光度測定 (天文學)
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光度測定是天文學中用來量度通量，或者說一個天體電磁輻射強度的相關技術。[1][2]如果是對輻射的廣泛波長波段進行光度測定，既測量輻射的總量，又測量其光譜分佈，則使用術語分光光度法。
方法
光度測定所使用的方法進行測光取決於所研究的波長範圍。最基本的，由望遠鏡收集光線來進行光度測定，有時通過光度測定專用光學帶通濾波器來傳遞，然後用感光儀器獲取和記錄光能。標準的帶通設備（稱為測光系統）允許對觀測結果進行精確比較。[3]
在歷史上，對近紅外線到短波長的紫外線進行光度測定會使用光電光度計。這是一種測量單一物體光線強度的儀器，它將光線導向到感光單元來進行測量。這些已被CCD相機大規模取代，它可以同時映射多個物體。而光電光度計仍在特殊情況下使用，例如需要更高的時間解像度。
CCD光度測定
CCD相機本質上是一個光度計柵格，同時測量和記錄來自視野中所有來源的光子。因為每個CCD影像一次記錄多個物體的光度測定，所以可以對記錄數據執行各種形式的光度測定提取，典型的有相對、絕對和差異三種。這三種方式都需要從原始圖像抽取目標對象的星等，以及一個已知的比較對象。從一個目標觀察到的信號，按照系統的點擴散函數（PSF），通常會覆蓋許多像素。這種擴散，既有望遠鏡的光學原因，又有視寧度的原因。當從一個點源獲得光度測定時，測量流量需要匯總來自目標所有的光線記錄，再減去來自天空的光線。最簡單的技術，被稱為孔徑光度測定，包括匯總目標中心孔徑內的像素數，並減去附近每像素的平均天空數與孔徑內像素數的乘積。[4][5]這將得出目標對象的原始流量值。在非常擁擠的區域，例如一個球狀星團進行光度測定時，恆星重疊嚴重，就必須使用de-blending技術，比如PSF配合來確定重疊源的個體流量值。[6]
校準
在確定被測物體的通量後，通常將通量轉化為儀器光度。然後，該測量被以某些方式校準。使用哪種校準方式，部分取決於進行的是什麼類型的光度測定。通常，觀測結果按照相對或者差異光度測定法來處理。[7]相對光度測定法用來度量多個物體間的相對視星等。絕對光度測定法用來在一個標準的測光系統上度量一個物體的視星等；這些測量結果可以與通過不同的望遠鏡或儀器獲得的其它絕對光度測定結果進行比較。差異光度測定法用來度量兩個物體間的亮度差異。在大多數情況下，差異光度測定法可以做到最高的精度，而絕對光度測定法最難做到高精度。此外，當物體的視星等較微弱時，精確光度測定通常更加困難。
絕對光度測定
進行絕對光度測定，必須修正觀測物體的有效通頻帶與用於定義標準光度測定系統的通頻帶之間的差異。這通常是在以上所討論的所有其它修正方式之外的。通常這種修正的手段包括，通過多重過濾觀測感興趣的目標，以及觀測若干測光標準星。如果無法同時觀測到目標和標準星，這種修正必須在光度測定條件下進行，即天空萬里無雲，大氣質量良好。
相對光度測定
進行相對光度測定，需要將物體的儀器光度與已知的物體進行對比，然後根據儀器靈敏度和大氣質量對空間測量誤差進行修正。這通常是在修正其暫時誤差之外進行的，尤其是當被比較的物體在天空中相距過遠而無法同時觀測到時。如果對近距離同時包含目標對象和被比較對象的圖像進行校準，並使用與被比較對象的記錄光度相匹配的光度濾光器，大多數的測量誤差會減少為零。
差異光度測定
差異光度測定是最易於校準和最適合時間序列觀測的。當使用CCD光度測定法時，目標物體和被比較物體要求同時、使用同一濾光器、使用同一儀器、通過同一光路被觀測到。大多數觀測誤差都被降低了，光度差異則只剩下目標物體與被比較物體間的儀器光度差異（∆Mag=C Mag–T Mag）。這在描繪目標物體的光度隨時間變化時非常有用，並且通常會被編制為光變曲線。
表面光度測定
