# การวัดแสง (ดาราศาสตร์)
การวัดแสง หรือ โฟโตเมตรี (photometry) เป็นเทคนิคการสังเกตสำหรับวัดความสว่างของวัตถุทางดาราศาสตร์ การสังเกตการณ์มักทำผ่านแผ่นกรองแสงปล่อยให้คลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าในช่วงความยาวคลื่นเฉพาะผ่านได้ และยังอาจใช้แผ่นกรองแสงหลายตัวร่วมกันเพื่อให้ได้ข้อมูลเป็นดัชนีสี ควบคู่ไปกับข้อมูลค่าความส่องสว่าง และเพื่อตรวจสอบคุณสมบัติทั่วไปของวัตถุท้องฟ้า การสังเกตในช่วงความยาวคลื่นหลากหลายช่วงช่วยให้เราสามารถประเมินการแจกแจงพลังงานเชิงสเปกตรัม (SED) ได้ และเทคนิคการสังเกตการณ์ดังกล่าวเรียกอีกอย่างว่าสเปกโทรโฟโตเมตรี
thumb| การแจกแจงพลังงานเชิงสเปกตรัม (SED) ในช่วงอินฟราเรดใกล้ของ GRB 050904 คุณลักษณะความไวต่อความยาวคลื่นของแผ่นกรองแสงแต่ละตัวมีส่วนซ้อนทับกัน
คำว่า photometry มาจากคำภาษากรีก photos แปลว่า "แสง" และ metron แปลว่า "การวัด"

 ความเป็นมา 
ความสว่างเป็นปริมาณพื้นฐานที่สังเกตได้ของเทห์ฟากฟ้าและประวัติศาสตร์การวัดสามารถย้อนไปถึงฮิปปาร์โคสในยุคกรีกโบราณได้ ฮิปปาร์โคสได้แบ่งความสว่างของดาวฤกษ์ออกเป็น 6 ระดับ โดยดาวที่สว่างที่สุดที่มองเห็นได้ด้วยตาเปล่า คือโชติมาตรที่ 1 และดาวที่มีแสงสลัวคือโชติมาตรที่ 6 ซึ่งเขานำมาใช้ในหนังสือ อัลมาเกสต์ ของเขา ต่อมาในศตวรรษที่ 17 เมื่อเริ่มมีการใช้กล้องโทรทรรศน์ในทางดาราศาสตร์ ทำให้สามารถสังเกตการณ์ดาวฤกษ์ที่มีแสงค่อนข้างจางลงมาซึ่งไม่อาจเห็นด้วยตาเปล่าได้ และขยายขั้นออกไปเป็นโชติมาตร 7 และ 8

การวัดแสงในดาราศาสตร์สมัยใหม่เริ่มขึ้นใน ปี 1856 โดยนอร์แมน พ็อกสันได้นำคำจำกัดความเชิงปริมาณของโชติมาตรที่ถูกเสนอขึ้นโดยฮิปปาร์โคสมาใช้ เมื่อใช้หลักตามนี้แล้ว ความต่าง 1 โชติมาตรนั้นจะคงที่ตามลำดับความสว่าง โดยความแตกต่าง 5 โชติมาตรหมายถึง 100 เท่าของความแตกต่างของความสว่าง

 วิธีการ 
thumb| เครื่องวัดแสงของโยฮัน คาร์ล ฟรีดริช เซิลเนอร์ เป็นตัวอย่างของโฟโตมิเตอร์แบบภาพที่ใช้วัดแสงด้วยสายตา วัดความสว่างโดยเปรียบเทียบกับแหล่งกำเนิดแสงมาตรฐานของอุปกรณ์
การกำหนดค่าพื้นฐานที่สุดสำหรับการสังเกตการณ์เพื่อวัดแสงคือการรวบรวมแสงด้วยกล้องโทรทรรศน์ ส่องผ่านแผ่นกรองแสงที่ยอมให้คลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าในช่วงความยาวคลื่นเฉพาะผ่านไปได้ แล้วจับภาพและบันทึกความเข้มของแสงด้วยเครื่องตรวจจับที่ไวต่อแสง เพื่อให้สามารถเปรียบเทียบค่าที่ได้จากการสังเกตการณ์ต่างอุปกรณ์กันได้อย่างถูกต้อง จึงได้มีการกำหนดชุดมาตรฐานของแถบความยาวคลื่นขึ้นมาเรียกว่าระบบโฟโตเมตริก

