Fotometri (astronomi)

Fotometer angkasa dalam Misi Kepler

Fotometri, (Jawi: ‏فوتوميتري‎‎) daripada bahasa Yunani foto- ("cahaya") dan -metri ("pengukuran"), ialah teknik yang digunakan dalam astronomi yang berkenaan dengan mengukur fluks atau keamatan cahaya yang dipancarkan oleh objek astronomi.[1] Cahaya ini diukur melalui teleskop menggunakan fotometer, selalunya dibuat menggunakan alat elektronik seperti fotometer CCD atau fotometer fotoelektrik yang menukarkan cahaya kepada arus elektrik melalui kesan fotoelektrik. Apabila ditentukur terhadap bintang piawai (atau sumber cahaya lain) dengan keamatan dan warna yang diketahui, fotometer boleh mengukur kecerahan atau magnitud jelas objek angkasa.

Kaedah yang digunakan untuk melakukan fotometri bergantung pada kawasan panjang gelombang yang dikaji. Pada asasnya, fotometri dijalankan dengan mengumpul cahaya dan menyalurkannya melalui turas lintasan jalur optik fotometri khusus, dan kemudian menangkap dan merakam tenaga cahaya dengan instrumen fotosensitif. Set lintasan jalur piawai (dipanggil sistem fotometri) ditakrifkan untuk membolehkan perbandingan cerapan yang tepat.[2] Teknik yang lebih maju ialah spektrofotometri yang diukur dengan spektrofotometer dan memerhati kedua-dua jumlah sinaran dan taburan spektrum terperincinya.[3]

Fotometri juga digunakan dalam pemerhatian bintang berubah,[4] dengan pelbagai teknik seperti, fotometri pembezaan yang secara serentak mengukur kecerahan objek sasaran dan bintang berdekatan di medan bintang[5] atau fotometri relatif dengan membandingkan kecerahan sasaran. objek kepada bintang dengan magnitud tetap yang diketahui.[6] Menggunakan berbilang penuras laluan jalur dengan fotometri relatif dipanggil fotometri mutlak. Plot magnitud melawan masa menghasilkan lengkung cahaya, menghasilkan maklumat yang banyak tentang proses fizikal yang menyebabkan perubahan kecerahan.[7] Fotometer fotoelektrik ketepatan boleh mengukur cahaya bintang sekitar 0.001 magnitud.[8]

Teknik fotometri permukaan juga boleh digunakan dengan objek lanjutan seperti planet, komet, nebula atau galaksi yang mengukur magnitud ketara dari segi magnitud setiap lengkok persegi.[9] Mengetahui kawasan objek dan keamatan purata cahaya merentasi objek astronomi menentukan kecerahan permukaan dari segi magnitud setiap arkasaat persegi, manakala mengintegrasikan jumlah cahaya objek lanjutan kemudiannya boleh mengira kecerahan dari segi jumlah magnitud, output tenaga, atau kecerahan per unit luas permukaan.

Kaedah

Lengkung cahaya Eta Carinae dalam beberapa jalur laluan yang berbeza

Astronomi adalah antara aplikasi terawal fotometri. Fotometer moden menggunakan turas jalur lintasan piawai khusus merentasi panjang gelombang ultraungu, boleh dilihat dan inframerah spektrum elektromagnet.[4] Sebarang set penuras yang diterima pakai dengan sifat penghantaran cahaya yang diketahui dipanggil sistem fotometrik, dan membenarkan penubuhan sifat tertentu tentang bintang dan jenis objek astronomi yang lain.[10] Beberapa sistem penting digunakan secara kerap, seperti sistem UBV[11] (atau sistem UBVRI lanjutan[12]), berhampiran JHK inframerah[13] atau sistem uvbyβ Strömgren.[10]

Dari segi sejarah, fotometri dalam inframerah dekat melalui ultra ungu gelombang pendek dilakukan dengan fotometer fotoelektrik, alat yang mengukur keamatan cahaya objek tunggal dengan mengarahkan cahayanya ke sel fotosensitif seperti tiub pengganda foto.[4] Ini sebahagian besarnya telah digantikan dengan kamera CCD yang boleh imej berbilang objek secara serentak, walaupun fotometer fotoelektrik masih digunakan dalam situasi khas,[14] seperti di mana resolusi masa yang baik diperlukan.[15]

Magnitud dan indeks warna

Kaedah fotometrik moden mentakrifkan magnitud dan warna objek astronomi menggunakan fotometer elektronik yang dilihat melalui penuras laluan jalur berwarna standard. Ini berbeza daripada ungkapan lain yang mempunyai magnitud visual ketara[7] yang diperhatikan oleh mata manusia atau diperoleh melalui fotografi:[4] yang biasanya muncul dalam teks dan katalog astronomi yang lebih lama.

