Фотометрія (астрономія)

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до: навігація, пошук
Докладніше: Фотометрія

Фотометрія (дав.-гр. φῶς, родовий відмінок φωτός — світло і μετρέω — вимірюю) в астрономії — це техніка, що застосовується в астрономії для вимірювання потоку або інтенсивності електромагнітного випромінювання астрономічного об'єкта[1]. Як правило, методом фотометрії можливо проводити вимірювання у великих діапазонах довжин хвиль електромагнітного випромінювання. У разі, коли вимірюється не тільки кількість випромінювання, але і проводиться його розподіл за довжинами хвиль використовується термін спектрофотометрія.

Методика[ред.ред. код]

Методи, використовувані для виконання фотометрії залежать від довжини хвилі і режиму в стадії вивчення. У найпростішому варіанті фотометрія проводиться шляхом збору випромінювання в телескоп. Крім того, можливо пропустити отримане електромагнітне випромінювання через спеціалізовані оптичні фільтри, із захопленням і записом світлової енергії за допомогою світлочутливих інструментів. Набір смуг (фільтри) входять у поняття системи виміру.

Історично, фотометрію в ближній інфрачервоній і довгохвильової ультрафіолетової частини спектру здійснювали за допомогою фотометра — фотоелектричного приладу, розробленого для вимірювання інтенсивності світла від одного і того ж об'єкта, спрямовуючи його промінь на фоточуттєвий елемент. Ці фотометри згодом у більшості своїй були замінені на прилади, створені на базі ПЗЗ-камер, які можуть одночасно фіксувати зображення декількох об'єктів. Тим не менш, фотоелектричні фотометри як і раніше використовуються в деяких випадках, наприклад, коли не потрібно високої роздільної здатності.

Застосування[ред.ред. код]

  • Інші фізичні властивості об'єкта, такі як температура або хімічний склад, можуть бути визначені за допомогою спектрофотометрії. Як правило, спектрофотометрические вимірювання декількох об'єктів, отримують з допомогою двох фільтрів і побудовою діаграми «колір-величина».
  • Фотометрія також використовується для дослідження варіації світла об'єктів, наприклад, змінних зірок, малих планет, активних ядер галактик і наднових, або виявлення планет, розташованих за межами сонячної системи. Вимірювання цих відхилень можуть бути використані, наприклад, для визначення періоду обігу і радіусів членів затменной подвійної зоряної системи, періодів звернення малих планет або зірок або сукупної спалахи енергії наднової зірки.

Див. також[ред.ред. код]

Примітки[ред.ред. код]