Fotometri (astronomi)

**Fotometri**, () daripada bahasa Yunani **' ("cahaya") dan **' ("pengukuran"), ialah teknik yang digunakan dalam astronomi yang berkenaan dengan mengukur fluks atau keamatan cahaya yang dipancarkan oleh objek astronomi. Cahaya ini diukur melalui teleskop menggunakan fotometer, selalunya dibuat menggunakan alat elektronik seperti fotometer CCD atau fotometer fotoelektrik yang menukarkan cahaya kepada arus elektrik melalui kesan fotoelektrik. Apabila ditentukur terhadap bintang piawai (atau sumber cahaya lain) dengan keamatan dan warna yang diketahui, fotometer boleh mengukur kecerahan atau magnitud jelas objek angkasa.

Kaedah yang digunakan untuk melakukan fotometri bergantung pada kawasan panjang gelombang yang dikaji. Pada asasnya, fotometri dijalankan dengan mengumpul cahaya dan menyalurkannya melalui turas lintasan jalur optik fotometri khusus, dan kemudian menangkap dan merakam tenaga cahaya dengan instrumen fotosensitif. Set lintasan jalur piawai (dipanggil sistem fotometri) ditakrifkan untuk membolehkan perbandingan cerapan yang tepat. Teknik yang lebih maju ialah spektrofotometri yang diukur dengan spektrofotometer dan memerhati kedua-dua jumlah sinaran dan taburan spektrum terperincinya.

Fotometri juga digunakan dalam pemerhatian bintang berubah, dengan pelbagai teknik seperti, *fotometri pembezaan* yang secara serentak mengukur kecerahan objek sasaran dan bintang berdekatan di medan bintang atau *fotometri relatif* dengan membandingkan kecerahan sasaran. objek kepada bintang dengan magnitud tetap yang diketahui. Menggunakan berbilang penuras laluan jalur dengan fotometri relatif dipanggil *fotometri mutlak*. Plot magnitud melawan masa menghasilkan lengkung cahaya, menghasilkan maklumat yang banyak tentang proses fizikal yang menyebabkan perubahan kecerahan. Fotometer fotoelektrik ketepatan boleh mengukur cahaya bintang sekitar 0.001 magnitud.

Teknik *fotometri permukaan* juga boleh digunakan dengan objek lanjutan seperti planet, komet, nebula atau galaksi yang mengukur magnitud ketara dari segi magnitud setiap lengkok persegi. Mengetahui kawasan objek dan keamatan purata cahaya merentasi objek astronomi menentukan kecerahan permukaan dari segi magnitud setiap arkasaat persegi, manakala mengintegrasikan jumlah cahaya objek lanjutan kemudiannya boleh mengira kecerahan dari segi jumlah magnitud, output tenaga, atau kecerahan per unit luas permukaan.

## Kaedah

Astronomi adalah antara aplikasi terawal fotometri. Fotometer moden menggunakan turas jalur lintasan piawai khusus merentasi panjang gelombang ultraungu, boleh dilihat dan inframerah spektrum elektromagnet. Sebarang set penuras yang diterima pakai dengan sifat penghantaran cahaya yang diketahui dipanggil sistem fotometrik, dan membenarkan penubuhan sifat tertentu tentang bintang dan jenis objek astronomi yang lain. Beberapa sistem penting digunakan secara kerap, seperti sistem UBV (atau sistem UBVRI lanjutan), berhampiran JHK inframerah atau sistem ''uvbyβ'' Strömgren.

Dari segi sejarah, fotometri dalam inframerah dekat melalui ultra ungu gelombang pendek dilakukan dengan fotometer fotoelektrik, alat yang mengukur keamatan cahaya objek tunggal dengan mengarahkan cahayanya ke sel fotosensitif seperti tiub pengganda foto. Ini sebahagian besarnya telah digantikan dengan kamera CCD yang boleh imej berbilang objek secara serentak, walaupun fotometer fotoelektrik masih digunakan dalam situasi khas, seperti di mana resolusi masa yang baik diperlukan.

