Fotometrie (astronomie)

Uit Wikipedia, de vrije encyclopedie
Ga naar: navigatie, zoeken

In de astronomie is fotometrie een techniek waarmee de flux wordt gemeten, oftewel de intensiteit van de elektromagnetische straling van een hemellichaam. Het woord is opgemaakt uit het Oudgriekse "foto" wat licht betekent, en "metrie" voor meten. Als fotometrie wordt toegepast over een brede golflengte van straling, waarbij niet alleen de hoeveelheid straling maar ook de spectrale distributie ervan wordt gemeten, gebruikt men de term (astronomische) spectroscopie.

Methoden[bewerken]

De methoden om fotometrie toe te passen hangen af van welke golflengten worden gemeten. De simpelste vorm van fotometrie is het verzamelen van licht door een telescoop, wat soms door een filter gaat, om dit licht dan te vangen en op te slaan met een lichtgevoelig instrument. Er zijn verschillende fotometrische classificatiesystemen in de wetenschap bepaald om een accurate vergelijking van observaties te bewerkstelligen, zoals het bekende UBV-systeem van Johnson. Hierbij is de golflengte voor U(ltraviolet) op 364 nm bepaald, voor B(laauw) op 442 nm en voor V(zichtbaar) 540 nm.

Oorspronkelijk werd de fotometrie van het nabije infrarood tot de korte golflengtes van het ultraviolet gedaan met een fotometer, een apparaat dat de intensiteit van licht meet van een enkel object door dit licht naar een fotosensitieve cel te leiden. Deze zijn tegenwoordig veelal vervangen door het Charge-coupled device, of kortweg CCD, een chip die elektromagnetische straling omzet in een elektrische lading. Camera's met deze chips kunnen meerdere objecten tegelijk vastleggen. In uitzonderlijke gevallen, waarbij een haarscherpe resolutie gewenst is, maakt men nog gebruik van een fotometer.

CCD fotometrie[bewerken]

Een CCD camera is in essentie een rooster van aaneen geschakelde fotometers, die tegelijkertijd alle ontvangen fotonen opslaan van alle bronnen in het zichtsveld. Omdat elk CCD beeld de fotometrie van alle objecten opslaat zijn er verschillende methoden om de fotometrische gegevens te verzamelen; over het algemeen zijn deze relatief, absoluut en differentieel. Voor alle drie gebruikt men de magnitude van de bron en een bekende vergelijkingsbron. Het ontvangen signaal van een bron zal meestal als veel pixels worden weegegeven, afhankelijk van het impulsantwoord van het systeem in reactie op een puntbron. Deze verbreding komt mede door de optische delen in de telescoop en de seeing. Wanneer men fotometrie toepast op een puntbron, wordt de flux gemeten door al het opgeslagen licht op te tellen en de licht van de hemel er van af te trekken. De simpelste techniek hiervoor, 'aperture' fotometrie, bestaat uit het optellen van de pixels in de opening gecentreerd op het waargenomen object om hiervan het gemiddelde aantal pixels van de nabije hemel en het aantal pixels in de opening zelf er van af te trekken. Dit resulteert dan in de ruwe flux waarde van het object. Wanneer men fotometrie toepast in een gebied met een groot aantal bronnen bij elkaar, zoals bijvoorbeeld een bolvormige sterrenhoop, waarbij de profielen van sterren elkaar veel zullen overlappen, worden er technieken toegepast om het vermengen tegen te gaan, zoals 'PSF fitting', om de flux waarden van de individuele bronnen te bepalen.

Kalibratie[bewerken]

Na de flux van een object te hebben bepaald, wordt deze over het algemeen omgezet in de instrumentele magnitude. Hierna wordt de meting gekalibreerd. Welke kalibratie hiervoor wordt gebruikt hangt ten dele af van welk soort fotometrie wordt gedaan. Normaal gesproken worden observaties verwerkt met relatieve of differentiële fotometrie. Met relatieve fotometrie wordt het meten van de schijnbare helderheid van meerdere objecten in relatie tot elkaar bedoeld. Absolute fotometrie is het meten van de schijnbare helderheid aan de hand van een fotometrisch systeem, deze kunnen dan gemakkelijk worden vergeleken met metingen van andere telescopen of instrumenten. Differentiële fotometrie is het meten van het verschil in helderheid van twee objecten. In bijna alle gevallen is differentiële fotometrie het meest nauwkeurig en is absolute fotometrie met hoge precisie het moeilijkst te verrichten. Ook is nauwkeurige fotometrie meestal moeilijker wanneer de schijnbare helderheid van een object zwakker is.

