
  10. ^ а б в г Бесселл, M.С. (септембар 2005). „Стандард Пхотометриц Сyстемс” (ПДФ). Аннуал Ревиеw оф Астрономy анд Астропхyсицс. 43 (1): 293—336. Бибцоде:2005АРА&А..43..293Б. ИССН 0066-4146. дои:10.1146/аннурев.астро.41.082801.100251. 
  11. ^ Јохнсон, Х. L.; Морган, W. W. (1953). „Фундаментал стеллар пхотометрy фор стандардс оф спецтрал тyпе он тхе ревисед сyстем оф тхе Yеркес спецтрал атлас”. Тхе Астропхyсицал Јоурнал. 117 (3): 313—352. Бибцоде:1953АпЈ...117..313Ј. дои:10.1086/145697. 
  12. ^ Ландолт, А.У. (1. 7. 1992). „УБВРИ пхотометриц стандард старс ин тхе магнитуде ранге 11.5-16.0 ароунд тхе целестиал еqуатор”. Тхе Астрономицал Јоурнал. 104: 340—371. Бибцоде:1992АЈ....104..340Л. дои:10.1086/116242. 
  13. ^ Хеwетт, П.C.; Wаррен, С.Ј.; Леггетт, С.К.; Ходгкин, С.Т. (2006). „Тхе УКИРТ Инфраред Дееп Скy Сурвеy ЗY ЈХК пхотометриц сyстем: пассбандс анд сyнтхетиц цолоурс”. Монтхлy Нотицес оф Роyал Астрономицал Социетy. 367: 454—468. Бибцоде:2006МНРАС.367..454Х. дои:10.1111/ј.1365-2966.2005.09969.x. 
  14. ^ ЦСИРО Астрономy анд Спаце Сциенце (2015). „Пхотоелецтриц Астрономy”. ЦСИРО : Аустралиан Телесцопе Натионал Фацилитy. Приступљено 21. 5. 2019. 
  15. ^ Wалкер, Е.W. „ЦЦД Пхотометрy”. Бритисх Астрономицал Ассоциатион. Приступљено 21. 5. 2019. 
  16. ^ а б МацРоберт, А. (1. 8. 2006). „Тхе Стеллар Магнитуде Сyстем”. Скy анд Телесцопе. Приступљено 21. 5. 2019. 
  17. ^ а б Нортон, А.П. (1989). Нортон'с 2000.0 : Стар Атлас анд Референце Хандбоок. Лонгморе Сциентифиц. ИСБН 978-0-582-03163-0. 
  18. ^ Цаyрел де Стробел, Г. (1996). „Старс ресемблинг тхе Сун”. Астрономy анд Астропхyсицс Ревиеw. 7 (3): 243—288. Бибцоде:1996А&АРв...7..243Ц. дои:10.1007/с001590050006. 
  19. ^ а б „51 Пег”. СИМБАД. Центре де Доннéес астрономиqуес де Страсбоург. Приступљено 22. 5. 2019. 
  20. ^ а б ЦСИРО Астрономy анд Спаце Сциенце (2002). „Тхе Цолоур оф Старс”. ЦСИРО : Аустралиан Телесцопе Натионал Фацилитy. Приступљено 21. 5. 2019. 
  21. ^ Кеенан, Р.C.; МцНеил, П.C. (1989). „Тхе Перкинс Цаталог оф Ревисед МК Тyпес фор тхе Цоолер Старс”. Тхе Астропхyсицал Јоурнал Супплемент Сериес. 71: 245—266. Бибцоде:1989АпЈС...71..245К. дои:10.1086/191373. 
  22. ^ Луциук, M. „Астрономицал Магнитудес” (ПДФ). стр. 2. Приступљено 22. 5. 2019. 
  23. ^ Миттаг, M.; Сцхрöдер, К.-П.; Хемпелманн, А.; Гонзáлез-Пéрез, Ј.Н.; Сцхмитт, Ј.Х.M.M. (2016). „Цхромоспхериц ацтивитy анд еволутионарy аге оф тхе Сун анд фоур солар тwинс”. Астрономy & Астропхyсицс. 591: А89. Бибцоде:2016А&А...591А..89М. арXив:1607.01279 Слободан приступ. дои:10.1051/0004-6361/201527542. 
  24. ^ Литтлефаир, С. (2015). „ПХY217 Обсерватионал Тецхниqуес фор Астрономерс : П05: Абсолуте Пхотометрy”. Университy оф Схеффиелд : Департмент оф Пхyсицс анд Астрономy. Архивирано из оригинала 13. 09. 2019. г. Приступљено 24. 5. 2019. 
  25. ^ Јамес, А. (19. 4. 2017). „Опен Стар Цлустерс : 8 оф 10 : Еволутион оф Опен Стар Цлустерс”. Соутхерн Астрономицал Делигхтс. Приступљено 20. 5. 2019. 
  26. ^ Јорди, C.; Гебран, M.; Царрасцо, Ј.~M.; де Бруијне, Ј.; Восс, Х.; Фабрициус, C.; Кнуде, Ј.; Валленари, А.; Кохлеy, Р.; Море, А. (2010). „Гаиа броад банд пхотометрy”. Атрономy анд Астропхyсицс. 523: А48. Бибцоде:2010А&А...523А..48Ј. арXив:1008.0815 Слободан приступ. дои:10.1051/0004-6361/201015441. 
  27. ^ „Еxпецтед Номинал Миссион Сциенце Перформанце”. ГАИА :Еуропеан Спаце Агенцy. 16. 3. 2019. Приступљено 23. 5. 2019. 
  28. ^ а б Паунзен, Е. (2015). „А неw цаталогуе оф Стрöмгрен-Цраwфорд увбyβ пхотометрy”. Астрономy анд Астропхyсицс. 580: А23. Бибцоде:2015А&А...580А..23П. арXив:1506.04568 Слободан приступ. дои:10.1051/0004-6361/201526413. 

Спољашње везе

[уреди | уреди извор]
Фотометрија на Викимедијиној остави.
Преузето из „https://sr.wikipedia.org/w/index.php?title=Fotometrija_(astronomija)&oldid=27806355”