光度法

光度法,在天文学,测量恒星的亮度等天体对象(行星星云星系,等等)。这样的测量可以产生大量的信息对象的结构,温度、距离、年龄等。

最早的观察明显的恒星的亮度是由希腊天文学家。使用的系统希帕克斯约130公元前星星分成类称为大小;最亮的是一等的描述为,下节课是第二个级,所以在同等下台的恒星肉眼可见,据说是6级。的应用望远镜在17世纪天文学发现许多微弱的星星,和规模扩展向下第七,第八,等等,大小。

在19世纪早期建立的实验者,显然在亮度相同步骤实际上是步骤的定比光能量接收和5级的亮度差异大致相当于100年的比率。1856年诺曼Robert Pogson认为,这个比例应该用于定义级的规模,这样一个级的亮度差异是2.512的比率在强度和five-magnitude差异的比例(2.51188)⁵,或100。在亮度低于级的步骤表示通过使用十进制分数。规模被选上的零点引起大量恒星的最小改变传统上建立了6级,结果几个最亮的恒星的大小小于0(也就是证明。负值)。

的引入摄影提供的第一个nonsubjective意味着测量恒星的亮度。这一事实摄影紫罗兰色和板块敏感紫外线辐射波长,而不是绿色和黄色的眼睛是最敏感的,成立了两个独立的大小尺度,视觉和摄影。之间的差异大小的两个尺度明星后来被称为颜色指数和被公认是测量温度的恒星的表面。

照相测光依赖视觉对比的图像记录的星光摄影板块。它有点不准确,因为复杂的大小和之间的关系密度明星的照片和光学图像的亮度不受完全控制或精确校准。

从1940年代开始天文测光在灵敏度和波长范围大大扩展,特别是通过使用更加准确光电,而不是摄影,探测器。的星星与光电管大小约为24。在光电测光,一个明星的形象通过望远镜的焦平面的一个小隔膜。经过进一步通过一个适当的过滤器和一个物镜,恒星的光图像经过光电倍增管,一个装置,产生一个相对强劲电流从弱光输入。输出电流可能会以各种各样的方式;这种类型的测光欠其极端的准确性高线性的输入量之间的关系辐射和电流产生精确的技术,可以用来测量电流。

光电倍增管已经取代由ccd。现在大小测量不仅在光谱的可见部分还在紫外线和红外线。

占主导地位的光度分类系统,UBV系统介绍了哈罗德·l·约翰逊和1950年代早期威廉·威尔逊摩根使用三个波段,紫外线,一个蓝色,在占主导地位的视觉范围。更复杂的系统可以使用更多的测量,通常通过可见光和紫外线区域划分成小片或扩展范围的红外。常规测量精度0.01级的,和许多现代的主要实验困难的工作是,天空本身发光的由于主要在上层大气光化学反应。观察现在的极限变换对天空的亮度在可见光和方法1/1,000,000红外天空的亮度。

光度工作始终是一个妥协的时间观察和它的复杂性。少量的宽带测量可以很快完成,但随着越来越多的颜色用于一组恒星的大小决定,更可以推导出恒星的本质。最简单的测量是有效的温度、时间数据在更大范围允许观察者巨头分开矮星,评估一个明星是否富含金属或不足,确定表面重力,估计的影响星际尘埃在恒星的辐射。