Photometrie (Astronomie) -Photometry (astronomy)

Weltraumfotometer der Kepler-Mission

Photometrie , aus dem Griechischen photo- ("Licht") und -metrie ("Messen"), ist eine Technik, die in der Astronomie verwendet wird und sich mit der Messung des Flusses oder der Intensität des von astronomischen Objekten ausgestrahlten Lichts befasst . Dieses Licht wird durch ein Teleskop mit einem Photometer gemessen , das häufig mit elektronischen Geräten wie einem CCD-Photometer oder einem photoelektrischen Photometer hergestellt wird, das Licht durch den photoelektrischen Effekt in elektrischen Strom umwandelt . Wenn sie gegen Standardsterne (oder andere Lichtquellen) bekannter Intensität und Farbe kalibriert werden, können Photometer die Helligkeit oder scheinbare Helligkeit von Himmelsobjekten messen.

Die zur Durchführung der Photometrie verwendeten Methoden hängen vom untersuchten Wellenlängenbereich ab. Im Grunde genommen wird die Photometrie durchgeführt, indem Licht gesammelt und durch spezielle photometrische optische Bandpassfilter geleitet wird und dann die Lichtenergie mit einem lichtempfindlichen Instrument erfasst und aufgezeichnet wird. Standardsätze von Durchlassbändern (als photometrisches System bezeichnet ) werden definiert, um einen genauen Vergleich von Beobachtungen zu ermöglichen. Eine fortschrittlichere Technik ist die Spektrophotometrie , die mit einem Spektralphotometer gemessen wird und sowohl die Strahlungsmenge als auch ihre detaillierte spektrale Verteilung beobachtet .

Photometrie wird auch bei der Beobachtung veränderlicher Sterne durch verschiedene Techniken verwendet , wie z Größenordnungen. Die Verwendung mehrerer Bandpassfilter mit relativer Photometrie wird als absolute Photometrie bezeichnet . Eine Auftragung der Größe gegen die Zeit erzeugt eine Lichtkurve , die beträchtliche Informationen über den physikalischen Prozess liefert, der die Helligkeitsänderungen verursacht. Präzise photoelektrische Photometer können Sternenlicht um die Größenordnung 0,001 messen.

Die Technik der Oberflächenphotometrie kann auch bei ausgedehnten Objekten wie Planeten , Kometen , Nebeln oder Galaxien verwendet werden, die die scheinbare Helligkeit in Magnituden pro Quadratbogensekunde misst. Die Kenntnis der Fläche des Objekts und der durchschnittlichen Lichtintensität über dem astronomischen Objekt bestimmt die Oberflächenhelligkeit in Größen pro Quadratbogensekunde, während die Integration des Gesamtlichts des ausgedehnten Objekts dann die Helligkeit in Bezug auf ihre Gesamtgröße und Energieabgabe berechnen kann oder Leuchtkraft pro Flächeneinheit.

Methoden

Eta Carinae Lichtkurve in mehreren verschiedenen Durchlassbändern

Die Astronomie gehörte zu den frühesten Anwendungen der Photometrie. Moderne Photometer verwenden spezielle Standard- Passbandfilter für die ultravioletten , sichtbaren und infraroten Wellenlängen des elektromagnetischen Spektrums . Jeder angenommene Filtersatz mit bekannten Lichtdurchlässigkeitseigenschaften wird als photometrisches System bezeichnet und ermöglicht die Feststellung bestimmter Eigenschaften von Sternen und anderen Arten von astronomischen Objekten. Mehrere wichtige Systeme werden regelmäßig verwendet, wie das UBV-System (oder das erweiterte UBVRI-System), das Nahinfrarot- JHK oder das Strömgren- uvbyβ- System .

Früher wurde die Photometrie im nahen Infrarot bis zum kurzwelligen Ultraviolett mit einem photoelektrischen Photometer durchgeführt, einem Instrument, das die Lichtintensität eines einzelnen Objekts maß, indem es sein Licht auf eine lichtempfindliche Zelle wie eine Photovervielfacherröhre richtete . Diese wurden weitgehend durch CCD- Kameras ersetzt, die mehrere Objekte gleichzeitig abbilden können, obwohl photoelektrische Photometer immer noch in besonderen Situationen verwendet werden, beispielsweise wenn eine feine Zeitauflösung erforderlich ist.

