ফটোমেট্রি (জ্যোতির্বিজ্ঞান)

From LTRC
কেপলার মিশন স্পেস ফটোমিটার

জ্যোতির্বিজ্ঞানে, ফটোমেট্রি (প্রাচীন গ্রিক photo- ("আলো") এবং -metry ("পরিমাপ") থেকে আগত), হলো জ্যোতির্বিজ্ঞানের একটি কৌশল যা জ্যোতির্বৈজ্ঞানিক বস্তু দ্বারা বিকিরিত আলোর ফ্লাক্স বা আলোর তীব্রতা পরিমাপের সাথে সম্পর্কিত।[1] এই আলো একটি টেলিস্কোপ বা দূরবীক্ষণ যন্ত্রের মাধ্যমে একটি ফটোমিটার ব্যবহার করে পরিমাপ করা হয়, যা প্রায়শই সিসিডি ফটোমিটার বা ফটোইলেকট্রিক ফটোমিটারের মতো ইলেকট্রনিক যন্ত্র ব্যবহার করে তৈরি করা হয়, যা ফটোইলেকট্রিক প্রভাবের মাধ্যমে আলোকে বৈদ্যুতিক প্রবাহে রূপান্তরিত করে। যখন পরিচিত তীব্রতা এবং রঙের স্ট্যান্ডার্ড নক্ষত্র (বা অন্যান্য আলোর উৎস)-এর বিপরীতে ক্যালিব্রেট করা হয়, তখন ফটোমিটারগুলি মহাজাগতিক বস্তুর উজ্জ্বলতা বা আপাত মান পরিমাপ করতে পারে।

ফটোমেট্রি সম্পাদনের জন্য ব্যবহৃত পদ্ধতিগুলি গবেষণাধীন তরঙ্গদৈর্ঘ্যের অঞ্চলের উপর নির্ভর করে। সবচেয়ে মৌলিক স্তরে, ফটোমেট্রি করা হয় আলো সংগ্রহ করে এবং সেটিকে বিশেষায়িত ফটোমেট্রিক অপটিক্যাল ব্যান্ডপাস ফিল্টার-এর মধ্য দিয়ে চালনা করে, এবং তারপর একটি আলোক-সংবেদনশীল যন্ত্রের সাহায্যে আলোক শক্তি ক্যাপচার ও রেকর্ড করে। পর্যবেক্ষণের সঠিক তুলনার জন্য পাসব্যান্ড-এর স্ট্যান্ডার্ড সেট (যাকে ফটোমেট্রিক সিস্টেম বলা হয়) সংজ্ঞায়িত করা হয়েছে।[2] একটি আরও উন্নত কৌশল হলো স্পেকট্রোফটোমেট্রি, যা একটি স্পেকট্রোফটোমিটার দিয়ে পরিমাপ করা হয় এবং এটি বিকিরণের পরিমাণ এবং এর বিস্তারিত বর্ণালী বিন্যাস উভয়ই পর্যবেক্ষণ করে।[3]

ফটোমেট্রি পরিবর্তনশীল নক্ষত্র পর্যবেক্ষণেও ব্যবহৃত হয়,[4] বিভিন্ন কৌশলের মাধ্যমে, যেমন 'ডিফারেনশিয়াল ফটোমেট্রি' যা একই সাথে একটি লক্ষ্যবস্তু এবং স্টারফিল্ডের কাছাকাছি থাকা নক্ষত্রগুলোর উজ্জ্বলতা পরিমাপ করে[5] অথবা 'রিলেটিভ ফটোমেট্রি' যা পরিচিত স্থির মানসম্পন্ন নক্ষত্রের সাথে লক্ষ্যবস্তুর উজ্জ্বলতার তুলনা করে।[6] রিলেটিভ ফটোমেট্রির সাথে একাধিক ব্যান্ডপাস ফিল্টার ব্যবহার করাকে 'অ্যাবসোলিউট ফটোমেট্রি' বলা হয়।[7] সময়ের বিপরীতে মানের একটি লেখচিত্র একটি লাইট কার্ভ তৈরি করে, যা উজ্জ্বলতা পরিবর্তনের কারণ হিসেবে ভৌত প্রক্রিয়া সম্পর্কে উল্লেখযোগ্য তথ্য প্রদান করে।[8] প্রিসিশন ফটোইলেকট্রিক ফটোমিটার ০.০০১ মান পর্যন্ত নক্ষত্রের আলো পরিমাপ করতে পারে।[9]

