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CCD影像光度测量原理

2020-06-06 | 文章出自:

当所观测的天体影像已经做好分析前的影像净化工作后,就可以进行影像中的星点光度测量或是其他的研究。

在底片时代,除非有经过校正后的透射式扫描机将底片上的星点影像数位化,通常以星点大小来作为星星亮度的分析依据,不仅误差较大,分析速度也慢了许多。有了CCD观测到的天体影像,只要将属于星星的影像信号强度累加起来,再与已经经由天文学家确认过的参考星亮度作为换算依据,就可以知道影像中的星点亮度为多少。

同样的,这样的分析过程可以轻易的以电脑软体完成,但是其背后的原理又是什幺?

所有的CCD影像分析都建立在一个假设上:假设CCD对光线强度的反应为线性反应。

星点亮度的估算方法,就是将星点所佔的所有像素信号强度加总,减去这些像素的背景值,所得到的即为此星的观测信号强度。

下图为CCD影像中其中一颗星星的信号强度二维分布图,可以明显看出中央信号较强的部份即是星点所在之处。

CCD影像光度测量原理

根据上述的原理,我们只要将星点影像信号(图中的黄色部份)加总之后,减去其背景值(浅绿色)即可,但是,此部份的背景值已经与星点混在一起,无法分离出来,所以只能靠旁边没有星星的地方(深绿色)作为背景值的估算标準。

为了避免以星光旁的区域作为背景值估计时,不小心将星光纳入背景值之中,程式在进行背景值估算时,会设定一个区域来尽量空开星光的影响,也就因为如此,在 进行这样的光度分析时。某些程式会出现三个圆圈,第一圈之内为星光範围,第二圈到第三圈之间为估计背景值的区域。这种测光方式称为孔径测光法 (Aperture)。

CCD影像光度测量原理但是,这几个圆圈的直径要怎幺决定?

一般来说,天文学家会利用星光分布的大小来加以判断,基础值称为「半高幅宽(Full Width Half Maximum, FWHM)」,其定义就是星点信号最大值的一半所佔的宽度,如下图中的深蓝色线段。星光的分布範围通常会取4倍的FWHM,以涵盖99%以上的星光,如同 下图的下方浅蓝色线条所示。

CCD影像光度测量原理孔径测光法虽然可以精确的累积所有的星光,但是如果分析的影像是像球状星团这种较为拥挤的星场,用来估计背景值的第二与第三圈之间的範围很容易就会有星点出现,这样估计出来的背景值一定不準确(如下图所示)。

CCD影像光度测量原理此时就要以方程式拟合的方式来分离每个紧邻的星光。这种方法称为点扩散方程法(Point-Spread Function, PSF)

顾名思义,点扩散方程法就是以多项式去拟合出最接近星光分布的形状,然后依据方程式计算出此曲线下方的面积,即是此星光的信号总和。不仅可以避免估计背景值时被其它邻近星光影响,还可以将已经互相影响的星光分离开来。

CCD影像光度测量原理但是,由下图可以看出,当星光的分布并不是很完美的多项式曲线时,拟合出来的红色曲线与真实星光信号有些差异,这正是点扩散方程分析恆星光度的主要误差来源之一。

CCD影像光度测量原理

所以,两种测光原理各有其优缺点,端看你所要分析的影像是哪一种。

参考资料:

1. http://www.bisque.com/sc/shops/store/CCDSoftWin2.aspx
2. http://www.willbell.com/aip/index.htm