測光CCD -Wikipedia、無料百科事典

CCDフォトメトリア それはメカニズムです
異なる星（星、惑星、銀河など）の大きさを決定するために測光が利用できるバリアント。

1970年代半ばに、CCDチップが登場した後、1970年代半ばに旅を始めましたが、最初のモデルは原始的すぎて天文学的な使用には初歩的でした。最初の測光作業が登場したものは、資格のあるものでした エッジオンスパイラル銀河のCCD表面測光 （アメリカ天文学協会の紀要、vol。8、P。350）、delAño

名前が示すように、CCDの測光は、受信した光の受信機としてのチップの使用に基づいています。半導体であるため、入手した測定値は、写真測光の場合のように、デジタル形式（桁、A.D.U。）および非アナログ単位で促進されます。

CCDチップの場合、半導体に対する不均等感度を回避するフィルター（スペクトル応答）を使用する必要があります。

定義された測光システム（バンドB、バンドVなど）に属する特定の色の測光フィルターの使用は、測定値を正規化するチップの選択的効果を回避します。

撮影された画像から測光測定を抽出し始める前に、バイアス、暗い場、フラットフィールドから起訴する必要があります。

測光には2種類の測光があります。微分開口と測光合成の。最後の1つは、参照星とチェックスターの色、地元の地平線上の星の高さ、空気の質量などを考慮しなければならない複雑な変換または計算を必要としないため、ファンが最も使用しています。

画像のデジタル化要素としてCCDチップを使用すると、同じ画像で多数の異なる星を追跡して研究できます。これは、開いたクラスター（M67など）またはM13として球状クラスターをキャプチャする場合です。適切な測光シーケンスとカラーフィルター（たとえば、バンドfotometryなど）を使用して、0.001の大きさの精度で画像の異なる星の明るさを決定することができます。

ごく最近（2004年）、M67クラスターの研究が公開されており、その星の大きさは、マグニチュードの10人の精度で測定されています：（0.0001マグニチュード）。問題の作品はです M67の高い相対精度の色マグニチュード図 [初め] 。

CCD測光測定にはさまざまなプログラムがあります。アストロメトリック、アストロアート、マキシムDLは、その理由で生成された分散を大幅に削減するために貢献した方法の統一方法に対照的な品質を結合するため、シールを含む最も信頼性が高いです。

• プレアデスのカラーマグニチュード図で 、H。L。ジョンソン、W。W。モーガン、APJ 114、522（1951）。
• Yerkesスペクトルアトラスの改訂されたシステム上のスペクトルタイプの標準の基本的な恒星測光 、ジョンソン、H。L。; Morgan、W。W.、Apj 117、313（1953）。
• カラーシステムのいくつかの特性 、モーガン、W。W。;ハリス、D。L。;ジョンソン、H。L。APJ 118、92M（1953）。
• E地域のVRI標準 、Cousins、A。W。J.、Mem。 R.アスロン。 Soc、81、25（1976）。
• EおよびF領域の星のVRI測光 、Cousins、A。W。J.、M。N。Astr。 Soc。南アフリカ、3、8（1978）。
• M67の高い相対精度の色のマグニチュード図 、エリック・L・サンドキスト、王立天文学協会の月次通知、第347巻、第1号、pp。101-118、（2004）。

外部リンク [ 編集します ]