ในสมัยก่อน การสังเกตการณ์เพื่อวัดแสงทำด้วยสายตาหรือด้วยแผ่นจานถ่ายภาพ แต่ตั้งแต่ทศวรรษ 1940 เป็นต้นมา เมื่อ อุปกรณ์วัดแสงแบบโฟโตอิเล็กทริกที่วัดความเข้มของแสงโดยการรับแสงด้วยองค์ประกอบที่ไวต่อแสงปรากฏขึ้น การวัดแสงในช่วงใกล้อินฟราเรดไปจนถึงใกล้อัลตราไวโอเลตด้วยอุปกรณ์วัดแสงแบบโฟโตอิเล็กตริกจึงได้กลายมาเป็นกระแสหลัก ในช่วงไม่กี่ปีที่ผ่านมา ด้วยการกำเนิดของเซนเซอร์รูปภาพโซลิดสเตต โดยเฉพาะอย่างยิ่ง CCD ซึ่งมีทั้งมุมมองของภาพถ่ายและความเที่ยงตรงของอุปกรณ์วัดแสงโฟโตอิเล็กทริก อุปกรณ์วัดแสงเหล่านี้ถูกแทนที่ด้วยกล้อง CCD ซึ่งสามารถสังเกตวัตถุท้องฟ้าจำนวนมากไปได้พร้อมกันและมีความเที่ยงตรงสูง นอกจากนี้อุปตรณ์วัดแสงแบบโฟโตอิเล็กทริกยังใช้ภายใต้เงื่อนไขพิเศษ เช่น การสังเกตการณ์ที่ต้องการความละเอียดของเวลาสูง

 CCD วัดแสง 
left|thumb| กล้อง CCD ติดกับกล้องโทรทรรศน์ทางดาราศาสตร์
โครงสร้างพื้นฐานของกล้อง CCD อาจกล่าวได้ว่าเป็นการจัดเรียงแบบตารางของโฟโตมิเตอร์ ซึ่งสามารถวัดและบันทึกจำนวนโฟตอนจากแหล่งกำเนิดแสงทั้งหมดที่เข้าสู่ระนาบภาพได้พร้อม ๆ กัน ภาพบน CCD สามารถใช้สำหรับการวัดแสงของวัตถุท้องฟ้าหลายรายการในภาพเดียว ดังนั้นข้อมูลที่บันทึกโดย CCD จึงสามารถใช้สำหรับการวัดแสงแบบต่าง ๆ ทั้งหมด เช่น การวัดแสงแบบสัมพัทธ์ แบบสัมบูรณ์ และการวัดส่วนต่างแสง ทั้งสองวิธีต้องใช้แสงไฟอ้างอิงที่มีความสว่างที่รู้จักเพียงพอเพื่อกำหนดโชติมาตรของวัตถุเป้าหมาย

โดยทั่วไปแล้ว สัญญาณจากวัตถุทางดาราศาสตร์ที่สังเกตการณ์ได้จะครอบคลุมหลายพิกเซล และถูกสร้างภาพตามฟังก์ชันกระจายจุด (PSF) ของอุปกรณ์ การแพร่กระจายภาพนี้ขึ้นอยู่กับทั้งระบบแสงและค่าความมองเห็น

 รูรับแสง 
เมื่อทำการวัดแหล่งกำเนิดแสงแบบจุด ความสว่างจะถูกวัดโดยการลบแสงที่ปล่อยออกมาจากท้องฟ้าออกจากผลรวมของแสงจากเทห์ฟากฟ้า วิธีที่ง่ายที่สุดคือการวัดค่ารูรับแสง ซึ่งจะครอบคลุมจำนวนพิกเซลภายในรูรับแสงที่มีศูนย์กลางอยู่ที่วัตถุท้องฟ้าและจำนวนเฉลี่ยรอบรูรับแสงคูณด้วยจำนวนพิกเซลในรูรับแสง ลบด้วยความสว่าง  สิ่งที่ได้จากวิธีนี้คือค่าตัวเลขที่ระบุความสว่างดิบของวัตถุเป้าหมาย

