Фотометрия (астрономия)

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск

Фотометрия (др.-греч. φῶς, родительный падеж φωτός — свет и μετρέω — измеряю) в астрономии — это техника, применяемая в астрономии для измерения потока или интенсивности электромагнитного излучения астрономического объекта[1]. Как правило, методом фотометрии возможно производить измерения в больших диапазонах длин волн электромагнитного излучения. В случае, когда измеряется не только количество излучения, но и проводится его распределение по длинам волн используется термин спектрофотометрия.

Методика[править | править вики-текст]

Методы, используемые для выполнения фотометрии зависят от длины волны и режима в стадии изучения. В самом простом варианте фотометрия проводится путём сбора излучения в телескоп. Кроме того, возможно пропустить полученное электромагнитное излучение через специализированные оптические фильтры, с последующим захватом и записью световой энергии при помощи светочувствительных инструментов. Набор полос (фильтры) входят в понятие системы замера.

Исторически, фотометрию в ближней инфракрасной и длинноволновой ультрафиолетовой части спектра осуществляли при помощи фотометра — фотоэлектрического прибора, разработанного для измерения интенсивности света от одного и того же объекта, направляя его луч на фоточувствительный элемент. Эти фотометры впоследствии в большинстве своём были заменены на приборы, созданные на базе ПЗС-камер, которые могут одновременно фиксировать изображения нескольких объектов. Тем не менее, фотоэлектрические фотометры по-прежнему используются в некоторых случаях, например, когда не требуется высокого разрешения.

Применение[править | править вики-текст]

  • Другие физические свойства объекта, такие как температура или химический состав, могут быть определены с помощью спектрофотометрии. Как правило, спектрофотометрические измерения нескольких объектов, получают с помощью двух фильтров и построением диаграммы «цвет—величина».
  • Фотометрия также используется для исследования вариации света объектов, например, переменных звёзд, малых планет, активных ядер галактик и сверхновых, или обнаружения планет, расположенных вне солнечной системы. Измерения этих отклонений могут быть использованы, например, для определения периода обращения и радиусов членов затменной двойной звездной системы, периодов обращения малых планет или звёзд или совокупной вспышки энергии сверхновой звезды.

См. также[править | править вики-текст]

Примечания[править | править вики-текст]