القياس الضوئي (علم الفلك)

📅 آخر تحديث: ٢ أغسطس ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ٢ أغسطس ٢٠٢٦
📷 يحتوي على 3 صور
الموسوعة الحرة
مقياس الضوء الفضائي لمهمة كيبلر

في علم الفلك ، يُعدّ قياس الضوء ، المشتق من الكلمتين اليونانيتين photo- (ضوء) و- metry (قياس)، تقنيةً تُستخدم في علم الفلك لقياس تدفق أو شدة الضوء المنبعث من الأجرام السماوية . [ 1 ] يُقاس هذا الضوء من خلال تلسكوب باستخدام مقياس ضوئي ، يُصنع غالبًا باستخدام أجهزة إلكترونية مثل مقياس الضوء CCD أو مقياس الضوء الكهروضوئي الذي يحوّل الضوء إلى تيار كهربائي بفعل التأثير الكهروضوئي . عند معايرته باستخدام نجوم قياسية (أو مصادر ضوئية أخرى) ذات شدة ولون معروفين، يمكن لمقاييس الضوء قياس سطوع أو قدر الأجرام السماوية الظاهري.

تعتمد طرق قياس الضوء على نطاق الطول الموجي قيد الدراسة. في أبسط صورها، تُجرى عملية قياس الضوء بتجميع الضوء وتمريره عبر مرشحات نطاق ضوئية متخصصة ، ثم التقاط طاقة الضوء وتسجيلها باستخدام جهاز حساس للضوء. تُحدد مجموعات قياسية من نطاقات التمرير (تُسمى النظام الضوئي ) لتمكين المقارنة الدقيقة للملاحظات. [ 2 ] أما التقنية الأكثر تطورًا فهي قياس الطيف الضوئي، الذي يُجرى باستخدام مطياف ضوئي، ويُرصد فيه كل من كمية الإشعاع وتوزيعه الطيفي المفصل . [ 3 ]

تُستخدم القياسات الضوئية أيضًا في رصد النجوم المتغيرة ، [ 4 ] وذلك بتقنيات متنوعة، مثل القياس الضوئي التفاضلي الذي يقيس سطوع الجسم المستهدف والنجوم المجاورة له في حقل النجوم في آنٍ واحد، [ 5 ] أو القياس الضوئي النسبي الذي يقارن سطوع الجسم المستهدف بسطوع نجوم ذات قدر ظاهري ثابت ومعروف. [ 6 ] ويُطلق على استخدام مرشحات تمرير نطاق متعددة مع القياس الضوئي النسبي اسم القياس الضوئي المطلق . [ 7 ] ويرسم منحنى ضوئيًا يوضح العلاقة بين القدر الظاهري والزمن ، مما يوفر معلومات قيّمة حول العملية الفيزيائية المسببة لتغيرات السطوع. [ 8 ] ويمكن لأجهزة قياس الضوء الكهروضوئية الدقيقة قياس ضوء النجوم بدقة تصل إلى 0.001 قدر ظاهري. [ 9 ]

يمكن استخدام تقنية قياس الضوء السطحي مع الأجرام السماوية الممتدة كالكواكب والمذنبات والسدم والمجرات ، حيث تقيس القدر الظاهري بوحدات القدر لكل ثانية قوسية مربعة. [ 10 ] معرفة مساحة الجرم ومتوسط ​​شدة الضوء عبره يحدد سطوعه السطحي بوحدات القدر لكل ثانية قوسية مربعة، بينما يمكن حساب السطوع بتكامل الضوء الكلي للجرم الممتد ، وذلك بحساب قدره الكلي أو الطاقة المنبعثة أو اللمعان لكل وحدة مساحة سطحية.

