Photométrie (astronomie) -Photometry (astronomy)

Photomètre spatial de la mission Kepler

La photométrie , du grec photo- ("lumière") et -métrie ("mesure"), est une technique utilisée en astronomie qui s'intéresse à la mesure du flux ou de l'intensité de la lumière émise par des objets astronomiques . Cette lumière est mesurée à travers un télescope à l'aide d'un photomètre , souvent fabriqué à l'aide d'appareils électroniques tels qu'un photomètre CCD ou un photomètre photoélectrique qui convertit la lumière en un courant électrique par effet photoélectrique . Lorsqu'ils sont étalonnés par rapport à des étoiles standard (ou à d'autres sources lumineuses) d'intensité et de couleur connues, les photomètres peuvent mesurer la luminosité ou la magnitude apparente des objets célestes.

Les méthodes utilisées pour effectuer la photométrie dépendent de la région de longueur d'onde étudiée. À la base, la photométrie est réalisée en recueillant la lumière et en la faisant passer à travers des filtres passe-bande optiques photométriques spécialisés , puis en capturant et en enregistrant l'énergie lumineuse avec un instrument photosensible. Des ensembles standard de bandes passantes (appelés système photométrique ) sont définis pour permettre une comparaison précise des observations. Une technique plus avancée est la spectrophotométrie qui est mesurée avec un spectrophotomètre et observe à la fois la quantité de rayonnement et sa distribution spectrale détaillée .

La photométrie est également utilisée dans l'observation d' étoiles variables , par diverses techniques telles que la photométrie différentielle qui mesure simultanément la luminosité d'un objet cible et des étoiles proches dans le champ d'étoiles ou la photométrie relative en comparant la luminosité de l'objet cible à des étoiles avec des fixes connus. grandeurs. L'utilisation de plusieurs filtres passe-bande avec photométrie relative est appelée photométrie absolue . Un tracé de la magnitude en fonction du temps produit une courbe de lumière , fournissant des informations considérables sur le processus physique à l'origine des changements de luminosité. Les photomètres photoélectriques de précision peuvent mesurer la lumière des étoiles autour d'une magnitude de 0,001.

La technique de photométrie de surface peut également être utilisée avec des objets étendus tels que des planètes , des comètes , des nébuleuses ou des galaxies qui mesurent la magnitude apparente en termes de magnitudes par seconde d'arc carrée. Connaître la zone de l'objet et l'intensité moyenne de la lumière à travers l'objet astronomique détermine la luminosité de la surface en termes de magnitudes par seconde d'arc carrée, tout en intégrant la lumière totale de l'objet étendu peut alors calculer la luminosité en termes de sa magnitude totale, la production d'énergie ou luminosité par unité de surface.

Méthodes

L'astronomie a été l'une des premières applications de la photométrie. Les photomètres modernes utilisent des filtres passe-bande standard spécialisés sur les longueurs d'onde ultraviolettes , visibles et infrarouges du spectre électromagnétique . Tout ensemble de filtres adopté avec des propriétés de transmission de lumière connues est appelé un système photométrique et permet l'établissement de propriétés particulières sur les étoiles et d'autres types d'objets astronomiques. Plusieurs systèmes importants sont régulièrement utilisés, comme le système UBV (ou le système UBVRI étendu), le proche infrarouge JHK ou le système Strömgren uvbyβ .

Historiquement, la photométrie dans le proche infrarouge à travers l'ultraviolet de courte longueur d'onde était réalisée avec un photomètre photoélectrique, un instrument qui mesurait l'intensité lumineuse d'un seul objet en dirigeant sa lumière sur une cellule photosensible comme un tube photomultiplicateur . Celles-ci ont été en grande partie remplacées par des caméras CCD qui peuvent imager simultanément plusieurs objets, bien que les photomètres photoélectriques soient toujours utilisés dans des situations particulières, comme lorsqu'une résolution temporelle fine est requise.

Magnitudes et indices de couleur

Les méthodes photométriques modernes définissent les magnitudes et les couleurs des objets astronomiques à l'aide de photomètres électroniques vus à travers des filtres passe-bande colorés standard. Cela diffère des autres expressions de magnitude visuelle apparente observées par l'œil humain ou obtenues par la photographie : qui apparaissent généralement dans les textes et catalogues astronomiques plus anciens.

Les grandeurs mesurées par les photomètres dans certains systèmes photométriques courants (UBV, UBVRI ou JHK) sont exprimées avec une lettre majuscule. 'V" (m V ), "B" (m B ), etc. D'autres grandeurs estimées par l'œil humain sont exprimées en lettres minuscules. magnitudes comme m v , tandis que les magnitudes photographiques sont m ph / m p ou les magnitudes photovisuelles m p ou m pv . Par conséquent, une étoile de 6ème magnitude peut être indiquée comme 6.0V, 6.0B, 6.0v ou 6.0p.Parce que la lumière des étoiles est mesurée sur une gamme différente de longueurs d'onde à travers le spectre électromagnétique et sont affectées par différentes sensibilités photométriques instrumentales à la lumière, elles ne sont pas nécessairement équivalentes en valeur numérique. Par exemple, la magnitude apparente dans le système UBV pour l'étoile de type solaire 51 Pegasi est de 5,46 V , 6.16B ou 6.39U, correspondant aux magnitudes observées à travers chacun des filtres visuels 'V', bleu 'B' ou ultraviolet 'U'.