Größen und Farbindizes

Moderne photometrische Methoden definieren Größen und Farben astronomischer Objekte unter Verwendung elektronischer Photometer, die durch standardmäßige farbige Bandpassfilter betrachtet werden. Dies unterscheidet sich von anderen Ausdrücken scheinbarer visueller Größe , die vom menschlichen Auge beobachtet oder durch Fotografie erhalten werden: die normalerweise in älteren astronomischen Texten und Katalogen erscheinen.

Größen, die von Photometern in einigen gängigen photometrischen Systemen (UBV, UBVRI oder JHK) gemessen werden, werden mit einem Großbuchstaben ausgedrückt. B. „V“ (m V ), „B“ (m B ) usw. Andere vom menschlichen Auge geschätzte Größen werden mit Kleinbuchstaben ausgedrückt, z. B. „v“, „b“ oder „p“ usw. z. B. Visuell Magnituden als m v , während fotografische Magnituden m ph / mp oder photovisuelle Magnituden m p oder m pv sind . Daher könnte ein Stern der 6. Magnitude als 6,0 V, 6,0 B, 6,0 V oder 6,0 p angegeben werden, weil Sternenlicht über gemessen wird einen unterschiedlichen Wellenlängenbereich über das elektromagnetische Spektrum und werden durch unterschiedliche instrumentelle photometrische Lichtempfindlichkeiten beeinflusst, sind sie nicht unbedingt äquivalent im numerischen Wert. Beispielsweise beträgt die scheinbare Helligkeit im UBV-System für den sonnenähnlichen Stern 51 Pegasi 5,46 V , 6,16 B oder 6,39 U, entsprechend den Größen, die durch jeden der visuellen „V“-, blauen „B“- oder ultravioletten „U“-Filter beobachtet werden.

Größenunterschiede zwischen Filtern zeigen Farbunterschiede an und beziehen sich auf die Temperatur. Die Verwendung von B- und V-Filtern im UBV-System erzeugt den B-V-Farbindex. Für 51 Pegasi ist B–V = 6,16 – 5,46 = +0,70, was auf einen gelb gefärbten Stern hindeutet, der mit seinem G2IV-Spektraltyp übereinstimmt. Die Kenntnis der B-V-Ergebnisse bestimmt die Oberflächentemperatur des Sterns und ermittelt eine effektive Oberflächentemperatur von 5768 ± 8 K.

Eine weitere wichtige Anwendung von Farbindizes ist die grafische Darstellung der scheinbaren Helligkeit des Sterns gegen den B-V-Farbindex. Dies bildet die wichtigen Beziehungen, die zwischen Gruppen von Sternen in Farb-Helligkeits-Diagrammen gefunden werden , die für Sterne die beobachtete Version des Hertzsprung-Russell-Diagramms sind . Typischerweise zeigen photometrische Messungen mehrerer Objekte, die durch zwei Filter erhalten werden, zum Beispiel in einem offenen Haufen die vergleichende Sternentwicklung zwischen den Komponentensternen oder um das relative Alter des Haufens zu bestimmen.

Aufgrund der großen Anzahl unterschiedlicher photometrischer Systeme, die von Astronomen verwendet werden, gibt es viele Ausdrücke für Größen und ihre Indizes. Jedes dieser neueren photometrischen Systeme, mit Ausnahme von UBV-, UBVRI- oder JHK-Systemen, weist dem verwendeten Filter einen Groß- oder Kleinbuchstaben zu. B. von Gaia verwendete Größen sind 'G' (mit den blauen und roten photometrischen Filtern, G BP und G RP ) oder das photometrische System von Strömgren mit den Kleinbuchstaben 'u', 'v', 'b', 'y', und zwei schmale und breite 'β' ( Hydrogen-beta ) Filter. Einige photometrische Systeme haben auch gewisse Vorteile. z.B. Mittels Strömgren - Photometrie können die Auswirkungen von Rötung und interstellarer Extinktion gemessen werden . Strömgren ermöglicht die Berechnung von Parametern aus den b- und y- Filtern (Farbindex von b  −  y ) ohne Rötungseffekte, wie die Indizes m  1 und c  1 .

