قياس ضوئي فلكي

القياس الضوئي الفلكي أو المضوائية، ومعناها بالإنجليزية Photometry –وهي مشتقة من كلمة photo والتي تعني (ضوء) وكلمة metry والتي تعني (قياس)، وكلاهما كلمتان من اللغة اليونانية. وهي تقنية تستخدم في علم الفلك تهتم بقياس دفق أو شدة الضوء الذي يشع من الجرم الفلكي. ويُقاس الضوء عن طريق التلسكوب (المقراب) باستخدام فوتوميتر (مضواء)، والذي يُصنع عادة باستخدام أدوات الكترونية كـ فوتوميتر CCD أو فوتوميتر الكتروضوئي، والذي يحول الضوء إلى تيار الكتروني بوساطة المفعول الكهرضوئي. وعندما يُعيّر الفوتوميتر لقياس ضوء النجوم المعيارية (أو أي منابع ضوئية أخرى) معروفة الكثافة واللون، بإمكاننا قياس شدة سطوع الجسم السماوي أو قدره الظاهري (مقدار لمعان الجرم).

تعتمد الطريقة المستخدمة في إجراء القياس على نظام طول الموجة المدروسة. ففي الحالة الأساسية، يتم إجراء القياس عن طريق تجميع الضوء وإمراره خلال مرشحات (فلاتر) النطاق العالي البصرية الخاصة بالقياس الضوئي الفلكي، ثم التقاط وتسجيل الطاقة الضوئية باستخدام أداة حساسة ضوئياً. تُصنع المجموعة القياسية من النطاق العالي (والتي تُدعى نظام القياس الضوئي الفلكي) كي تسمح بإجراء مقارنة دقيقية للمشاهدات. وهناك تقنية أكثر تطوراً تدعى Spectrophometry تُقاس بوساطة مطياف بصري، وترصد كلاً من كمية الإشعاع وتوزع الطيف بشكل مفصل.

يُستخدم القياس الضوئي أيضاً في رصد النجوم المتغيرة باستخدام عددٍ من التقنيات كالقياس الضوئي التفاضلي، والذي يقيس شدة سطوع الهدف المراد دراسته والنحوم المجاورة له في وقت واحد ، أو القياس الضوئي النسبي الذي يقارن بين شدة سطوع الهدف مع النحوم الأخرى ذات القدر الظاهري المعروف. ويسمى القياس الضوئي النسبي باستخدام عددٍ من مرشحات النطاق العالي بـ “القياس الضوئي المطلق”.

نحصل على المنحنى الضوئي عن طريق المخطط البياني للقدر الظاهري والزمن، والمنحنى الضوئي هو ما يمنحنا معلومات وافية عن العملية الفيزيائية المسببة للتغيرات في السطوع. وبإمكان أجهزة القياس فائقة الدقة قياس ضوء النجوم عند قدر ظاهري مقداره 0.001.

وبالإمكان استخدام تقنية القياس الضوئي السطحي، خاصة عند قياس ضوء الأجسام المتمددة (المتوسعة) كالكواكب والمذنبات والسدم والمجرات، حيث تقيس هذه التقنية القدر الظاهري على أساس قدر ظاهري واحد لكل مساحة زاوية واحدة. وبالتالي كل ما علينا معرفته هو منطقة الهدف المراد إجراء القياس عليه، ومتوسط كثافة الضوء عبر الجسم الفلكي، وعندها سنستطيع تحديد سطوع السطح على أساس قدر ظاهري لكل مساحة زاوية.

This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.