Fotometrie ist eine Technik der Astronomie, die mit dem Messen des Flusses oder Intensität einer elektromagnetischen Radiation eines astronomischen Gegenstands betroffen ist. Gewöhnlich bezieht sich Fotometrie auf das Maß über große Wellenlänge-Bänder der Radiation; wenn nicht nur wird der Betrag der Radiation sondern auch seines geisterhaften Vertriebs gemessen der Begriff spectrophotometry wird gebraucht.

Methoden

Die Methoden, die verwendet sind, um Fotometrie durchzuführen, hängen vom Wellenlänge-Regime unter der Studie ab. An seinem grundlegendsten wird Fotometrie durch das Sammeln der Radiation in einem Fernrohr, vielleicht den Übergang davon durch optische Spezialfilter, und dann das Gefangennehmen und die Aufnahme der leichten Energie mit einem lichtempfindlichen Instrument geführt. Der Satz von passbands (Filter) wird ein photometrisches System genannt.

Historisch wurde die Fotometrie in der Nähe, die durch die ultraviolette lange Wellenlänge infrarot ist, mit einem fotoelektrischen Belichtungsmesser, ein Instrument getan, das die leichte Intensität eines einzelnen Gegenstands durch die Richtung seines Lichtes auf eine lichtempfindliche Zelle gemessen hat. Sie sind durch CCD Kameras größtenteils ersetzt worden, die gleichzeitig vielfache Gegenstände darstellen können, obwohl fotoelektrische Belichtungsmesser noch in speziellen Situationen, solcher als verwendet werden, wo höchste Zeit Entschlossenheit erforderlich ist.

CCD Fotometrie

es eine CCD Kamera verwendet, um Fotometrie zu führen, gibt es mehrere mögliche Weisen, ein photometrisches Maß (z.B der Umfang eines Sterns) vom CCD rohen Image herauszuziehen. Das beobachtete Signal von einem Gegenstand wird normalerweise (convolved) über viele Pixel durch die Punkt-Ausbreitungsfunktion geschmiert. Dieses Erweitern ist wegen der Optik im Fernrohr sowie zum astronomischen Sehen (das Blinken). Wenn sie Fotometrie für eine Punkt-Quelle (ein Gegenstand mit einem winkeligen Diameter erhält, das viel kleiner ist als die Entschlossenheit des Fernrohrs), ist die Absicht, das ganze Licht vom Gegenstand zusammenzuzählen und das Licht wegen des Himmels abzuziehen. Die einfachste Technik, die Pixel-Zählungen innerhalb eines Kreises zusammenzählend, der auf den Gegenstand in den Mittelpunkt gestellt ist und von einer durchschnittlichen Himmel-Zählung Abstriche machend, ist als Öffnungsfotometrie bekannt. Wenn man Fotometrie in einem sehr voll gestopften Feld wie eine kugelförmige Traube tut, wo die Profile des Sternübergreifens bedeutsam, man De-Gehirnwindungstechniken wie Punkt-Ausbreitungsfunktionsanprobe verwenden muss, um die individuellen Flüsse der überlappenden Quellen zu bestimmen.

Kalibrierungen

Nach der Bestimmung des Flusses eines Gegenstands in Zählungen muss man das Maß irgendwie kalibrieren. Welche Kalibrierungen erforderlich sind, hängen teilweise davon ab, welche Fotometrie getan wird. Man spricht normalerweise davon, Differenzial, relative oder absolute Fotometrie durchzuführen. Differenzialfotometrie ist das Maß von Änderungen in der Helligkeit eines Gegenstands mit der Zeit; diese Maße werden in eine leichte Kurve des Gegenstands kompiliert. Verhältnisfotometrie ist das Maß des offenbaren brightnesses von vielfachen Gegenständen hinsichtlich einander. Absolute Fotometrie ist das Maß der offenbaren Helligkeit eines Gegenstands auf einem photometrischen Standardsystem, diese Maße können im Vergleich zu anderen absoluten photometrischen mit verschiedenen Fernrohren/Instrumenten erhaltenen Maßen sein. In den meisten Fällen kann Differenzialfotometrie mit der höchsten Präzision getan werden, während absolute Fotometrie am schwierigsten ist, mit der hohen Präzision zu tun. Im Allgemeinen ist genaue Fotometrie schwieriger, wenn die offenbare Helligkeit des Gegenstands schwächer ist.

Um Differenzialfotometrie durchzuführen, muss man Maße für zeitliche Änderungen in der Empfindlichkeit des Instrumentes sowie Änderungen im atmosphärischen Erlöschen korrigieren, durch das der Gegenstand beobachtet wird (wenn man vom Boden beobachtet). Das wird normalerweise durch das gleichzeitige Beobachten mehrerer Vergleich-Sterne getan, die, wie man annimmt, zusammen mit dem Gegenstand (En) von Interesse unveränderlich sind.

Um Verhältnisfotometrie durchzuführen, muss man Maße für Raumschwankungen in der Empfindlichkeit des Instrumentes und des atmosphärischen Erlöschens korrigieren. Das ist häufig zusätzlich zum Korrigieren für ihre zeitlichen Schwankungen besonders, wenn die Gegenstände, die vergleichen werden, einzeln auf dem gleichzeitig zu beobachtenden Himmel zu weit sind.

Um absolute Fotometrie durchzuführen, muss man für Unterschiede zwischen dem wirksamen passband korrigieren, durch den ein Gegenstand beobachtet wird und der passband gepflegt hat, das photometrische Standardsystem zu definieren. Das ist häufig zusätzlich zu allen anderen Korrekturen, die oben besprochen sind. Normalerweise wird diese Korrektur durch das Beobachten des Gegenstands (E) von Interesse durch vielfache Filter und auch das Beobachten mehrerer photometrischer Standardsterne getan. Wenn die Standardsterne gleichzeitig mit dem Ziel (En) nicht beobachtet werden können, muss diese Korrektur unter photometrischen Bedingungen getan werden, wenn der Himmel wolkenlos ist und das Erlöschen eine einfache Funktion des airmass ist.

Anwendungen

Photometrische Maße können mit dem Umgekehrt-Quadratgesetz verbunden werden, um die Lichtstärke eines Gegenstands zu bestimmen, wenn seine Entfernung, oder seine Entfernung bestimmt werden kann, wenn seine Lichtstärke bekannt ist. Andere physikalische Eigenschaften eines Gegenstands, wie seine chemische oder Temperaturzusammensetzung, können über breiten oder engbandigen spectrophotometry bestimmt werden. Normalerweise photometrische Maße von vielfachen durch zwei Filter erhaltenen Gegenständen werden auf einem Farbenumfang-Diagramm geplant, das für Sterne die beobachtete Version des Diagramms von Hertzsprung-Russell ist. Fotometrie wird auch verwendet, um die leichten Schwankungen von Gegenständen wie variable Sterne, geringe Planeten, aktive galaktische Kerne und supernovae zu studieren, oder durchquerende extrasolar Planeten zu entdecken. Maße dieser Schwankungen können zum Beispiel verwendet werden, um die Augenhöhlenperiode und die Radien der Mitglieder eines verfinsternden binären Sternsystems, die Folge-Periode eines geringen Planeten oder eines Sterns oder der Gesamtenergie-Produktion einer Supernova zu bestimmen.

Siehe auch

• Photometrische Filter
• Spektroskopie
• Radiometrie
• Rückstrahlvermögen
• Rahmen von Hapke
• Bidirektionaler reflectance Vertrieb fungiert