طُرق

منحنى الضوء لإيتا كارينا في نطاقات تمرير مختلفة

كان علم الفلك من أوائل تطبيقات القياس الضوئي. تستخدم أجهزة القياس الضوئي الحديثة مرشحات نطاق تمرير قياسية متخصصة عبر أطوال موجات الأشعة فوق البنفسجية والمرئية والأشعة تحت الحمراء من الطيف الكهرومغناطيسي . [ 4 ] تُسمى أي مجموعة مُعتمدة من المرشحات ذات خصائص نقل الضوء المعروفة بنظام قياس ضوئي ، وتسمح بتحديد خصائص معينة للنجوم وأنواع أخرى من الأجرام السماوية. [ 11 ] تُستخدم عدة أنظمة مهمة بانتظام، مثل نظام UBV [ 12 ] (أو نظام UBVRI الموسع [ 13 ] )، ونظام JHK للأشعة تحت الحمراء القريبة [ 14 ] ، أو نظام سترومغرين uvbyβ . [ 11 ]

تاريخيًا، كانت قياسات الضوء في نطاق الأشعة تحت الحمراء القريبة إلى الأشعة فوق البنفسجية ذات الطول الموجي القصير تُجرى باستخدام مقياس ضوئي كهروضوئي، وهو جهاز يقيس شدة الضوء المنبعث من جسم واحد بتوجيه ضوئه إلى خلية حساسة للضوء، مثل أنبوب مضاعف ضوئي . [ 4 ] وقد استُبدلت هذه الأجهزة إلى حد كبير بكاميرات CCD التي يمكنها تصوير عدة أجسام في وقت واحد، على الرغم من أن المقاييس الضوئية الكهروضوئية لا تزال تُستخدم في حالات خاصة، [ 15 ] مثل الحالات التي تتطلب دقة زمنية عالية. [ 16 ]

المقادير ومؤشرات الألوان

تُحدد الطرق الضوئية الحديثة سطوع وألوان الأجرام السماوية باستخدام مقاييس ضوئية إلكترونية تُرى من خلال مرشحات تمرير نطاق ملونة قياسية. ويختلف هذا عن التعبيرات الأخرى للسطوع الظاهري المرئي [ 8 ] الذي تُلاحظه العين البشرية أو يُحصل عليه بالتصوير الفوتوغرافي: [ 4 ] والذي يظهر عادةً في النصوص والفهارس الفلكية القديمة.

تُعبّر المقادير المقاسة بواسطة أجهزة قياس الضوء في بعض أنظمة القياس الضوئي الشائعة (UBV، UBVRI، أو JHK) بحرف كبير، مثل "V" (m<sub> V</sub> ) أو "B" (m<sub> B</sub> ). أما المقادير الأخرى التي تُقدّرها العين البشرية فتُعبّر عنها بأحرف صغيرة، مثل "v" أو "b" أو "p"، إلخ. [ 17 ] على سبيل المثال، المقادير المرئية هي m <sub>v</sub> ، [ 18 ] بينما المقادير الفوتوغرافية هي m <sub>ph</sub> /m <sub>p</sub> أو المقادير الضوئية المرئية هي m <sub>p</sub> أو m <sub>pv</sub> . [ 18 ] [ 4 ] لذا، قد يُشار إلى نجم من القدر السادس بـ 6.0V أو 6.0B أو 6.0v أو 6.0p. ولأن ضوء النجوم يُقاس على نطاقات مختلفة من الأطوال الموجية عبر الطيف الكهرومغناطيسي، ويتأثر باختلاف حساسية أجهزة القياس الضوئي للضوء، فإن قيمها العددية ليست بالضرورة متكافئة. [ 17 ] على سبيل المثال، القدر الظاهري في نظام UBV للنجم الشبيه بالشمس 51 Pegasi [ 19 ] هو 5.46V أو 6.16B أو 6.39U، [ 20 ] بما يتوافق مع المقادير التي تمت ملاحظتها من خلال كل من المرشحات المرئية 'V' أو الزرقاء 'B' أو فوق البنفسجية 'U'.

تشير اختلافات السطوع بين المرشحات إلى اختلافات في اللون وترتبط بدرجة الحرارة. [ 21 ] باستخدام مرشحي B وV في نظام UBV، نحصل على مؤشر اللون B–V. [ 21 ] بالنسبة لنجم 51 Pegasi ، فإن B–V =  6.16  –  5.46  =  +0.70، مما يشير إلى نجم أصفر اللون يتوافق مع نوعه الطيفي G2IV. [ 22 ] [ 20 ] معرفة نتائج B–V تحدد درجة حرارة سطح النجم، [ 23 ] حيث تم إيجاد درجة حرارة سطح فعالة تبلغ 5768±8 كلفن. [ 24 ]

