Fotometrija (astronomija)

С Википедије, слободне енциклопедије
Svemirski fometetar Keplerove misije

Fotometrija, od grčkog photo- („svetlost”) i -metry („mera”), tehnika je koja se koristi u astronomiji kojom se meri fluks ili intenzitet svetlosti koju zrače astronomski objekti.[1] Ova svetlost se meri kroz teleskop koristeći fotometar, obično napravljen koristeći elektronske uređaje kao što je CCD fotometar ili fotoelektrični fotometar koji konvertuje svetlost u električnu struju putem fotoelektričnog efekta. Kada su kalibrisani prema standardnim zvezdama (ili drugim izvorima svetlosti) poznatog intenziteta i boje, fotometri mogu da mere sjajnost ili prividnu veličinu nebeskih objekata.

Metode koje se koriste za izvođenje fotometrijskih merenja zavise od režima studiranih talasnih dužina. U svojom najosnovnijejm vidu, fotometrija se sprovodi prikupljanjem svetlosti i prolaskom kroz specijalizovane fotometrijske optičke pojasne filtre, a zatim hvatanjem i snimanjem svetlosne energije pomoću fotosenzitivnog instrumenta. Definisani su standardni setovi propusnih opsega (koji se nazivaju fotometrijski sistem) kako bi se omogućilo tačno poređenje opažanja.[2] Naprednija tehnika je spektrofotometrija, u kojoj se merenja vrše pomoću spektrofotometra i utvrđuje se količina radijacije i njena detaljna spektralna distribucija.[3]

Fotometrija se isto tako koristi u posmatranju promenljivih zvezda[4], pri čemu se koriste tehnike kao što je diferencijalna fotometrija, kojom se simultano meri sjajnost ciljnog objekta i obližnjih zvezda u zvezdanom polju[5] ili relativna fotometrija kojom se poredi sjajnost ciljnog objekta sa zvezdama čiji sjaj je poznate fiksne veličine.[6] Upotreba više pojasnih filtera u relativnoj fotometriji naziva se apsolutna fotometrija. Grafikon magnitude u odnosu na vreme proizvodi krivu svetlosti, što daje značajne informacije o fizičkom procesu koji uzrokuje promenu osvetljenosti.[7] Precizni fotoelektrični fotometri mogu da mere zvezdanu svetlost do oko 0,001 magnitude.[8]

Tehnika površinske fotometrije se isto tako može koristiti za druge objekte, kao što su planete, komete, magline ili galaksije čija prividna magnituda se može izraziti u vidu magnituda po kvadratnoj ugaonoj sekundi.[9] Poznavanje područja objekta i prosečnog intenziteta svetlosti preko astronomskog objekta određuje površinski sjaj u smislu magnitude po kvadratnoj ugaonoj sekundi, dok se integracijom ukupnog svetla proširenog objekta može izračunati sjaj u smislu njene ukupne magnitude, energetski izlaz ili luminoznost po jedinici površine.

Metodi[уреди | уреди извор]

Kriva svetlosti Eta Pramca u nekoliko različitih opsega

Fotometeri koriste specijalizovane filtere standardnih opsega duž ultraljubičastih, vidljivih, i infracrvenih talasnih dužina elektromagnetnog spektra.[4] Svaki primenjeni set filtera sa poznatim svojstvima transmisije svetlosti se naziva fotometrijski sistem, i omogućava utvrđivanje određenih svojstava o zvezdama i drugim tipovima astronomskih objekata.[10] Nekoliko važnih sistema se regularno koristi, kao što je UBV sistem[11] (ili prošireni UBVRI sistem[12]), blisko infracrveni JHK[13] ili Stremgrenov uvbyβ sistem.[10]

Istorijski, fotometrija od blisko-infracrvenih do kratkih ultraljubičastih talasnih dužina je vršena pomoću fotoelektričnog fotometra, instrumenta koji meri svetlosni intenzitet pojedinačnog objekta putem usmeravanja njegovog svetla na fotosenzitivnu ćeliju kao što je fotomultiplikatorska cev.[4] Fotometri su u velikoj meri zamenjeni CCD kamerama koje mogu da simultano prikazuju više objekata, iako se fotoelektrični fotometri i dalje koriste u posebnim situacijama,[14] kao kad je neophodna fina vremenska rezolucija.[15]

Magnitude i indeksi boja[уреди | уреди извор]

Moderne fotometrijske metode definišu magnitude i boje astronomskih objekata pomoću elektronskih fotometara gledano kroz standardne obojene pojasne filtere. Ovo se razlikuje od drugih izraza prividne vizuelne magnitude[7] koje ljudsko oko vidi ili se dobija fotografijom[4]: koji se obično pojavljuju u starijim astronomskim tekstovima i katalozima.

