วิกิพีเดียภาษาไทย
กลับไปหน้าบทความ

อ่าน 4 นาที

ระบบโฟโตเมตริก

ใน ทางดาราศาสตร์ ระบบ โฟโตเมตริก คือชุดของ แถบความถี่ (หรือ ตัวกรองแสง ) ที่กำหนดไว้อย่างชัดเจน โดยมีความไวต่อรังสีตกกระทบที่ทราบค่า ความไวนี้มักขึ้นอยู่กับระบบแสง ตัวตรวจจับ...

ระบบโฟโตเมตริก

ในทางดาราศาสตร์ระบบโฟโตเมตริกคือชุดของแถบความถี่ (หรือตัวกรองแสง ) ที่กำหนดไว้อย่างชัดเจน โดยมีความไวต่อรังสีตกกระทบที่ทราบค่า ความไวนี้มักขึ้นอยู่กับระบบแสง ตัวตรวจจับ และตัวกรองที่ใช้ สำหรับแต่ละระบบโฟโตเมตริกจะมีชุดดาวมาตรฐานหลักให้ใช้งาน

ระบบการวัดแสงมาตรฐานที่ได้รับการยอมรับโดยทั่วไปคือระบบการวัดแสง Johnson-Morgan หรือ UBV (1953) ปัจจุบันมีระบบการวัดแสงมากกว่า 200 ระบบ[ 1 ]

โดยทั่วไป ระบบวัดแสงจะถูกจำแนกตามความกว้างของแถบความถี่ที่ระบบนั้น ๆ ผ่านไปได้:

  • บรอดแบนด์ (ช่วงความถี่กว้างกว่า 30 นาโนเมตร ซึ่งระบบที่ใช้กันอย่างแพร่หลายที่สุดคือระบบ UBV ของจอห์นสัน-มอร์แกน)
  • แถบความถี่ระดับกลาง (แถบความถี่ผ่านมีความกว้างระหว่าง 10 ถึง 30 นาโนเมตร)
  • แถบความถี่แคบ (แถบความถี่ผ่านมีความกว้างน้อยกว่า 10 นาโนเมตร)

อักษรโฟโตเมตริก

ตัวอักษรแต่ละตัวกำหนดช่วงแสงของสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้าซึ่งครอบคลุมกลุ่มหลักที่ต่อเนื่องกัน ได้แก่แสงอัลตราไวโอเลต ใกล้ (NUV) แสง ที่มองเห็นได้ (โดยมีศูนย์กลางอยู่ที่แถบ V) แสงอินฟราเรด ใกล้ (NIR) และส่วนหนึ่งของแสงอินฟราเรดกลาง (MIR) [ a ]ตัวอักษรเหล่านี้ไม่ใช่มาตรฐาน แต่ได้รับการยอมรับโดยความเห็นชอบร่วมกันในหมู่นักดาราศาสตร์และนักฟิสิกส์ดาราศาสตร์

การใช้แถบ U, B, V, R, I มีมาตั้งแต่ทศวรรษ 1950 โดยเป็นตัวย่อตัวอักษรเดียว[ b ]

เมื่อมีการคิดค้นเครื่องตรวจจับอินฟราเรดในทศวรรษถัดมา แถบ J ถึง N จึงได้รับการตั้งชื่อโดยอ้างอิงจากแถบ I ซึ่งเป็นแถบที่ใกล้กับสีแดงมากที่สุดในย่านอินฟราเรดใกล้

ต่อมามีการเพิ่มแถบ H เข้ามา จากนั้นเป็นแถบ Z ในช่วงทศวรรษ 1990 และสุดท้ายคือแถบ Y โดยไม่เปลี่ยนแปลงคำจำกัดความเดิม ดังนั้น แถบ H จึงไม่ได้เรียงตามลำดับตัวอักษรจากแถบข้างเคียง ในขณะที่แถบ Z และ Y กลับสลับลำดับจากชุดย่อยที่เรียงตามลำดับตัวอักษร – ความยาวคลื่นสูงกว่า – ซึ่งเป็นแถบที่ใช้ในระบบวัดแสงในปัจจุบัน