 การวัดแสง PSF 
thumb| ตัวอย่างของฟังก์ชันกระจายจุดของดาวฤกษ์เป็นจานแอรี
เมื่อทำการวัดแสงในบริเวณที่กระจุกกันหนาแน่นมาก เช่น กระจุกดาวทรงกลม ภาพของดาวฤกษ์อาจทับซ้อนกันอย่างมาก และต้องใช้เทคนิคต่าง ๆ เพื่อแยกแยะออกจากกัน วิธีที่มักใช้คือการวัดแสง PSF ซึ่งประเมินความสว่างของดาวฤกษ์แต่ละดวงโดยปรับเค้าโครง PSF ให้เข้ากับภาพดาว

 การวัดแสงพื้นผิว 
สำหรับที่มีความกว้างมาก เช่น ดาราจักร การแจกแจงเชิงพื้นที่ของความสว่างภายในดาราจักรมักมีความสำคัญมากกว่าความสว่างทั้งหมดของดาราจักรทั้งหมด ความสว่างต่อหน่วย มุมตันของเทห์ฟากฟ้าที่ฉายลงบนทรงกลมท้องฟ้า เรียกว่า ความสว่างพื้นผิว และวิธีการโฟโตเมตริกสำหรับการวัดความสว่างพื้นผิวเรียกว่า การวัดแสงพื้นผิว (surface photometry) แนวทางปฏิบัติทั่วไปในการสังเกตการณ์จริงคือการวัดการแจกแจงความสว่างของพื้นผิว ซึ่งแสดงความสว่างของพื้นผิวเป็นฟังก์ชันของระยะทางจากใจกลางดาราจักร ตารางอาร์ควินาทีมักใช้เป็นหน่วยของมุมตัน และความสว่างพื้นผิวมักแสดงเป็นองศาต่อตารางอาร์ควินาที

 การสอบเทียบ 
ความสว่างที่แปลงจากค่าที่วัดได้นั้นขึ้นอยู่กับเครื่องมือ และจำเป็นต้องมีการสอบเทียบเพื่อให้ได้ขนาดที่แท้จริง วิธีการสอบเทียบขึ้นอยู่กับวิธีการวัดแสงที่ใช้ การวัดด้วยแสงสัมพัทธ์เป็นวิธีการสังเกตวัตถุท้องฟ้าหลายดวงและกำหนดขนาดของวัตถุจากความสว่างสัมพัทธ์ การวัดแสงสัมบูรณ์เป็นวิธีการวัดความสว่างของวัตถุท้องฟ้าโดยตรงในหน่วยของพลังงาน การวัดแสงส่วนต่างเป็นเทคนิคที่วัดความแตกต่างของขนาดระหว่างวัตถุท้องฟ้าหลายดวง ไม่ใช่ขนาดของวัตถุท้องฟ้าเป้าหมายเดียว โดยทั่วไปแล้ว การวัดแสงส่วนต่างมีความเที่ยงตรงในการวัดดีที่สุด และการวัดแสงสัมบูรณ์เป็นสิ่งที่เพิ่มความเที่ยงตรงได้ยากที่สุด นอกจากนี้ ยิ่งความสว่างปรากฏของวัตถุท้องฟ้ามืดลงเท่าใด การวัดแสงที่ถูกต้องแม่นยำก็ยิ่งยากขึ้นเท่านั้น

 การวัดแสงสัมบูรณ์ 
การวัดแสงสัมบูรณ์ (absolute photometry) โดยพื้นฐานแล้ววัดแสงจากวัตถุทางดาราศาสตร์เป้าหมายโดยตรงในหน่วยของพลังงาน โดยใช้แหล่งกำเนิดแสงในห้องปฏิบัติการ เช่น เตาวัตถุดำ เป็นแหล่งกำเนิดแสงอ้างอิง อย่างไรก็ตามการสังเกตการณ์ทางดาราศาสตร์โดยใช้วิธีการดั้งเดิมนี้ไม่ได้ประสบความสำเร็จมากนัก