Magnitud yang diukur oleh fotometer dalam beberapa sistem fotometri biasa (UBV, UBVRI atau JHK) dinyatakan dengan huruf besar, seperti 'V" (mV) atau "B" (mB). Magnitud lain yang dianggarkan oleh mata manusia dinyatakan menggunakan huruf kecil, seperti "v", "b" atau "p", dsb.[16] Contohnya magnitud visual sebagai m v,[17] manakala magnitud fotografi ialah mph/mp atau magnitud fotovisual mp atau mpv.[17][4] Oleh itu, bintang magnitud ke-6 mungkin dinyatakan sebagai 6.0V, 6.0B, 6.0v atau 6.0p. Kerana cahaya bintang diukur pada julat panjang gelombang yang berbeza merentasi spektrum elektromagnet dan dipengaruhi oleh instrumental yang berbeza sensitiviti fotometrik kepada cahaya, ia tidak semestinya bersamaan dalam nilai berangka.[16] Contohnya, magnitud ketara dalam sistem UBV untuk bintang seperti suria iaitu 51 Pegasi[18] ialah 5.46V, 6.16B atau 6.39U,[19] sepadan dengan magnitud yang diperhatikan melalui setiap penuras visual 'V', biru 'B' atau ultraungu 'U'.

Perbezaan magnitud antara penuras menunjukkan perbezaan warna dan berkaitan dengan suhu.[20] Menggunakan penuras B dan V dalam sistem UBV menghasilkan indeks warna B–V.[20] Untuk 51 Pegasi, B–V = 6.16 – 5.46 = +0.70, mencadangkan bintang berwarna kuning yang bersetuju dengan jenis spektrum G2IV-nya.[21][19] Mengetahui keputusan B–V menentukan suhu permukaan bintang,[22] memberikan suhu permukaan berkesan 5768±8 K.[23]

Satu lagi aplikasi penting indeks warna ialah memplot secara grafik magnitud jelas bintang terhadap indeks warna B–V. Ini membentuk perhubungan penting yang ditemui antara set bintang dalam rajah magnitud warna, yang bagi bintang ialah versi rajah Hertzsprung-Russell yang diperhatikan. Biasanya pengukuran fotometri bagi berbilang objek yang diperoleh melalui dua penuras akan menunjukkan, contohnya dalam kelompok terbuka,[24] evolusi bintang perbandingan antara bintang komponen atau untuk menentukan umur relatif kelompok.[25]

Disebabkan oleh bilangan besar sistem fotometrik berbeza yang diterima pakai oleh ahli astronomi, terdapat banyak ungkapan magnitud dan indeksnya.[10] Setiap sistem fotometrik yang lebih baharu ini, tidak termasuk sistem UBV, UBVRI atau JHK, memperuntukkan huruf besar atau kecil kepada penuras yang digunakan. Sebagai contoh, magnitud yang digunakan oleh Gaia ialah 'G'[26] (dengan penuras fotometri biru dan merah, GBP dan GRP[27]) atau sistem fotometri Strömgren yang mempunyai huruf kecil 'u', 'v', 'b', 'y', dan dua penuras 'β' (Hidrogen-beta) sempit dan lebar.[10] Sesetengah sistem fotometri juga mempunyai kelebihan tertentu. Contohnya, fotometri Strömgren boleh digunakan untuk mengukur kesan kemerahan dan kepupusan antara bintang.[28] Strömgren membenarkan pengiraan parameter daripada penuras b dan y (indeks warna b − y) tanpa kesan kemerahan, kerana indeks m 1 dan c 1.[28]

Aplikasi

Fotometer AERONET

Terdapat banyak aplikasi astronomi yang digunakan dengan sistem fotometrik. Pengukuran fotometrik boleh digabungkan dengan hukum kuasa dua songsang untuk menentukan kecerahan objek jika jaraknya boleh ditentukan, atau jaraknya jika kecerahannya diketahui. Sifat fizikal objek lain, seperti suhu atau komposisi kimianya, juga boleh ditentukan melalui spektrofotometri jalur lebar atau sempit.