ตัว กรองตัวอักษร ความยาวคลื่นที่มีประสิทธิภาพจุดกึ่งกลางλ effสำหรับตัวกรองมาตรฐาน[ 3 ]ความกว้างเต็มที่ที่ครึ่งค่าสูงสุด[ 3 ] [ c ] (แบนด์วิดท์ต้นแบบ) (Δλ) [ d ]ตัวแปร(ต่างๆ) คำอธิบาย
อัลตราไวโอเลต
ยู 365 นาโนเมตร 66 นาโนเมตร u, u', u* "U" ย่อมาจาก รังสีอัลตราไวโอเลต
มองเห็นได้
บี 445 นาโนเมตร 94 นาโนเมตร ข ตัวอักษร "B" ย่อมาจากสีน้ำเงิน
G [ 4 ]464 นาโนเมตร 128 นาโนเมตร จี, จี' ตัวอักษร "G" ย่อมาจากสีเขียว
วี 551 นาโนเมตร 88 นาโนเมตร วี, วี' "V" ย่อมาจาก Visual (ภาพ)
อาร์ 658 นาโนเมตร 138 นาโนเมตร r, r', R', R c , R e , R jตัวอักษร "R" ย่อมาจากสีแดง
อินฟราเรดใกล้
ฉัน 806 นาโนเมตร 149 นาโนเมตร ฉัน, ฉัน', ฉันc , ฉันe , ฉันj"I" ย่อมาจาก อินฟราเรด
ซ 900 นาโนเมตร[ 5 ]152 นาโนเมตร z, z'
วาย 1020 นาโนเมตร 120 นาโนเมตร y
เจ1220 นาโนเมตร 213 นาโนเมตร เจ, เจ เอส
ชม1630 นาโนเมตร 307 นาโนเมตร
เค2190 นาโนเมตร 390 นาโนเมตร K Continuum, K', K s , K long , K 8 , nbK
แอล3450 นาโนเมตร 472 นาโนเมตร ล', nbL'
อินฟราเรดช่วงกลาง
เอ็ม4750 นาโนเมตร 460 นาโนเมตร เอ็ม', เอ็นบีเอ็ม
เอ็น10500 นาโนเมตร 2500 นาโนเมตร
คิว 21000 นาโนเมตร[ 6 ]5800 นาโนเมตร[ 6 ]คิว

หมายเหตุ: สีเป็นเพียงค่าประมาณและอิงตามความยาวคลื่นในการแสดง sRGB (เมื่อเป็นไปได้) [ 7 ]

มีการใช้ตัวอักษรเหล่านี้ร่วมกันบ่อยครั้ง ตัวอย่างเช่น การรวมกันของ JHK ถูกใช้เป็นคำพ้องความหมายของ "อินฟราเรดใกล้" และปรากฏในชื่อเรื่องของเอกสารจำนวน มาก [ 8 ]

ตัวกรองที่ใช้

ตัวกรองที่กล้องโทรทัศน์หรือองค์กรอื่นๆ กำลังใช้งานอยู่ในปัจจุบัน

หน่วยวัด:

ชื่อ ตัวกรอง ลิงก์
กล้องโทรทรรศน์ 2.2 ม. ที่ลาซิลลา, ESO J = 1.24 μm H = 1.63 μm K = 2.19 μm L' = 3.78 μm M = 4.66 μm N 1 = 8.36 μm N 2 = 9.67 μm N 3 = 12.89 μm กล้องโทรทรรศน์ 2.2 ม. ที่ลาซิลลา , ESO [ 9 ]
2MASS/PAIRITEL J = 1.25 μm H = 1.65 μm K s = 2.15 μm การสำรวจท้องฟ้าทั้งหมดด้วยคลื่นความถี่สองไมครอนโดยใช้กล้องโทรทรรศน์ถ่ายภาพอินฟราเรดอัตโนมัติของปีเตอร์ส
CFHTLS (เมกะแคม) u * = 374 นาโนเมตร g' = 487 นาโนเมตร r' = 625 นาโนเมตร i' = 770 นาโนเมตร z' = 890 นาโนเมตร กล้องโทรทรรศน์แคนาดา-ฝรั่งเศส-ฮาวาย
กล้องโทรทัศน์รังสีเอกซ์จันทรา LETG = 0.08-0.2 keV HETG = 0.4-10 keV กล้องโทรทัศน์รังสีเอกซ์จันทรา
ซีทีโอ J = 1.20 μm H = 1.60 μm K = 2.20 μm L = 3.50 ไมโครเมตร หอดูดาวเซร์โร โตโลโลแห่งอเมริกาซึ่งเป็นส่วนหนึ่งของ องค์การบริหารดาราศาสตร์แห่งสหประชาชาติ (NOAO)
การวัดแสงแบบ Cousins ​​RI R c = 647 นาโนเมตร I c = 786.5 นาโนเมตร การวัดแสง Cousins ​​RI, 1976 [ 10 ]
กล้องพลังงานมืด g = 472.0 นาโนเมตร r = 641.5 นาโนเมตร i = 783.5 นาโนเมตร z = 926.0 นาโนเมตร Y = 1009.5 นาโนเมตร ความยาวคลื่นกลางสำหรับแถบในDark Energy Survey [ 11 ]
เดนิส I = 0.79 μm J = 1.24 μm K = 2.16 μm การสำรวจอินฟราเรดใกล้แบบลึก
การวัดแสง Eggen RI R e = 635 นาโนเมตร I e = 790 นาโนเมตร การวัดแสง Eggen RI, 1965 [ 12 ]
เอฟไอเอส N60 = 65.00 μm WIDE-S = 90.00 μm WIDE-L = 145.00 μm N160 = 160.00 μm กล้องโทรทัศน์อวกาศ AKARIที่ติดตั้งอยู่บนยานสำรวจรังสีอินฟราเรดระยะไกล (Far-Infrared Surveyor)
ไกอา G = 673 นาโนเมตร G BP = 532 นาโนเมตร G RP = 797 นาโนเมตร G RVS = 860 นาโนเมตร ไกอา (ยานอวกาศ) [ 13 ]
กาเล็กซ์[ 14 ]NUV = 175–280 นาโนเมตร FUV = 135–175 นาโนเมตร GALaxy Evolution Explorer
สินค้า (ฮับเบิล เอซีเอส) B = 435 นาโนเมตร V = 606 นาโนเมตร i = 775 นาโนเมตร z = 850 นาโนเมตร กล้องขั้นสูงสำหรับการสำรวจบนกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล
HAWC+ แถบที่ 1 = 53 ไมโครเมตร แถบที่ 2 = 89 ไมโครเมตร แถบที่ 3 = 154 ไมโครเมตร แถบที่ 4 = 214 ไมโครเมตร กล้องไวด์แบนด์แบบติดตั้งบนอากาศความละเอียดสูง+ สำหรับSOFIA [ 15 ]
เอชดีเอฟ 300 นาโนเมตร 450 นาโนเมตร 606 นาโนเมตร 814 นาโนเมตร ภาพถ่าย Hubble Deep Fieldจากกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล
IRTF NSFCAM J = 1.26 μm H = 1.62 μm K' = 2.12 μm K s = 2.15 μm K = 2.21 μm L = 3.50 ไมโครเมตร L' = 3.78 μm M' = 4.78 μm M = 4.85 μm ศูนย์กล้องโทรทรรศน์อินฟราเรด NASA NSFCAM [ 16 ]
ISAAC UTI/VLT [ 17 ]J s = 1.2 μm H = 1.6 μm K s = 2.2 μm L = 3.78 ไมโครเมตร Brα = 4.07 μm เครื่องสเปกโทรเมตรอินฟราเรดและกล้องอาร์เรย์ในกล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่มาก
ระบบจอห์นสัน (UBV) U = 364 นาโนเมตร B = 442 นาโนเมตร V = 540 นาโนเมตร ระบบวัดแสง UBV
