1.3. Определения и стандартные обозначения

Если изучается только распределение яркости без привязки к каким-либо абсолютным стандартам, то называется относительной фотометрией. Абсолютная поверхностная фотометрия ставит своей задачей найти яркость, выраженную в некоторой абсолютной системе единиц.

Яркость объекта в данном направлении определяется как энергия, излучаемая в единицу времени внутри единичного телесного угла элементом поверхности, проекция которого на перпендикулярную выбранному направлению плоскость имеет единичную площадь. Для протяженных объектов определяемую таким образом яркость часто называют поверхностной яркостью. Будем обозначать ее в дальнейшем буквой . При исследовании конкретных галактик систему отсчета удобно выбирать так, чтобы ядро галактики совпадало с началом отсчета. Тогда распределение поверхностной яркости галактики является функцией двух переменных , где r – расстояние от центра галактики, а угол отсчитывается от какого-либо фиксированного направления (например, от направления большой оси галактики), или , где – прямоугольные координаты.

Во внегалактической астрономии поверхностная яркость обычно измеряется видимой звездной величиной поверхности площадью в 1 кв. сек. дуги. Яркость, выраженная в таких единицах, как правило, обозначается греческой буквой . Согласно определению шкалы звездных величин, связь  и I дается как lgI+const. Поверхностную яркость в астрономии также часто измеряют вединицах светимости Солнца ( ) от площади в 1 квадратный парсек (пк²). Выражаемая таким образом яркость связана с  следующим соотношением:

(3)

где – абсолютная звездная величина Солнца в соответствующей цветовой полосе. В фильтре В( =+5.48) это соотношение можно переписать так: . Характерное значение поверхностной яркости до которого без специальных ухищрений прослеживаются галактики, в цветовой полосе В составляет (В)27^m/кв. сек. дуги или 1  /пк. (В дальнейшем всегда будет предполагаться, что поверхностная яркость, обозначаемая буквой , выражена в звездных величинах с кв. сек. дуги.)

В плоском стационарном пространстве поверхностная яркость не зависит от расстояния до галактики. В расширяющейся Вселенной , где z – красное смещение объекта.

В соответствии с поставленной задачей, нам необходимо фотометрировать свечение ионосферы, модифицированной мощной радиоволной. И так как область свечения является протяженной, мы попытаемся применить хорошо известный метод в астрономии – фотометрирование протяженных объектов.

2. Фотометрия

2.1. Фотометрия протяженных объектов

Поверхностная фотометрия является одной из старейших методик в современной астрономии. Целью поверхностной фотометрии является измерение распределения яркости по поверхности протяженного объекта (галактики, туманности, HII области и т.д.). Фотометрический анализ позволяет получить информацию о распределении массы в галактиках, об их глобальной структуре и геометрических параметрах. Многоцветная фотометрия позволяет сделать заключения о звездном населении галактик, об их пространственной ориентации, о наличии и характеристиках пылевой составляющей и т.д.

В области поверхностной фотометрии существует своя специфическая терминология и обозначения, используются многочисленные стандартные модели и эмпирические закономерности.

Фотометрические наблюдения дают возможность получить такие важные характеристики объектов как распределение яркости и цвета. Яркость галактики в различных фотометрических диапазонах определяется общим количеством излучающей материи, а показатели цвета зависят от относительного вклада излучения соответствующего компонента в общую светимость.

Целью подобных исследований является обработка снимков спиральной галактики, полученных с помощью ПЗС-камеры. Требуется получить профили яркости галактики в фильтрах B, V, R, I, построить карты распределения  светимости и показателей цвета, определить, как меняется позиционный угол и эллиптичность изофот с увеличением расстояния от центра, определить интегральную светимость и показатели цвета галактики.

2.2. ПЗС-матрица

В отечественной научной литературе этот термин расшифровывается как Прибор с Зарядовой Связью — своеобразный перевод английского сокращения CCD (Charge-Coupled Device). Это прибор, способный воспринимать и накапливать идущие от объекта частицы света фотоны и преобразовывать их в электрические заряды, считывая которые можно при помощи компьютера восстановить изображение этого объекта. Астрономы были одними из первых, кто распознал экстраординарные способности ПЗС для исследования небесных объектов. В 1972 году группа американских ученых из Лаборатории реактивного движения NASA основала программу развития этих приемников света для астрономии и космических исследований. Три года спустя совместно с учеными Аризонского университета эта команда получила первое ПЗС-изображение астрономического объекта. На снимке Урана в ближнем инфракрасном диапазоне, полученном с помощью 1.5-м телескопа, были обнаружены темные пятна возле южного полюса планеты, свидетельствующие о наличии там метана.

В последующие два десятилетия ПЗС совершили настоящий переворот в наблюдательной астрономии, позволив дальше, чем когда-либо прежде заглянуть в глубины Вселенной и установив новый стандарт точности и достоверности получаемых данных. Сегодня астрономы практически завершили переход от фотографических эмульсий к приемникам света на основе ПЗС-матриц — этими приборами оснащены все профессиональные обсерватории как наземные, так и космические.