من التطبيقات المهمة الأخرى لمؤشرات الألوان تمثيل القدر الظاهري للنجوم بيانيًا مقابل مؤشر اللون B-V. يُشكل هذا التمثيل العلاقات المهمة بين مجموعات النجوم في مخططات اللون-القدر ، والتي تُمثل النسخة المرصودة لمخطط هرتزبرونغ-راسل . عادةً ما تُظهر القياسات الضوئية لعدة أجسام، التي يتم الحصول عليها من خلال مرشحين، على سبيل المثال في عنقود مفتوح ، [ 25 ] التطور النجمي المقارن بين النجوم المكونة له، أو لتحديد العمر النسبي للعنقود. [ 26 ]

نظراً لتعدد أنظمة القياس الضوئي المعتمدة من قبل علماء الفلك، توجد العديد من تعابير المقادير ومؤشراتها. [ 11 ] كل نظام من هذه الأنظمة الحديثة، باستثناء أنظمة UBV وUBVRI وJHK، يُخصص حرفاً كبيراً أو صغيراً للمرشح المستخدم. على سبيل المثال، المقادير المستخدمة في مرصد غايا هي 'G' [ 27 ] (مع مرشحي القياس الضوئي الأزرق والأحمر، G BP وG RP [ 28 ] )، أو نظام سترومغرين الذي يستخدم الأحرف الصغيرة 'u' و'v' و'b' و'y'، ومرشحين ضيقين وعريضين 'β' ( بيتا الهيدروجين ). [ 11 ] تتميز بعض أنظمة القياس الضوئي بمزايا معينة. على سبيل المثال، يمكن استخدام قياس سترومغرين الضوئي لقياس تأثيرات الاحمرار والامتصاص بين النجوم . [ 29 ] يسمح سترومغرين بحساب المعلمات من مرشحي b و y (مؤشر اللون b  − y ) دون تأثيرات الاحمرار، مثل المؤشرين m 1 و c 1. [ 29 ]   

التطبيقات

مقياس ضوئي من شركة أيرونت

تُستخدم أنظمة القياس الضوئي في العديد من التطبيقات الفلكية. ويمكن دمج القياسات الضوئية مع قانون التربيع العكسي لتحديد لمعان جسم ما إذا أمكن تحديد بُعده ، أو تحديد بُعده إذا كان لمعانه معروفًا. كما يمكن تحديد خصائص فيزيائية أخرى للجسم، مثل درجة حرارته أو تركيبه الكيميائي، باستخدام قياس الطيف الضوئي واسع النطاق أو ضيق النطاق.

تُستخدم القياسات الضوئية أيضًا لدراسة تغيرات الضوء لأجرام سماوية مثل النجوم المتغيرة ، والكواكب الصغيرة ، والنوى المجرية النشطة، والمستعرات العظمى ، [ 8 ] أو للكشف عن الكواكب الخارجية العابرة . ويمكن استخدام قياسات هذه التغيرات، على سبيل المثال، لتحديد الفترة المدارية ونصف قطر أعضاء نظام نجمي ثنائي كسوفي ، أو فترة دوران كوكب صغير أو نجم، أو إجمالي الطاقة المنبعثة من المستعرات العظمى. [ 8 ]

