測光 (天文)

測光（Photometry）

測光は、天体の明るさを計測するための観測手法であり、通常は特定の波長の電磁波を透過するフィルターを使用して行われます。この手法を用いることで、明るさの情報だけでなく、天体の色に関する情報も得ることができ、その結果、天体の特性を理解するための手掛かりを得ることが可能です。観測を行う際には、多くの場合、複数のフィルターを用います。また、様々な波長で観測をおこなうことで、スペクトルエネルギー分布（SED）を推定することができ、これを分光測光と呼びます。

測光の語源

「測光」という言葉の由来は、ギリシャ語の「photos」（光）と「metron」（測定）から来ています。このことからもわかるように、測光は光の性質を測定することに特化した分野であると言えます。

歴史的背景

天体の明るさの測定は非常に古く、古代ギリシャの天文学者ヒッパルコスにまで遡ることができます。彼は恒星の明るさを6つの階級に分類し、最も明るい恒星を1等星、最も暗い恒星を6等星としました。この方法は、著作『アルマゲスト』においても採用されています。17世紀に入ると、望遠鏡の発明により、より暗い恒星も観測可能となり、7等星や8等星といった新たな明るさの階級も確立されていきます。

現代の測光は1856年にポグソンによって等級が定義され、等級の差が1のとき常に明るさの比は一定であり、5等級の差がある場合は明るさが100倍異なることが確認されました。

測光の方法

測光観測の基本的な構成は、望遠鏡を用いて光を集め、特定の波長の電磁波を選別するフィルターを通過させ、感光性の detectors で光強度を記録することです。この観測を行うためには、標準的な波長域の組み合わせ、いわゆる測光システムが重要です。

古くは眼視や写真乾板による方法が使われていましたが、1940年代に光電測光装置が登場して以降は、光電測光装置による測光が主流となりました。最近では、CCDカメラの技術が進歩し、これを用いた観測が一般的になっています。CCDカメラの特長として、同時に複数の天体を高精度で観測できる点が挙げられます。

測光手法の種類

測光観測にはいくつかの手法があり、ここでは主なものを紹介します。

1. 開口測光（aperture photometry）
- 天体の明るさを、観測点からの光の合計から背景の空の光を引いて測定します。これは比較的簡単に実施できます。

2. PSF測光
- 球状星団などのように、天体の光が重なり合う場合は、PSF（点像分布関数）を用いて個々の恒星の明るさを推定します。

3. 表面測光
- 広範囲に広がる天体の場合、銀河内の明るさの分布が重要です。表面輝度を測定することで、空間的な明るさを分析します。

較正

測光のデータを使用する際には、得られたデータを真の等級に較正する必要があります。相対測光、絶対測光、差測光などの異なる測光技術があり、目的に応じて適切な手法を選ぶことが重要です。

測光の応用

測光観測により得られたデータは、逆二乗則を用いることで天体までの距離を推定したり、光度を計算したりできます。この測光データは、温度や化学組成を調べるための基礎データとなることがあり、変光星や小惑星、超新星の研究にも欠かせない手法です。

ソフトウェア

測光データを解析するためのソフトウェアも多く開発されています。中でも「APPHOT」「DAOPHOT」は有名で、前者は開口測光、後者はPSF測光専用のパッケージとして広く利用されています。また、最近ではGUIを備えたユーザーフレンドリーなツールも増えてきています。

組織

測光データを収集・共有するための組織も存在し、プロやアマチュアの研究者たちによる情報共有が行われています。これらの組織は観測データを提供し、研究成果を広めるための重要な役割を果たしています。したがって、測光は古代から続く伝統を持ちながらも、現代の天文学においても重要な役割を担う技術の一つであることがわかります。

もう一度検索