Відкрити головне меню

Сучасні методи зоряної фотометрії можна поділити на дві групи:

1. Апертурна фотометрія.

2. Фотометрія на основі профіля яскравості зображения зорі (PSF-фотометрія).

Апертурна фотометріяРедагувати

Принцип апертурної ПЗЗ-фотометрії полягає в інтегруванні значень інтенсивності по пікселях в межах певної області. Зазвичай використовують коло певного радіуса, хоча іноді беруть і кільця, і еліпси (насправді, через дискретність зображення, це будуть вписані багатокутники). Інструментальна зоряна величина обчислюється за формулою:

 ,

де   — сумарна яскравість зорі і фону за   пікселями всередині заданої апертури;   — яскравість фону, оцінена за   пікселями.

У апертурній фотометрії розмір апертури вибирають з міркувань оптимальності: з одного боку, зменшити вплив сусідніх деталей зображення, та, з іншого боку, якомога більш точно виміряти яскравість зорі, для чого, звісно, потрібно, щоби якнайбільше засвічених нею пікселів «провалилось» у апертуру. Оскільки профілі інтенсивності зорі на матриці мають профілі з протяжними крилами, не все світло від зорі потрапить в апертуру. Тому необхідно оцінити вклад обрізаної частини профілю в реальну яскравість. Врахування цієї похибки називається поправкою за апертуру. Для її оцінки будують залежність яскравості зорі від радіуса апертури — апертурну залежність чи криву зростання. Величина поправки залежить від якості зображення. Так, на довгофокусних телескопах з оптикою гарної якості, розмитість зображення визначається головним чином спотвореннями хвильового фронту атмосферною турбулентністю. Тому вона може сильно мінятись від одного зображення до іншого і необхідно визначати апертурну поправку для кожного кадру окремо. Апертурну криву будують, як правило, за декількома яскравими та достатньо ізольованими зорями (потріьно щоб поблизу не було об’єктів).Крива апертурної залежності прямує при збільшенні радіусу до певної асимптоти, яка і дає оцінку повної яскравості зорі. Фундаментальний принцип, що лежить в основі застосування апертурної поправки до всіх інших зір зображення (не тих, за якими будувалась крива зростання) полягає в припущенні, що для лінійного по чутливості приймача типу ПЗЗ-матриці за відсутності дисторсії, функція розсіяння точки (тобто, двовимірний профіль яскравості зорі) однакова для всіх зір незалежно від їх яскравості та положення на зображенні. Таким чином, зображення слабких і яскравих зір різнитимуться лише масштабом. Звісно, в житті це припущення не зовсім справджується, проте, як показує досвід, помилки для апертурної поправки воно дає незначні.

PSF-фотометріяРедагувати

В основі PSF-фотометрії лежить описане вище припущення про якісну незмінність профілю зоряного зображення в залежності від яскравості об’єкта, враховується тільки можлива зміна PSF-профілю в залежності від положення на зображенні. Профіль зорі зазвичай представити певною емпіричною чи фіксованою модельною функцією (чи, іноді, і тим, і тим). Наприклад:

Функція Гауса:  

Модифікована функція Лоренца:  

Функція Моффата:  ,

де a — ширина профілю; b — деякий дійсний коефіцієнт. Для визначення функції розсіяння точки (PSF — Point Spread Function) потрібно декілька достатньо ізольованих «стандартних» зір (так званих PSF-зір), які б знаходились по можливості в областях з найбільш рівномірним оточуючим фоном. За цими обраними PSF-зорями отримують усереднені та нормовані на одиничне значення параметри наближення профілів зір. Далі, маячи ці параметри, вписують обчислене наближення в профілі інших зір, і за зміною нормувального множника оцінюють їх яскравість

ПосиланняРедагувати