'সারফেস ফটোমেট্রি' কৌশলটি গ্রহ, ধূমকেতু, নীহারিকা বা গ্যালাক্সির মতো বিস্তৃত বস্তুর সাথেও ব্যবহার করা যেতে পারে, যা প্রতি বর্গ আর্কসেকেন্ডে মান হিসেবে আপাত মান পরিমাপ করে।[10] বস্তুর ক্ষেত্রফল এবং জ্যোতির্বৈজ্ঞানিক বস্তু জুড়ে আলোর গড় তীব্রতা জানা থাকলে প্রতি বর্গ আর্কসেকেন্ডে সারফেস ব্রাইটনেস বা পৃষ্ঠের উজ্জ্বলতা নির্ধারণ করা যায়, যখন বিস্তৃত বস্তুর মোট আলোকে একত্রিত করে এর মোট মান, শক্তি আউটপুট বা প্রতি একক পৃষ্ঠতলের লুমিনোসিটি বা উজ্জ্বলতা গণনা করা যায়।

পদ্ধতিসমূহ

একাধিক পাসব্যান্ড-এ এটা ক্যারিনা-এর লাইট কার্ভ

জ্যোতির্বিজ্ঞান ছিল ফটোমেট্রির প্রাচীনতম প্রয়োগগুলোর মধ্যে অন্যতম। আধুনিক ফটোমিটারগুলো তড়িৎচৌম্বকীয় বর্ণালীর অতিবেগুনী, দৃশ্যমান এবং অবলোহিত তরঙ্গদৈর্ঘ্য জুড়ে বিশেষায়িত স্ট্যান্ডার্ড পাসব্যান্ড ফিল্টার ব্যবহার করে।[4] পরিচিত আলোর সংক্রমণ বৈশিষ্ট্য সহ ফিল্টারগুলোর যেকোনো গৃহীত সেটকে ফটোমেট্রিক সিস্টেম বলা হয় এবং এটি নক্ষত্র ও অন্যান্য ধরনের জ্যোতির্বৈজ্ঞানিক বস্তু সম্পর্কে নির্দিষ্ট বৈশিষ্ট্য স্থাপনের সুযোগ দেয়।[11] বেশ কয়েকটি গুরুত্বপূর্ণ সিস্টেম নিয়মিত ব্যবহৃত হয়, যেমন ইউবিভি সিস্টেম[12] (বা বর্ধিত ইউবিভিআরআই সিস্টেম[13]), নিকট অবলোহিত জেএইচকে[14] বা স্ট্রোমগ্রেন uvbyβ সিস্টেম।[11]

ঐতিহাসিকভাবে, নিকট-অবলোহিত থেকে স্বল্প-তরঙ্গদৈর্ঘ্যের অতিবেগুনী পর্যন্ত ফটোমেট্রি করা হতো একটি ফটোইলেকট্রিক ফটোমিটারের সাহায্যে, যা একটি ফটোমাল্টিপ্লায়ার টিউব-এর মতো আলোক-সংবেদনশীল কোষে আলো নির্দেশ করে একক বস্তুর আলোর তীব্রতা পরিমাপ করত।[4] এগুলোকে অনেকাংশেই সিসিডি ক্যামেরা দ্বারা প্রতিস্থাপন করা হয়েছে যা একই সাথে একাধিক বস্তুর ছবি তুলতে পারে, যদিও ফটোইলেকট্রিক ফটোমিটারগুলো এখনও বিশেষ পরিস্থিতিতে ব্যবহৃত হয়,[15] যেমন যেখানে সূক্ষ্ম সময়ের রেজোলিউশন প্রয়োজন।[16]

মান এবং রঙের সূচক

আধুনিক ফটোমেট্রিক পদ্ধতিগুলো স্ট্যান্ডার্ড রঙিন ব্যান্ডপাস ফিল্টারের মধ্য দিয়ে দেখা ইলেকট্রনিক ফটোমিটার ব্যবহার করে জ্যোতির্বৈজ্ঞানিক বস্তুর মান এবং রঙ সংজ্ঞায়িত করে। এটি মানুষের চোখ দ্বারা পর্যবেক্ষণ করা বা ফটোগ্রাফি থেকে প্রাপ্ত আপাত দৃশ্যমান মান-এর অন্যান্য প্রকাশ থেকে আলাদা:[8][4] যা সাধারণত পুরনো জ্যোতির্বৈজ্ঞানিক পাঠ্য এবং ক্যাটালগে দেখা যায়।