อีกทางหนึ่ง หากเราทราบค่าสัมประสิทธิ์ประสิทธิภาพของระบบแสงของกล้องโทรทรรศน์หรือหอดูดาวทั้งหมด และ ปริมาณการลดทอนของแสง ในชั้นบรรยากาศของโลก เราสามารถคำนวณค่าสัมบูรณ์ของความสว่างของวัตถุเป้าหมายจากค่าที่วัดได้ ในกรณีนี้ เนื่องจากการลดทอนแสงในชั้นบรรยากาศมีการเปลี่ยนแปลงตามเวลาและไม่สามารถวัดได้ในทางปฏิบัติ จึงเป็นไปได้ที่จะสังเกตวัตถุเป้าหมายที่มีมวลอากาศต่างกัน และสังเกตการลดทอนแสงในชั้นบรรยากาศจากการวัดเหล่านี้เพื่อประเมินความสว่าง การวัดแสงสัมบูรณ์มักใช้ในการสังเกตการณ์ยานอวกาศ ที่ไม่ได้รับผลกระทบจากชั้นบรรยากาศ

 การวัดแสงสัมพัทธ์ 
การวัดแสงสัมพัทธ์ (relative photometry) จะหาความสว่างของวัตถุเป้าหมายโดยการเปรียบเทียบความสว่างกับดาวฤกษ์ที่ใช้เป็นมาตรฐานที่ใกล้ที่สุด ซึ่งทำหน้าที่เป็นข้อมูลอ้างอิงสำหรับความสว่าง เนื่องจากจำนวนของดาวฤกษ์มาตรฐานในระบบการวัดแสงมาตรฐานมีจำกัด จึงมักสังเกตดาวเป้าหมายและดาวมาตรฐานสลับกัน เงื่อนไขต่าง ๆ ของสภาพการสังเกตการณ์ เช่น การมีอยู่ของเมฆและการทำงานของอากาศควรจะเหมือนกันมากที่สุดระหว่างวัตถุเป้าหมายและวัตถุมาตรฐาน หากไม่สามารถเลือกดาวฤกษ์มาตรฐานแบบนั้นได้ ให้สังเกตดาวฤกษ์มาตรฐานหลายดวงที่มีฟังก์ชันอากาศต่างกันเพื่อประเมินและปรับแก้การลดทอนแสงในชั้นบรรยากาศ

 การวัดแสงส่วนต่าง 
การวัดแสงส่วนต่าง (differential photometry) เป็นวิธีการเปรียบเทียบวัตถุเป้าหมายโดยตรงกับดาวเปรียบเทียบ (ดาวอ้างอิง) ในขอบเขตการมองเห็นเดียวกันและวัดความแตกต่างของขนาดของเครื่องมือ เป็นวิธีที่ง่ายที่สุดในการสอบเทียบและมีประโยชน์สำหรับการสังเกตอย่างต่อเนื่อง ในกรณีของการวัดแสง CCD วัตถุเป้าหมายและดาวเปรียบเทียบจะถูกสังเกตในภาพเดียวกันภายใต้ระบบแสงเดียวกัน ดังนั้นประสิทธิภาพของเครื่องมือและการลดทอนบรรยากาศจึงถือว่าเหมือนกัน และลบปัจจัยข้อผิดพลาดเหล่านี้ส่วนใหญ่ไปได้ ความแตกต่างของขนาดของเครื่องมือเป็นเพียงความแตกต่างของขนาดระหว่างวัตถุเป้าหมายและดาวเปรียบเทียบ วิธีนี้มีประสิทธิภาพมากในการติดตามวัตถุเป้าหมายที่มีความสว่างเปลี่ยนแปลงตามเวลาและสร้างเส้นโค้งแสง

