測光 (天文)
測光観測を実施するため最も基本的な構成は、望遠鏡で光を集め、特定の波長域の電磁波を透過させるフィルターを通し、感光性の検出器で光の強度を捉え記録する、というものである。独立した観測結果同士を正確に比較できるように、標準的な波長域の組み合わせ、即ち測光システム(英語版)が定義されている。
測光観測は、古くは眼視や写真乾板で行われ、光を感光性の素子で受けて光の強度を測定する光電測光装置が登場した1940年代以降は、近赤外線から近紫外線での測光を光電測光装置で行うのが長く主流だった。近年は、写真の視野と光電測光装置の精度を併せ持つ固体撮像素子、特にCCDが登場したことで、複数の天体を同時に精度良く観測できるCCDカメラに殆どとって代わられたが、高い時間分解能を必要とする観測など、特殊な条件下では光電測光装置も使われている。
相対測光(relative photometry)では、明るさの基準となる最寄りの標準星と明るさを比較することで、目標天体の明るさを求める。その際、標準星の明るさのカタログ値との差から、装置内の効率や大気減光、観測で使用した測光システムから国際的に認められた標準測光システムへの変換について、評価し補正する。標準測光システムにおける確立された標準星の数は限られるので、多くの場合目標天体と標準星、それぞれを交互に観測する。その場合でも、雲の有無や空気関数などの条件が目標天体と標準星でなるべく同じになるようにする。そのような標準星を選べない場合は、空気関数の異なる標準星を複数観測し、それによって大気減光を推定し、補正する。
測光観測の結果は、逆二乗則と組み合わせることで、天体までの距離が決まれば天体の光度を決めることができ、逆に天体の光度がわかっていれば天体までの距離を求めることができる。
天体の他の物理的性質、例えば温度や化学組成などは、分光測光で決められる可能性がある。例えば、複数天体を2つのフィルターを通して観測すると、色等級図を作成することができる。これは、恒星の場合には、観測量だけで作成できるヘルツシュプルング・ラッセル図の一種ということになる。
測光は、変光星、小惑星、活動銀河核といった天体の明るさの変化を調べたり、太陽系外惑星のトランジットを検出するのにも有効な手法である。それらの変光の観測は例えば、食連星の公転周期や半径の決定、小惑星や恒星の自転周期の決定、超新星の全放出エネルギーの推定などに用いることができる。
測光観測によって得た光度曲線の例
セファイド変光星ケフェウス座δ星
小惑星ベティーナ
系外惑星WASP-19bのトランジット