## Magnitud dan indeks warna
Kaedah fotometrik moden mentakrifkan magnitud dan warna objek astronomi menggunakan fotometer elektronik yang dilihat melalui penuras laluan jalur berwarna standard. Ini berbeza daripada ungkapan lain yang mempunyai magnitud visual ketara yang diperhatikan oleh mata manusia atau diperoleh melalui fotografi: yang biasanya muncul dalam teks dan katalog astronomi yang lebih lama.

Magnitud yang diukur oleh fotometer dalam beberapa sistem fotometri biasa (UBV, UBVRI atau JHK) dinyatakan dengan huruf besar, seperti 'V" (mV) atau "B" (mB). Magnitud lain yang dianggarkan oleh mata manusia dinyatakan menggunakan huruf kecil, seperti "v", "b" atau "p", dsb. Contohnya magnitud visual sebagai m v, manakala magnitud fotografi ialah mph/mp atau magnitud fotovisual mp atau mpv. Oleh itu, bintang magnitud ke-6 mungkin dinyatakan sebagai 6.0V, 6.0B, 6.0v atau 6.0p. Kerana cahaya bintang diukur pada julat panjang gelombang yang berbeza merentasi spektrum elektromagnet dan dipengaruhi oleh instrumental yang berbeza sensitiviti fotometrik kepada cahaya, ia tidak semestinya bersamaan dalam nilai berangka. Contohnya, magnitud ketara dalam sistem UBV untuk bintang seperti suria iaitu 51 Pegasi ialah 5.46V, 6.16B atau 6.39U, sepadan dengan magnitud yang diperhatikan melalui setiap penuras visual 'V', biru 'B' atau ultraungu 'U'.

Perbezaan magnitud antara penuras menunjukkan perbezaan warna dan berkaitan dengan suhu. Menggunakan penuras B dan V dalam sistem UBV menghasilkan indeks warna B–V. Untuk 51 Pegasi, B–V =&nbsp;6.16&nbsp;–&nbsp;5.46&nbsp;=&nbsp;+0.70, mencadangkan bintang berwarna kuning yang bersetuju dengan jenis spektrum G2IV-nya. Mengetahui keputusan B–V menentukan suhu permukaan bintang, memberikan suhu permukaan berkesan 5768±8 K.

Satu lagi aplikasi penting indeks warna ialah memplot secara grafik magnitud jelas bintang terhadap indeks warna B–V. Ini membentuk perhubungan penting yang ditemui antara set bintang dalam rajah magnitud warna, yang bagi bintang ialah versi rajah Hertzsprung-Russell yang diperhatikan. Biasanya pengukuran fotometri bagi berbilang objek yang diperoleh melalui dua penuras akan menunjukkan, contohnya dalam kelompok terbuka, evolusi bintang perbandingan antara bintang komponen atau untuk menentukan umur relatif kelompok.

Disebabkan oleh bilangan besar sistem fotometrik berbeza yang diterima pakai oleh ahli astronomi, terdapat banyak ungkapan magnitud dan indeksnya. Setiap sistem fotometrik yang lebih baharu ini, tidak termasuk sistem UBV, UBVRI atau JHK, memperuntukkan huruf besar atau kecil kepada penuras yang digunakan. Sebagai contoh, magnitud yang digunakan oleh Gaia ialah 'G' (dengan penuras fotometri biru dan merah, GBP dan GRP) atau sistem fotometri Strömgren yang mempunyai huruf kecil 'u', 'v', 'b', 'y', dan dua penuras 'β' (Hidrogen-beta) sempit dan lebar. Sesetengah sistem fotometri juga mempunyai kelebihan tertentu. Contohnya, fotometri Strömgren boleh digunakan untuk mengukur kesan kemerahan dan kepupusan antara bintang. Strömgren membenarkan pengiraan parameter daripada penuras *b* dan *y* (indeks warna *b*&nbsp;−&nbsp;*y*) tanpa kesan kemerahan, kerana indeks m&nbsp;1 dan c&nbsp;1.

