측광학(천문)

Photometry (astronomy)
케플러 우주 광도계

측광학( phot光學)은 그리스의 광도(光道)와 측광학(,光學)으로, 천문학에서 사용되는 기술로,[1] 천체들이 방사하는 빛의 플럭스나 강도를 측정하는 것과 관련이 있다.이 빛은 종종 광전 효과에 의해 빛을 전류로 변환하는 CCD 광도계나 광전 광도계 같은 전자 장치를 사용하여 만들어진 광도계를 사용하여 망원경을 통해 측정됩니다.광도계는 알려진 강도와 색상의 표준 별(또는 다른 광원)에 대해 보정할 때 천체 물체의 밝기 또는 겉보기 크기를 측정할 수 있습니다.

측광에 사용되는 방법은 연구 중인 파장 영역에 따라 달라집니다.가장 기본적인 것은 빛을 모아 특수 광도계 광학 밴드패스 필터를 통과시킨 후 감광기기로 광에너지를 포착해 기록하는 것이다.표준 통과 대역 세트(광도계라고 함)는 [2]관측치를 정확하게 비교할 수 있도록 정의됩니다.더 발전된 기술은 분광 광도계로 측정하여 방사량과 상세한 스펙트럼 [3]분포를 모두 관찰하는 분광 광도 측정법이다.

광도 측정은 또한 대상 물체와 별장[5] 내 근처의 별 밝기를 동시에 측정하는 차등 측광학이나 알려진 일정한 [6]크기의 별과 비교함으로써 상대 측광학 등과 같은 다양한 기술에 의해 가변 [4]별의 관측에도 사용된다.상대 광도 측정과 함께 다중 밴드 패스 필터를 사용하는 것을 절대 광도 측정이라고 합니다.시간에 대한 크기의 그래프는 밝기 [7]변화를 일으키는 물리적 프로세스에 대한 상당한 정보를 제공하는 광도 곡선을 생성합니다.정밀 광전 광도계는 별빛을 약 0.001 [8]등급으로 측정할 수 있습니다.

표면 측광 기술은 또한 행성, 혜성, 성운, 또는 1평방 아크초 [9]당 겉보기 크기를 측정하는 은하와 같은 확장된 물체에도 사용될 수 있다.천체 면적과 천체 전체의 빛의 평균 강도를 알면 표면 밝기가 평방 아크초 당 밝기로 결정되며, 확장된 물체의 총 빛은 단위 표면 면적당 밝기, 에너지 출력 또는 밝기로 계산될 수 있습니다.

방법들

여러 통과 대역의 에타 카리나라이트 곡선

천문학은 측광학의 초기 응용 분야 중 하나였다.최신 광도계는 전자파 [4]스펙트럼의 자외선, 가시파 및 적외선 파장에 걸쳐 특수 표준 통과 대역 필터를 사용합니다.알려진 광투과 특성을 가진 채택된 필터 세트는 광도계라고 불리며, 별과 다른 유형의 [10]천체들에 대한 특정 특성을 확립할 수 있습니다.UBV 시스템[11](또는 확장 UBVRI 시스템[12]), 근적외선[13] JHK 또는 Strömgren uvbyβ [10]시스템과 같은 여러 중요한 시스템이 정기적으로 사용됩니다.

역사적으로 단파장 자외선을 통한 근적외선 측광은 광전자 광도계로 이루어졌는데, 광전자 증배관과 [4]같은 감광성 세포에 빛을 전달하여 단일 물체의 광강도를 측정하는 기구이다.광전 광도계는 여전히 미세한 시간 분해능이 [15]필요한 특수한 [14]상황에서 사용되지만, 이러한 카메라들은 대부분 여러 물체를 동시에 촬영할 수 있는 CCD 카메라로 대체되었습니다.

크기 및 색상 지수

현대의 광도 측정 방법은 표준 컬러 밴드 패스 필터를 통해 본 전자 광도계를 사용하여 천체 크기와 색상을 정의합니다.이것은 인간의 눈으로 관찰하거나 [4]사진으로 얻은 겉으로 보이는[7] 시각적인 크기의 다른 표현과는 다릅니다. 이는 대개 오래된 천문학적 문서와 카탈로그에 나타납니다.

일반적인 광도계 시스템(UBV, UBVRI 또는 JHK)에서 광도계로 측정한 크기는 대문자로 표시된다(예: 'V'(mV), 'B'(mB) 등).인간의 눈으로 추정된 다른 크기는 소문자로 표현된다. 예를 들어, "v", "b" 또는 "p" 등.[16] 예를 들어, 사진v 크기는 m/[17]mp 또는 광각 크기p m 또는phpv [17][4]m이다.따라서 6등급 별은 6.0V, 6.0B, 6.0v 또는 6.0p로 표시될 수 있다.별빛은 전자파 스펙트럼 전체에 걸쳐 다른 파장 범위에서 측정되며 빛에 대한 다른 계측기 광도 감도의 영향을 받기 때문에 [16]수치상 반드시 동일하지는 않다.예를 들어 태양과 비슷한 별 51 Pegasi에[18] 대한 UBV 시스템의 겉보기 크기는 5.46V, 6.16B 또는 6.[19]39U이며, 이는 시각적인 'V', 파란색 'B' 또는 자외선 'U' 필터를 통해 관측된 크기에 해당합니다.