কিছু সাধারণ ফটোমেট্রিক সিস্টেমে (ইউবিভি, ইউবিভিআরআই বা জেএইচকে) ফটোমিটার দ্বারা পরিমাপ করা মানগুলো একটি বড় হাতের অক্ষর দিয়ে প্রকাশ করা হয়, যেমন "V" (mV) বা "B" (mB)। মানুষের চোখ দ্বারা অনুমান করা অন্যান্য মানগুলো ছোট হাতের অক্ষর ব্যবহার করে প্রকাশ করা হয়, যেমন "v", "b" বা "p" ইত্যাদি।[17] উদাহরণস্বরূপ, দৃশ্যমান মান mv হিসেবে,[18] যখন ফটোগ্রাফিক মান হলো mph / mp বা ফটোভিজ্যুয়াল মান mp বা mpv।[18][4] সুতরাং, একটি ৬ষ্ঠ মানের নক্ষত্রকে ৬.০V, ৬.০B, ৬.০v বা ৬.০p হিসেবে বলা হতে পারে। যেহেতু নক্ষত্রের আলো তড়িৎচৌম্বকীয় বর্ণালী জুড়ে বিভিন্ন তরঙ্গদৈর্ঘ্যের পরিসরে পরিমাপ করা হয় এবং আলোর প্রতি বিভিন্ন যন্ত্রগত ফটোমেট্রিক সংবেদনশীলতা দ্বারা প্রভাবিত হয়, তাই সেগুলো সংখ্যাগত মানে সমতুল্য নাও হতে পারে।[17] উদাহরণস্বরূপ, সৌর-সদৃশ নক্ষত্র ৫১ পেগাসি-এর জন্য ইউবিভি সিস্টেমে আপাত মান[19] হলো ৫.৪৬V, ৬.১৬B বা ৬.৩৯U,[20] যা প্রতিটি দৃশ্যমান 'V', নীল 'B' বা অতিবেগুনী 'U' ফিল্টারের মাধ্যমে পর্যবেক্ষণ করা মানগুলোর সাথে সামঞ্জস্যপূর্ণ।

ফিল্টারগুলোর মধ্যে মানের পার্থক্য রঙের পার্থক্য নির্দেশ করে এবং তা তাপমাত্রার সাথে সম্পর্কিত।[21] ইউবিভি সিস্টেমে B এবং V ফিল্টার ব্যবহার করলে B–V রঙের সূচক তৈরি হয়।[21] ৫১ পেগাসি-এর জন্য, B–V = ৬.১৬ – ৫.৪৬ = +০.৭০, যা একটি হলুদ রঙের নক্ষত্র নির্দেশ করে এবং এটি এর G2IV বর্ণালী প্রকারের সাথে একমত।[22][20] B–V-এর ফলাফল জানা থাকলে নক্ষত্রের পৃষ্ঠের তাপমাত্রা নির্ধারণ করা যায়,[23] যা ৫৭৬৮±৮ K কার্যকর পৃষ্ঠের তাপমাত্রা খুঁজে বের করে।[24]

রঙের সূচকের আরেকটি গুরুত্বপূর্ণ প্রয়োগ হলো নক্ষত্রের আপাত মানকে B–V রঙের সূচকের বিপরীতে গ্রাফিকভাবে প্লট করা। এটি কালার–ম্যাগনিটিউড ডায়াগ্রাম-এ নক্ষত্রগুলোর সেটের মধ্যে গুরুত্বপূর্ণ সম্পর্ক তৈরি করে, যা নক্ষত্রের জন্য হার্টজস্প্রং–রাসেল ডায়াগ্রাম-এর পর্যবেক্ষণমূলক সংস্করণ। সাধারণত দুটি ফিল্টারের মাধ্যমে প্রাপ্ত একাধিক বস্তুর ফটোমেট্রিক পরিমাপ, উদাহরণস্বরূপ একটি ওপেন ক্লাস্টার-এ,[25] উপাদান নক্ষত্রগুলোর মধ্যে তুলনামূলক নাক্ষত্রিক বিবর্তন দেখাবে অথবা ক্লাস্টারের আপেক্ষিক বয়স নির্ধারণ করবে।[26]

জ্যোতির্বিজ্ঞানীদের দ্বারা গৃহীত বিভিন্ন ফটোমেট্রিক সিস্টেম-এর বিশাল সংখ্যার কারণে, মান এবং তাদের সূচকের অনেক প্রকাশ রয়েছে।[11] ইউবিভি, ইউবিভিআরআই বা জেএইচকে সিস্টেম বাদে এই নতুন ফটোমেট্রিক সিস্টেমগুলোর প্রতিটি ব্যবহৃত ফিল্টারের জন্য একটি বড় বা ছোট হাতের অক্ষর বরাদ্দ করে। উদাহরণস্বরূপ, গাইয়া দ্বারা ব্যবহৃত মানগুলো হলো 'G'[27] (নীল এবং লাল ফটোমেট্রিক ফিল্টার, GBP এবং GRP সহ[28]) অথবা স্ট্রোমগ্রেন ফটোমেট্রিক সিস্টেম-এ 'u', 'v', 'b', 'y' এবং দুটি সরু ও প্রশস্ত 'β' (হাইড্রোজেন-বিটা) ফিল্টারের ছোট হাতের অক্ষর রয়েছে।[11] কিছু ফটোমেট্রিক সিস্টেমের নির্দিষ্ট সুবিধাও রয়েছে। উদাহরণস্বরূপ, স্ট্রোমগ্রেন ফটোমেট্রি রেডেনিং এবং আন্তঃনাক্ষত্রিক এক্সটিংকশন-এর প্রভাব পরিমাপ করতে ব্যবহার করা যেতে পারে।[29] স্ট্রোমগ্রেন b এবং y ফিল্টার থেকে (b − y রঙের সূচক) রেডেনিং-এর প্রভাব ছাড়াই m1 এবং c1 সূচক হিসেবে প্যারামিটার গণনার সুযোগ দেয়।[29]