對於大尺度的物體，如星系，更感興趣的往往是測量星系內的空間亮度分佈，而不是簡單地測量該星系的總亮度。物體的表面亮度是其在天空中投影的單位立體角內的亮度，對表面亮度的測量被稱為表面光度測定法。通常的應用是測量一個星系的表面亮度情況，即表面亮度對距離星系中心距離的函數。對於小的立體角，常用的單位是平方角秒，而表面亮度往往被表示為每平方角秒的光度。
應用
光度的測量可以結合平方反比定律，如果一個物體的距離可以確定，就可以確定其光度；如果它的光度是已知的，就可以確定其距離。一個物體的其它物理性質，例如它的溫度或化學成分，可以通過寬頻或窄頻的分光光度測定法來確定。通常，對多個目標的通過兩個濾波器獲得的光度測量數據被繪製於一張顏色數值圖上，對恆星來說就是赫羅圖的觀測版本。光度測定也被用於研究天體的光線變化，例如變星、[8]微型行星、活動星系核以及超新星，或者探測系外行星。測量這些變化可以用來確定重疊聯星系統成員的軌道周期和半徑，小行星或恆星的自轉周期，或者超新星釋放的總能量。
軟件
一些免費的電腦程式可用於合成孔徑光度測定和配合PSF的光度測定。SExtractor（頁面存檔備份，存於互聯網檔案館）和孔徑光度測定工具（aperturephotometry.org（頁面存檔備份，存於互聯網檔案館））都是流行的孔徑光度測定軟件。前者致力於減少大規模的星系測量數據，而後者有一個圖形用戶界面（GUI）適合研究單獨的圖像。DAOPHOT被認為是配合PSF光度測定的最好軟件。[6]
組織
有一些專業的或業餘的組織，在收集和分享光度測定數據，並將其推到線上。一些網站收集的數據主要是作為其他研究者（例如AAVSO）的資源，也有一些徵集數據用於自己的研究（如CBA）：
- 美國變星觀測者協會（AAVSO）
- 後院天體物理中心（CBA）
- 數字SF激變變星數據庫（DSF-Wiki）
- Astronomy Online
參見
參考文獻
- ^ 斯特肯, 克里斯蒂安; 曼弗洛伊德, J, 天文学光度测定指南, 天體物理學與空間科學圖書館 175, 施普林格: 1–6, 1992 [2017-08-01], ISBN 0-7923-1653-3, （原始內容存檔於2014-06-30） （英語）
- ^ 卡薩格蘭德, 盧卡; 范登堡, 唐·A, 综合星球光度测定——宽频系统通用注意事项和新变化, 皇家天文學社會每月提醒 444, 牛津大學出版社: 392–419, 2014 [2017-08-01], doi:10.1093/mnras/stu1476, （原始內容存檔於2019-06-29） （英語）
- ^ 沃納, 布萊恩. 光变曲线光度测定与分析实用指南. 施普林格. 2006. ISBN 0-3872-9365-5 （英語）.
- ^ 米格海爾, 肯尼思·J. CCD星球光度测定算法. 太平洋天文學會. 1999, 172: 317–328 （英語）.
- ^ 拉合爾, 拉斯·R; et al. 孔径光度测定工具. 太平洋天文學會彙刊. 2012, 124 (917): 737–763. Bibcode:2012PASP..124..737L. doi:10.1086/666883 （英語）.
- ^ 6.0 6.1 斯特森, 彼得·B. DAOPHOT：一个用于拥挤区域星球光度测定的电脑程序. 太平洋天文學會彙刊. 1987, 99: 191–222. Bibcode:1987PASP...99..191S. doi:10.1086/131977 （英語）.
- ^ 哈貝爾, 傑拉爾德·R. 科学的天体摄影术：业余爱好者如何能生成和使用专业影像数据. 施普林格. 2013: 264-266. ISBN 978-1-4614-5173-0 （英語）.
- ^ 諾斯, 傑拉德. 观测变星、新星和超新星. 劍橋. 2004. ISBN 0-521-82047-2 （英語）.