 การประยุกต์ใช้ 
thumb| ตัวอย่างแผนภาพของแฮร์ตสปรอง–รัสเซล แผนภาพของกระจุกดาวทรงกลม M3
การรวมผลลัพธ์ของการสังเกตวัดแสงเข้ากับกฎกำลังสองผกผันทำให้สามารถระบุความส่องสว่างของเทห์ฟากฟ้าได้หากรู้ระยะห่างจากเทห์ฟากฟ้า

คุณสมบัติทางกายภาพอื่น ๆ ของเทห์ฟากฟ้า เช่น อุณหภูมิ และองค์ประกอบทางเคมี อาจถูกกำหนดด้วยสเปกโทรโฟโตเมตรี ตัวอย่างเช่น การสังเกตวัตถุหลายชิ้นผ่านตัวกรองสองตัวสามารถสร้างแผนภาพลำดับสีได้ เช่นแผนภาพของแฮร์ตสปรอง–รัสเซล ซึ่งแสดงลำดับความสว่างของดาวฤกษ์

การวัดด้วยแสงยังเป็นเทคนิคที่มีประสิทธิภาพในการตรวจสอบการเปลี่ยนแปลงความสว่างของวัตถุท้องฟ้า เช่น ดาวแปรแสง, ดาวเคราะห์น้อย และ นิวเคลียสดาราจักรกัมมันต์ และสำหรับการตรวจจับ การเคลื่อนผ่านหน้าของ ดาวเคราะห์นอกระบบ การสังเกตความแปรผันเหล่านี้สามารถใช้เพื่อกำหนดคาบการโคจร และ รัศมี ของดาวคู่อุปราคา เพื่อหาคาบการหมุนรอบตัวเอง ของดาวเคราะห์น้อยและดาวฤกษ์ และประเมินพลังงานที่ปล่อยออกมาทั้งหมดของมหานวดารา

 ซอฟต์แวร์ 
ซอฟต์แวร์คอมพิวเตอร์สำหรับการวัดแสงรูรับแสงและการวัดแสง PSF มีดังต่อไปนี้

APPHOT และ DAOPHOT คือแพ็กเกจวัดแสงของ IRAF ซึ่งเป็นซอฟต์แวร์วิเคราะห์ข้อมูลที่ใช้กันอย่างแพร่หลายและมีประสิทธิภาพมากที่สุดในสาขาดาราศาสตร์ โดย APPHOT ใช้สำหรับการวัดค่ารูรับแสง ส่วน DAOPHOT ใช้สำหรับการวัดแสง PSF

นอกจากนี้ยังมี SExtractor, Aperture Photometry Tool และ Makali'i ซึ่งเป็นซอฟต์แวร์ที่ใช้บ่อยสำหรับการวัดแสงรูรับแสง SExtractor คือตรวจจับวัตถุท้องฟ้าภายใต้เงื่อนไขที่กำหนด และยังสามารถตรวจจับดาราจักรได้อีกด้วย สำหรับ Aperture Photometry Tool และ Makali'i นั้นยังมีส่วนต่อประสานกราฟิกกับผู้ใช้ (GUI) ให้ใช้งานได้สะดวกด้วย

 องค์กร 
thumb| ตัวอย่างของข้อมูลการวัดแสงที่จัดทำโดย AAVSO เส้นโค้งแสงดาวบีเทลจุส
มีองค์กรตั้งแต่มืออาชีพไปจนถึงมือสมัครเล่นที่รวบรวม แบ่งปัน และทำให้ข้อมูลการวัดแสงซึ่งพร้อมใช้งานทางออนไลน์ บางส่วนทำหน้าที่เป็นแหล่งข้อมูลสำหรับนักวิจัยเป็นหลัก (เช่น American Association of Variable Star Observers) และบางส่วนใช้สำหรับการวิจัยของตนเอง (เช่น Center for Backyard Astrophysics)

 สมาคมผู้สังเกตการณ์ดาวแปรแสงแห่งอเมริกา (AAVSO)
 ศูนย์ฟิสิกส์ดาราศาสตร์หลังบ้าน (CBA)
 หอดูดาว Digital-SF
 AstronomyOnline.org
 สมาพันธ์ผู้สังเกตการณ์ดาวแปรแสงแห่งประเทศญี่ปุ่น (VSOLJ)