প্রয়োগসমূহ

AERONET ফটোমিটার

ফটোমেট্রিক সিস্টেমের সাথে অনেক জ্যোতির্বৈজ্ঞানিক প্রয়োগ ব্যবহৃত হয়। ফটোমেট্রিক পরিমাপগুলো বিপরীত-বর্গীয় সূত্র-এর সাথে একত্রিত করে একটি বস্তুর লুমিনোসিটি নির্ধারণ করা যায় যদি এর দূরত্ব নির্ণয় করা যায়, অথবা যদি লুমিনোসিটি জানা থাকে তবে এর দূরত্ব নির্ধারণ করা যায়। একটি বস্তুর অন্যান্য ভৌত বৈশিষ্ট্য, যেমন এর তাপমাত্রা বা রাসায়নিক গঠন, ব্রড বা ন্যারো-ব্যান্ড স্পেকট্রোফটোমেট্রির মাধ্যমেও নির্ধারণ করা যেতে পারে।

ফটোমেট্রি পরিবর্তনশীল নক্ষত্র, ক্ষুদ্র গ্রহ, সক্রিয় গ্যালাকটিক নিউক্লিয়াই এবং সুপারনোভা-এর মতো বস্তুর আলোর পরিবর্তন অধ্যয়ন করতে,[8] অথবা ট্রানজিটিং এক্সট্রাসোলার গ্রহ শনাক্ত করতেও ব্যবহৃত হয়। এই পরিবর্তনগুলোর পরিমাপ ব্যবহার করে, উদাহরণস্বরূপ, একটি গ্রহণকারী বাইনারি নক্ষত্র সিস্টেমের সদস্যদের কক্ষপথের পর্যায়কাল এবং ব্যাসার্ধ, একটি ক্ষুদ্র গ্রহ বা নক্ষত্রের আবর্তন পর্যায়কাল, অথবা সুপারনোভার মোট শক্তি আউটপুট নির্ধারণ করা যায়।[8]

সিসিডি ফটোমেট্রি

একটি সিসিডি (চার্জ-কাপলড ডিভাইস) ক্যামেরা মূলত ফটোমিটারের একটি গ্রিড, যা ফিল্ড অফ ভিউ-তে থাকা সমস্ত উৎস থেকে আসা ফোটনগুলো একই সাথে পরিমাপ ও রেকর্ড করে। যেহেতু প্রতিটি সিসিডি ছবি একসাথে একাধিক বস্তুর ফটোমেট্রি রেকর্ড করে, তাই রেকর্ড করা ডেটার উপর বিভিন্ন ধরনের ফটোমেট্রিক এক্সট্রাকশন করা যেতে পারে; সাধারণত রিলেটিভ, অ্যাবসোলিউট এবং ডিফারেনশিয়াল। তিনটির জন্যই লক্ষ্যবস্তুর কাঁচা ছবির মান এবং একটি পরিচিত তুলনা বস্তুর এক্সট্রাকশন প্রয়োজন। একটি বস্তু থেকে পর্যবেক্ষণ করা সংকেত সাধারণত সিস্টেমের পয়েন্ট স্প্রেড ফাংশন (PSF) অনুযায়ী অনেক পিক্সেল জুড়ে বিস্তৃত থাকে। এই প্রসারণটি টেলিস্কোপের অপটিক্স এবং জ্যোতির্বৈজ্ঞানিক সিয়িং উভয়ের কারণেই ঘটে। একটি পয়েন্ট সোর্স থেকে ফটোমেট্রি পাওয়ার সময়, বস্তুর থেকে রেকর্ড করা সমস্ত আলো যোগ করে এবং আকাশ থেকে আসা আলোর বিয়োগ করে ফ্লাক্স পরিমাপ করা হয়।[30] সবচেয়ে সহজ কৌশল, যা অ্যাপারচার ফটোমেট্রি নামে পরিচিত, তাতে বস্তুর চারপাশে একটি অ্যাপারচারের মধ্যে পিক্সেল গণনা যোগ করা এবং প্রতি পিক্সেল কাছাকাছি গড় আকাশ গণনা ও অ্যাপারচারের মধ্যে পিক্সেলের সংখ্যার গুণফল বিয়োগ করা হয়।[30][31] এটি লক্ষ্যবস্তুর কাঁচা ফ্লাক্স মান প্রদান করবে। খুব জনাকীর্ণ ক্ষেত্রে ফটোমেট্রি করার সময়, যেমন একটি গ্লোবুলার ক্লাস্টার, যেখানে নক্ষত্রের প্রোফাইলগুলো উল্লেখযোগ্যভাবে ওভারল্যাপ করে, সেখানে ওভারল্যাপিং উৎসগুলোর পৃথক ফ্লাক্স মান নির্ধারণের জন্য PSF ফিটিং-এর মতো ডি-ব্লেন্ডিং কৌশল ব্যবহার করতে হয়।[32]

