Fotometria a csillagászatban

A Wikipédiából, a szabad enciklopédiából
Egy fedési kettős fényességváltozása. A fénygörbe megállapítása fotometriával történik[1]

A fotometria a csillagászatban egy módszer, a fényességmérés, más néven fotometria tudományának alkalmazása a távoli égitestek tulajdonságainak vizsgálatára.

Története[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

A csillagok fényességének meghatározásával először Hipparkhosz görög csillagász foglalkozott, aki 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 vizuális fényessége ez alapján -26,m86. Az emberi szem 0,1 magnitúdó különbséget még éppen képes megkülönböztetni.

A Fechner–Weber-féle pszichofizikai törvény[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

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 FechnerWeber-féle pszichofizikai törvény alapján, hogy a csillag fényének mért intenzitása (i) és a fényrend (m) között a legpontosabb összefüggés a következő: m = – 2,5 log i + B ahol B a használt műszertől és esetenként a légkör állapotától függő állandó.

Fotometriai műszerek[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Az első precíz fényességmérő műszert 1861-ben Zöllner készítette, amivel természetesen Quentin 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.

Fotometriában használatos mennyiségek[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Fényerősség[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

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 = 1,02 cd.[2]

Fényáram[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

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. Ha olyan fényforrást képzelünk, amelynek fényerőssége minden irányban 1 nemzetközi gyertya, akkor az egységnyi térszögbe éppen 1 lumen fényáramot sugároz, teljes fényárama tehát \Phi = 4\pi I = 12,56 lm.[2]

Megvilágítás erőssége[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

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

Fényességkatalógusok[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

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 324 198 csillag fényességét adta meg.

Színindex[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Az égitestek fényességi adatai függnek a mérés módszerétől. Például a fotólemezek 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. A különböző hullámhossztartományban mért fényességek különbségét színindexnek nevezzük.

UBV fotometria[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

A napjainkban legelfogadottabb az UBV fotometriai rendszer, amely az ultraibolya (U), 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.

Jegyzetek[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

  1. Gossman 1989  és Insturct1.cit.cornell.edu Eclipse
  2. ^ a b Béla, Karsai. Villamos mérőműszerek és mérések (1962) 

Források[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

  • Gossman 1989: D. Gossman, Light Curves and Their Secrets, Sky & Telescope (October 1989, p.410)
  • Insturct1.cit.cornell.edu Eclipse: Eclipsing Binary Simulation, Cornell Astronomy

További információk[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Kapcsolódó szócikkek[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]