หอดูดาว Vera C. Rubin (LSST) [ 18 ]u = 320.5–393.5 นาโนเมตร g = 401.5–551.9 นาโนเมตร r = 552.0–691.0 นาโนเมตร i = 691.0–818.0 นาโนเมตร z = 818.0–923.5 นาโนเมตร y = 923.8–1084.5 นาโนเมตร หอดูดาวเวรา ซี. รูบิน
โอเอ็มซี ตัวกรอง Johnson V = 500-580 นาโนเมตร กล้องมอนิเตอร์แบบออปติคอล[ 19 ]บนINTEGRAL
แพน-สตาร์ส g = 481 นาโนเมตร r = 617 นาโนเมตร i = 752 นาโนเมตร z = 866 นาโนเมตร y = 962 นาโนเมตร กล้องโทรทัศน์สำรวจแบบพาโนรามาและระบบตอบสนองอย่างรวดเร็ว[ 20 ]
โปรนาโอเอส/เอสพีเอ็ม แถบที่ 1 = 180-240 ไมโครเมตร แถบที่ 2 = 240-340 ไมโครเมตร แถบที่ 3 = 340-540 ไมโครเมตร แถบที่ 4 = 540-1200 ไมโครเมตร โปรแกรม National d'Observations Submillerètrique/Systéme Photométrique Multibande การทดลองด้วยบอลลูน[ 21 ]
สโลน, เอสดีเอสเอส u' = 354 นาโนเมตร g' = 475 นาโนเมตร r' = 622 นาโนเมตร i' = 763 นาโนเมตร z' = 905 นาโนเมตร การสำรวจท้องฟ้าดิจิทัลสโลน
สปิริต 3 แถบ B1 = 4.29 μm แถบ B2 = 4.35 μm แถบ A = 8.28 ไมโครเมตร แถบ C = 12.13 μm แถบ D = 14.65 μm แถบ E = 21.34 μm กล้องอินฟราเรดในการทดลองอวกาศระยะกลาง[ 22 ]
สปิตเซอร์ IRAC ch1 = 3.6 μm ch2 = 4.5 μm ch3 = 5.8 μm ch4 = 8.0 μm กล้องอินฟราเรดแบบอาร์เรย์บนกล้องโทรทรรศน์อวกาศสปิตเซอร์
สปิตเซอร์ MIPS 24 ไมโครเมตร 70 ไมโครเมตร 160 ไมโครเมตร เครื่องวัดแสงแบบหลายย่านความถี่สำหรับกล้องโทรทรรศน์อวกาศสปิตเซอร์
ตัวกรอง Stromvil U = 345 นาโนเมตร P = 374 นาโนเมตร S = 405 นาโนเมตร Y = 466 นาโนเมตร Z = 516 นาโนเมตร V = 544 นาโนเมตร S = 656 นาโนเมตร การวัดแสงแบบสตรอมวิล
ตัวกรอง Strömgren u = 350 นาโนเมตร v = 411 นาโนเมตร b = 467 นาโนเมตร y = 547 นาโนเมตร β แคบ = 485.8 นาโนเมตร β กว้าง = 485 นาโนเมตร ระบบโฟโตเมตริกของสตรอมเกรน
UKIDSS (WFCAM) Z = 882 นาโนเมตร Y = 1031 นาโนเมตร J = 1248 นาโนเมตร H = 1631 นาโนเมตร K = 2201 นาโนเมตร โครงการสำรวจท้องฟ้าลึกด้วยรังสีอินฟราเรด UKIRT
ระบบวัดแสงวิลนีอุส U = 345 นาโนเมตร P = 374 นาโนเมตร S = 405 นาโนเมตร Y = 466 นาโนเมตร Z = 516 นาโนเมตร V = 544 นาโนเมตร S = 656 นาโนเมตร ระบบวัดแสงวิลนีอุส
วิสต้า ไออาร์ซี Z = 0.88 μm Y = 1.02 μm J = 1.25 μm H = 1.65 μm K s = 2.20 μm NB1.18 = 1.18 ไมโครเมตร กล้องโทรทัศน์สำรวจทางดาราศาสตร์ช่วงคลื่นแสงที่มองเห็นได้และอินฟราเรด
ฉลาด W1 = 3.4 μm W2 = 4.6 μm W3 = 12 μm W4 = 22 ไมโครเมตร เครื่องสำรวจอินฟราเรดมุมกว้าง
XMM-นิวตัน OM UVW2 = 212 นาโนเมตร UVM2 = 231 นาโนเมตร UVW1 = 291 นาโนเมตร U = 344 นาโนเมตร B = 450 นาโนเมตร V = 543 นาโนเมตร XMM-Newton Optical/UV Monitor [ 23 ]
แบบสำรวจ XEST UVW2 = 212 นาโนเมตร UVM2 = 231 นาโนเมตร UVW1 = 291 นาโนเมตร U = 344 นาโนเมตร B = 450 นาโนเมตร V = 543 นาโนเมตร J = 1.25 μm H = 1.65 μm K s = 2.15 μm การสำรวจรวมถึงแหล่งกำเนิดจุดของ2MASSด้วยXMM-Newton OM [ 24 ]