ক্যালিব্রেশন

গণনায় একটি বস্তুর ফ্লাক্স নির্ধারণের পর, ফ্লাক্সটি সাধারণত ইনস্ট্রুমেন্টাল মান-এ রূপান্তরিত হয়। তারপর, পরিমাপটি কোনোভাবে ক্যালিব্রেট করা হয়। কোন ক্যালিব্রেশনগুলো ব্যবহার করা হবে তা আংশিকভাবে নির্ভর করে কী ধরনের ফটোমেট্রি করা হচ্ছে তার উপর। সাধারণত, রিলেটিভ বা ডিফারেনশিয়াল ফটোমেট্রির জন্য পর্যবেক্ষণগুলো প্রক্রিয়া করা হয়।[33] রিলেটিভ ফটোমেট্রি হলো একে অপরের সাপেক্ষে একাধিক বস্তুর আপাত উজ্জ্বলতার পরিমাপ। অ্যাবসোলিউট ফটোমেট্রি হলো একটি স্ট্যান্ডার্ড ফটোমেট্রিক সিস্টেমে একটি বস্তুর আপাত উজ্জ্বলতার পরিমাপ; এই পরিমাপগুলো বিভিন্ন টেলিস্কোপ বা যন্ত্রের সাহায্যে প্রাপ্ত অন্যান্য অ্যাবসোলিউট ফটোমেট্রিক পরিমাপের সাথে তুলনা করা যেতে পারে। ডিফারেনশিয়াল ফটোমেট্রি হলো দুটি বস্তুর উজ্জ্বলতার পার্থক্যের পরিমাপ। বেশিরভাগ ক্ষেত্রে, ডিফারেনশিয়াল ফটোমেট্রি সর্বোচ্চ নির্ভুলতার সাথে করা যেতে পারে, যখন অ্যাবসোলিউট ফটোমেট্রি উচ্চ নির্ভুলতার সাথে করা সবচেয়ে কঠিন। এছাড়াও, বস্তুর আপাত উজ্জ্বলতা ক্ষীণ হলে সঠিক ফটোমেট্রি সাধারণত আরও কঠিন হয়।

অ্যাবসোলিউট ফটোমেট্রি

অ্যাবসোলিউট ফটোমেট্রি করার জন্য একটি বস্তুকে যে কার্যকর পাসব্যান্ডের মাধ্যমে পর্যবেক্ষণ করা হয় এবং স্ট্যান্ডার্ড ফটোমেট্রিক সিস্টেম সংজ্ঞায়িত করতে ব্যবহৃত পাসব্যান্ডের মধ্যে পার্থক্যের জন্য সংশোধন করতে হয়। এটি প্রায়শই উপরে আলোচিত অন্যান্য সমস্ত সংশোধন ছাড়াও করা হয়। সাধারণত এই সংশোধনটি একাধিক ফিল্টারের মাধ্যমে আগ্রহের বস্তু(গুলো) পর্যবেক্ষণ করে এবং বেশ কয়েকটি ফটোমেট্রিক স্ট্যান্ডার্ড নক্ষত্র পর্যবেক্ষণ করে করা হয়।[34] যদি স্ট্যান্ডার্ড নক্ষত্রগুলো লক্ষ্যবস্তুর সাথে একই সাথে পর্যবেক্ষণ করা না যায়, তবে এই সংশোধনটি ফটোমেট্রিক অবস্থার অধীনে করতে হবে, যখন আকাশ মেঘমুক্ত থাকে এবং এক্সটিংকশন এয়ারমাস-এর একটি সাধারণ ফাংশন হয়।

রিলেটিভ ফটোমেট্রি

রিলেটিভ ফটোমেট্রি করার জন্য, বস্তুর ইনস্ট্রুমেন্ট মানকে একটি পরিচিত তুলনা বস্তুর সাথে তুলনা করা হয় এবং তারপর যন্ত্রের সংবেদনশীলতার স্থানিক পরিবর্তন এবং বায়ুমণ্ডলীয় এক্সটিংকশনের জন্য পরিমাপগুলো সংশোধন করা হয়। এটি প্রায়শই তাদের অস্থায়ী পরিবর্তনের জন্য সংশোধন করার পাশাপাশি করা হয়, বিশেষ করে যখন তুলনা করা বস্তুগুলো আকাশে একে অপরের থেকে অনেক দূরে থাকে এবং একই সাথে পর্যবেক্ষণ করা যায় না।[6] যখন এমন একটি ছবি থেকে ক্যালিব্রেশন করা হয় যাতে লক্ষ্যবস্তু এবং তুলনা বস্তু উভয়ই কাছাকাছি থাকে এবং তুলনা বস্তুর ক্যাটালগ মানের সাথে মেলে এমন একটি ফটোমেট্রিক ফিল্টার ব্যবহার করা হয়, তখন পরিমাপের বেশিরভাগ পরিবর্তন শূন্যে নেমে আসে।