Anwendungen

AERONET -Photometer

Es gibt viele astronomische Anwendungen, die mit photometrischen Systemen verwendet werden. Photometrische Messungen können mit dem Abstandsgesetz kombiniert werden , um die Helligkeit eines Objekts zu bestimmen, wenn seine Entfernung bestimmt werden kann, oder seine Entfernung, wenn seine Helligkeit bekannt ist. Auch andere physikalische Eigenschaften eines Objekts, wie beispielsweise seine Temperatur oder chemische Zusammensetzung, können mittels Breitband- oder Schmalband-Spektrophotometrie bestimmt werden.

Photometrie wird auch verwendet, um die Lichtvariationen von Objekten wie veränderlichen Sternen , Kleinplaneten , aktiven galaktischen Kernen und Supernovae zu untersuchen oder um vorbeiziehende extrasolare Planeten zu entdecken . Messungen dieser Schwankungen können beispielsweise verwendet werden, um die Umlaufzeit und die Radien der Mitglieder eines verdunkelnden Doppelsternsystems , die Rotationsperiode eines Kleinplaneten oder eines Sterns oder die Gesamtenergieabgabe von Supernovae zu bestimmen.

CCD-Photometrie

Eine CCD-Kamera ist im Wesentlichen ein Raster von Photometern, die gleichzeitig die Photonen messen und aufzeichnen, die von allen Quellen im Sichtfeld kommen. Da jedes CCD-Bild die Photometrie mehrerer Objekte gleichzeitig aufzeichnet, können verschiedene Formen der photometrischen Extraktion an den aufgezeichneten Daten durchgeführt werden; typischerweise relativ, absolut und differentiell. Alle drei erfordern die Extraktion der Rohbildgröße des Zielobjekts und eines bekannten Vergleichsobjekts. Das beobachtete Signal von einem Objekt deckt typischerweise viele Pixel gemäß der Punktverteilungsfunktion (PSF) des Systems ab. Diese Verbreiterung ist sowohl auf die Optik im Teleskop als auch auf das astronomische Seeing zurückzuführen . Bei der Photometrie von einer Punktquelle wird der Fluss gemessen, indem das gesamte vom Objekt aufgenommene Licht summiert und das vom Himmel stammende Licht subtrahiert wird. Die einfachste Technik, bekannt als Blendenfotometrie, besteht darin, die Pixelzählungen innerhalb einer auf das Objekt zentrierten Blende zu summieren und das Produkt aus der durchschnittlichen Himmelszählung in der Nähe pro Pixel und der Anzahl der Pixel innerhalb der Blende zu subtrahieren. Dies ergibt den Rohflusswert des Zielobjekts. Bei der Durchführung von Photometrie in einem sehr überfüllten Feld, wie z. B. einem Kugelsternhaufen , wo sich die Profile von Sternen erheblich überlappen, muss man De-Blending-Techniken, wie z. B. PSF-Anpassung, verwenden, um die individuellen Flusswerte der überlappenden Quellen zu bestimmen.

Kalibrierungen

Nachdem der Fluss eines Objekts in Impulsen bestimmt wurde, wird der Fluss normalerweise in Instrumentengröße umgerechnet . Dann wird die Messung auf irgendeine Weise kalibriert. Welche Kalibrierungen verwendet werden, hängt teilweise davon ab, welche Art von Photometrie durchgeführt wird. Typischerweise werden Beobachtungen für relative oder differentielle Photometrie verarbeitet. Relative Photometrie ist die Messung der scheinbaren Helligkeit mehrerer Objekte relativ zueinander. Absolute Photometrie ist die Messung der scheinbaren Helligkeit eines Objekts auf einem standardmäßigen photometrischen System ; diese Messungen können mit anderen absoluten photometrischen Messungen verglichen werden, die mit anderen Teleskopen oder Instrumenten erhalten wurden. Differenzfotometrie ist die Messung des Helligkeitsunterschieds zweier Objekte. In den meisten Fällen kann die differentielle Photometrie mit höchster Präzision durchgeführt werden , während die absolute Photometrie am schwierigsten mit hoher Präzision durchzuführen ist. Außerdem ist eine genaue Photometrie normalerweise schwieriger, wenn die scheinbare Helligkeit des Objekts schwächer ist.

