光電測光器

光電測光器とは

光電測光器は、天体の明るさを正確に測定するために、望遠鏡に取り付けて使用される観測装置です。光電効果を利用して、天体からの微弱な光を電気信号に変換し、その強度を精密に測定します。これにより、天体の明るさの変化や、色、表面温度などの情報を得ることができます。

光学系の構成

光電測光器の光学系は、複数の要素が組み合わさって構成されています。

1. 視野確認光学系: 観測対象の天体を導入するための光学系です。跳ね上げ鏡と広視野接眼鏡を用いて、視野を確認します。
2. ダイアフラム: 目的の天体以外の光を遮断する絞りです。穴の大きさを調整することで、観測対象を絞り込みます。
3. ファブリーレンズ: 望遠鏡の主鏡の実像を検出器の光電面に結像させるレンズです。これにより、天体の位置ずれによる測定誤差を低減できます。
4. フィルター: 特定の波長帯の光のみを透過させるフィルターです。これにより、天体の色を測定できます。
5. 検出器: 光を電気信号に変換する検出器です。光電子増倍管やフォトダイオードなどが用いられます。

これらの要素が組み合わさることで、高精度な測光観測が可能になります。

電子回路の方式

光の強さを測定する電子回路には、主に以下の2つの方式があります。

1. 直流増幅法: 光電効果で生成された電子を直流増幅器で増幅し、信号として記録します。かつては主流でしたが、微弱な光の測定には不向きです。
2. 光子計数法: 個々の光子を検出する方式です。光電子増倍管やアバランシェ[[フォトダイオード]]を用いて、光電変換された電子を増幅し、その数を数えます。微弱な光の測定に優れています。

測光システム

天体の光を測定する際には、特定の波長帯の光を測定することが重要です。天体の光は黒体放射と見なせるため、その波長ごとの強度を測定することで、天体の表面温度を推定できます。

UBVシステム: ジョンソンとモーガンによって確立された標準的な測光システムです。紫外線(U)、青色(B)、可視光(V)の3つのフィルターを用います。
uvbyβシステム: ストレームグレンによって開発された測光システムです。より多くのフィルターを用い、恒星の分類に役立ちます。
* 赤外線測光: R, I, J, H, K, L, M, Nなどのフィルターを用いることで、赤外線領域の光を測定します。

測光観測の方法

地上からの測光観測には、主に以下の3つの方法があります。

1. 絶対測光: 天体の光度を、地上で較正された標準光源と比較して絶対値を測定します。大気の影響を考慮する必要があり、困難な測定です。
2. 全天測光: 目的の天体と、さまざまな天頂距離にある標準星を測定し、大気減光などを補正して天体の等級と色指数を求めます。精度は0.01等級程度です。
3. 相対測光: 目的の天体と近くにある比較星の等級差を測定します。ミリ等級の精度で、天体の微小な明るさの変化を観測できます。

光電測光の歴史

光電測光は、ジョエル・ステビンスがセレン光電池を望遠鏡に取り付けた実験から始まりました。その高精度な測定は、アルゴルの副極小の発見に繋がりました。その後、光電子増倍管が開発され、さらに高精度な測定が可能になりました。近年では、CCDカメラが普及しましたが、高速測光では光電子増倍管も依然として活躍しています。

光電測光器は、天文学において重要な観測装置であり、天体の性質を調べる上で欠かせないツールです。様々な測光システムや観測方法を駆使することで、天文学の発展に大きく貢献してきました。

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