【摘要】：天體的光度測量是測定接收到的天體的電磁輻射流量,天體物理學(xué)中也稱之為測光。測光是天體物理研究中最基本的研究方法之一,由恒星的測光值可以得出其他重要的天體物理參量,如恒星的視星等(亮度)、色指數(shù)(顏色)、溫度以及變星的光變曲線:結(jié)合恒星距離的測定,也可以得到其光度等物理特性。電荷耦合器件(CCD)作為新一代探測器得到廣泛使用,針對探測器的數(shù)字化方式出現(xiàn)了各種不同的測光方法。首先簡單介紹CCD探測器;然后重點介紹孔徑測光以及它的適用范圍;接著介紹點擴散函數(shù)測光和它的適用對象,包括在點擴散函數(shù)測光中用的兩種比較新的點擴散函數(shù)模型——數(shù)字點擴散函數(shù)(digital PSF)和有效點擴散函數(shù)(ePSF);進一步介紹孔徑測光和點擴散函數(shù)測光的對比,并引出一種把這兩種方法結(jié)合起來的測光方法;作為測光方法近期的一項重要應(yīng)用,介紹在密集場中變星光變的精確測定方法;最后總結(jié)這幾種測光方法并對未來的方法改進提幾點看法。
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圖片說明： 4期楊光普，等:CCD恒星光度測量方法研究進展像(去除了宇宙射線、扣除了暗流和本底、進行過平場改正)孔徑測光的基本流程是:l)找星;2)在給定的孔徑內(nèi)Na個像素中確定星像的中心，即星像定心;3)確定孔徑附近的天光背景強度值B;4)把落入孔徑中所有的像素值相加得總強度值Fa;5)確定星體的儀器星等二，=一2.5109【Fa一Na只到;6)進行孔徑改正△二‘;7)最后得到的儀器星等二=二‘+△二‘。由儀器星等轉(zhuǎn)化為標(biāo)準(zhǔn)星等系統(tǒng)的過程不在本文中涉及，標(biāo)準(zhǔn)星等系統(tǒng)介紹和轉(zhuǎn)化方法可參考文獻(xiàn)!8一10]。剔丫殊33⑧29@.今。.二.::，，.。二，.二..5‘杯。爭;1.﨑番側(cè)..淞.卜..J口乙父..--l..….7…34.。......::58硯.45@圖1疏散星團NGc3293部分星像圖lv]圖像中的5號、33號、34號等恒星都是完全孤屯的。圖向1才旨向北方向，向左指向東方向。2.1找星通常一幅CCD圖像包括目標(biāo)源、天光背景以及噪聲，目標(biāo)的檢測是考慮到噪聲的統(tǒng)計分布，檢測到統(tǒng)計上僅有極小可能是由噪聲引起的高出背景值的(即顯著的)那些像素值。為有效地檢測目標(biāo)，經(jīng)常采用濾波法以減弱噪聲的相對影響，而同時基本保留來自目標(biāo)的物理信號。CCD圖像中恒星的流強大部分集中在圖像傅里葉變換譜的低頻和中頻區(qū)段，噪聲則在較高頻段主導(dǎo);因此，一個能降低高頻成分幅度的濾波掩模(濾波器)就能減弱噪聲對恒星檢測的影響。在圖像處理中，這樣抑制噪聲影響一般用低通濾波器與CCD圖像卷積來實現(xiàn)。以下是幾種常用的檢測方法。(l)匹配濾波掩模，這是檢測信號常用的濾波掩模{“’‘2，。對天文圖像，用接近實際天體
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圖片說明： 夤庵心?合出來(如DoPHoT!‘，)。2.4孔徑內(nèi)星像光流強相加得到儀器星等CCD孔徑測光最基本的任務(wù)就是精確測量所有落在孔徑內(nèi)的光子計數(shù)，見圖擴‘{。一般地，星體的儀器星等尺、__，F(xiàn)n一S‘;xB、了“=一2·519(了-一)=一2·呂19咬一一一下，二一一一)，又。)1已一IC其中Fa是探測到的孔徑內(nèi)的總光子計數(shù)(或總強度)，F(xiàn)*是落入孔徑內(nèi)的來自恒星的光子計數(shù)，Sa是孔徑的面積(以像素為單位)，B是單位像素里天光背景值。因此，準(zhǔn)確的星體儀器星等值的前提是獲取準(zhǔn)確的Fa、S。和B，其中背景B見2.3節(jié)，嘆，的計算則見后;這里圖3一個位于CCD陣列仁的圓孔徑[2‘]完整像素(黑色)整個位于孔徑內(nèi)孔徑邊緣L的像素部分位于孔徑內(nèi)，稱為部分像素(灰色)。AFa一二叭(7)。，和I‘分別是孔徑內(nèi)第2個像素(可完全或部分地在孔徑門曰，石從:4]內(nèi)，見圖3)的面積和強度值，A是孔徑里的像素總數(shù)。第，個像素為完整像素，則。，一1;否則，0<。，<1。在DAoPHoT和APPHoT中{2設(shè):*是第乞個像素中心到星像中心的距離，R是孔徑的半徑，則當(dāng)r，<R一0.5、r，>R+0.5和R一0.5<:;<R+0.5時，ai分別為1、0和!(R+0.5)一司·以上這種方法是把邊緣像素的孔徑內(nèi)面積隨與星像中心距離的變化近似為線性關(guān)系，孔徑半徑增加△:(△:三l)時，孔徑內(nèi)邊緣像素增加的面積大致正比于(△，.)“+2:△r。在:較大時線性近似較有效(因2r△r》△l.z為主導(dǎo)項)。反之，所用孔徑比較小時(即r二1與△:最大值可比)，用這樣線性近似的方法就會出現(xiàn)很大的誤差，實際例子見于對哈勃望遠(yuǎn)鏡WFPCZ得到的CCD星像進行孔徑測光，孔徑半徑只有2~3個像素。更精確的ccD孔徑測光需更精確計算像素的面積。Migllen和Ricll為此提出QUADPX法‘，4}，把位于孔徑邊緣的每個像素等分為4個子像素，孔徑邊緣的。，是中心位于
【作者單位】： 中國科學(xué)院國家天文臺/云南天文臺;中國科學(xué)院天體結(jié)構(gòu)與演化重點實驗室;中國科學(xué)院研究生院;
【基金】：中國科學(xué)院2009年度百人計劃資助項目
【分類號】：TP391.41;P12

【共引文獻(xiàn)】

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2 梅建新;基于支持向量機的高分辨率遙感影像的目標(biāo)檢測研究[D];武漢大學(xué);2004年

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10 陳旺;足球機器人決策系統(tǒng)開發(fā)與應(yīng)用[D];湖南大學(xué);2003年

【相似文獻(xiàn)】

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2 史菲;星系金屬豐度及化學(xué)演化的研究[D];中國科學(xué)技術(shù)大學(xué);2006年

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本文編號：2514596