قياس الضوء باستخدام CCD

كاميرا CCD ( جهاز اقتران الشحنات ) هي في الأساس شبكة من أجهزة قياس الضوء، تقيس وتسجل في آنٍ واحد الفوتونات القادمة من جميع المصادر في مجال الرؤية. ولأن كل صورة CCD تسجل قياسات ضوئية لأجسام متعددة في وقت واحد، يمكن إجراء أشكال مختلفة من استخلاص القياسات الضوئية على البيانات المسجلة؛ عادةً ما تكون نسبية ومطلقة وتفاضلية. تتطلب جميع هذه الطرق الثلاث استخلاص قيمة سطوع الصورة الخام للجسم المستهدف، وجسم مقارنة معروف. تغطي الإشارة المرصودة من الجسم عادةً العديد من البكسلات وفقًا لدالة انتشار النقطة (PSF) للنظام. ويعود هذا التوسع إلى كلٍ من البصريات في التلسكوب والرؤية الفلكية . عند الحصول على قياسات ضوئية من مصدر نقطي ، يُقاس التدفق بجمع كل الضوء المسجل من الجسم وطرح الضوء الناتج عن السماء. [ 30 ] أبسط التقنيات، والمعروفة باسم قياس الضوء بالفتحة، تعتمد على جمع عدد البكسلات داخل فتحة مركزها الجسم، ثم طرح حاصل ضرب متوسط ​​عدد البكسلات في السماء المجاورة لكل بكسل في عدد البكسلات داخل الفتحة. [ 30 ] [ 31 ] ينتج عن ذلك قيمة التدفق الضوئي الخام للجسم المستهدف. عند إجراء قياس الضوء في حقل مزدحم للغاية، مثل عنقود كروي ، حيث تتداخل ملامح النجوم بشكل كبير، يجب استخدام تقنيات فصل التداخل، مثل مطابقة دالة انتشار النقطة (PSF)، لتحديد قيم التدفق الضوئي الفردية للمصادر المتداخلة. [ 32 ]

المعايرة

بعد تحديد تدفق الضوء لجسم ما بوحدة العد، يُحوّل التدفق عادةً إلى القدر الظاهري للأجهزة . ثم تُعاير القياسات بطريقة ما. وتعتمد المعايرات المستخدمة جزئيًا على نوع القياس الضوئي المُجرى. عادةً، تُعالج الملاحظات للقياس الضوئي النسبي أو التفاضلي. [ 33 ] القياس الضوئي النسبي هو قياس السطوع الظاهري لعدة أجسام بالنسبة لبعضها البعض. أما القياس الضوئي المطلق فهو قياس السطوع الظاهري لجسم ما على نظام قياس ضوئي معياري ؛ ويمكن مقارنة هذه القياسات بقياسات ضوئية مطلقة أخرى تم الحصول عليها باستخدام تلسكوبات أو أجهزة مختلفة. بينما القياس الضوئي التفاضلي هو قياس الفرق في سطوع جسمين. في معظم الحالات، يمكن إجراء القياس الضوئي التفاضلي بأعلى دقة ، في حين أن القياس الضوئي المطلق هو الأصعب من حيث الدقة العالية. كما أن القياس الضوئي الدقيق عادةً ما يكون أكثر صعوبة عندما يكون السطوع الظاهري للجسم خافتًا.

القياس الضوئي المطلق

لإجراء قياس ضوئي مطلق، يجب تصحيح الفروقات بين نطاق التردد الفعال الذي يُرصد من خلاله الجسم ونطاق التردد المستخدم لتحديد النظام الضوئي القياسي. غالبًا ما يُضاف هذا التصحيح إلى جميع التصحيحات الأخرى المذكورة أعلاه. عادةً ما يتم هذا التصحيح برصد الجسم (أو الأجسام) المراد رصدها من خلال مرشحات متعددة، بالإضافة إلى رصد عدد من النجوم الضوئية القياسية . [ 34 ] إذا تعذر رصد النجوم القياسية بالتزامن مع الهدف (أو الأهداف)، فيجب إجراء هذا التصحيح في ظل ظروف ضوئية مناسبة، عندما تكون السماء صافية ويكون الانطفاء دالة بسيطة لكتلة الهواء .

القياس الضوئي النسبي

لإجراء القياس الضوئي النسبي، تتم مقارنة سطوع الجسم المُقاس بواسطة الجهاز بسطوع جسم مرجعي معروف، ثم تُصحح القياسات لمراعاة التغيرات المكانية في حساسية الجهاز والامتصاص الجوي. غالبًا ما يُضاف إلى ذلك تصحيح التغيرات الزمنية، خاصةً عندما تكون الأجسام المُقارنة متباعدة جدًا في السماء بحيث يتعذر رصدها في وقت واحد. [ 6 ] عند إجراء المعايرة من صورة تحتوي على كل من الجسم المستهدف والجسم المرجعي متقاربين، وباستخدام مرشح ضوئي يُطابق سطوع الجسم المرجعي في الكتالوج، فإن معظم اختلافات القياس تتلاشى.