Fotometri juga digunakan untuk mengkaji variasi cahaya objek seperti bintang berubah, planet kecil, nukleus galaksi aktif dan supernova,[7] atau untuk mengesan planet luar suria yang transit. Pengukuran variasi ini boleh digunakan, sebagai contoh, untuk menentukan tempoh orbit dan jejari ahli sistem bintang binari gerhana, tempoh putaran planet kecil atau bintang, atau jumlah keluaran tenaga supernova.[7]

Fotometri CCD

Kamera CCD pada asasnya ialah grid fotometer, secara serentak mengukur dan merakam foton yang datang dari semua sumber dalam bidang pandangan. Oleh kerana setiap imej CCD merekodkan fotometri berbilang objek sekaligus, pelbagai bentuk pengekstrakan fotometrik boleh dilakukan pada data yang direkodkan; biasanya relatif, mutlak dan pembezaan. Ketiganya memerlukan pengekstrakan magnitud imej mentah objek sasaran, dan objek perbandingan yang diketahui. Isyarat yang diperhatikan daripada objek biasanya akan meliputi banyak piksel mengikut fungsi penyebaran titik (PSF) sistem. Pengembangan ini disebabkan oleh kedua-dua optik dalam teleskop dan penampakan astronomi. Apabila mendapatkan fotometri daripada sumber titik, fluks diukur dengan menjumlahkan semua cahaya yang direkodkan daripada objek dan menolak cahaya yang disebabkan oleh langit.[29] Teknik paling mudah, yang dikenali sebagai fotometri apertur, terdiri daripada menjumlahkan kiraan piksel dalam bukaan berpusat pada objek dan menolak hasil darab purata kiraan langit berdekatan setiap piksel dan bilangan piksel dalam bukaan.[29][30] Ini akan menghasilkan nilai fluks mentah objek sasaran. Apabila melakukan fotometri dalam medan yang sangat sesak, seperti kelompok globul dengan kemungkinan profil bintang bertindih dengan ketara, seseorang mesti menggunakan teknik penyahcampuran, seperti pemasangan PSF untuk menentukan nilai fluks individu bagi sumber bertindih.[31]

Penentukuran

Selepas menentukan fluks objek dalam kiraan, fluks biasanya ditukar kepada magnitud instrumen. Kemudian, pengukuran ditentukur dalam beberapa cara. Penentukuran mana yang digunakan akan bergantung sebahagiannya pada jenis fotometri yang sedang dilakukan. Lazimnya, cerapan diproses untuk fotometri relatif atau pembezaan.[32] Fotometri relatif ialah ukuran kecerahan ketara beberapa objek berbanding satu sama lain. Fotometri mutlak ialah ukuran kecerahan jelas objek pada sistem fotometri piawai ; ukuran ini boleh dibandingkan dengan ukuran fotometri mutlak lain yang diperoleh dengan teleskop atau instrumen yang berbeza. Fotometri pembezaan ialah ukuran perbezaan kecerahan dua objek. Dalam kebanyakan kes, fotometri pembezaan boleh dilakukan dengan ketepatan tertinggi, manakala fotometri mutlak adalah yang paling sukar dilakukan dengan ketepatan tinggi. Juga, fotometri yang tepat biasanya lebih sukar apabila kecerahan jelas objek lebih samar.

Fotometri mutlak

Untuk melakukan fotometri mutlak seseorang mesti membetulkan perbezaan antara jalur laluan berkesan yang melaluinya objek diperhatikan dan jalur laluan yang digunakan untuk mentakrifkan sistem fotometrik standard. Ini selalunya sebagai tambahan kepada semua pembetulan lain yang dibincangkan di atas. Biasanya pembetulan ini dilakukan dengan memerhati objek yang diminati melalui pelbagai penuras dan juga memerhati beberapa bintang piawai fotometri. Jika bintang piawai tidak dapat diperhatikan serentak dengan sasaran, pembetulan ini mesti dilakukan dalam keadaan fotometri, apabila langit tidak berawan dan pemupusan adalah fungsi mudah jisim udara.

Fotometri relatif

Untuk melakukan fotometri relatif, seseorang akan membandingkan magnitud instrumen objek dengan objek perbandingan yang diketahui, dan kemudian membetulkan ukuran untuk variasi ruang dalam kepekaan instrumen dan pemupusan atmosfera. Ini selalunya sebagai tambahan kepada pembetulan untuk variasi masa mereka, terutamanya apabila objek yang dibandingkan adalah terlalu jauh di atas langit untuk diperhatikan secara serentak.[6] Apabila melakukan penentukuran daripada imej yang mengandungi kedua-dua sasaran dan objek perbandingan dalam jarak yang dekat, dan menggunakan penuras fotometri yang sepadan dengan magnitud katalog objek perbandingan kebanyakan variasi ukuran berkurangan kepada nol.