## Aplikasi

Terdapat banyak aplikasi astronomi yang digunakan dengan sistem fotometrik. Pengukuran fotometrik boleh digabungkan dengan hukum kuasa dua songsang untuk menentukan kecerahan objek jika jaraknya boleh ditentukan, atau jaraknya jika kecerahannya diketahui. Sifat fizikal objek lain, seperti suhu atau komposisi kimianya, juga boleh ditentukan melalui spektrofotometri jalur lebar atau sempit.

Fotometri juga digunakan untuk mengkaji variasi cahaya objek seperti bintang berubah, planet kecil, nukleus galaksi aktif dan supernova, atau untuk mengesan planet luar suria yang transit. Pengukuran variasi ini boleh digunakan, sebagai contoh, untuk menentukan tempoh orbit dan jejari ahli sistem bintang binari gerhana, tempoh putaran planet kecil atau bintang, atau jumlah keluaran tenaga supernova.

## Fotometri CCD
Kamera CCD pada asasnya ialah grid fotometer, secara serentak mengukur dan merakam foton yang datang dari semua sumber dalam bidang pandangan. Oleh kerana setiap imej CCD merekodkan fotometri berbilang objek sekaligus, pelbagai bentuk pengekstrakan fotometrik boleh dilakukan pada data yang direkodkan; biasanya relatif, mutlak dan pembezaan. Ketiganya memerlukan pengekstrakan magnitud imej mentah objek sasaran, dan objek perbandingan yang diketahui. Isyarat yang diperhatikan daripada objek biasanya akan meliputi banyak piksel mengikut fungsi penyebaran titik (PSF) sistem. Pengembangan ini disebabkan oleh kedua-dua optik dalam teleskop dan penampakan astronomi. Apabila mendapatkan fotometri daripada sumber titik, fluks diukur dengan menjumlahkan semua cahaya yang direkodkan daripada objek dan menolak cahaya yang disebabkan oleh langit. Teknik paling mudah, yang dikenali sebagai fotometri apertur, terdiri daripada menjumlahkan kiraan piksel dalam bukaan berpusat pada objek dan menolak hasil darab purata kiraan langit berdekatan setiap piksel dan bilangan piksel dalam bukaan. Ini akan menghasilkan nilai fluks mentah objek sasaran. Apabila melakukan fotometri dalam medan yang sangat sesak, seperti kelompok globul dengan kemungkinan profil bintang bertindih dengan ketara, seseorang mesti menggunakan teknik penyahcampuran, seperti pemasangan PSF untuk menentukan nilai fluks individu bagi sumber bertindih.

### Penentukuran
Selepas menentukan fluks objek dalam kiraan, fluks biasanya ditukar kepada magnitud instrumen. Kemudian, pengukuran ditentukur dalam beberapa cara. Penentukuran mana yang digunakan akan bergantung sebahagiannya pada jenis fotometri yang sedang dilakukan. Lazimnya, cerapan diproses untuk fotometri relatif atau pembezaan. Fotometri relatif ialah ukuran kecerahan ketara beberapa objek berbanding satu sama lain. Fotometri mutlak ialah ukuran kecerahan jelas objek pada sistem fotometri piawai ; ukuran ini boleh dibandingkan dengan ukuran fotometri mutlak lain yang diperoleh dengan teleskop atau instrumen yang berbeza. Fotometri pembezaan ialah ukuran perbezaan kecerahan dua objek. Dalam kebanyakan kes, fotometri pembezaan boleh dilakukan dengan ketepatan tertinggi, manakala fotometri mutlak adalah yang paling sukar dilakukan dengan ketepatan tinggi. Juga, fotometri yang tepat biasanya lebih sukar apabila kecerahan jelas objek lebih samar.