필터 간의 진폭 차이는 색상의 차이를 나타내며 [20]온도와 관련이 있습니다.UBV 시스템에서 B 및 V 필터를 사용하면 B–V 색 [20]지수가 생성됩니다.페가수스자리 51의 경우, B-V = 6.16 – 5.46 = +0.70으로, G2와 일치하는 노란색 별임을 나타낸다.IV [21][19]스펙트럼형B-V 결과를 알면 별의 표면 [22]온도가 결정되며, 유효 표면 온도는 5768±8 [23]K입니다.

색 지수의 또 다른 중요한 적용은 B–V 색 지수에 대한 별의 겉보기 크기를 그래픽으로 표시하는 것이다.이는 색상-크기 도표에서 발견된 일련의 별들 사이에 중요한 관계를 형성하며, 별의 경우 헤르츠스프룽-러셀 도표의 관측된 버전입니다.일반적으로 두 개의 필터를 통해 얻은 여러 물체의 광도 측정에서는 산개성단에서 [24]구성성단 간의 비교적인 항성 진화를 보여주거나 성단의 상대적 [25]나이를 확인할 수 있습니다.

천문학자들이 채택한 많은 다른 광도 측정 시스템 때문에, 크기와 지수에 [10]대한 많은 표현들이 있다.각각의 이러한 새로운 측광 학적 시스템의, UBV, UBVRI 또는 주한미 합동 사령부 시스템은 제외한다. 예를 들어 잔유 가이아에 의해 쓰이고 있'G'[26](에 파란 색과 붉은 색 광도 필터, GBP과 GRP[27])또는 Strömgren 측광계 'u의 소문자를 하고''v의,'b''y의, 그리고 두개의 크고 넓은 좁은 'β'가 필터를 사용한 위 또는 아래 사건 편지를 할당합니다.(Hydrogen-beta)[10] 필터입니다.일부 광도계 시스템은 또한 특정한 이점을 가지고 있다. 예를 들어 Strömgren 광도계를 사용하여 적색변화와 성간 [28]소멸의 영향을 측정할 수 있다.Strömgren은 지수 m과 [28]c와 같이 적색의 영향 없이 b와 y 필터(b - y의 색상 지수)로부터 매개변수를 계산할 수 있다.

적용들

에어로넷 광도계

광도 측정 시스템에 사용되는 많은 천문학적인 응용 분야가 있습니다.광도 측정은 반제곱 법칙과 결합하여 거리가 결정되면 물체의 밝기를 결정할 수 있고, 밝기가 알려진 경우에는 거리를 결정할 수 있습니다.물체의 다른 물리적 특성(온도나 화학적 조성 등)도 광대역 또는 협대역 분광 광도법을 통해 결정할 수 있다.

측광학은 또한 변광성, 소행성, 활동 은하핵 및 초신성 [7]같은 물체의 광변화를 연구하거나 지나가는 외계 행성을 탐지하는 데 사용됩니다.이러한 변화의 측정은 예를 들어 일식 쌍성계 구성원의 궤도 주기 및 반지름, 작은 행성이나 별의 회전 주기 또는 초신성의 [7]총 에너지 출력을 결정하는 데 사용될 수 있습니다.

CCD 측광법

CCD 카메라는 기본적으로 광도계의 그리드이며 시야의 모든 소스에서 나오는 광자를 동시에 측정하고 기록합니다.각 CCD 이미지는 여러 물체의 광도 측정을 동시에 기록하기 때문에 기록된 데이터에 대해 다양한 형태의 광도 추출을 수행할 수 있습니다(일반적으로 상대, 절대 및 미분).이 세 가지 방법 모두 대상 객체의 원시 이미지 크기 및 알려진 비교 객체의 추출이 필요합니다.일반적으로 물체의 관측된 신호는 시스템의 PSF(Point Spread Function)에 따라 많은 픽셀을 커버합니다.이 확대는 망원경의 광학과 천체 관측에 의한 것입니다.점원으로부터 측광법을 얻을 때, 유속은 물체로부터 기록된 모든 빛을 합하고 하늘로 [29]인한 빛을 빼서 측정한다.조리개 측광학으로 알려진 가장 간단한 기술은 물체에 집중된 조리개 내의 픽셀 수를 합산하여 픽셀당 평균 스카이 카운트와 [29][30]조리개 내의 픽셀 수를 뺀다.그러면 대상 객체의 원시 플럭스 값이 생성됩니다.별의 프로필이 상당히 겹치는 구상 성단과 같이 매우 혼잡한 필드에서 측광 작업을 수행할 때는 겹치는 [31]선원의 개별 플럭스 값을 결정하기 위해 PSF 피팅과 같은 디블렌딩 기술을 사용해야 합니다.