Fotometri pembezaan

Fotometri pembezaan ialah penentukuran yang paling mudah dan paling berguna untuk pemerhatian siri masa.[5] Apabila menggunakan fotometri CCD, kedua-dua sasaran dan objek perbandingan diperhatikan pada masa yang sama, dengan penuras yang sama, menggunakan instrumen yang sama, dan dilihat melalui laluan optik yang sama. Kebanyakan pembolehubah pemerhatian tercicir dan magnitud pembezaan hanyalah perbezaan antara magnitud instrumen objek sasaran dan objek perbandingan (∆Mag = C Mag – T Mag). Ini sangat berguna apabila merancang perubahan magnitud dari masa ke masa dalam objek sasaran, dan biasanya disusun menjadi lengkung cahaya.[5]

Fotometri permukaan

Untuk objek yang dilanjutkan secara ruang seperti galaksi, selalunya menarik untuk mengukur taburan ruang kecerahan dalam galaksi dan bukannya hanya mengukur jumlah kecerahan galaksi. Kecerahan permukaan objek ialah kecerahan per unit sudut padu seperti yang dilihat dalam unjuran di langit, dan pengukuran kecerahan permukaan dikenali sebagai fotometri permukaan.[9] Aplikasi biasa ialah pengukuran profil kecerahan permukaan galaksi, bermakna kecerahan permukaannya sebagai fungsi jarak dari pusat galaksi. Untuk sudut pepejal kecil, unit sudut pepejal yang berguna ialah saat lengkok segi empat sama, dan kecerahan permukaan sering dinyatakan dalam magnitud setiap lengkok segi empat sama.

Fotometri paksa

Dalam fotometri paksa, pengukuran dilakukan di lokasi tertentu dan bukannya untuk objek tertentu. Ia "terpaksa" dalam erti kata bahawa pengukuran boleh diambil walaupun tiada objek yang kelihatan (dalam jalur spektrum yang menarik) di lokasi yang diperhatikan. Fotometri paksa membolehkan mengekstrak magnitud, atau had atas untuk magnitud, di lokasi langit yang dipilih.[33][34][35]

Perisian

Beberapa program komputer percuma tersedia untuk fotometri apertur sintetik dan fotometri pemasangan PSF.

SExtractor[36] dan Aperture Photometry Tool[37] ialah contoh perisian popular untuk fotometri apertur. Yang pertama menjurus ke arah pengurangan data tinjauan galaksi berskala besar, dan yang kedua mempunyai antara muka pengguna grafik (GUI) yang sesuai untuk mengkaji imej individu. DAOPHOT diiktiraf sebagai perisian terbaik untuk fotometri pemasangan PSF.[31]