### Fotometri mutlak
Untuk melakukan fotometri mutlak seseorang mesti membetulkan perbezaan antara jalur laluan berkesan yang melaluinya objek diperhatikan dan jalur laluan yang digunakan untuk mentakrifkan sistem fotometrik standard. Ini selalunya sebagai tambahan kepada semua pembetulan lain yang dibincangkan di atas. Biasanya pembetulan ini dilakukan dengan memerhati objek yang diminati melalui pelbagai penuras dan juga memerhati beberapa bintang piawai fotometri. Jika bintang piawai tidak dapat diperhatikan serentak dengan sasaran, pembetulan ini mesti dilakukan dalam keadaan fotometri, apabila langit tidak berawan dan pemupusan adalah fungsi mudah jisim udara.

### Fotometri relatif
Untuk melakukan fotometri relatif, seseorang akan membandingkan magnitud instrumen objek dengan objek perbandingan yang diketahui, dan kemudian membetulkan ukuran untuk variasi ruang dalam kepekaan instrumen dan pemupusan atmosfera. Ini selalunya sebagai tambahan kepada pembetulan untuk variasi masa mereka, terutamanya apabila objek yang dibandingkan adalah terlalu jauh di atas langit untuk diperhatikan secara serentak. Apabila melakukan penentukuran daripada imej yang mengandungi kedua-dua sasaran dan objek perbandingan dalam jarak yang dekat, dan menggunakan penuras fotometri yang sepadan dengan magnitud katalog objek perbandingan kebanyakan variasi ukuran berkurangan kepada nol.

### Fotometri pembezaan
Fotometri pembezaan ialah penentukuran yang paling mudah dan paling berguna untuk pemerhatian siri masa. Apabila menggunakan fotometri CCD, kedua-dua sasaran dan objek perbandingan diperhatikan pada masa yang sama, dengan penuras yang sama, menggunakan instrumen yang sama, dan dilihat melalui laluan optik yang sama. Kebanyakan pembolehubah pemerhatian tercicir dan magnitud pembezaan hanyalah perbezaan antara magnitud instrumen objek sasaran dan objek perbandingan (∆Mag = C Mag – T Mag). Ini sangat berguna apabila merancang perubahan magnitud dari masa ke masa dalam objek sasaran, dan biasanya disusun menjadi lengkung cahaya.

### Fotometri permukaan
Untuk objek yang dilanjutkan secara ruang seperti galaksi, selalunya menarik untuk mengukur taburan ruang kecerahan dalam galaksi dan bukannya hanya mengukur jumlah kecerahan galaksi. Kecerahan permukaan objek ialah kecerahan per unit sudut padu seperti yang dilihat dalam unjuran di langit, dan pengukuran kecerahan permukaan dikenali sebagai fotometri permukaan. Aplikasi biasa ialah pengukuran profil kecerahan permukaan galaksi, bermakna kecerahan permukaannya sebagai fungsi jarak dari pusat galaksi. Untuk sudut pepejal kecil, unit sudut pepejal yang berguna ialah saat lengkok segi empat sama, dan kecerahan permukaan sering dinyatakan dalam magnitud setiap lengkok segi empat sama.

### Fotometri paksa
Dalam **fotometri paksa**, pengukuran dilakukan di *lokasi* tertentu dan bukannya untuk *objek* tertentu. Ia "terpaksa" dalam erti kata bahawa pengukuran boleh diambil walaupun tiada objek yang kelihatan (dalam jalur spektrum yang menarik) di lokasi yang diperhatikan. Fotometri paksa membolehkan mengekstrak magnitud, atau had atas untuk magnitud, di lokasi langit yang dipilih.

## Perisian
Beberapa program komputer percuma tersedia untuk fotometri apertur sintetik dan fotometri pemasangan PSF.

SExtractor dan Aperture Photometry Tool ialah contoh perisian popular untuk fotometri apertur. Yang pertama menjurus ke arah pengurangan data tinjauan galaksi berskala besar, dan yang kedua mempunyai antara muka pengguna grafik (GUI) yang sesuai untuk mengkaji imej individu. DAOPHOT diiktiraf sebagai perisian terbaik untuk fotometri pemasangan PSF.

## Lihat juga

* Albedo
* Fungsi taburan pantulan dua arah
* Parameter Hapke
* Radiometri
* Tinjauan anjakan merah
* Spektroskopi

## Rujukan

## Pautan luar

*