Erinevus lehekülje "Fotomeetria (astronoomia)" redaktsioonide vahel

'''Fotomeetria''' on [[astronoomia]]s kasutatav [[Elektromagnetiline kiirgus|elektromagnetilise kiirgusvoo]] või [[Intensiivsus (füüsika)|intensiivsus]]e mõõtmise meetod. Kui fotomeetrilist mõõtmist tehakse laias [[Lainepikkus|lainepikkustelainepikkus]]te vahemikus, mõõtes mitte ainult summaarset kiirgushulka, vaid ka energia spektraalset jaotust, kasutatakse mõistet ''[[spektrofotomeetria]]''.

Ajalooliselt tehti fotomeetrilisi mõõtmisi lähis-[[Infrapunakiirgus|infrapuna]]<nowiki/>valgusest kuni [[Ultraviolettkiirgus|ultraviolettvalguseni]] fotoelektrilise fotomeetriga. See on instrument, millega saab mõõta üksiku objekti valguse intensiivsust, suunates valguse ühe valgustundliku elemendi -– fotoelemendi või fotoelektronkordisti -– peale. Tänapäeval on fotoelektrilised seadmed peaaegu täielikult asendatud [[CCD-sensor|CCD]] kaameratega, mis võimaldavad pildistada üheaegselt mitut objekti. Siiski, fotoelektrilisi fotomeetreid kasutatakse ikka veel erijuhtudel, näiteks väga heledate objektide mõõtmiseks või kui vajatakse väga kõrget ajalist lahutust või ülisuurt dünaamilist ulatust.

CCD kaamera on sisuliselt fotomeetrite võrgustik, mis registreerib samaaegselt kõigi vaatevälja jäävate valgusallikate footonid. Kuna igal CCD pildil ehk CCD kaadril salvestatakse mitu objekti korraga, on võimalik kasutada mitmeid erinevaid heleduse mõõtmise meetodeid -– tavaliselt suhtelist, absoluutset ja diferentsiaalset. Kõigi kolm meetodi korral määratakse nii uuritava kui ka võrdlusobjekti instrumentaalne heledus või tähesuurus. Vaadeldud objekti signaal esineb enamasti paljudes [[Piksel|pikslites,]] vastavalt punktallika kostefunktsioonile (ingl. k. point spread function e. PSF). Registreeritud tähe kujutist laiendab nii teleskoobi optika kui astronoomilini nähtavus (ingl. k. seeing). Kui mõõdetakse punktallika heledust, siis valgusvoog saadakse kõigi objekti signaali sisaldavate pikslite väärtuste summeerimise teel ja taevafooni tekitatud valguse lahutamise tulemusena. Kõige lihtsamat sellist meetodit nimetatakse apertuurfotomeetriaks,  mille korral liidetakse pikslite signaal uurimisobjekti kujutise keskele tsentreeritud ringikujulise ava ehk apertuuri sees. Sellest signaalist lahutades samale arvule pikslitele vastav taevafooni heleduse signaal, mille nivoo piksli kohta on mõõdetud uurimisobjekti lähedusest. Sellise mõõtmise tulemuseks saadakse uurimisobjekti instrumentaalne heledus, pärast selle logaritmimist vastavalt Pogsoni valemile aga instrumentaalne tähesuurus. Kui fotomeetrilisi mõõtmisi on vaja teha taevapiirkonnas, nagu näiteks [[Kerasparv|kerasparvedeskerasparv]]edes, kus tähtede profiilid kattuvad märkimisväärselt, tuleb kasutada PSF-fotomeetria tehnikat -– sobitades PSF-profiili üheaegselt kõigisse tähekujutistesse ja määrates niimoodi ka kõigi üksikute (kuid pildil kattuvate) tähtede heledused.

Pärast uuritava objekti valgusvoo määramist signaali ühikutes (näiteks footonites või ADU-des), teisendatakse see tavaliselt instrumentaalseks tähesuuruseks.   Seejärel mõõtmist kalibreeritakse mingil moel. Millist kalibreerimist kasutatakse, sõltub harilikult sellest, millist tüüpi fotomeetriat tehakse -– väga sageli kasutatakse suhtelist või diferentsiaalset fotomeetriat nende lihtsuse tõttu.<ref name="WhyXe" />

Absoluutsete fotomeetriliste mõõtmiste tegemisel tuleb instrumentaalseid mõõtmistulemusi parandada standardse fotomeetrilise süsteemi filtrite ja kasutatud fotomeetriliste filtrite efektiivsete läbilaskeribade erinevuse suhtes. Seda -– fotomeetrilist värviülekannet ja atmosfäärilise selektiivse neeldumise ehk atmosfäärilise ekstinktsiooni korrektsiooni -– tehakse reeglina lisaks kõigile teistele kalibreerimistele.

Ruumiliselt ulatuslikel objektide, nagu näiteks [[Galaktika|galaktikategalaktika]]te korral, pakub tihti rohkem huvi heleduse jaotus üle terve galaktika kujutise kui lihtsalt galaktika koguheleduse mõõtmine. Objekti pindheledus on tema heledus ühikulise [[Ruuminurk|ruuminurga]] kohta taevas, pindheleduse mõõtmist nimetatakse pindfotomeetriaks. Kõige levinum pindfotomeetria rakendus on galaktikate pindheledus profiili mõõtmine, mis tähendab, et leitakse selle pindheleduse muutumise funktsioon kaugusest galaktika keskpunktist. Sarnaselt mõõdetakse ka näiteks komeetide pindheledusi. Väikeste ruuminurkade korral on kasulik mõõtühik ruutkaaresekund ja pindheledust esitatakse tavaliselt tähesuurustes ruutkaaresekundi kohta.

Kasutades teadmist, et valguse intensiivsus kahanemine on kauguse ruudu funktsioon, saab fotomeetrilisi mõõtmisi kasutada objekti koguheleduse määramiseks (kui selle [[Kaugus|kaugustkaugus]]t on võimalik kindlaks määrata), või objekti kauguse hindamiseks, kui tema koguheledus on teada.

Taevakehade muid füüsikalisi omadusi, näiteks [[Temperatuur|temperatuuritemperatuur]]i või keemilist koostist, saab määrata vastavalt lairibafotomeetria või hea spektraalse lahutusega spektrofotomeetria abil. Tihti kantakse paljude mõõdetud objektide (näiteks [[täheparv]]ede puhul) kahes filtris tehtud fotomeetrilised mõõtmised värvus-heledusdiagrammile, mis tähtede jaoks on vaatluslik versioon [[Hertzsprungi-Russelli diagramm|Hertzsprung-Russelli diagrammist]]. Selliselt on võimalik määrata täheparve vanust.

Fotomeetriat kasutatakse ka muutuva heledusega objektide, nagu näiteks [[Muutlik täht|muutlike tähtede]],<ref name="wHcWC" /> asteroidide, aktiivsete galaktikatuumade ja [[Supernoova|supernoovadesupernoova]]de uurimiseks või eksoplaneetide avastamiseks transiidimeetodil. Nende objektide heledusmuutuste mõõtmisi saab kasutada näiteks, et määrata varjutusmuutlike kaksiktähtede komponentide [[Sideeriline periood|tiirlemisperioode]] ja [[Raadius|mõõtmeid]], asteroidide pöörlemisperioode ja nende kuju, tähtede pöörlemisperioode ja magnetilist aktiivsust täheplekkide näol, või ka supernoovaplahvatuste koguenergiat.