Lihat juga

Rujukan

  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. arXiv:1407.6095. Bibcode:2014MNRAS.444..392C. doi:10.1093/mnras/stu1476.
  2. ^ Brian D. Warner (20 June 2016). A Practical Guide to Lightcurve Photometry and Analysis. Springer. ISBN 978-3-319-32750-1.
  3. ^ C.R. Kitchin (1 January 1995). Optical Astronomical Spectroscopy. CRC Press. m/s. 212–. ISBN 978-1-4200-5069-1.
  4. ^ a b c d e 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. ^ a b c Kern, J.~R.; Bookmyer, B.~B. (1986). "Differential photometry of HDE 310376, a rapid variable star". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 98: 1336–1341. Bibcode:1986PASP...98.1336K. doi:10.1086/131940.
  6. ^ a b Husárik, M. (2012). "Relative photometry of the possible main-belt comet (596) Scheila after an outburst". Contributions of the Astronomical Observatory Skalnaté Pleso. 42 (1): 15–21. Bibcode:2012CoSka..42...15H.
  7. ^ a b c d North, G.; James, N. (21 August 2014). Observing Variable Stars, Novae and Supernovae. Cambridge University Press. ISBN 978-1-107-63612-5.
  8. ^ "Overview: Photoelectric photometer". Oxford University Press. Dicapai pada 20 May 2019.
  9. ^ a b Palei, A.B. (August 1968). "Integrating Photometers". Soviet Astronomy. 12: 164. Bibcode:1968SvA....12..164P.
  10. ^ a b c d Bessell, M.S. (September 2005). "Standard Photometric Systems" (PDF). Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 43 (1): 293–336. Bibcode:2005ARA&A..43..293B. doi:10.1146/annurev.astro.41.082801.100251. ISSN 0066-4146.
  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: 313–352. Bibcode:1953ApJ...117..313J. doi:10.1086/145697.
  12. ^ Landolt, A.U. (1 July 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 the Royal Astronomical Society. 367 (2): 454–468. arXiv:astro-ph/0601592. 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. Dicapai pada 21 May 2019.
  15. ^ Walker, E.W. "CCD Photometry". British Astronomical Association. Dicapai pada 21 May 2019.
  16. ^ a b MacRobert, A. (1 August 2006). "The Stellar Magnitude System". Sky and Telescope. Dicapai pada 21 May 2019.
  17. ^ a b Norton, A.P. (1989). Norton's 2000.0 : Star Atlas and Reference Handbook. Longmore Scientific. m/s. 133. ISBN 0-582-03163-X.
  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. ^ a b "51 Peg". SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Dicapai pada 22 May 2019.
  20. ^ a b CSIRO Astronomy and Space Science (2002). "The Colour of Stars". CSIRO : Australian Telescope National Facility. Dicapai pada 21 May 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). m/s. 2. Dicapai pada 22 May 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. arXiv:1607.01279. Bibcode:2016A&A...591A..89M. 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. Dicapai pada 24 May 2019.
  25. ^ James, A. (19 April 2017). "Open Star Clusters : 8 of 10 : Evolution of Open Star Clusters". Southern Astronomical Delights. Dicapai pada 20 May 2019.
  26. ^ Jordi, C.; Gebran, M.; Carrasco, J.~M.; de Bruijne, J.; Voss, H.; Fabricius, C.; Knude, J.; Vallenari, A.; Kohley, R. (2010). "Gaia broad band photometry". Astronomy and Astrophysics. 523: A48. arXiv:1008.0815. Bibcode:2010A&A...523A..48J. doi:10.1051/0004-6361/201015441.
  27. ^ "Expected Nominal Mission Science Performance". GAIA :European Space Agency. 16 March 2019. Dicapai pada 23 May 2019.
  28. ^ a b Paunzen, E. (2015). "A new catalogue of Strömgren-Crawford uvbyβ photometry". Astronomy and Astrophysics. 580: A23. arXiv:1506.04568. Bibcode:2015A&A...580A..23P. doi:10.1051/0004-6361/201526413.
  29. ^ a b Mighell, K.J. (1999). "Algorithms for CCD Stellar Photometry". ASP Conference Series. 172: 317–328. Bibcode:1999ASPC..172..317M.
  30. ^ Laher, R.R.; Gorjian, V.; Rebull, L.M.; Masci, F.J.; Fowler, J.W.; Helou, G.; Kulkarni, S.R.; Law, N.M. (2012). "Aperture Photometry Tool" (PDF). Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 124 (917): 737–763. Bibcode:2012PASP..124..737L. doi:10.1086/666883. Unknown parameter |displayauthors= ignored (bantuan)
  31. ^ a b Stetson, P.B. (1987). "DAOPHOT: A Computer Program for Crowded-Field Stellar Photometry". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 99: 191–222. Bibcode:1987PASP...99..191S. doi:10.1086/131977.
  32. ^ Gerald R. Hubbell (9 November 2012). Scientific Astrophotography: How Amateurs Can Generate and Use Professional Imaging Data. Springer Science & Business Media. ISBN 978-1-4614-5173-0.
  33. ^ "PS1 Forced photometry of sources - PS1 Public Archive - STScI Outerspace".
  34. ^ https://arxiv.org/pdf/2105.05128.pdf [PDF URL kosong]
  35. ^ Burenin, R. A. (2022). "Forced Photometry for Pan-STARRS1 Objects Based on WISE Data". Astronomy Letters. 48 (3): 153–162. Bibcode:2022AstL...48..153B. doi:10.1134/S1063773722030021.
  36. ^ "SExtractor – Astromatic.net". www.astromatic.net.
  37. ^ "Aperture Photometry Tool: Home". www.aperturephotometry.org.

Pautan luar

Strategi Solo vs Squad di Free Fire: Cara Menang Mudah!