ডিফারেনশিয়াল ফটোমেট্রি

ডিফারেনশিয়াল ফটোমেট্রি হলো ক্যালিব্রেশনগুলোর মধ্যে সবচেয়ে সহজ এবং টাইম সিরিজ পর্যবেক্ষণের জন্য সবচেয়ে দরকারী।[5] সিসিডি ফটোমেট্রি ব্যবহার করার সময়, লক্ষ্যবস্তু এবং তুলনা বস্তু উভয়ই একই সময়ে, একই ফিল্টার দিয়ে, একই যন্ত্র ব্যবহার করে এবং একই অপটিক্যাল পথের মাধ্যমে পর্যবেক্ষণ করা হয়। বেশিরভাগ পর্যবেক্ষণমূলক ভেরিয়েবল বাদ পড়ে যায় এবং ডিফারেনশিয়াল মান কেবল লক্ষ্যবস্তু এবং তুলনা বস্তুর ইনস্ট্রুমেন্ট মানের পার্থক্য (∆Mag = C Mag – T Mag)। এটি সময়ের সাথে লক্ষ্যবস্তুর মানের পরিবর্তন প্লট করার সময় খুব দরকারী এবং সাধারণত একটি লাইট কার্ভ-এ সংকলিত হয়।[5]

সারফেস ফটোমেট্রি

গ্যালাক্সির মতো স্থানিকভাবে বিস্তৃত বস্তুর জন্য, গ্যালাক্সির মোট উজ্জ্বলতা পরিমাপের পরিবর্তে গ্যালাক্সির মধ্যে উজ্জ্বলতার স্থানিক বিন্যাস পরিমাপ করা প্রায়শই আগ্রহের বিষয়। একটি বস্তুর সারফেস ব্রাইটনেস বা পৃষ্ঠের উজ্জ্বলতা হলো আকাশে অভিক্ষেপে দেখা প্রতি সলিড অ্যাঙ্গেল-এ এর উজ্জ্বলতা এবং পৃষ্ঠের উজ্জ্বলতার পরিমাপকে সারফেস ফটোমেট্রি বলা হয়।[10] একটি সাধারণ প্রয়োগ হবে গ্যালাক্সির পৃষ্ঠের উজ্জ্বলতা প্রোফাইল পরিমাপ করা, যার অর্থ গ্যালাক্সির কেন্দ্র থেকে দূরত্বের ফাংশন হিসেবে এর পৃষ্ঠের উজ্জ্বলতা। ছোট সলিড অ্যাঙ্গেলের জন্য, সলিড অ্যাঙ্গেলের একটি দরকারী একক হলো বর্গ আর্কসেকেন্ড, এবং পৃষ্ঠের উজ্জ্বলতা প্রায়শই প্রতি বর্গ আর্কসেকেন্ডে মান হিসেবে প্রকাশ করা হয়। গ্যালাক্সির ব্যাস প্রায়শই নীল B-ব্যান্ডে ২৫তম মানের আইসোফোট-এর আকার দ্বারা সংজ্ঞায়িত হয়।[35]

ফোর্সড ফটোমেট্রি

ফোর্সড ফটোমেট্রি-তে, পরিমাপগুলো একটি নির্দিষ্ট 'বস্তু'-এর পরিবর্তে একটি নির্দিষ্ট 'অবস্থান'-এ পরিচালিত হয়। এটি এই অর্থে "ফোর্সড" যে, পর্যবেক্ষণ করা অবস্থানে (আগ্রহের বর্ণালী ব্যান্ড-এ) কোনো বস্তু দৃশ্যমান না থাকলেও পরিমাপ নেওয়া যেতে পারে। ফোর্সড ফটোমেট্রি একটি নির্বাচিত আকাশের অবস্থানে একটি মান, বা মানের জন্য একটি ঊর্ধ্বসীমা বের করার সুযোগ দেয়।[36][37][38]

সফটওয়্যার

সিন্থেটিক অ্যাপারচার ফটোমেট্রি এবং PSF-ফিটিং ফটোমেট্রির জন্য বেশ কয়েকটি বিনামূল্যে কম্পিউটার প্রোগ্রাম উপলব্ধ।

