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天文学において、測光はギリシャ語のphoto-（「光」）と-metry （「測定」）に由来し、天体から放射される光の束または強度を測定するために用いられる天文学の技術である。[ 1 ]この光は、望遠鏡を通して測光器を用いて測定される。測光器は、 CCD 測光器や光電効果によって光を電流に変換する光電測光器などの電子機器を用いて作られることが多い。測光器は、強度と色が既知の標準星（またはその他の光源）に対して校正することで、天体の明るさまたは見かけの等級を測定できる。
測光を行う方法は、研究対象の波長領域によって異なります。最も基本的な測光は、光を集めて特殊な測光用光学バンドパスフィルターに通し、その後、感光性機器で光エネルギーを捕捉して記録することによって行われます。観測結果を正確に比較できるように、標準的な通過帯域のセット（測光システムと呼ばれる）が定義されています。[ 2 ]より高度な技術は分光測光であり、分光光度計で測定され、放射量とその詳細なスペクトル分布の両方を観測します。[ 3 ]
測光は変光星の観測にも用いられており、[ 4 ]対象天体と星野内の近傍の星の明るさを同時に測定する差分測光法[ 5 ]や、対象天体の明るさを既知の固定等級の星と比較する相対測光法[ 6 ]など、さまざまな手法が用いられている。相対測光法で複数のバンドパスフィルターを使用する方法は絶対測光法と呼ばれる[ 7 ]等級を時間に対してプロットすると光度曲線が得られ、明るさの変化を引き起こす物理的プロセスに関するかなりの情報が得られる[ 8 ]高精度光電測光器は、0.001 等級程度の星の光を測定できる[ 9 ] 。
表面測光法は、惑星、彗星、星雲、銀河などの広がりを持つ天体にも使用でき、見かけの等級を平方秒角あたりの等級で測定します。[ 10 ]天体の面積と天体全体の平均光強度を知ることで、表面の明るさを平方秒角あたりの等級で決定し、広がりを持つ天体の全光を積分することで、その天体の全等級、エネルギー出力、または単位表面積あたりの光度で明るさを計算できます。
天文学は、測光法の最も初期の応用例の一つです。現代の測光器は、電磁スペクトルの紫外線、可視光、赤外線波長にわたる特殊な標準通過帯域フィルターを使用します。[ 4 ]光透過特性が既知のフィルターセットは測光システムと呼ばれ、恒星やその他の天体に関する特定の特性を確立することができます。[ 11 ] UBVシステム[ 12 ]（または拡張UBVRIシステム[ 13 ]）、近赤外線JHK [ 14 ] 、またはストロムグレンuvbyβシステム[ 11 ]など、いくつかの重要なシステムが定期的に使用されています。
歴史的に、近赤外線から短波長紫外線までの測光は、光電子増倍管のような感光セルに光を照射して単一物体の光強度を測定する装置である光電測光計を使用して行われていました。[ 4 ]これらは、複数の物体を同時に画像化できるCCDカメラにほぼ置き換えられましたが、光電測光計は、細かい時間分解能が必要な場合など、特殊な状況ではまだ使用されています。[ 15 ] [ 16 ]
現代の測光法では、標準的なカラーバンドパスフィルターを通して電子測光器を用いて天体の等級と色を定義します。これは、人間の目で観察されたり、写真で得られたりした、見かけの視等級の他の表現[ 8 ]とは異なります。 [ 4 ]は、通常、古い天文学のテキストやカタログに記載されています。
一般的な測光システム (UBV、UBVRI、または JHK) で測光器によって測定される等級は、「V」(m V ) や「B」(m B )などの大文字で表されます。人間の目で推定されるその他の等級は、「v」、「b」、「p」などの小文字で表されます。[ 17 ]例えば、視覚等級は m v、[ 18 ]のように表され、写真等級は m ph / m pまたは写真視覚等級 m pまたは m pvです。[ 18 ] [ 4 ]したがって、6 等級の星は 6.0V、6.0B、6.0v、または 6.0p と表記されることがあります。星の光は電磁スペクトルの異なる波長範囲で測定され、光に対する機器の測光感度が異なるため、数値的に必ずしも等価ではありません。[ 17 ]例えば、太陽のような星51ペガシ[ 19 ]のUBVシステムでの見かけの等級は5.46V、6.16B、または6.39U [ 20 ]であり、それぞれ可視光「V」、青色「B」、または紫外線「U」フィルターを通して観測された等級に対応します。
