D4 Astronomische Photometrie

Thema

Die Photometrie quantifiziert den Lichtstrom astronomischer Objekte, der den Beobachter erreicht. Moderne Detektoren sind so präzise, ​​dass sie selbst die minimale Helligkeitsabnahme beim Transit eines Exoplaneten vor seinem Stern erfassen können.

Die Qualität einer photometrischen Messung wird durch dieselben Rauschquellen begrenzt wie die jedes astronomischen Detektors: das dem Licht des beobachteten Sterns inhärente Rauschen, das Hintergrundrauschen des Himmels und das Ausleserauschen des Detektors selbst. Diese Faktoren bestimmen gemeinsam das Signal-Rausch-Verhältnis der endgültigen Messung.

Lichtkurven, die den Lichtstrom eines Objekts über die Zeit aufzeichnen, zeigen mithilfe derselben Photometrie die Existenz veränderlicher Sterne, Bedeckungsveränderlicher und planetarischer Transits.

Die Differenzphotometrie, die das zu untersuchende Objekt kontinuierlich mit nahen Referenzsternen im selben Sichtfeld vergleicht, eliminiert atmosphärische Schwankungen, die sonst fälschlicherweise als Helligkeitsänderungen des Objekts interpretiert würden. So ermöglicht die Photometrie, ausgehend vom Lichtstrom, mit dem dieses Dokument beginnt, bis zur Eliminierung atmosphärischer Schwankungen, mit der es endet, über die kombinierten Rauschquellen und die Lichtkurven hinweg, mit Sicherheit eine winzige Helligkeitsänderung, die einen unsichtbaren Planeten enthüllen kann, vom einfachen Flackern der Erdatmosphäre selbst zu unterscheiden.

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