القياس الضوئي التفاضلي

يُعدّ قياس الضوء التفاضلي أبسط أنواع المعايرة وأكثرها فائدةً لرصد السلاسل الزمنية. [ 5 ] عند استخدام قياس الضوء باستخدام كاميرا CCD، يُرصد كلٌّ من الجسم المستهدف والجسم المقارن في الوقت نفسه، باستخدام المرشحات نفسها، والجهاز نفسه، ومن خلال المسار البصري نفسه. تتلاشى معظم متغيرات الرصد، ويكون القدر التفاضلي ببساطة هو الفرق بين قدر الجهاز للجسم المستهدف والجسم المقارن (∆Mag = C Mag – T Mag). يُعدّ هذا مفيدًا جدًا عند رسم تغير القدر بمرور الوقت للجسم المستهدف، وعادةً ما يُجمَع في منحنى ضوئي . [ 5 ]

قياس الضوء السطحي

بالنسبة للأجرام الممتدة مكانيًا كالمجرات ، غالبًا ما يكون من المهم قياس التوزيع المكاني للسطوع داخل المجرة بدلًا من قياس سطوعها الكلي. يُعرف سطوع سطح الجرم بأنه سطوعه لكل وحدة زاوية مجسمة كما يُرى عند إسقاطه على السماء، ويُعرف قياس سطوع السطح باسم قياس الضوء السطحي. [ 10 ] ومن التطبيقات الشائعة قياس شكل سطوع سطح المجرة، أي سطوع سطحها كدالة للمسافة من مركزها. بالنسبة للزوايا المجسمة الصغيرة، تُعد الثانية القوسية المربعة وحدة مفيدة ، وغالبًا ما يُعبر عن سطوع السطح بوحدات القدر لكل ثانية قوسية مربعة. يُحدد قطر المجرات عادةً بحجم خط تساوي السطوع عند القدر 25 في النطاق الأزرق B. [ 35 ]

القياس الضوئي القسري

في القياس الضوئي القسري ، تُجرى القياسات في موقع محدد بدلاً من قياسها لجسم محدد . ويُسمى "قسرياً" لأنه يُمكن إجراء القياس حتى في حال عدم وجود جسم مرئي (في النطاق الطيفي المطلوب) في الموقع المرصود. يسمح القياس الضوئي القسري باستخراج قيمة القدر الظاهري، أو حد أعلى له، في موقع سماوي مُختار. [ 36 ] [ 37 ] [ 38 ]

برمجة

يتوفر عدد من برامج الكمبيوتر المجانية لقياس الضوء باستخدام الفتحة التركيبية وقياس الضوء باستخدام تقنية مطابقة دالة الانتشار النقطي.

يُعدّ كلٌّ من برنامج SExtractor [ 39 ] وأداة قياس الضوء بالفتحة [ 40 ] مثالين شائعين على قياس الضوء بالفتحة. يُركّز الأول على معالجة بيانات مسح المجرات واسعة النطاق، بينما يتميّز الثاني بواجهة مستخدم رسومية (GUI) مناسبة لدراسة الصور الفردية. ويُعتبر برنامج DAOPHOT أفضل برنامج لقياس الضوء باستخدام دالة انتشار النقطة (PSF). [ 32 ]

بالإضافة إلى ذلك، فإن Photutils، [ 41 ] وهي حزمة من مشروع Astropy ، توفر أدوات لكل من قياس الضوء بالفتحة وقياس الضوء بمطابقة PSF.

المنظمات

توجد العديد من المنظمات، من المحترفين إلى الهواة، التي تجمع البيانات الضوئية وتشاركها وتتيحها عبر الإنترنت. بعض المواقع تجمع البيانات بشكل أساسي كمورد للباحثين الآخرين (مثل AAVSO)، بينما يطلب بعضها الآخر مساهمات بالبيانات لأبحاثها الخاصة (مثل CBA).

