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写真等級（m phまたはm p）は、望遠鏡に取り付けられたカメラで写真フィルム乳剤上に映し出された星やその他の天体の相対的な明るさの尺度です。物体の見かけの写真等級は、その物体の固有の光度、距離、および観測者の視線に沿って存在する星間物質による光の減光によって決まります。
写真による観測は、現在では、入射光を光電効果によって電流に変換するCCD電荷結合素子カメラなどの電子測光法に取って代わられています。等級の判定は、光度計を使用して行われます。
方法
等級を決定する写真撮影法が登場する以前は、天体の明るさは視覚測光法によって決定されていました。これは、太陽系の恒星、惑星、その他の惑星状天体、変光星[1]、深宇宙の天体など、天体の明るさを、近くにある既知または固定等級の天体と比較することで、人間の目で簡単に行われていました。
19 世紀後半までには、望遠鏡の主焦点に専用のプレートカメラを取り付けるなどして、写真撮影によって天体の見かけの等級をより正確に測定できるようになりました。画像はオルソクロマチック 感光乳剤フィルムまたはプレートに記録されます。これらの写真は、フィルムを短時間または長時間露光することで作成され、露光時間の合計によって光子が蓄積され、人間の目には見えない暗い星や天体が明らかになります。空に見える星はほぼ点光源ですが、光を集める過程で各星は小さな円形の円盤のように見え、その明るさは円盤の直径または面積にほぼ比例します。円盤のサイズは、顕微鏡または特別に設計された天体用マイクロデンシトメーターを使用して光学的に簡単に測定できます。
初期の白黒写真プレートでは、可視スペクトルの青い端に対してより感度の高いハロゲン化銀乳剤が使用されていました。このため、青い星は、同等の可視等級に対してより明るい写真等級を持ち、人間の目や現代の電子光度計よりも写真上で明るく見えます。逆に、赤い星は暗く見え、写真等級は可視等級よりも暗くなります。たとえば、赤色超巨星のいて座KW星は、写真等級の範囲が11.0pから13.2pですが、可視等級は約8.5pから11.0pです。変光星図では、Sドラダスやいて座WZ星など、いくつかの青い等級（B）の比較星を取り上げるのも一般的です。[説明が必要]
写真測光法は、選択されたまたは標準のカラーバンドパスフィルターを通して見た天体写真画像を使用して、天体の等級と色を定義します。これは、古い天文学のテキストやカタログに通常記載されている、人間の目で観察されるか、写真で得られる他の視覚等級の表現[2]とは異なります。初期の写真画像では、最初は品質が一定でなかったり、黄色のフィルターが不安定だったりしましたが、後のフィルターシステムでは、今日のCCD光度計でも使用されている、より標準化されたバンドパスフィルターが採用されました。
等級と色指数
見かけの写真等級は通常m pgまたはm p、あるいは光視等級 m pまたは m pvで表されます。[3] [1] 絶対写真等級はM pgです。[3]これらは、大文字で表す一般的な測光システム (UBV、UBVRI、または JHK) とは異なります。例: 'V" (m V )、"B" (m B ) など。人間の目で推定されるその他の視等級は、小文字を使用して表されます。例: "v" または "b" など。[4]例: 視等級は m vです。[3]したがって、6 等星は 6.0V、6.0B、6.0v、または 6.0p と表記される場合があります。星の光は電磁スペクトル全体のさまざまな波長範囲で測定され、光に対するさまざまな機器の測光感度の影響を受けるため、数値が必ずしも等しくなるとは限りません。[4]
参照
参考文献
- ^ abc Miles, R. (2007). 「光による測光の歴史: ヒッパルコスからハッブル宇宙望遠鏡まで」英国天文学協会誌. 117 : 178–186. Bibcode :2007JBAA..117..172M.
- ^ North, G.; James, N. (2014年8月21日). 変光星、新星、超新星の観測. ケンブリッジ大学出版局. ISBN 978-1-107-63612-5。
- ^ abc Norton, AP (1989). Norton's 2000.0: 星図鑑とリファレンスハンドブック. Longmore Scientific. p. 133. ISBN 0-582-03163-X。
- ^ ab MacRobert, A. (2006年8月1日). 「恒星の等級システム」. Sky and Telescope . 2019年5月21日閲覧。