Les différences d'amplitude entre les filtres indiquent des différences de couleur et sont liées à la température. L'utilisation de filtres B et V dans le système UBV produit l'indice de couleur B – V. Pour 51 Pegasi , le B–V = 6,16 – 5,46 = +0,70, suggérant une étoile de couleur jaune qui correspond à son type spectral G2IV. Connaître les résultats B – V détermine la température de surface de l'étoile, trouvant une température de surface effective de 5768 ± 8 K.

Une autre application importante des indices de couleur consiste à tracer graphiquement la magnitude apparente de l'étoile par rapport à l'indice de couleur B – V. Cela forme les relations importantes trouvées entre les ensembles d'étoiles dans les diagrammes couleur-magnitude , qui pour les étoiles est la version observée du diagramme de Hertzsprung-Russell . Généralement, les mesures photométriques de plusieurs objets obtenues à travers deux filtres montreront, par exemple dans un amas ouvert , l' évolution stellaire comparative entre les étoiles composantes ou pour déterminer l'âge relatif de l'amas.

En raison du grand nombre de systèmes photométriques différents adoptés par les astronomes, il existe de nombreuses expressions des grandeurs et de leurs indices. Chacun de ces nouveaux systèmes photométriques, à l'exception des systèmes UBV, UBVRI ou JHK, attribue une lettre majuscule ou minuscule au filtre utilisé. par exemple, les magnitudes utilisées par Gaia sont 'G' (avec les filtres photométriques bleu et rouge, G BP et G RP ) ou le système photométrique Strömgren ayant des lettres minuscules de 'u', 'v', 'b', 'y', et deux filtres 'β' étroits et larges ( Hydrogène-bêta ). Certains systèmes photométriques présentent également certains avantages. par exemple. La photométrie de Strömgren peut être utilisée pour mesurer les effets du rougissement et de l'extinction interstellaire . Strömgren permet le calcul de paramètres à partir des filtres b et y (indice de couleur de b  −  y ) sans effets de rougissement, comme les indices m  1 et c  1 .

Applications

Photomètre AERONET

Il existe de nombreuses applications astronomiques utilisées avec les systèmes photométriques. Les mesures photométriques peuvent être combinées avec la loi du carré inverse pour déterminer la luminosité d'un objet si sa distance peut être déterminée, ou sa distance si sa luminosité est connue. D'autres propriétés physiques d'un objet, telles que sa température ou sa composition chimique, peuvent également être déterminées par spectrophotométrie à large ou à bande étroite.

La photométrie est également utilisée pour étudier les variations lumineuses d'objets tels que les étoiles variables , les planètes mineures , les noyaux galactiques actifs et les supernovae , ou pour détecter les planètes extrasolaires en transit . Les mesures de ces variations peuvent être utilisées, par exemple, pour déterminer la période orbitale et les rayons des membres d'un système d'étoiles binaires à éclipses , la période de rotation d'une planète mineure ou d'une étoile, ou la production d'énergie totale des supernovae.

Photométrie CCD

Une caméra CCD est essentiellement une grille de photomètres, mesurant et enregistrant simultanément les photons provenant de toutes les sources dans le champ de vision. Étant donné que chaque image CCD enregistre la photométrie de plusieurs objets à la fois, diverses formes d'extraction photométrique peuvent être effectuées sur les données enregistrées. généralement relatif, absolu et différentiel. Tous les trois nécessiteront l'extraction de la magnitude de l'image brute de l'objet cible et d'un objet de comparaison connu. Le signal observé provenant d'un objet couvrira généralement de nombreux pixels selon la fonction d'étalement de points (PSF) du système. Cet élargissement est dû à la fois à l'optique du télescope et à la vision astronomique . Lors de l'obtention d'une photométrie à partir d'une source ponctuelle , le flux est mesuré en additionnant toute la lumière enregistrée à partir de l'objet et en soustrayant la lumière due au ciel. La technique la plus simple, connue sous le nom de photométrie d'ouverture, consiste à additionner le nombre de pixels dans une ouverture centrée sur l'objet et à soustraire le produit du nombre moyen de ciel proche par pixel et du nombre de pixels dans l'ouverture. Cela se traduira par la valeur de flux brut de l'objet cible. Lors de la photométrie dans un champ très encombré, tel qu'un amas globulaire , où les profils d'étoiles se chevauchent de manière significative, il faut utiliser des techniques de démélange, telles que l'ajustement PSF pour déterminer les valeurs de flux individuelles des sources qui se chevauchent.

