Фотометрия (др.-греч. φωτός — свет и μετρέω — измеряю) — область астрономии, занимающаяся измерением потоков и интенсивностей электромагнитного излучения небесных светил, а также разработкой методов и техник для этого[1]. В случае, когда измеряется не только количество излучения, но и проводится его распределение по длинам волн, используется термин спектроскопия.
Методика
Методы, используемые для выполнения фотометрии зависят от диапазона длин волн в котором проводятся измерения. 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[2], которые могут одновременно фиксировать изображения нескольких объектов. Тем не менее, фотоэлектрические фотометры по-прежнему используются в некоторых случаях, например, когда не требуется высокого разрешения.
В 1896-1898 годах Шварцшильд работал ассистентом в обсерватории Куффнера в Вене[3], где разработал формулу определения времени выдержки для астрономической фотометрии и обнаружил явление невзаимозаместимости в фотографии, позже названное его именем (эффект Шварцшильда)[3]. В 1899 году вернулся в Мюнхенский университет, где получил должность приват-доцента, защитив хабилитационную диссертацию об измерениях блеска звёзд[3].
В 1901-1909 годы Шварцшильд стал ординарным, то есть полным профессором в Гёттингенском университете и одновременно директором обсерватории[3]. В это время Шварцшильд занимался геометрической оптикой, выполнил большой обзор фотографических звёздных величин и установил различие между фотографическими и визуальными звёздными величинами.
Применение
- Другие физические свойства объекта, такие как температура или химический состав, могут быть определены с помощью спектроскопии. Как правило, спектроскопические 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 звёздной системы, периодов обращения малых планет или звёзд или совокупной вспышки энергии сверхновой звезды.
См. также
- Оптическая астрономия
- Инфракрасная астрономия
- Ультрафиолетовая астрономия
- Радиоастрономия
- Рентгеновская астрономия
- Гамма-астрономия
Примечания
- ↑ Sterken, Christiaan; Manfroid, J. (1992), Astronomical photometry: a guide, Astrophysics and space science library 175, Springer, pp. 1–6, ISBN 0-7923-1653-3 (англ.)
- ↑ Flux Photometry Архивная копия от 23 сентября 2015 на Wayback Machine - Lecture 7: "Starlight, Starbright". Stellar Brightness, Astronomy 162: Introduction to Stars, Galaxies, & the Universe, Prof. Richard Pogge
- ↑ 1 2 3 4 J. J. O'Connor and E. F. Robertson. Karl Schwarzschild (англ.). MacTutor History of Mathematics archive. Дата обращения: 22 ноября 2015. Архивировано 17 ноября 2015 года.
Ссылки
- Photometry Links. CSIRO : Australian Telescope National Facility (8 мая 2019).
 | |
|---|---|
| В библиографических каталогах |
Эта страница в последний раз была отредактирована 12 июля 2023 в 12:03.
Обычно почти сразу, изредка в течении часа.