Fotometria

A Wikipédiából, a szabad lexikonból.

A csillagok és más égitestek fényességmérésén alapuló tudományág a csillagászaton belül.

Egy fedési kettős fényességváltozása. A fénygörbe megállapítása fotometriával történik
Egy fedési kettős fényességváltozása. A fénygörbe megállapítása fotometriával történik[1][2]

A csillagok fényességének mérésével először Hipparkhosz görög csillagász foglalkozott, aki az i. e. 127-ben állította össze az első csillagászati fényességkatalógust. Hat nagyságrendet (fényrendet) különböztetett meg; a legfényesebb csillagok elsőrendűek, a szabad szemmel még éppen megfigyelhetőek hatodrendűek voltak. A fényrendeket ma 1m 2m ... 6m-val jelöljük, ahol m a magnitúdó (latinul: nagyság) jele. (Ennek azonban semmi köze a csillag nagyságához.) Később ezt a fényességi skálát a csak távcsővel megfigyelhető csillagok számára 6 magnitúdón túl is kiterjesztették: 7m, 8m stb. A 25 magnitúdós csillagok a legérzékenyebb földi műszerekkel még éppen hogy észrevehetőek. A Hubble-űrtávcsővel 29m - 30m -ig lehet észlelni. A fényesebb csillagok, bolygók, valamint a Nap és a Hold megfigyelése szempontjából a skálát a negatív magnitúdó értékekre is kiterjesztették. A Nap vizuáális fényessége ez alapján -26,m86. Az emberi szem 0,1 magnitúdó különbséget még éppen képes megkülönböztetni.

Tartalomjegyzék

[szerkesztés] A Fechner-Weber-féle pszichofizikai törvény

A csillagok magnitúdó alapján történő (fényesség szerinti) osztályozása napjainkig fennmaradt, de a XIX. század végén többek javasolták, hogy a pontosabb méréseknél a csillagok fényének intenzitását is meg kellene határozni. 1856-ban Pogson állapította meg, a Fechner-Weber-féle pszichofizikai törvény alapján, hogy a csillag fényének mért intenzitása (i) és a fényrend (m) között a legpontosabb összefüggés a következő: m = - 2,5 logi+B ahol B állandó.

[szerkesztés] Fotometriai műszerek

Az első precíz fényességmérő műszert 1861-ben Zöllner készítette, amivel természetesen vizuális módszerrel lehet fényességet mérni (vizuális fotometria). 1895-ben Minchin határozott meg először csillagfényességet fotocella segítségével. Ebből a mérésből fejlődött ki a ma általánosan elterjedt fotoelektromos fotometria. Napjainkban - a csillagászati fényességméréseknél - CCD-technikát alkalmazunk.

[szerkesztés] Fotometriában használatos mennyiségek

Fényerősség: az a fényenergia, amelyet a fényforrás időegység alatt az 1 m sugarú gömb felületén át sugároz. Jele: I, mértékegysége a candela (cd). Régebben használatos mértékegysége a Hefner-gyertya: 1 Hgy = 0,92 cd.

Fényáram: A fényforrásból időegység alatt adott felületen kisugárzott összes látható fényenergia mennyisége. Jele: Φ, mértékegysége lumen (lm). A fényáram és az intenzitás között összefüggés áll fenn: Φ = 4πI.

Megvilágítás erőssége: Ha az A felületre Φ fényáram esik, akkor a megvilágítás erőssége: E=Φ/A. Jele E, mértékegysége lux.

[szerkesztés] Fényességkatalógusok

A XIX. század csillagászati igényei már megkövetelték egy pontos, a csillagok fényességadatait is tartalmazó csillagkatalógus elkészítését. Ezt a nagy munkát igénylő feladatot Argelander végezte, 1860 körül kiadta az ún. Bonner átvizsgáló katalógust (Bonner Durchmusterung - BD), amelyben 324198 csillag fényességét adta meg.

[szerkesztés] Színindex

Az égitestek fényességi adatai erősen függnek a mérés módszerétől. Pl. a fotolemezek a fény vörös tartományában általában kevésbé érzékenyek, mint az emberi szem. Emiatt a vörös csillagok mphg fotografikus fényességei kisebbek, mint az mvis vizuális fényességek. A kék tartományban a helyzet fordított. Az mphg - mvis különbséget színindexnek nevezzük.

[szerkesztés] UBV fotometria

A napjainkban legelfogadottabb az UBV fotometriai rendszer, amely az ultraibolya (UV), kék (B) és sárga (V) színű, definiált szűrőkön keresztül méri a csillagok fényességét. Ezt a rendszert Nancy E. Johnson és W. W. Morgan vezette be 1953-ban.

[szerkesztés] Lásd még

Más nyelveken