Étalonnages

Après avoir déterminé le flux d'un objet en comptes, le flux est normalement converti en magnitude instrumentale . Ensuite, la mesure est calibrée d'une manière ou d'une autre. Les étalonnages utilisés dépendront en partie du type de photométrie effectuée. En règle générale, les observations sont traitées pour la photométrie relative ou différentielle. La photométrie relative est la mesure de la luminosité apparente de plusieurs objets les uns par rapport aux autres. La photométrie absolue est la mesure de la luminosité apparente d'un objet sur un système photométrique standard ; ces mesures peuvent être comparées à d'autres mesures photométriques absolues obtenues avec différents télescopes ou instruments. La photométrie différentielle est la mesure de la différence de luminosité de deux objets. Dans la plupart des cas, la photométrie différentielle peut être effectuée avec la plus grande précision , tandis que la photométrie absolue est la plus difficile à effectuer avec une grande précision. De plus, une photométrie précise est généralement plus difficile lorsque la luminosité apparente de l'objet est plus faible.

Photométrie absolue

Pour effectuer une photométrie absolue, il faut corriger les différences entre la bande passante effective à travers laquelle un objet est observé et la bande passante utilisée pour définir le système photométrique standard. Ceci s'ajoute souvent à toutes les autres corrections décrites ci-dessus. Généralement, cette correction est effectuée en observant le ou les objets d'intérêt à travers plusieurs filtres et en observant également un certain nombre d' étoiles photométriques standard . Si les étoiles standards ne peuvent pas être observées simultanément avec la ou les cibles, cette correction doit être effectuée dans des conditions photométriques, lorsque le ciel est sans nuage et que l'extinction est une simple fonction de la masse d' air .

Photométrie relative

Pour effectuer une photométrie relative, on compare la magnitude de l'instrument de l'objet à un objet de comparaison connu, puis on corrige les mesures des variations spatiales de la sensibilité de l'instrument et de l'extinction atmosphérique. Cela s'ajoute souvent à la correction de leurs variations temporelles, en particulier lorsque les objets comparés sont trop éloignés dans le ciel pour être observés simultanément. Lors de l'étalonnage à partir d'une image qui contient à la fois la cible et les objets de comparaison à proximité, et à l'aide d'un filtre photométrique qui correspond à la magnitude du catalogue de l'objet de comparaison, la plupart des variations de mesure diminuent jusqu'à zéro.

Photométrie différentielle

La photométrie différentielle est le plus simple des étalonnages et le plus utile pour les observations de séries chronologiques. Lors de l'utilisation de la photométrie CCD, les objets cibles et de comparaison sont observés en même temps, avec les mêmes filtres, en utilisant le même instrument et vus à travers le même chemin optique. La plupart des variables d'observation disparaissent et la magnitude différentielle est simplement la différence entre la magnitude de l'instrument de l'objet cible et l'objet de comparaison (∆Mag = C Mag - T Mag). Ceci est très utile pour tracer le changement de magnitude dans le temps d'un objet cible et est généralement compilé dans une courbe de lumière .

Photométrie de surface

Pour les objets spatialement étendus tels que les galaxies , il est souvent intéressant de mesurer la distribution spatiale de la luminosité dans la galaxie plutôt que de simplement mesurer la luminosité totale de la galaxie. La luminosité de surface d'un objet est sa luminosité par unité d'angle solide telle qu'elle est vue en projection sur le ciel, et la mesure de la luminosité de surface est connue sous le nom de photométrie de surface. Une application courante serait la mesure du profil de luminosité de surface d'une galaxie, c'est-à-dire sa luminosité de surface en fonction de la distance par rapport au centre de la galaxie. Pour les petits angles solides, une unité utile d'angle solide est la seconde d'arc carrée et la luminosité de la surface est souvent exprimée en grandeurs par seconde d'arc carrée.

Logiciel

Un certain nombre de programmes informatiques gratuits sont disponibles pour la photométrie à synthèse d'ouverture et la photométrie à ajustement PSF.

SExtractor et Aperture Photometry Tool sont des exemples populaires de photométrie d'ouverture. Le premier est orienté vers la réduction des données d'étude de galaxies à grande échelle, et le second dispose d'une interface utilisateur graphique (GUI) adaptée à l'étude d'images individuelles. DAOPHOT est reconnu comme le meilleur logiciel de photométrie d'ajustement PSF.

Organisations

Il existe un certain nombre d'organisations, du professionnel à l'amateur, qui collectent et partagent des données photométriques et les rendent disponibles en ligne. Certains sites recueillent les données principalement comme ressource pour d'autres chercheurs (ex. AAVSO) et certains sollicitent des contributions de données pour leurs propres recherches (ex. CBA) :

  • Association américaine des observateurs d'étoiles variables ( AAVSO ).
  • Astronomyonline.org
  • Centre d'astrophysique d'arrière-cour (CBA).

Voir également

Les références

Liens externes