หมายเหตุ: สีที่แสดงเป็นเพียงค่าโดยประมาณ และอ้างอิงจากความยาวคลื่นที่แปลงเป็นค่า sRGB (เท่าที่เป็นไปได้)

ดูเพิ่มเติม

เอกสารอ้างอิงและเชิงอรรถ

  1. ^ Bessell, MS (2005). "ระบบการวัดแสงมาตรฐาน" (PDF) . วารสารดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ประจำปี . 43 : 293– 336. Bibcode : 2005ARA&A..43..293B . doi : 10.1146/annurev.astro.41.082801.100251 .
  2. ^สีสเปกตรัม
  3. ^ a b Binney, J. ; Merrifield M. ดาราศาสตร์กาแล็กซีสำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยพรินซ์ตัน, 1998, บทที่ 2.3.2, หน้า 53
  4. ^ Bessell, Michael S. (กันยายน 2548). "ระบบการวัดแสงมาตรฐาน" (PDF) . วารสารดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ประจำปี . 43 (1): 293– 336. Bibcode : 2005ARA&A..43..293B . doi : 10.1146/annurev.astro.41.082801.100251 . ISSN 0066-4146 . 
  5. ^ Gouda, N.; Yano, T.; Kobayashi, Y.; Yamada, Y.; และคณะ (23 พฤษภาคม 2548). "JASMINE: ภารกิจดาวเทียมวัดตำแหน่งดาวของญี่ปุ่นเพื่อการสำรวจด้วยรังสีอินฟราเรด" . รายงานการประชุมของสหพันธ์ดาราศาสตร์สากล . 2004 (IAUC196): 455– 468. Bibcode : 2005tvnv.conf..455G . doi : 10.1017/S1743921305001614 . S2CID 123261288 . z-band: 0.9 μm 
  6. ^ a b [1]คู่มือธรณีฟิสิกส์และสภาพแวดล้อมอวกาศ พ.ศ. 2528 ห้องปฏิบัติการธรณีฟิสิกส์กองทัพอากาศ พ.ศ. 2528 บรรณาธิการ Adolph S. Jursa บทที่ 25 ตารางที่ 25-1
  7. ^ "ตัวแปลงความยาวคลื่นแสงเป็น RGB" . www.johndcook.com . สืบค้นเมื่อ2023-07-28 .
  8. ^ Monson, Andrew J.; Pierce, Michael J. (2011). "การวัดแสงอินฟราเรดใกล้ (Jhk) ของดาวแปรแสงเซเฟอิดคลาสสิก 131 ดวงในกาแล็กซีทางเหนือ" . The Astrophysical Journal Supplement Series . 193 (1): 12. Bibcode : 2011ApJS..193...12M . doi : 10.1088/0067-0049/193/1/12 .ตัวอย่างการใช้ J สำหรับ "อินฟราเรดใกล้"
  9. ^การศึกษาเกี่ยวกับกลุ่มเมฆมืด Chamaeleon I และกลุ่มดาว T II – แผนที่ IRAS ความละเอียดสูงรอบ HD 97048 และ 97300 , Assendorp, R.; Wesselius, PR; Prusti, T.; Whittet, DCB, 1990
  10. ^ ADPS
  11. ^เดส
  12. ^ ADPS
  13. ↑จอร์ดี ซี.; เกบราน ม.; การ์รัสโก, เจเอ็ม; เดอ บรุยน์ เจ.; โวสส์, เอช.; ฟาบริเชียส, ค.; คนุด, เจ.; วาลเลนารี, อ.; โคห์ลีย์ ร.; โมรา, เอ. (2010) "เครื่องวัดแสงแถบกว้าง Gaia" ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 523 : A48. arXiv : 1008.0815 . Bibcode : 2010A&A...523A..48J . ดอย : 10.1051/0004-6361/201015441 . S2CID 34033669 . 
  14. ^ "สรุปข้อมูลอุปกรณ์ GALEX"ศูนย์การบินอวกาศก็อดดาร์ดสืบค้นเมื่อ5 มิถุนายน 2019
  15. ^ "HAWC" . เก็บถาวรจากต้นฉบับเมื่อ 2008-03-13 . เรียกดูเมื่อ2008-05-25 .
  16. ^ NSFCAM
  17. ↑ "ภาพรวมของ ISAAC" . เครื่องมือวัดพารานัล อีเอสโอ. สืบค้นเมื่อ13 ตุลาคม 2554 .
