А

Апертурная фотометрия

Современные методы звездной фотометрии можно разделить на две группы:

1. Апертурная фотометрия.

2. Фотометрия на основе профиля яркости Картинка звезды (PSF-фотометрия).

Апертурная фотометрия

Принцип апертурной ПЗС-фотометрии заключается в интегрировании значений интенсивности по пикселям в пределах определенной области. Обычно используют круг определенного радиуса, хотя иногда берут и кольца, и эллипсы (на самом деле, из-за дискретность изображения, это будут вписаны многоугольники). Инструментальная звездная величина вычисляется по формуле:

Апертурная фотометрия ,

где I S + E — суммарная яркость звезды и фона за N S + F пикселями внутри заданной апертуры; I F — яркость фона, оцененная по N F пикселями.

В Апертурные фотометрии размер апертуры выбирают из соображений оптимальности: с одной стороны, уменьшить влияние соседних деталей изображения, и, с другой стороны, как можно более точно измерить яркость звезды, для чего, конечно, нужно, чтобы как можно больше засвеченных ею пикселей «провалилось» в апертуру . Поскольку профили интенсивности звезды на матрице имеют профили с протяженными крыльями, не всё свет от звезды попадет в апертуру. Поэтому необходимо оценить вклад обрезанной части профиля в реальную яркость. Учет этой погрешности называется поправкой за апертуру. Для ее оценки строят зависимость яркости звезды от радиуса апертуры — апертурную зависимость или кривую роста. Величина поправки зависит от качества изображения. Так, на длиннофокусных телескопах с оптикой хорошего качества, размытость изображения определяется главным образом искажениями волнового фронта атмосферной турбулентностью. Поэтому она может сильно меняться от одного изображения к другому и необходимо определять апертурную поправку для каждого кадра отдельно. Апертурную кривую строят, как правило, по нескольким яркими и достаточно изолированными звездами (потриьно чтобы поблизости не было объектов) .Крива апертурной зависимости следует при увеличении радиуса до определенной асимптоты, которая и дает оценку полной яркости звезды. Фундаментальный принцип, лежащий в основе применения апертурной поправки ко всем остальным зрение изображения (не тех, по которым строилась кривая роста) основывается на предположении, что для линейного по чувствительности приемника типа ПЗС-матрицы при отсутствии дисторсии, функция рассеяния точки (т.е. двумерный профиль яркости звезды) одинакова для всех зрение независимо от их яркости и положения изображения. Таким образом, изображение слабых и ярких звезд отличаться только масштабом. Конечно, в жизни это предположение не совсем верным, однако, как показывает опыт, ошибки для апертурной поправки оно дает незначительные.

PSF-фотометрия

В основе PSF-фотометрии лежит описанное выше предположение о качественной неизменность профиля звездного изображения в зависимости от яркости объекта, учитывается только возможно изменение PSF-профиля в зависимости от положения на картинке. Профиль звезды обычно представить определенной эмпирической или фиксированной модельной функцией (или, иногда, и тем, и тем). К примеру:

Функция Гаусса: Апертурная фотометрия

Модифицированная функция Лоренца: Апертурная фотометрия

Функция Моффата: Апертурная фотометрия ,

где a — ширина профиля; b — некоторый действительный коэффициент. Для определения функции рассеяния точки (PSF — Point Spread Function) нужно несколько достаточно изолированных «стандартных» зрение (так называемых PSF-зрение), которые находились по возможности в областях с наиболее равномерным окружающим фоном. По этим избранными PSF-звездами получают усредненные и нормированные на единичное значение параметры приближения профилей зрение. Далее, маячит эти параметры, вписывают вычислено приближения в профиле других звезд, и по изменению нормировочного множителя оценивают их яркость

Показать больше

Похожие статьи

Добавить комментарий

Проверьте также
Закрыть
Кнопка «Наверх»
Закрыть
Закрыть