光度观测-成功大学数位学习平台.PPT

光度觀測（II） 陳炳志 國立成功大學物理系 點光源測光 光圈測光(Aperture photometry) 傳統的光電管儀器測光 數位光圈測光 密集星場測光(Crowd field photometry) 點瀰散函數(Point spread function) 主要是由快速的大氣擾動所造成，使星體看起來不再是單一的點 How about HST images? 一般的來說，點瀰散函數可以用一些較簡單的函數形式來逼近描述，如高斯函數(Gaussian)，這樣的近似可以提供測光時的統計分析參考值。 點瀰散函數(Point spread function) 什麼「半高全幅寬」(Full Width Half Maximum, FWHM) FWHM與σ的關係 統計上來說： 1 σ：68.269% 2 σ：95.449% 3 σ：99.730% 4 σ：99.994% 利用上述的關係來定義「背景天光」 傳統的光電管測光 為什麼要談光電管測光？ 光電管測光之機械與光學結構 觀測上的測光方法 目標星 參考星（或標準星） 背景天光 數位光圈測光 以CCD代替光電管 以數位積分代替光圈(diaphragm) 好處 同時可以處理多個目標 同時處理星光與背景光 不需要隨著視相調整光圈大小 計算方法 如何得到天光背景s？ 計算天光背景時要注意的事項 隱藏的暗星 資料樣本數 亮度與星等的關係 F為曝光時間歸一化(Normalized)後的積分光度 只要選擇q值，我們便可以得到儀器星等(Instrument Magnitude) 儀器星等只能表示相對的亮度關係，如果需要需要與其他人的資料比較時，便需要對q進行光度校正 沒有進行光度校正，僅使用參考星（非標準星！）所做的測光，我們稱為較差測光(Differential Photometry) 如何由亮度上的誤差(ΔF)估算星等誤差(Δm) ？星等誤差有何特別的意義？ 星等校正 目的：透過標準星的觀測，得到真實星等(Real Magnitude)，而不是儀器星等 校正的項目： 大氣消光 (Atmosphere extinction) 線性度 (Linearity) 星等零點偏移 (Zero point shift) 標準星 標準星的條件： 非變星（可能嗎？） 非雙星或多星系統 避免過度偏紅或偏藍的星體 周圍無亮星 被重複、多次的觀測 天空中均勻分佈 光度系統的建立 濾鏡系統的選擇 標準星的定義 我們如何定義Johnson and Morgan System? 標準星 零級標準星 α Lyr, γ UMa, 109 Vir, α Crb, γOph, HR3314→A0 V stars → 平均色指數 (B-V)=(U-B)=0 一級標準星 108顆單星，其中主要10顆是幾乎每個觀測夜觀測，其他標準星則是觀測2-17次 標準星場 標準星團：Pleiades(M45), Praesepe(M44), IC4665 Landolt Standard Fields A common question 沒有兩套完全相同的濾光片，也沒有兩套完全相同的偵測器。那標準星如何能成為「標準」呢？ 大氣消光 (Atmosphere extinction) Airmass的計算請見「天球座標系統與時間系統」 m0 = m －k?X→ Δm =－k?X Second-order k→k+k(B-V) 線性度 (Linearity)與星等零點偏移 (Zero point shift) mreal=a0 mins + a1 a0：線性度 a1：零點偏移 * *