  • الجمعية الأمريكية لمراقبي النجوم المتغيرة ( AAVSO ). [ 42 ]
  • Astronomyonline.org [ 43 ]
  • مركز الفيزياء الفلكية في الفناء الخلفي (CBA). [ 44 ]

انظر أيضاً

مراجع

  1. ↑ كاساغراندي، لوكا؛ فاندنبيرغ، دون أ. (2014). "القياس الضوئي النجمي الاصطناعي - اعتبارات عامة وتحويلات جديدة لأنظمة النطاق العريض" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 444 (1). مطبعة جامعة أكسفورد : 392-419 . arXiv : 1407.6095 . Bibcode : 2014MNRAS.444..392C . doi : 10.1093/mnras/stu1476 .
  2. ↑ برايان د. وارنر (20 يونيو 2016). دليل عملي لقياس وتحليل منحنى الضوء . سبرينغر. ISBN 978-3-319-32750-1.
  3. ↑ سي آر كيتشن (1 يناير 1995). التحليل الطيفي الفلكي البصري . مطبعة سي آر سي. ص 212 وما بعدها. رقم ISBN  978-1-4200-5069-1.
  4. 1 2 3 4 5 مايلز، ر. (2007). "تاريخ موجز للقياس الضوئي: من هيبارخوس إلى تلسكوب هابل الفضائي". مجلة الجمعية الفلكية البريطانية . 117 : 178-186 . Bibcode : 2007JBAA..117..172M .
  5. 1 2 3 كيرن، ج. ر.؛ بوكمير، ب. ب. (1986). "القياس الضوئي التفاضلي لنجم HDE 310376، وهو نجم متغير سريع" . منشورات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ . 98 : 1336-1341 . Bibcode : 1986PASP...98.1336K . doi : 10.1086/131940 .
  6. 1 2 هوساريك، م. (2012). "القياس الضوئي النسبي للمذنب المحتمل في الحزام الرئيسي (596) شيلا بعد انفجار". مساهمات المرصد الفلكي سكالناتي بليسو . 42 (1): 15-21 . رمز Bibcode : 2012CoSka..42...15H .
  7. ↑ لوريس، آر جيه؛ كلاس، يو؛ ريتشاردز، بي جيه؛ شولز، برنارد؛ أبراهام، بيتر (1 يونيو 2003). "3". في ماتاني، جيه (محرر). PHT - مقياس الاستقطاب الضوئي التصويري . دليل المنظمة الدولية للمقاييس. المجلد الرابع. مدريد، إسبانيا: وكالة الفضاء الأوروبية. ص 23.  
  8. 1 2 3 4 نورث، جي.؛ جيمس، ن. (21 أغسطس 2014). رصد النجوم المتغيرة والمستعرات والمستعرات العظمى . مطبعة جامعة كامبريدج. ISBN 978-1-107-63612-5.
  9. ↑ "نظرة عامة: مقياس الضوء الكهروضوئي" . مطبعة جامعة أكسفورد . تم الاطلاع عليه بتاريخ 20 مايو 2019 .
  10. 1 2 بالي، أ.ب. (أغسطس 1968). "مقياسات ضوئية متكاملة". علم الفلك السوفيتي . 12 : 164. رمز Bibcode : 1968SvA....12..164P .
  11. 1 2 3 4 بيسيل، م.س. (سبتمبر 2005). "أنظمة القياس الضوئي القياسية" (ملف PDF) . المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية . 43 (1): 293-336 . رمز Bibcode : 2005ARA & A..43..293B . doi : 10.1146/annurev.astro.41.082801.100251 . ISSN 0066-4146 . 
  12. ↑ جونسون، إتش إل؛ مورغان، دبليو دبليو (1953). "القياس الضوئي النجمي الأساسي لمعايير النوع الطيفي على النظام المنقح لأطلس يركيس الطيفي". المجلة الفيزيائية الفلكية . 117 (3): 313-352 . Bibcode : 1953ApJ...117..313J . doi : 10.1086/145697 .
  13. ↑ لاندولت، أ.و. (1 يوليو 1992). "النجوم القياسية الضوئية UBVRI في نطاق القدر الظاهري 11.5-16.0 حول خط الاستواء السماوي" . المجلة الفلكية . 104 : 340-371 . Bibcode : 1992AJ....104..340L . doi : 10.1086/116242 .
