การกำหนดค่าพื้นฐานที่สุดสำหรับการสังเกตการณ์เพื่อวัดแสงคือการรวบรวมแสงด้วยกล้องโทรทรรศน์ ส่องผ่านแผ่นกรองแสงที่ยอมให้คลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าในช่วงความยาวคลื่นเฉพาะผ่านไปได้ แล้วจับภาพและบันทึกความเข้มของแสงด้วยเครื่องตรวจจับที่ไวต่อแสง เพื่อให้สามารถเปรียบเทียบค่าที่ได้จากการสังเกตการณ์ต่างอุปกรณ์กันได้อย่างถูกต้อง จึงได้มีการกำหนดชุดมาตรฐานของแถบความยาวคลื่นขึ้นมาเรียกว่าระบบโฟโตเมตริก[6]

ในสมัยก่อน การสังเกตการณ์เพื่อวัดแสงทำด้วยสายตาหรือด้วยแผ่นจานถ่ายภาพ แต่ตั้งแต่ทศวรรษ 1940 เป็นต้นมา เมื่อ อุปกรณ์วัดแสงแบบโฟโตอิเล็กทริกที่วัดความเข้มของแสงโดยการรับแสงด้วยองค์ประกอบที่ไวต่อแสงปรากฏขึ้น การวัดแสงในช่วงใกล้อินฟราเรดไปจนถึงใกล้อัลตราไวโอเลตด้วยอุปกรณ์วัดแสงแบบโฟโตอิเล็กตริกจึงได้กลายมาเป็นกระแสหลัก ในช่วงไม่กี่ปีที่ผ่านมา ด้วยการกำเนิดของเซนเซอร์รูปภาพโซลิดสเตต โดยเฉพาะอย่างยิ่ง CCD ซึ่งมีทั้งมุมมองของภาพถ่ายและความเที่ยงตรงของอุปกรณ์วัดแสงโฟโตอิเล็กทริก อุปกรณ์วัดแสงเหล่านี้ถูกแทนที่ด้วยกล้อง CCD ซึ่งสามารถสังเกตวัตถุท้องฟ้าจำนวนมากไปได้พร้อมกันและมีความเที่ยงตรงสูง นอกจากนี้อุปตรณ์วัดแสงแบบโฟโตอิเล็กทริกยังใช้ภายใต้เงื่อนไขพิเศษ เช่น การสังเกตการณ์ที่ต้องการความละเอียดของเวลาสูง

CCD วัดแสง

โครงสร้างพื้นฐานของกล้อง CCD อาจกล่าวได้ว่าเป็นการจัดเรียงแบบตารางของโฟโตมิเตอร์ ซึ่งสามารถวัดและบันทึกจำนวนโฟตอนจากแหล่งกำเนิดแสงทั้งหมดที่เข้าสู่ระนาบภาพได้พร้อม ๆ กัน ภาพบน CCD สามารถใช้สำหรับการวัดแสงของวัตถุท้องฟ้าหลายรายการในภาพเดียว ดังนั้นข้อมูลที่บันทึกโดย CCD จึงสามารถใช้สำหรับการวัดแสงแบบต่าง ๆ ทั้งหมด เช่น การวัดแสงแบบสัมพัทธ์ แบบสัมบูรณ์ และการวัดส่วนต่างแสง ทั้งสองวิธีต้องใช้แสงไฟอ้างอิงที่มีความสว่างที่รู้จักเพียงพอเพื่อกำหนดโชติมาตรของวัตถุเป้าหมาย

โดยทั่วไปแล้ว สัญญาณจากวัตถุทางดาราศาสตร์ที่สังเกตการณ์ได้จะครอบคลุมหลายพิกเซล และถูกสร้างภาพตามฟังก์ชันกระจายจุด (PSF) ของอุปกรณ์ การแพร่กระจายภาพนี้ขึ้นอยู่กับทั้งระบบแสงและค่าความมองเห็น