Magnitude merene fotometrima u pojedinim ustaljenim fotometrijskim sistemima (UBV, UBVRI ili JHK) se obeležavaju velikim slovima . e.g. „V” (mV), „B” (mB), etc. Druge magnitude procenjene ljudskim okom se izražavaju koristeći mala slova. e.g. „v”, „b” ili „p”, etc.[16] e.g. vizuelne magnitude kao mv[17], fotografske magnitude su mph / mp ili fotovizuelne magnitude mp ili mpv.[17][4] Stoga, 6. magnituda zvezde može da bude navedeno kao 6.0V, 6.0B, 6.0v ili 6.0p. Budući da se zvezdana svetlost meri na različitim opsezima talasnih dužina širom elektromagnetnog spektra i da na merenja utiču različite instrumentalne fotometrijske osetljivosti na svetlost, ona nisu nužno ekvivalentne numeričkoj vrednosti.[16] Na primer, vidljiva jačina u UBV sistemu za solarnu zvezdu 51 Pegasi[18] je 5.46V, 6.16B ili 6.39U[19], što korespondira magnitudama uočenim kroz vizuelni 'V', plavi 'B' ili ultraljubičasti 'U' filtar.

Razlike magnituda između filtera ukazuju na razlike boja i zavisne su od temperatura.[20] Koristeći B i V filtre u UBV sistemu formira se B–V indeks boja.[20] Za 51 Pegasi, B–V = 6.16 – 5.46 = +0.70, sugeriše postojanje žuto obojene zvezde koja odgovara spektralnom tupu G2IV.[21][19] Iz poznavanja B–V rezultata se određuje temperatura površine zvezde[22], što je za dati primer 5768±8 K.[23]

Još jedna važna primena indeksa boja je grafičko prikazivanje uočljive veličine zvezde u odnosu na B–V indeks boja. Time se formiraju značajni odnosi između setova zvezda u Hercšprung—Raselovim dijagramima, koji je za zvezde uočljiva verzija tog vida dijagrama. Tipično fotometrijska merenja višestrukih objekata dobijenih kroz dva filtera će pokazati, na primer u otvorenom klasteru,[24] omogućuju uporednu zvezdanu evoluciju između zvezdanih komponenti ili određivanje relativne starosti klastera.[25]

Usled velikog broja različitih fotometrijskih sistema koje astronomi koriste, postoji mnogo izraza magnituda i njihovih indeksa.[10] Svaki od tih novijih fotometrijskih sistema, izuzev UBV, UBVRI ili JHK sistema, dodeljuje velika i mala slova korištenim filterima. Na primer, magnitude koje koristi Gaja su 'G'[26] (sa plavim i crvenim fotometrijskim filterima, GBP i GRP[27]) ili Stremgrenov fotometrijski sistem sa svojim malim slovima 'u', 'v', 'b', 'y', i dva uska i širokim 'β' (vodoničnim beta) filterima.[10] Pojedini fotometrijski sistemi isto tako imaju izvesne prednosti. Stremgrenova fotometrija se može koristi za merenje efekata crvenog pomaka i međuzvezdanog gašenja.[28] Stremgrenov pristup omogućava izračunavanje parametara od b i y filtera (indeksa boja b − y) bez efekta crvenog pomaka, kao indeksi m 1 i c 1.[28]

Reference[уреди | уреди извор]