  14. ↑ هيويت، بي سي؛ وارين، إس جيه؛ ليجيت، إس كيه؛ هودجكين، إس تي (2006). "نظام القياس الضوئي ZY JHK لمسح UKIRT للأشعة تحت الحمراء للسماء العميقة: نطاقات المرور والألوان الاصطناعية" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 367 (2): 454-468 . arXiv : astro-ph/0601592 . Bibcode : 2006MNRAS.367..454H . doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09969.x .
  15. ↑ قسم علم الفلك وعلوم الفضاء في منظمة الكومنولث للبحوث العلمية والصناعية (2015). "علم الفلك الكهروضوئي" . منظمة الكومنولث للبحوث العلمية والصناعية : المرفق الوطني للتلسكوب الأسترالي . تاريخ الاسترجاع: 21 مايو 2019 . 
  16. ↑ ووكر، إي دبليو "قياس الضوء باستخدام CCD" . الجمعية الفلكية البريطانية . تم الاطلاع عليه بتاريخ 21 مايو 2019 .
  17. 1 2 ماك روبرت، أ. (1 أغسطس 2006). "نظام القدر النجمي" . مجلة سكاي آند تلسكوب . تم الاطلاع عليه بتاريخ 21 مايو 2019 .
  18. 1 2 نورتون ، أ.ب. (1989). نورتون 2000.0 : أطلس النجوم ودليل مرجعي . لونغمور ساينتيفيك. ص 133. ISBN   0-582-03163-X.
  19. ↑ كايريل دي ستروبل، ج. (1996). "نجوم تشبه الشمس". مجلة علم الفلك والفيزياء الفلكية . 7 (3): 243-288 . Bibcode : 1996A & ARv...7..243C . doi : 10.1007/s001590050006 . S2CID 189937884 . 
  20. 1 2 "51 ربط" . سيمباد . مركز البيانات الفلكية في ستراسبورغ . تم الاسترجاع في 22 مايو 2019 .
  21. ١ ٢ منظمة الكومنولث للبحوث العلمية والصناعية (CSIRO) - قسم علم الفلك وعلوم الفضاء (٢٠٠٢). "لون النجوم" . منظمة الكومنولث للبحوث العلمية والصناعية : المرفق الوطني للتلسكوب الأسترالي . تاريخ الاسترجاع: ٢١ مايو ٢٠١٩ . 
  22. ↑ كينان، آر سي؛ ماكنيل، بي سي (1989). "كتالوج بيركنز لأنواع MK المنقحة للنجوم الأبرد". سلسلة ملاحق المجلة الفيزيائية الفلكية . 71 : 245-266 . Bibcode : 1989ApJS...71..245K . doi : 10.1086/191373 . S2CID 123149047 . 
  23. ↑ لوسيوك، م. "المقادير الفلكية" (ملف PDF) . ص 2. تم الاطلاع عليه بتاريخ 22 مايو 2019 . 
  24. ↑ ميتاغ، م.؛ شرودر، ك.-ب.؛ هيمبلمان، أ.؛ غونزاليس-بيريز، ج.ن.؛ شميت، ج.هـ.م.م. (2016). "النشاط الكروموسفيري والعمر التطوري للشمس وأربعة توائم شمسية". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 591 : A89. arXiv : 1607.01279 . Bibcode : 2016A & A...591A..89M . doi : 10.1051/0004-6361/201527542 . S2CID 54765864 . 
  25. ↑ ليتلفير، س. (2015). "PHY217 تقنيات الرصد الفلكي : P05: القياس الضوئي المطلق" . جامعة شيفيلد : قسم الفيزياء والفلك . مؤرشف من الأصل في 13 سبتمبر 2019. تم الاطلاع عليه في 24 مايو 2019 .  
  26. ↑ جيمس، أ. (19 أبريل 2017). "التجمعات النجمية المفتوحة : 8 من 10 : تطور التجمعات النجمية المفتوحة" . روائع علم الفلك الجنوبي . مؤرشف من الأصل في 4 يناير 2024. تم الاطلاع عليه في 20 مايو 2019 .  
  27. ^ جوردي، سي. جبران، م.؛ كاراسكو، J. ~ M.؛ دي بروين، J .؛ فوس، ه.؛ فابريسيوس، C .؛ كنود، J.؛ فاليناري، أ.؛ كوهلي، ر. المزيد، أ. (2010). “قياس غايا واسع النطاق”. علم الفلك والفيزياء الفلكية . 523 : ج48. أرخايف : 1008.0815 . بيب كود : 2010A & A...523A..48J . دوى : 10.1051/0004-6361/201015441 . S2CID 34033669 . 