รูรับแสง

เมื่อทำการวัดแหล่งกำเนิดแสงแบบจุด ความสว่างจะถูกวัดโดยการลบแสงที่ปล่อยออกมาจากท้องฟ้าออกจากผลรวมของแสงจากเทห์ฟากฟ้า วิธีที่ง่ายที่สุดคือการวัดค่ารูรับแสง ซึ่งจะครอบคลุมจำนวนพิกเซลภายในรูรับแสงที่มีศูนย์กลางอยู่ที่วัตถุท้องฟ้าและจำนวนเฉลี่ยรอบรูรับแสงคูณด้วยจำนวนพิกเซลในรูรับแสง ลบด้วยความสว่าง[7][8] สิ่งที่ได้จากวิธีนี้คือค่าตัวเลขที่ระบุความสว่างดิบของวัตถุเป้าหมาย

การวัดแสง PSF

เมื่อทำการวัดแสงในบริเวณที่กระจุกกันหนาแน่นมาก เช่น กระจุกดาวทรงกลม ภาพของดาวฤกษ์อาจทับซ้อนกันอย่างมาก และต้องใช้เทคนิคต่าง ๆ เพื่อแยกแยะออกจากกัน วิธีที่มักใช้คือการวัดแสง PSF ซึ่งประเมินความสว่างของดาวฤกษ์แต่ละดวงโดยปรับเค้าโครง PSF ให้เข้ากับภาพดาว[9]

การวัดแสงพื้นผิว

สำหรับที่มีความกว้างมาก เช่น ดาราจักร การแจกแจงเชิงพื้นที่ของความสว่างภายในดาราจักรมักมีความสำคัญมากกว่าความสว่างทั้งหมดของดาราจักรทั้งหมด ความสว่างต่อหน่วย มุมตันของเทห์ฟากฟ้าที่ฉายลงบนทรงกลมท้องฟ้า เรียกว่า ความสว่างพื้นผิว และวิธีการโฟโตเมตริกสำหรับการวัดความสว่างพื้นผิวเรียกว่า การวัดแสงพื้นผิว (surface photometry) แนวทางปฏิบัติทั่วไปในการสังเกตการณ์จริงคือการวัดการแจกแจงความสว่างของพื้นผิว ซึ่งแสดงความสว่างของพื้นผิวเป็นฟังก์ชันของระยะทางจากใจกลางดาราจักร ตารางอาร์ควินาทีมักใช้เป็นหน่วยของมุมตัน และความสว่างพื้นผิวมักแสดงเป็นองศาต่อตารางอาร์ควินาที

การสอบเทียบ

ความสว่างที่แปลงจากค่าที่วัดได้นั้นขึ้นอยู่กับเครื่องมือ และจำเป็นต้องมีการสอบเทียบเพื่อให้ได้ขนาดที่แท้จริง วิธีการสอบเทียบขึ้นอยู่กับวิธีการวัดแสงที่ใช้ การวัดด้วยแสงสัมพัทธ์เป็นวิธีการสังเกตวัตถุท้องฟ้าหลายดวงและกำหนดขนาดของวัตถุจากความสว่างสัมพัทธ์ การวัดแสงสัมบูรณ์เป็นวิธีการวัดความสว่างของวัตถุท้องฟ้าโดยตรงในหน่วยของพลังงาน การวัดแสงส่วนต่างเป็นเทคนิคที่วัดความแตกต่างของขนาดระหว่างวัตถุท้องฟ้าหลายดวง ไม่ใช่ขนาดของวัตถุท้องฟ้าเป้าหมายเดียว โดยทั่วไปแล้ว การวัดแสงส่วนต่างมีความเที่ยงตรงในการวัดดีที่สุด[10] และการวัดแสงสัมบูรณ์เป็นสิ่งที่เพิ่มความเที่ยงตรงได้ยากที่สุด นอกจากนี้ ยิ่งความสว่างปรากฏของวัตถุท้องฟ้ามืดลงเท่าใด การวัดแสงที่ถูกต้องแม่นยำก็ยิ่งยากขึ้นเท่านั้น