SExtractor[39] এবং অ্যাপারচার ফটোমেট্রি টুল[40] অ্যাপারচার ফটোমেট্রির জনপ্রিয় উদাহরণ। প্রথমটি বড় আকারের গ্যালাক্সি-জরিপ ডেটা হ্রাসের দিকে পরিচালিত, এবং দ্বিতীয়টিতে পৃথক ছবি অধ্যয়নের জন্য উপযুক্ত একটি গ্রাফিকাল ইউজার ইন্টারফেস (GUI) রয়েছে। DAOPHOT-কে PSF-ফিটিং ফটোমেট্রির জন্য সেরা সফটওয়্যার হিসেবে স্বীকৃত।[32]

এছাড়াও, Photutils,[41] অ্যাস্ট্রোপাই প্রজেক্ট-এর একটি প্যাকেজ, অ্যাপারচার এবং PSF-ফিটিং ফটোমেট্রি উভয়ের জন্যই টুল সরবরাহ করে।

সংস্থা

পেশাদার থেকে অপেশাদার পর্যন্ত বেশ কয়েকটি সংস্থা রয়েছে, যারা ফটোমেট্রিক ডেটা সংগ্রহ ও শেয়ার করে এবং তা অনলাইনে উপলব্ধ করে। কিছু সাইট মূলত অন্যান্য গবেষকদের জন্য একটি সম্পদ হিসেবে ডেটা সংগ্রহ করে (যেমন AAVSO) এবং কিছু তাদের নিজস্ব গবেষণার জন্য ডেটার অবদান আহ্বান করে (যেমন CBA):

  • আমেরিকান অ্যাসোসিয়েশন অফ ভেরিয়েবল স্টার অবজার্ভারস (AAVSO)।[42]
  • Astronomyonline.org[43]
  • সেন্টার ফর ব্যাকইয়ার্ড অ্যাস্ট্রোফিজিক্স (CBA)।[44]