  18. ^คุณลักษณะของตัวกรอง LSST นำมาจาก https://github.com/lsst/throughputs/blob/master/baseline/ (ดูไฟล์ filter_X.dat )โดยมีขีดจำกัดอยู่ที่ครึ่งหนึ่งของค่าการส่งผ่านสูงสุด
  19. ^ "เกี่ยวกับ INTEGRAL" . เก็บถาวรจากต้นฉบับเมื่อ 2025-05-27 . เรียกดูเมื่อ2008-05-22 .
  20. ^ Tonry, JL; Stubbs, CW; Lykke, KR; Doherty, P.; Shivvers, IS; Burgett, WS; Chambers, KC; Hodapp, KW; Kaiser, N.; Kudritzki, R.-P.; Magnier, EA; Morgan, JS; Price, PA; Wainscoat, RJ (2012). "ระบบวัดแสง Pan-STARRS1". วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์750 (2): 99. arXiv : 1203.0297 . Bibcode : 2012ApJ...750...99T . doi : 10.1088/0004-637X/750/2/99 . S2CID 119266289 . 
  21. ↑ปาโจต, ฟ.; สเต็ปนิค บ.; ลามาร์เร เจ.-ม.; เบอร์นาร์ด เจ.-พี.; ดูพัค, เอ็กซ์.; เกียร์ด ม.; ลากาเช่, ก.; เลริช บ.; เมนี, ค.; รีคูฟัวร์, G.; เรโนลต์ เจ.-ซี.; ริโอซ์, ค.; ริสโตเชลลี ไอ.; เซอร์รา ก.; ตอร์เร เจ.-พี. (2549) "การสอบเทียบโฟโตมิเตอร์ซับมิลมิเตอร์ PRONAOS/SPM" (PDF ) ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์447 (2): 769– 781. Bibcode : 2006A&A...447..769P . ดอย : 10.1051/0004-6361:20034226 . S2CID 4822401 . 
  22. ^ MSXPSC – แคตตาล็อกแหล่งกำเนิดแสงแบบจุดของโครงการทดลองอวกาศระยะกลาง (MSX) เวอร์ชัน 2.3
  23. ^คู่มือผู้ใช้ XMM-Newton ส่วนที่ 3.5.3.1
  24. ^ Audard, M.; Briggs, KR; Grosso, N.; Güdel, M.; Scelsi, L.; Bouvier, J.; Telleschi, A. (2007). "การสำรวจเมฆโมเลกุลทอรัสโดย XMM-Newton Optical Monitor". Astronomy & Astrophysics . 468 (2): 379– 390. arXiv : astro-ph/0611367 . Bibcode : 2007A&A...468..379A . doi : 10.1051/0004-6361:20066320 . S2CID 59479808 . 
  1. ^สีครามและสีฟ้าไม่ใช่สีมาตรฐาน [ 2 ] สีส้ม สีเหลือง และสีเขียวจัดอยู่ในแถบสีที่มองเห็นได้ ในขณะที่สีม่วงและสีม่วงเข้มอยู่ในแถบสีน้ำเงินทุกแถบ
  2. ^ดูคอลัมน์คำอธิบายของแผนภูมิ
  3. ^ความกว้างของแถบค่าสูงสุด 50% ของเส้นโค้ง (นั่นคือจุดสูงสุด) สำหรับเส้นโค้งธรรมชาติของแหล่งกำเนิดแสงต้นแบบนี้
  4. ^เดลต้าแลมบ์ดา
  • Johnson, HL ; Morgan, WW (1953), การวัดแสงดาวพื้นฐานสำหรับมาตรฐานประเภทสเปกตรัมบนระบบที่แก้ไขของแอตลาสสเปกตรัม Yerkes , The Astrophysical Journal, เล่มที่ 117, หน้า 313–352 [2]
  • ฐานข้อมูล Asiago เกี่ยวกับระบบวัดแสง
  • Michael S. Bessell (2005), ระบบการวัดแสงมาตรฐาน , วารสารดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ประจำปี เล่มที่ 43, หน้า 293–336
  • ภาพถ่ายอินฟราเรดของบริเวณก่อกำเนิดดาวฤกษ์ขนาดใหญ่ใกล้เคียง IRAS 09002-4732 , Apai, D.; Linz, H.; Henning, Th.; Stecklum, B., 2005
ดึงข้อมูลมาจาก " https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Photometric_system&oldid=1346952124#Photometric_letters "