การวัดแสงสัมบูรณ์

การวัดแสงสัมบูรณ์ (absolute photometry) โดยพื้นฐานแล้ววัดแสงจากวัตถุทางดาราศาสตร์เป้าหมายโดยตรงในหน่วยของพลังงาน โดยใช้แหล่งกำเนิดแสงในห้องปฏิบัติการ เช่น เตาวัตถุดำ เป็นแหล่งกำเนิดแสงอ้างอิง[10] อย่างไรก็ตามการสังเกตการณ์ทางดาราศาสตร์โดยใช้วิธีการดั้งเดิมนี้ไม่ได้ประสบความสำเร็จมากนัก

อีกทางหนึ่ง หากเราทราบค่าสัมประสิทธิ์ประสิทธิภาพของระบบแสงของกล้องโทรทรรศน์หรือหอดูดาวทั้งหมด และ ปริมาณการลดทอนของแสง ในชั้นบรรยากาศของโลก เราสามารถคำนวณค่าสัมบูรณ์ของความสว่างของวัตถุเป้าหมายจากค่าที่วัดได้ ในกรณีนี้ เนื่องจากการลดทอนแสงในชั้นบรรยากาศมีการเปลี่ยนแปลงตามเวลาและไม่สามารถวัดได้ในทางปฏิบัติ จึงเป็นไปได้ที่จะสังเกตวัตถุเป้าหมายที่มีมวลอากาศต่างกัน และสังเกตการลดทอนแสงในชั้นบรรยากาศจากการวัดเหล่านี้เพื่อประเมินความสว่าง[5] การวัดแสงสัมบูรณ์มักใช้ในการสังเกตการณ์ยานอวกาศ ที่ไม่ได้รับผลกระทบจากชั้นบรรยากาศ

การวัดแสงสัมพัทธ์

การวัดแสงสัมพัทธ์ (relative photometry) จะหาความสว่างของวัตถุเป้าหมายโดยการเปรียบเทียบความสว่างกับดาวฤกษ์ที่ใช้เป็นมาตรฐานที่ใกล้ที่สุด ซึ่งทำหน้าที่เป็นข้อมูลอ้างอิงสำหรับความสว่าง[1][10] เนื่องจากจำนวนของดาวฤกษ์มาตรฐานในระบบการวัดแสงมาตรฐานมีจำกัด จึงมักสังเกตดาวเป้าหมายและดาวมาตรฐานสลับกัน เงื่อนไขต่าง ๆ ของสภาพการสังเกตการณ์ เช่น การมีอยู่ของเมฆและการทำงานของอากาศควรจะเหมือนกันมากที่สุดระหว่างวัตถุเป้าหมายและวัตถุมาตรฐาน หากไม่สามารถเลือกดาวฤกษ์มาตรฐานแบบนั้นได้ ให้สังเกตดาวฤกษ์มาตรฐานหลายดวงที่มีฟังก์ชันอากาศต่างกันเพื่อประเมินและปรับแก้การลดทอนแสงในชั้นบรรยากาศ

การวัดแสงส่วนต่าง

การวัดแสงส่วนต่าง (differential photometry) เป็นวิธีการเปรียบเทียบวัตถุเป้าหมายโดยตรงกับดาวเปรียบเทียบ (ดาวอ้างอิง) ในขอบเขตการมองเห็นเดียวกันและวัดความแตกต่างของขนาดของเครื่องมือ เป็นวิธีที่ง่ายที่สุดในการสอบเทียบและมีประโยชน์สำหรับการสังเกตอย่างต่อเนื่อง[10] ในกรณีของการวัดแสง CCD วัตถุเป้าหมายและดาวเปรียบเทียบจะถูกสังเกตในภาพเดียวกันภายใต้ระบบแสงเดียวกัน ดังนั้นประสิทธิภาพของเครื่องมือและการลดทอนบรรยากาศจึงถือว่าเหมือนกัน และลบปัจจัยข้อผิดพลาดเหล่านี้ส่วนใหญ่ไปได้ ความแตกต่างของขนาดของเครื่องมือเป็นเพียงความแตกต่างของขนาดระหว่างวัตถุเป้าหมายและดาวเปรียบเทียบ วิธีนี้มีประสิทธิภาพมากในการติดตามวัตถุเป้าหมายที่มีความสว่างเปลี่ยนแปลงตามเวลาและสร้างเส้นโค้งแสง