Fotometrija (astronomija)

Fotometrija, od grčkog („svetlost”) i („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.

Svemirski fometetar Keplerove misije

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

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

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 . npr. „” (), „” (), etc. Druge magnitude procenjene ljudskim okom se izražavaju koristeći mala slova. npr. „”, „” ili „”, etc.^[16] npr. vizuelne magnitude kao ^[17], fotografske magnitude su ili fotovizuelne magnitude ili .^[17][4] Stoga, 6. magnituda zvezde može da bude navedeno kao ili 6.0. 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 ili ^[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 .^[21][19] Iz poznavanja rezultata se određuje temperatura površine zvezde^[22], što je za dati primer 5768±8 .^[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, i ^[27]) ili Stremgrenov fotometrijski sistem sa svojim malim slovima , 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 i filtera (indeksa boja  − ) bez efekta crvenog pomaka, kao indeksi  ₁ i  ₁.^[28]