교정

계수로 물체의 플럭스를 결정한 후 플럭스는 일반적으로 계기적 크기로 변환됩니다.그런 다음 어떤 방식으로든 측정이 보정됩니다.어떤 보정을 사용할지는 부분적으로 어떤 유형의 광도 측정을 수행하느냐에 따라 달라집니다.일반적으로 관찰은 상대 측광 또는 차등 [32]측광에 대해 처리된다.상대 측광은 여러 물체의 겉보기 밝기를 서로 비교하여 측정하는 것입니다.절대 측광은 표준 측광 시스템에서 물체의 겉보기 밝기를 측정하는 것입니다. 이러한 측정은 다른 망원경이나 기기로 얻은 다른 절대 측광 측정과 비교할 수 있습니다.차분 측광법은 두 물체의 밝기 차이를 측정하는 것입니다.대부분의 경우 차분 측광은 최고 정밀도로 수행될 수 있지만 절대 측광은 최고 정밀도로 수행하기가 가장 어렵습니다.또한, 정확한 측광은 물체의 겉보기 밝기가 더 희미할 때 더 어렵습니다.

절대 측광학

절대 광도 측정을 수행하려면 물체가 관찰되는 유효 통과 대역과 표준 광도 측정 시스템을 정의하는 데 사용되는 통과 대역 간의 차이를 보정해야 합니다.이는 위에서 설명한 다른 모든 수정사항에 추가되는 경우가 많습니다.일반적으로 이러한 보정은 여러 필터를 통해 관심 물체를 관찰하고 다수의 광도 표준 별을 관찰함으로써 이루어집니다.표준별을 대상별과 동시에 관측할 수 없는 경우, 하늘에 구름이 없고 기단의 단순한 기능인 광도 측정 조건에서 이 보정을 수행해야 한다.

상대 측광학

상대 광도 측정을 수행하기 위해 물체의 계측기 크기를 알려진 비교 물체와 비교한 다음 계측기의 감도 및 대기 소멸의 공간적 변화에 대한 측정을 보정한다.이것은 종종 시간적 변화를 보정하는 것 외에, 특히 비교되는 물체가 하늘에서 너무 멀리 떨어져 있어서 동시에 [6]관찰될 수 없을 때 더해진다.대상 개체와 비교 개체를 모두 근접하게 포함하는 영상에서 보정을 수행하고 비교 개체의 카탈로그 크기와 일치하는 광도 측정 필터를 사용하면 대부분의 측정 편차가 null로 감소합니다.

차동 측광학

차분 측광은 보정 중 가장 단순하며 시계열 [5]관측에 가장 유용합니다.CCD 측광법을 사용할 때 대상 물체와 비교 물체는 동일한 필터를 사용하여 동일한 기기를 사용하여 동시에 관찰되며 동일한 광 경로를 통해 볼 수 있습니다.대부분의 관측 변수는 탈락하며, 차이 매그니튜드는 단순히 대상 물체와 비교 물체의 계측기 크기 차이일 뿐이다(θMag = C Mag – T Mag).이것은 대상 물체의 시간 경과에 따른 크기 변화를 그릴 때 매우 유용하며, 일반적으로 가벼운 [5]곡선으로 컴파일됩니다.

표면 측광

은하와 같이 공간적으로 확장된 물체의 경우, 단순히 은하의 총 밝기를 측정하는 것이 아니라 은하의 밝기 공간 분포를 측정하는 것이 종종 관심사가 됩니다.물체의 표면 밝기는 하늘의 투영에서 볼 수 있는 단위 고체 각도당 밝기이며, 표면 밝기의 측정은 표면 광도 [9]측정이라고 합니다.일반적인 적용은 은하의 표면 밝기 프로파일을 측정하는 것인데, 이는 은하의 중심으로부터의 거리 함수로서의 표면 밝기를 의미합니다.작은 입체 각도의 경우, 입체 각도의 유용한 단위는 정사각형 아크초이며, 표면 밝기는 종종 정사각형 아크초 당 크기로 표현됩니다.

소프트웨어

합성 개구부 측광 및 PSF 장착 측광에는 다수의 무료 컴퓨터 프로그램을 이용할 수 있습니다.

Sextractor와[33] Aperture Photometry[34] Tool은 조리개 측광의 대표적인 예입니다.전자는 대규모 은하계 조사 데이터를 줄이기 위한 것이고, 후자는 개별 이미지 연구에 적합한 그래픽 사용자 인터페이스(GUI)를 갖추고 있다.DAOPHOT는 PSF 장착 [31]측광에 가장 적합한 소프트웨어로 인정받고 있습니다.

단체들

광도 측정 데이터를 수집 및 공유하여 온라인으로 제공하는 조직은 전문가에서 아마추어까지 다양합니다.일부 사이트는 주로 다른 연구자를 위한 자원으로 데이터를 수집합니다(예:AAVSO) 및 일부에서는 자체 연구를 위한 데이터 기여를 요청합니다(예: CBA).

  • 미국 변광성 관측자 협회(AAVSO)[35]
  • Astronomyonline.org[36]
  • 뒷마당 천체물리학 센터(CBA).[37]

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

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외부 링크