Absolute Photometrie

Um eine absolute Photometrie durchzuführen, müssen Unterschiede zwischen dem effektiven Durchlassbereich, durch den ein Objekt beobachtet wird, und dem Durchlassbereich korrigiert werden, der zum Definieren des standardmäßigen photometrischen Systems verwendet wird. Dies erfolgt häufig zusätzlich zu allen anderen oben besprochenen Korrekturen. Typischerweise wird diese Korrektur durchgeführt, indem das/die interessierende(n) Objekt(e) durch mehrere Filter und auch eine Reihe von photometrischen Standardsternen beobachtet werden . Wenn die Standardsterne nicht gleichzeitig mit dem/den Ziel(en) beobachtet werden können, muss diese Korrektur unter photometrischen Bedingungen erfolgen, wenn der Himmel wolkenlos ist und die Extinktion eine einfache Funktion der Luftmasse ist .

Relative Photometrie

Um eine relative Photometrie durchzuführen, vergleicht man die Instrumentengröße des Objekts mit einem bekannten Vergleichsobjekt und korrigiert dann die Messungen für räumliche Variationen in der Empfindlichkeit des Instruments und der atmosphärischen Extinktion. Dies erfolgt häufig zusätzlich zur Korrektur ihrer zeitlichen Variationen, insbesondere wenn die zu vergleichenden Objekte am Himmel zu weit voneinander entfernt sind, um gleichzeitig beobachtet zu werden. Wenn die Kalibrierung von einem Bild aus durchgeführt wird, das sowohl das Ziel- als auch das Vergleichsobjekt in unmittelbarer Nähe enthält, und wenn ein photometrischer Filter verwendet wird, der der Kataloggröße des Vergleichsobjekts entspricht, verringern sich die meisten Messabweichungen auf null.

Differentialphotometrie

Die Differentialphotometrie ist die einfachste der Kalibrierungen und am nützlichsten für Zeitreihenbeobachtungen. Bei der Verwendung von CCD-Photometrie werden Ziel- und Vergleichsobjekt gleichzeitig mit denselben Filtern und demselben Instrument beobachtet und durch denselben Strahlengang betrachtet. Die meisten Beobachtungsvariablen fallen weg und die Differenzgröße ist einfach die Differenz zwischen der Instrumentengröße des Zielobjekts und des Vergleichsobjekts (∆Mag = C Mag – T Mag). Dies ist sehr nützlich, wenn die Größenänderung eines Zielobjekts über die Zeit aufgetragen wird, und wird normalerweise in einer Lichtkurve zusammengestellt .

Oberflächenphotometrie

Bei räumlich ausgedehnten Objekten wie Galaxien ist es oft von Interesse, die räumliche Helligkeitsverteilung innerhalb der Galaxie zu messen, anstatt einfach die Gesamthelligkeit der Galaxie zu messen. Die Oberflächenhelligkeit eines Objekts ist seine Helligkeit pro Raumwinkeleinheit , wie sie in der Projektion auf den Himmel zu sehen ist, und die Messung der Oberflächenhelligkeit ist als Oberflächenphotometrie bekannt. Eine übliche Anwendung wäre die Messung des Oberflächenhelligkeitsprofils einer Galaxie, dh ihrer Oberflächenhelligkeit als Funktion der Entfernung vom Zentrum der Galaxie. Für kleine Raumwinkel ist die Quadratbogensekunde eine nützliche Einheit des Raumwinkels , und die Oberflächenhelligkeit wird oft in Magnituden pro Quadratbogensekunde ausgedrückt.

Software

Für die Photometrie mit synthetischer Apertur und die PSF-Anpassungsphotometrie stehen eine Reihe kostenloser Computerprogramme zur Verfügung.

SExtractor und Aperture Photometry Tool sind beliebte Beispiele für Apertur-Photometrie. Ersteres ist auf die Reduzierung von großräumigen Galaxiendurchmusterungsdaten ausgerichtet, und letzteres hat eine grafische Benutzeroberfläche (GUI), die zum Studium einzelner Bilder geeignet ist. DAOPHOT gilt als die beste Software für die PSF-Anpassungsphotometrie.

Organisationen

Es gibt eine Reihe von Organisationen, von Fachleuten bis hin zu Amateuren, die fotometrische Daten sammeln, weitergeben und online verfügbar machen. Einige Websites sammeln die Daten hauptsächlich als Ressource für andere Forscher (z. B. AAVSO) und einige erbitten Datenbeiträge für ihre eigene Forschung (z. B. CBA):

  • American Association of Variable Star Observers ( AAVSO ).
  • Astronomyonline.org
  • Zentrum für Hinterhof-Astrophysik (CBA).

Siehe auch

Verweise

Externe Links