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天體光度測量

標籤:光度

天體光度測量(astrophotometry )指測量來自天體的有限波段範圍內的輻射流,簡稱測光,常以星等表示。歷史上,測光是為了給出天體的亮度,幫助在複雜的星圖、星表中證認恆星。隨著測光方法日益完善和研究的逐步深入,光度測量成為研究各類天體物理性質的重要方法。對難於觀測光譜的暗弱天體,通過測光可以得到一些如同光譜研究所得的物理量。測光結果可以定出恆星的光譜型(見恆星光譜分類)和求出恆星(或星系)的距離。測光對研究宇宙結構、星際物質空間分佈和恆星演化都十分有用。

1原理

測光依據的基本原理是:在相同條件下,等同的輻射流能使探測器產生同樣的響應。根據這一原理,將待測星和已知星等的星作比較,從探測器對它們的響應便可推算出待測星的星等或星等變化。比較星是事先已經確定星等的定標星,或參照定標星精確測定了星等的標準星。有時,將待測星的光譜和實驗室中的絕對黑體比較,測出以物理學的絕對單位表示的天體亮度。
探測器的響應同天體的光譜能量分佈(受星際消光的影響)有關,也同儀器系統(包括望遠鏡、濾光片和輻射探測器)的分光響應以及同地球大氣消光有關。其中地球大氣消光的影響可以用專門的觀測方法改正。儀器系統的分光響應則決定測量的輻射波段。即使測量同一波段,不同測量者的儀器不可能完全相同,得到的星等也不一樣,有時彼此間的關係是非線性的。測光的波帶用平均波長λ0和通帶半寬Δλ表示。λ0是儀器系統相對分光響應曲線下面積的重心所對應的波長,Δλ是該曲線上響應度等於1/2的兩點對應的波長差。依半寬的大小,天體測光可分為寬頻(Δλ>300埃)、中帶(300埃>Δλ>90埃)和窄帶(Δλ<90埃)測光。按所用探測器的類型又可分為目視測光、照相測光、光電測光等。按觀測對象又分為面源測光和點源測光。

2分類 

照相測光
用天文底片作探測器。對點光源,考濾到底片響應的非線性,必須在同一底片上拍攝待測星和一系列(從亮到暗的)星等已知的比較星。然後,用光瞳光度計或全自動底片處理機測量這些星像。由測量儀器的讀數和已知星的星等作校準曲線,從該曲線內插和歸算出待測星的星等。若待測星周圍沒有光電比較星序列,對要求不高的測光工作,現在仍間或用照相方法自定比較星序列,例如可以拍一些用物理方法按已知比例減弱的恆星。用藍敏底片進行照相測光,得到照相星等,平均波長約4300埃。用對其他波長敏感的底片,並加適當的濾光片,可得到與目視星等類似的仿視星等、紅星等和紅外星等。
照相測光有許多誤差來源(如乳膠不均勻、場差、顯影時的缺點等),所以精度不如光電測光。一般均方誤差約0.05星等。此外,照相測光的動態範圍比光電測光小。照相測光的優點是能同時拍攝大面積天區的許多恆星,適宜作巡天和統計工作。如果採用線性響應的核乳膠和電子照相機,那麼,原則上只要知道一顆定標星的星等,就可得出其他一切星的星等。觀測的極限星等又可大大提高。
面源測光
對具有延伸像面的天體,如星雲、星系、日、月、行星進行測光,稱為面源測光。面源測光有兩種:①研究天體視面上亮度的分佈,求其明度星等(每平方角秒的星等數);②測量天體整個視面的累積星等。照相方法測量面源亮度分佈時,為建立底片特性曲線,用實驗室的管光度計拍攝校準記號;或者用特殊照相技術拍攝一些比較星的具有一定均勻密度面積的像,以避免因星像結構和大小不同而引入誤差。有的照相密度計和光電光度計的光闌(或狹縫)可沿天體延伸面像掃描,得出天體視面等光度曲線。這種測量能研究天體表面細節的物理特徵或河外星繫結構。當光電測量累積星等時,光電光度計的光闌應包括整個天體視面,或用積分法求累積星等。累積星等代表天體的總輻射,也是對遙遠星系距離的一種度量。
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