Absolute fotometrie[bewerken]

Om absolute fotometrie toe te passen moet men corrigeren voor het verschil tussen het gebruikte filtersysteem waarmee een object wordt geobserveerd en de filter waarmee het standaard fotometrische systeem is vastgesteld. Dit vaak bovenop alle correcties die hierboven zijn beschreven. Dit wordt doorgaans gedaan door het geobserveerde object door meerdere filters te bekijken en tevens een aantal standaard sterren te observeren. Als deze standaard sterren niet tegelijkertijd met het doelwit kunnen worden geobserveerd, moet deze correctie worden uitgevoerd onder fotometrische omstandigheden, wanneer er geen wolken aan de hemel staan met transparantievariaties onder 2%, en de extinctie goed kan worden berekend.

Relatieve fotometrie[bewerken]

Voor relatieve fotometrie vergelijkt men de instrumentele magnitude van het hemellichaam met een bekend vergelijkingsobject, waarna men de metingen kan corrigeren voor ruimtelijke variaties in de gevoeligheid van het instrument en de atmosferische extinctie. Dit is vaak bovenop de variatie door tijdsverloop, dit geld zeker wanneer beide objecten te ver uit elkaar staan om tegelijk te observeren. Wanneer de kalibratie van een beeld gedaan wordt met de beide objecten dicht op elkaar zijn de variaties in de metingen het kleinst.

Differentiële fotometrie[bewerken]

Differentiële fotometrie is de makkelijkste van de kalibraties en het beste voor tijdreeks observaties. Met differentiële fotometrie via CCD worden het doelobject en het vergelijkingsobject tegelijkertijd, met dezelfde filters, met hetzelfde instrument door dezelfde optische baan geobserveerd. De meeste variabelen in observatie vallen hierdoor weg en de differentiële magnitude van het doel en vergelijkingsobject is dan gewoon (∆Mag = C Mag – T Mag). Dit is erg handig wanneer de verandering in magnitude over een periode wordt vastgelegd, wat dan meestal in een lichtkromme wordt genoteerd.

Oppervlakte fotometrie[bewerken]

Voor uitstrekkende objecten zoals een sterrenstelsel wordt het interessant om de ruimtelijke verdeling van de helderheid in het object te meten in plaats van simpelweg de totale helderheid. De helderheid van de oppervlakte van een object is dan de lichtintensiteit per eenheid van de ruimtehoek zoals waargenomen aan de hemel. Een veelgebruikte toepassing is het meten van het profiel van de oppervlakte helderheid van een sterrenstelsel, met hierbij de oppervlakte helderheid als een functie van de afstand van het centrum van het stelsel. Voor een kleine hoek is een handige eenheid het kwadraat boogseconde, en oppervlakte helderheid wordt vaak uitgedrukt in magnitude per boogseconde kwadraat.

Toepassingen[bewerken]

Fotometrische metingen kunnen worden gecombineerd met de omgekeerde kwadratenwet om de lichtkracht te bepalen van een object als de afstand bekend is, of de afstand als de lichtkracht al bekend is. Andere fysieke eigenschappen van een hemellichaam, zoals de temperatuur of chemische samenstelling, kan met de astronomische spectroscopie worden bepaald. In de regel worden fotometrische metingen van sterren verkregen door twee filters weergegeven in het Hertzsprung-Russelldiagram. Fotometrie wordt ook gebruikt om de lichtvariaties van hemellichamen te meten zoals veranderlijke sterren, planetoïden, actieve sterrenstelsels, supernovae, of exoplaneten in transitie. De metingen aan deze variaties kunnen informatie opleveren over bijvoorbeeld de omlooptijd en de straal van de sterren van een eclipserende dubbelster, de rotatieperiode van een planetoïde of een ster, of de totale energieproductie van een supernova.

Software[bewerken]

Er zijn een aantal gratis computerprogramma's beschikbaar voor werken met fotometrie.

Zoals bijvoorbeeld SExtractor [1], het Aperture Photometry Tool [2] en de DAOPHOT II [3] software.

Organisaties[bewerken]

Er zijn een aantal organisaties, zowel professionele als amateurs, die fotometrische data verzamelen en online delen met het publiek. De volgende drie zijn zeker het bezoeken waard: American Association of Variable Star Observers [4] (AAVSO), AstronomyOnline [5] en het Center for Backyard Astrophysics [6] (CBA).

Referenties[bewerken]