フィルター間の等級差は色差を示し、温度と関連しています。[ 21 ] UBV システムで B および V フィルターを使用すると、B–V 色指数が得られます。[ 21 ] 51 Pegasiの場合、B–V = 6.16 – 5.46 = +0.70 であり、G2IV スペクトル型と一致する黄色の星であることを示唆しています。[ 22 ] [ 20 ] B–V の結果を知ることで、星の表面温度が決定され、[ 23 ]有効表面温度は 5768±8 K であることがわかりました。[ 24 ]
色指数のもう 1 つの重要な応用は、星の見かけの等級を B-V 色指数に対してグラフでプロットすることです。これにより、色等級図で星のセット間に見られる重要な関係が形成されます。これは、星の場合、ヘルツシュプルング・ラッセル図の観測版です。通常、2 つのフィルターを通して取得された複数の天体の測光測定は、たとえば散開星団の場合、[ 25 ]構成星間の比較恒星進化を示したり、星団の相対年齢を決定したりします。[ 26 ]
天文学者が採用する測光システムの種類が非常に多いため、等級とその指標の表現も多数存在します。[ 11 ] UBV、UBVRI、JHK システムを除くこれらの新しい測光システムはそれぞれ、使用するフィルターに大文字または小文字を割り当てます。たとえば、Gaiaで使用される等級は「G」[ 27 ]（青色と赤色の測光フィルターは G BPと G RP [ 28 ]）またはStrömgren 測光システムでは小文字の「u」、「v」、「b」、「y」、および 2 つの狭帯域と広帯域の「β」（水素ベータ）フィルターが使用されます。[ 11 ] また、一部の測光システムには特定の利点もあります。たとえば、Strömgren 測光は、赤化と星間消光の影響を測定するために使用できます。[ 29 ]ストロムグレンは、赤化の影響を受けずに、 bおよびyフィルターからパラメーター( b − yの色指数) を計算することを可能にする。これは、指数 m 1および c 1である。[ 29 ]
測光システムは、天文学において数多くの応用例があります。測光測定は、逆二乗法則と組み合わせることで、対象物までの距離が分かればその光度を、光度が分かればその距離を求めることができます。また、広帯域または狭帯域の分光測光法を用いることで、対象物の温度や化学組成といったその他の物理的特性も測定可能です。
測光は、変光星、小惑星、活動銀河核、超新星などの天体の光の変化を研究したり、太陽系外惑星の通過を検出したりするためにも使用されます。[ 8 ]これらの変化の測定は、例えば、食連星系の構成要素の軌道周期と半径、小惑星や恒星の自転周期、超新星の総エネルギー出力を決定するために使用できます。 [ 8 ]
CCD（電荷結合素子）カメラは基本的に測光器のグリッドであり、視野内のすべての光源から来る光子を同時に測定して記録します。各CCD画像は複数のオブジェクトの測光を同時に記録するため、記録されたデータに対してさまざまな形式の測光抽出を実行できます。通常は相対、絶対、および差分です。これら3つすべてにおいて、対象オブジェクトの生の画像等級と既知の比較オブジェクトの抽出が必要です。オブジェクトからの観測信号は、システムの点像分布関数（PSF）に従って、通常は多くのピクセルをカバーします。この広がりは、望遠鏡の光学系と天体シーイングの両方によるものです。点光源から測光を取得する場合、フラックスは、オブジェクトから記録されたすべての光を合計し、空による光を差し引くことによって測定されます。[ 30 ]開口測光として知られる最も単純な手法は、オブジェクトを中心とした開口部内のピクセル数を合計し、ピクセルあたりの近傍の平均空カウントと開口部内のピクセル数の積を差し引くことです。[ 30 ] [ 31 ]これにより、対象天体の生のフラックス値が得られます。球状星団のように星のプロファイルが大きく重なり合う非常に密集した領域で測光を行う場合、重なり合う光源の個々のフラックス値を決定するために、PSFフィッティングなどのデブレンディング技術を使用する必要があります。[ 32 ]