สรุปเนื้อหา

ข้อมูลสำคัญจากบทความ

ข้อมูลสำคัญเกี่ยวกับ ระบบโฟโตเมตริก

ใน ทางดาราศาสตร์ ระบบ โฟโตเมตริก คือชุดของ แถบความถี่ (หรือ ตัวกรองแสง ) ที่กำหนดไว้อย่างชัดเจน โดยมีความไวต่อรังสีตกกระทบที่ทราบค่า ความไวนี้มักขึ้นอยู่กับระบบแสง ตัวตรวจจับ...

อักษรโฟโตเมตริก

ตัวอักษรแต่ละตัวกำหนดช่วงแสงของ สเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้า ซึ่งครอบคลุมกลุ่มหลักที่ต่อเนื่องกัน ได้แก่ แสงอัลตราไวโอเลต ใกล้ (NUV) แสง ที่มองเห็นได้ (โดยมีศูนย์กลางอยู่ที่แถบ V) แสงอินฟราเรด ใกล้ (NIR) และส่วนหนึ่งของแสงอินฟราเรดกลาง (MIR) [ a ]...

ตัวกรองที่ใช้

ตัวกรองที่กล้องโทรทัศน์หรือองค์กรอื่นๆ กำลังใช้งานอยู่ในปัจจุบัน

เอกสารอ้างอิงและเชิงอรรถ

^ Bessell, MS (2005). "ระบบการวัดแสงมาตรฐาน" (PDF) . วารสารดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ประจำปี . 43 : 293– 336. Bibcode : 2005ARA&A..43..293B . doi : 10.1146/annurev.astro.41.082801.100251 . ^ สีสเปกตรัม ^ a b Binney, J. ; Merrifield M.