  1. ^ Casagrande, Luca; VandenBerg, Don A (2014). „Synthetic stellar photometry - General considerations and new transformations for broad-band systems”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Oxford University Press. 444 (1): 392—419. Bibcode:2014MNRAS.444..392C. arXiv:1407.6095Слободан приступ. doi:10.1093/mnras/stu1476. 
  2. ^ Warner, Brian D. Practical Guide to Lightcurve Photometry and Analysis (20. 6. 2016). A. Springer. ISBN 978-3-319-32750-1. 
  3. ^ C.R. Kitchin (1. 1. 1995). Optical Astronomical Spectroscopy. CRC Press. стр. 212. ISBN 978-1-4200-5069-1. 
  4. ^ а б в г д Miles, R. (2007). „A light history of photometry: from Hipparchus to the Hubble Space Telescope”. Journal of the British Astronomical Association. 117: 178—186. Bibcode:2007JBAA..117..172M. 
  5. ^ Kern, J.~R.; Bookmyer, B.~B. (1986). „Differential photometry of HDE 310376, a rapid variable star”. Publications of Astronomical Society of the Pacific. 98: 1336—1341. Bibcode:1986PASP...98.1336K. doi:10.1086/131940. 
  6. ^ Husárik, M. (2012). „Relative photometry of the possible main-belt comet (596) Scheila after an outburst”. Contributions of the Astronomical Observatory Skalnaté Pleso. 42: 15—21. Bibcode:2012CoSka..42...15H. 
  7. ^ а б North, G.; James, N. (21. 8. 2014). Observing Variable Stars, Novae and Supernovae. Cambridge University Press. ISBN 978-1-107-63612-5. 
  8. ^ „Overview: Photoelectric photometer”. Oxford University Press. Приступљено 20. 5. 2019. 
  9. ^ Palei, A.B. (avgust 1968). „Integrating Photometers”. Soviet Astronomy. 12: 164. Bibcode:1968SvA....12..164P. 
  10. ^ а б в г Bessell, M.S. (septembar 2005). „Standard Photometric Systems” (PDF). Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 43 (1): 293—336. Bibcode:2005ARA&A..43..293B. ISSN 0066-4146. doi:10.1146/annurev.astro.41.082801.100251. 
  11. ^ Johnson, H. L.; Morgan, W. W. (1953). „Fundamental stellar photometry for standards of spectral type on the revised system of the Yerkes spectral atlas”. The Astrophysical Journal. 117 (3): 313—352. Bibcode:1953ApJ...117..313J. doi:10.1086/145697. 
  12. ^ Landolt, A.U. (1. 7. 1992). „UBVRI photometric standard stars in the magnitude range 11.5-16.0 around the celestial equator”. The Astronomical Journal. 104: 340—371. Bibcode:1992AJ....104..340L. doi:10.1086/116242. 
  13. ^ Hewett, P.C.; Warren, S.J.; Leggett, S.K.; Hodgkin, S.T. (2006). „The UKIRT Infrared Deep Sky Survey ZY JHK photometric system: passbands and synthetic colours”. Monthly Notices of Royal Astronomical Society. 367: 454—468. Bibcode:2006MNRAS.367..454H. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09969.x. 
  14. ^ CSIRO Astronomy and Space Science (2015). „Photoelectric Astronomy”. CSIRO : Australian Telescope National Facility. Приступљено 21. 5. 2019. 
  15. ^ Walker, E.W. „CCD Photometry”. British Astronomical Association. Приступљено 21. 5. 2019. 
  16. ^ а б MacRobert, A. (1. 8. 2006). „The Stellar Magnitude System”. Sky and Telescope. Приступљено 21. 5. 2019. 
  17. ^ а б Norton, A.P. (1989). Norton's 2000.0 : Star Atlas and Reference Handbook. Longmore Scientific. ISBN 978-0-582-03163-0. 
  18. ^ Cayrel de Strobel, G. (1996). „Stars resembling the Sun”. Astronomy and Astrophysics Review. 7 (3): 243—288. Bibcode:1996A&ARv...7..243C. doi:10.1007/s001590050006. 
  19. ^ а б „51 Peg”. SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Приступљено 22. 5. 2019. 
  20. ^ а б CSIRO Astronomy and Space Science (2002). „The Colour of Stars”. CSIRO : Australian Telescope National Facility. Приступљено 21. 5. 2019. 
  21. ^ Keenan, R.C.; McNeil, P.C. (1989). „The Perkins Catalog of Revised MK Types for the Cooler Stars”. The Astrophysical Journal Supplement Series. 71: 245—266. Bibcode:1989ApJS...71..245K. doi:10.1086/191373. 
  22. ^ Luciuk, M. „Astronomical Magnitudes” (PDF). стр. 2. Приступљено 22. 5. 2019. 
  23. ^ Mittag, M.; Schröder, K.-P.; Hempelmann, A.; González-Pérez, J.N.; Schmitt, J.H.M.M. (2016). „Chromospheric activity and evolutionary age of the Sun and four solar twins”. Astronomy & Astrophysics. 591: A89. Bibcode:2016A&A...591A..89M. arXiv:1607.01279Слободан приступ. doi:10.1051/0004-6361/201527542. 
  24. ^ Littlefair, S. (2015). „PHY217 Observational Techniques for Astronomers : P05: Absolute Photometry”. University of Sheffield : Department of Physics and Astronomy. Приступљено 24. 5. 2019. 
  25. ^ James, A. (19. 4. 2017). „Open Star Clusters : 8 of 10 : Evolution of Open Star Clusters”. Southern Astronomical Delights. Приступљено 20. 5. 2019. 
  26. ^ Jordi, C.; Gebran, M.; Carrasco, J.~M.; de Bruijne, J.; Voss, H.; Fabricius, C.; Knude, J.; Vallenari, A.; Kohley, R.; More, A. (2010). „Gaia broad band photometry”. Atronomy and Astrophysics. 523: A48. Bibcode:2010A&A...523A..48J. arXiv:1008.0815Слободан приступ. doi:10.1051/0004-6361/201015441. 
  27. ^ „Expected Nominal Mission Science Performance”. GAIA :European Space Agency. 16. 3. 2019. Приступљено 23. 5. 2019. 
  28. ^ а б Paunzen, E. (2015). „A new catalogue of Strömgren-Crawford uvbyβ photometry”. Astronomy and Astrophysics. 580: A23. Bibcode:2015A&A...580A..23P. arXiv:1506.04568Слободан приступ. doi:10.1051/0004-6361/201526413. 

Spoljašnje veze[уреди | уреди извор]