  28. ↑ "الأداء العلمي الاسمي المتوقع للمهمة" . غايا: وكالة الفضاء الأوروبية . 16 مارس 2019. تم الاطلاع عليه بتاريخ 23 مايو 2019 .
  29. 1 2 باونزن، إي. (2015). "فهرس جديد لقياسات سترومغرين-كروفورد الضوئية uvbyβ". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 580 : A23. arXiv : 1506.04568 . Bibcode : 2015A & A...580A..23P . doi : 10.1051/0004-6361/201526413 . S2CID 73623700 . 
  30. 1 2 ميغيل، كيه جيه (1999). "خوارزميات قياس الضوء النجمي باستخدام كاميرات CCD". سلسلة مؤتمرات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ . 172 : 317-328 . Bibcode : 1999ASPC..172..317M .
  31. ↑ لاهر، ر. ر. وآخرون (2012). "أداة قياس الضوء بالفتحة" (ملف PDF) . منشورات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ . 124 (917): 737-763 . رمز Bibcode : 2012PASP..124..737L . doi : 10.1086/666883 . S2CID 21572643 .  
  32. 1 2 ستيتسون، بي. بي. (1987). "DAOPHOT: برنامج حاسوبي لقياس الضوء النجمي في الحقول المزدحمة" . منشورات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ . 99 : 191-222 . Bibcode : 1987PASP...99..191S . doi : 10.1086/131977 .
  33. ↑ جيرالد ر. هوبل (9 نوفمبر 2012). التصوير الفلكي العلمي: كيف يمكن للهواة توليد واستخدام بيانات التصوير الاحترافية . سبرينغر ساينس آند بيزنس ميديا. ISBN 978-1-4614-5173-0.
  34. ↑ هيدل، دبليو أو (فبراير 1964). "أهمية القياس الضوئي المطلق" . حوليات الفيزياء الفلكية . 27 : 800. ISSN 0365-0499 . 
  35. ^ سبارك، إل إس ؛ غالاغر، شبيبة الثالث (2000). المجرات في الكون: مقدمة . مطبعة جامعة كامبريدج . رقم ISBN 978-0-521-59740-1أُرشف من الأصل في 24 مارس 2021. تم الاطلاع عليه في 25 يوليو 2018 .
  36. ↑ "PS1 قياس الضوء القسري للمصادر - الأرشيف العام PS1 - STScI الفضاء الخارجي" .
  37. ↑ ماكريجياني، ل.؛ مولاني، ج.؛ ديلون، ف.؛ وآخرون (2021). "معالجة بيانات مسح GOTO باستخدام خطوط أنابيب علوم مرصد روبين LSST II: القياس الضوئي القسري ومنحنيات الضوء". منشورات الجمعية الفلكية الأسترالية . 38. arXiv : 2105.05128 . Bibcode : 2021PASA...38...25M . doi : 10.1017 /pasa.2021.19 . 
  38. ↑ بورينين، ر. أ. (2022). "القياس الضوئي القسري لأجرام بان-ستارز1 بناءً على بيانات وايز" . رسائل علم الفلك . 48 (3): 153-162 . رمز Bibcode : 2022AstL...48..153B . doi : 10.1134/S1063773722030021 . S2CID 253022975 . 
  39. ^ "SExtractor – Astromatic.net" . www.astromatic.net . 
  40. ↑ "أداة قياس الضوء بالفتحة: الصفحة الرئيسية" . www.aperturephotometry.org .
  41. ↑ "Photutils — photutils 2.3.0" . photutils.readthedocs.io . تم ​​الاطلاع عليه بتاريخ 9 يناير 2026 .
  42. ↑ "aavso.org" . www.aavso.org .
  43. ↑ "الكواكب الخارجية - اكتشاف الهواة" . astronomyonline.org .
  44. ↑ "CBA @ cbastro.org - مركز الفيزياء الفلكية المنزلية" . www.cbastro.org .
  • "روابط القياس الضوئي" . منظمة الكومنولث للبحوث العلمية والصناعية  : المرفق الوطني للتلسكوب الأسترالي . 2019-05-08.