カウントでオブジェクトのフラックスを決定した後、フラックスは通常、機器等級に変換されます。次に、測定値は何らかの方法で較正されます。どの較正が使用されるかは、行われている測光の種類によって部分的に異なります。通常、観測は相対測光または差分測光用に処理されます。[ 33 ] 相対測光は、複数のオブジェクトの見かけの明るさを互いに比較して測定することです。絶対測光は、標準測光システム上でオブジェクトの見かけの明るさを測定することです。これらの測定値は、異なる望遠鏡または機器で得られた他の絶対測光測定値と比較できます。差分測光は、2 つのオブジェクトの明るさの差を測定することです。ほとんどの場合、差分測光は最高の精度で実行できますが、絶対測光は高精度で行うのが最も困難です。また、オブジェクトの見かけの明るさが暗い場合、正確な測光は通常より困難になります。
絶対測光を行うには、対象物を観測する有効通過帯域と標準測光システムを定義するために使用される通過帯域との差を補正する必要があります。これは多くの場合、上記で説明した他のすべての補正に加えて行われます。通常、この補正は、複数のフィルターを通して対象物を観測し、さらに多数の測光標準星を観測することによって行われます。[ 34 ]標準星を対象物と同時に観測できない場合は、空に雲がなく、消光が大気質量の単純な関数である測光条件下でこの補正を行う必要があります。
相対測光を行うには、対象物の機器等級を既知の比較対象物と比較し、機器の感度の空間的変動と大気による減光について測定値を補正します。これは多くの場合、特に比較対象物が空上で離れすぎていて同時に観測できない場合は、時間的変動の補正に加えて行われます。[ 6 ]対象物と比較対象物が近接して写っている画像から較正を行い、比較対象物のカタログ等級に一致する測光フィルターを使用すると、測定値の変動のほとんどがゼロになります。
差分測光は最も単純な較正方法であり、時系列観測に最も有用です。[ 5 ] CCD測光を使用する場合、対象天体と比較天体の両方が、同じフィルター、同じ機器、同じ光路を通して同時に観測されます。ほとんどの観測変数は除去され、差分等級は対象天体と比較天体の機器等級の差になります（∆Mag = C Mag – T Mag）。これは、対象天体の時間の経過に伴う等級の変化をプロットする際に非常に有用であり、通常は光度曲線にまとめられます。[ 5 ]
銀河のような空間的に広がった天体の場合、銀河全体の明るさを測るよりも、銀河内部の明るさの空間分布を測る方が興味深い場合が多い。天体の表面輝度は、空に投影されたときの単位立体角あたりの明るさであり、表面輝度の測定は表面測光として知られている。 [ 10 ]一般的な応用例としては、銀河の表面輝度プロファイルの測定がある。これは、銀河の中心からの距離の関数としての表面輝度を意味する。小さな立体角の場合、立体角の便利な単位は平方秒角であり、表面輝度はしばしば平方秒角あたりの等級で表される。銀河の直径は、青色Bバンドの25等級等光度線の大きさによって定義されることが多い。 [ 35 ]
強制測光では、特定の対象物ではなく、特定の場所で測定が行われます。「強制」とは、観測対象の場所に（対象となるスペクトル帯域で）対象物が見えない場合でも測定が可能であるという意味です。強制測光により、選択した天球上の位置で等級、または等級の上限値を抽出することができます。[ 36 ] [ 37 ] [ 38 ]
合成開口測光法およびPSFフィッティング測光法のための無料のコンピュータプログラムが多数存在する。
SExtractor [ 39 ]とAperture Photometry Tool [ 40 ]は、開口測光でよく使われる例です。前者は大規模な銀河サーベイデータの処理を目的としており、後者は個々の画像を研究するのに適したグラフィカルユーザーインターフェース (GUI) を備えています。DAOPHOT は PSF フィッティング測光に最適なソフトウェアとして知られています。[ 32 ]
さらに、AstropyプロジェクトのパッケージであるPhotutils [ 41 ]は、開口測光とPSFフィッティング測光の両方のためのツールを提供します。
測光データを収集・共有し、オンラインで公開している組織は、プロからアマチュアまで数多く存在する。一部のサイトは、主に他の研究者のためのリソースとしてデータを収集しており（例：AAVSO）、また一部のサイトは、独自の研究のためにデータの提供を募っている（例：CBA）。