আরও দেখুন

তথ্যসূত্র

  1. ↑ (2014). "Synthetic stellar photometry - General considerations and new transformations for broad-band systems". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 444 (1) 392–419. doi:10.1093/mnras/stu1476.
  2. ↑ Brian D. Warner. (20 June 2016). A Practical Guide to Lightcurve Photometry and Analysis. Springer. ISBN 978-3-319-32750-1.
  3. ↑ C.R. Kitchin. (1 January 1995). Optical Astronomical Spectroscopy. 212–. CRC Press. ISBN 978-1-4200-5069-1.
  4. ↑ 4.0 4.1 4.2 4.3 4.4 Miles, R.. (2007). "A light history of photometry: from Hipparchus to the Hubble Space Telescope". Journal of the British Astronomical Association. 117 178–186.
  5. ↑ 5.0 5.1 5.2 (1986). "Differential photometry of HDE 310376, a rapid variable star". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 98 1336–1341. doi:10.1086/131940.
  6. ↑ 6.0 6.1 Husárik, M.. (2012). "Relative photometry of the possible main-belt comet (596) Scheila after an outburst". Contributions of the Astronomical Observatory Skalnaté Pleso. 42 (1) 15–21.
  7. ↑ Laureijs, R.J.; Klaas, U.; Richards, P.J.; Schulz, Bernard; Abraham, Peter. "PHT - The Imaging Photo-Polarimeter". IV 23. European Space Agency.
  8. ↑ 8.0 8.1 8.2 8.3 (21 August 2014). Observing Variable Stars, Novae and Supernovae. Cambridge University Press. ISBN 978-1-107-63612-5.
  9. ↑ Overview: Photoelectric photometer. Oxford University Press.
  10. ↑ 10.0 10.1 Palei, A.B.. (August 1968). "Integrating Photometers". Soviet Astronomy. 12 164.
  11. ↑ 11.0 11.1 11.2 11.3 (September 2005). Standard Photometric Systems. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 43 (1) 293–336. doi:10.1146/annurev.astro.41.082801.100251.
  12. ↑ (1953). "Fundamental stellar photometry for standards of spectral type on the revised system of the Yerkes spectral atlas". The Astrophysical Journal. 117 (3) 313–352. doi:10.1086/145697.
  13. ↑ (1 July 1992). "UBVRI photometric standard stars in the magnitude range 11.5-16.0 around the celestial equator". The Astronomical Journal. 104 340–371. doi:10.1086/116242.
  14. ↑ (2006). "The UKIRT Infrared Deep Sky Survey ZY JHK photometric system: passbands and synthetic colours". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 367 (2) 454–468. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09969.x.
  15. ↑ CSIRO Astronomy and Space Science. (2015). Photoelectric Astronomy. CSIRO : Australian Telescope National Facility.
  16. ↑ Walker, E.W.. CCD Photometry. British Astronomical Association.
  17. ↑ 17.0 17.1 MacRobert, A.. (1 August 2006). The Stellar Magnitude System. Sky and Telescope.
  18. ↑ 18.0 18.1 Norton, A.P.. (1989). Norton's 2000.0 : Star Atlas and Reference Handbook. 133. Longmore Scientific. ISBN 0-582-03163-X.
  19. ↑ Cayrel de Strobel, G.. (1996). "Stars resembling the Sun". Astronomy and Astrophysics Review. 7 (3) 243–288. doi:10.1007/s001590050006.
  20. ↑ 20.0 20.1 51 Peg. SIMBAD.
  21. ↑ 21.0 21.1 CSIRO Astronomy and Space Science. (2002). The Colour of Stars. CSIRO : Australian Telescope National Facility.
  22. ↑ (1989). "The Perkins Catalog of Revised MK Types for the Cooler Stars". The Astrophysical Journal Supplement Series. 71 245–266. doi:10.1086/191373.
  23. ↑ Luciuk, M.. Astronomical Magnitudes. 2.
  24. ↑ (2016). "Chromospheric activity and evolutionary age of the Sun and four solar twins". Astronomy & Astrophysics. 591 A89. doi:10.1051/0004-6361/201527542.
  25. ↑ Littlefair, S.. (2015). PHY217 Observational Techniques for Astronomers : P05: Absolute Photometry. University of Sheffield : Department of Physics and Astronomy.
  26. ↑ James, A.. (19 April 2017). Open Star Clusters : 8 of 10 : Evolution of Open Star Clusters. Southern Astronomical Delights.
  27. ↑ (2010). "Gaia broad band photometry". Astronomy and Astrophysics. 523 A48. doi:10.1051/0004-6361/201015441.
  28. ↑ (16 March 2019). Expected Nominal Mission Science Performance. GAIA :European Space Agency.
  29. ↑ 29.0 29.1 Paunzen, E.. (2015). "A new catalogue of Strömgren-Crawford uvbyβ photometry". Astronomy and Astrophysics. 580 A23. doi:10.1051/0004-6361/201526413.
  30. ↑ 30.0 30.1 Mighell, K.J.. (1999). "Algorithms for CCD Stellar Photometry". এএসপি কনফারেন্স সিরিজ. 172 317–328.
  31. ↑ (2012). Aperture Photometry Tool. পাবলিকেশনস অফ দ্য অ্যাস্ট্রোনমিক্যাল সোসাইটি অফ দ্য প্যাসিফিক. 124 (917) 737–763. doi:10.1086/666883.
  32. ↑ 32.0 32.1 Stetson, P.B.. (1987). "DAOPHOT: A Computer Program for Crowded-Field Stellar Photometry". পাবলিকেশনস অফ দ্য অ্যাস্ট্রোনমিক্যাল সোসাইটি অফ দ্য প্যাসিফিক. 99 191–222. doi:10.1086/131977.
  33. ↑ Gerald R. Hubbell. (9 November 2012). Scientific Astrophotography: How Amateurs Can Generate and Use Professional Imaging Data. Springer Science & Business Media. ISBN 978-1-4614-5173-0.
  34. ↑ Heddle, W. O.. (February 1964). The importance of absolute photometry. Annales d'Astrophysique. 27 800.
  35. ↑ (2000). Galaxies in the Universe: An Introduction. কেমব্রিজ ইউনিভার্সিটি প্রেস. ISBN 978-0-521-59740-1.
  36. ↑ PS1 Forced photometry of sources - PS1 Public Archive - STScI Outerspace.
  37. ↑ (2021). "Processing GOTO survey data with the Rubin Observatory LSST Science Pipelines II: Forced Photometry and lightcurves". Publications of the Astronomical Society of Australia. 38. doi:10.1017/pasa.2021.19.
  38. ↑ (2022). Forced Photometry for Pan-STARRS1 Objects Based on WISE Data. Astronomy Letters. 48 (3) 153–162. doi:10.1134/S1063773722030021.
  39. ↑ SExtractor – Astromatic.net. www.astromatic.net.
  40. ↑ Aperture Photometry Tool: Home. www.aperturephotometry.org.
  41. ↑ Photutils — photutils 2.3.0. photutils.readthedocs.io.
  42. ↑ aavso.org. www.aavso.org.
  43. ↑ Exoplanet - Amateur Detection. astronomyonline.org.
  44. ↑ CBA @ cbastro.org - Center for Backyard Astrophysics. www.cbastro.org.

বহিঃসংযোগ

উৎস: ইংরেজি উইকিপিডিয়ার “Photometry (astronomy)” নিবন্ধের অনুবাদ। মূল নিবন্ধ: https://en.wikipedia.org/wiki/Photometry_(astronomy) এই অনুবাদটি স্বয়ংক্রিয়ভাবে প্রস্তুত করা হয়েছে।

Retrieved from "https://ltrc.sciwiki.in/index.php?title=ফটোমেট্রি_(জ্যোতির্বিজ্ঞান)&oldid=8137"