Fotometria (tähtitiede)

Kohteesta Wikipedia
Loikkaa: valikkoon, hakuun
Galaksin energiajakauma aallonpituuden funktiona.

Fotometria on tähtitieteessä käytetty tekniikka, jolla tarkoitetaan tähtitaivaan kohteen elektromagneettisen säteilyn intensiteetin mittaamista. Jos mittauksia tehdään useilla eri aallonpituuskaistoilla, eli tutkitaan myös intensiteetin aallonpituusriippuvuutta, puhutaan spektrofotometriasta.

Menetelmät[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Ennen CCD-kennojen yleistymistä mittausmenetelmänä käytettiin valosähköistä fotometriaa, jossa yksittäisen kohteen valo ohjattiin valoherkkään soluun. Nykypäivänä yleisempi käytäntö on valokuvauksellinen fotometria, joka mahdollistaa useiden kohteiden valottamisen samanaikaisesti. CCD-kenno voidaan ajatella useaksi yksittäiseksi fotometriksi.

Valokuvauksellinen fotometria mahdollistaa kolme erilaista menetelmää: absoluuttinen, suhteellinen ja differentiaalinen fotometria[1]. Absoluuttisen fotometrian tavoite on mitata yksittäisen kohteen näennäinen kirkkaus. Mittauksesta vähennetään muualta taivaalta sironnut valo sekä teleskoopin lämmöstä johtuva kohina[2]. Suhteellisessa ja differentiaalisessa fotometriassa havaitaan useampaa kohdetta yhtäaikaisesti. Koska kohteiden mittaukseen vaikuttavat samat virheet, kohteiden kirkkauksien erotus on tarkempi kuin absoluuttisessa fotometriassa mitattu yhden kohteen kirkkaus. Suhteellisessa fotometriassa ainakin yksi mitatuista kohteista on hyvin tunnettu, jolloin mittausvirhe saadaan havaittua ja tunnettua kirkkautta vertaamalla. Differentiaalisessa fotometriassa ollaan kiinnostuneita vain havaittujen kohteiden kirkkauksien erotuksesta. Differentiaalinen fotometria on menetelmistä suoraviivaisin ja sitä käytetään eniten esimerkiksi valokäyrien mittaamiseen.

Sovellutukset[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Fotometriaa käytetään tähtitieteessä erityisesti tähtien kirkkauden mittaamiseen. Spektrofotometrisin mittauksin on mahdollista saada tietoa myös esimerkiksi tähtien lämpötiloista ja kemiallisesta koostumuksesta. Muuttuvien tähtien sekä kaksoistähtien tapauksessa kiinnostavat myös tähtien valokäyrät. Kaukaisempia fotometrisiä kohteita ovat esimerkiksi supernovat ja aktiiviset galaksiytimet.

Aurinkokuntatutkimuksessa fotometrisin mittauksin havaitaan erityisesti asteroideja. Asteroidien valokäyristä saadaan tietoa esimerkiksi niiden koosta ja pyörimisnopeudesta. Kaukaisten asteroidien tapauksessa voidaan käyttää ylikulkumenetelmää: Kun asteroidi kulkee tähden edestä, se varjostaa tähden valoa, jolloin on mahdollista saada tietoa asteroidin koosta ja muodosta. Samaa menetelmää käytetään eksoplaneettatutkimuksessa. Tähden hetkellisen himmenemisen taajuutta ja syvyyttä tutkimalla saadaan tietoa esimerkiksi eksoplaneettojen kiertoajasta ja koosta. Myös aurinkokuntatutkimuksessa spektrofotometriset mittaukset ovat tärkeässä osassa kohteiden kemiallisen koostumuksen mittaamiseksi. Spektrofotometrian lisäksi käytetään myös polarimetrejä, jotka havaitsevat valon värähtelysuunnan muutoksia ja antavat tietoa esimerkiksi asteroidien pinnan muodoista ja koostumuksesta tai komeetan komasta.

Katso myös[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Viitteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  1. Hubbell, Gerald R.: Scientific Astrophotography: How Amateurs Can Generate and Use Professional Imaging Data. Springer, 2013.
  2. Nilsson, Kari; Takalo, Leo; Piironen, Jukka: Havaitseva tähtitiede. Ursa, 2009.