Fotomeetria (astronoomia): erinevus redaktsioonide vahel

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

Sõna "fotomeetria" on pärinebtulnud [[Vanakreeka keel|kreeka]] keelest, koosnedes kahest osast: ''[[wiktionary:photo-|foto-]]'' ("'valgus"') ja ''[[wiktionary:-metry|-metry]]'' ("'mõõtmine"').

Ajalooliselt tehti fotomeetrilisi mõõtmisi lähis-[[Infrapunakiirgus|infrapuna]]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 astronoomiliniastronoomiline 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]]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" />

Diferentsiaalse fotomeetria korral mõõdetakse kahe objekti heleduste omavahelist erinevust. Enamikul juhtudel on diferentsiaalse fotomeetria korral üksikute mõõtmiste hajumine kõige väiksem ehk kordustäpsus kõige suurem, samal ajal kui absoluutset fotomeetriat on kõige keerulisem teha väikese hajuvusega ent suure kiirgusvoo absoluutse hulga määramise täpsusega. Samuti, mida väiksem on uurimisobjekti [[Tähesuurus|näiv heledus]], seda keerulisem on saada selle täpseid fotomeetrilisfotomeetrilisi mõõtmisi.

Mõõtmistulemuste teisendamiseks standardsesse fotomeetrilisse süsteemi tuleb enamasti objekti(de) vaatlusi teha mitmetes filtrites ja samuti vaadeldes mitmeid vastava fotomeetrilise süsteemi standardtähti. Kui standardtähte ei saa vaadelda samaaegselt uuritavate tähedegatähtedega, tuleb see kalibreerimisvaatlused teha fotomeetrilistes vaatlustingimustes, kui taevas on täiesti pilvitu ja selle läbipaistvus ehk atmosfääriline ekstinktsioon on lihtne õhumassi funktsioon.

Diferentsiaalne fotomeetria on kõige lihtsam fotomeetriline mõõtmine ja seda kasutatakse enim vaatluste aegridade tegemisel. CCD fotomeetria korral on nii uuritav objekt kui võrdlusobjektid samal ajal kaadris, neid vaadeldakse läbi sama filtri, kasutades sama instrumenti ja läbi sama optilise instrumendi. Enamik vaatluslikud muutuvad parameetrid on võrdsed ning kui leida diferentsiaalset tähesuurust kui lihtsalt kahe tähe instrumentaalsete heleduste vahet (∆Mag = uuritav_Mag – võrdlus_Mag), siis taanduvad kõik võrdsed parameetrid välja. Niimoodi saab lihtsalt koostada uuritava objekti [[Heleduskõver|heleduskõvera,heleduskõver]]a, kandes joonisele diferentsiaalse tähesuuruse sõltuvana ajast.

Taevakehade muid füüsikalisi omadusi, näiteks [[temperatuur]]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|HertzsprungHertzsprungi-Russelli diagrammist]]. Selliselt on võimalik määrata täheparve vanust.

On mitmeid nii professionaalsetekutseliste astronoomidekui kuika hobiastronoomide organisatsioone, mis tegelevad fotomeetriliste andmete kogumise, vaatluskampaaniate koordineerimise ja kogutud andmete kättesaadavaks tegemisega. Mõned organisatsioonid (nt. AAVSO) koguvad andmeid teadlastele kättesaadavaks tegemise nimel, teised koguvad andmeid enda uurimistöö jaoks (st CBA):