天體光度測量

測光依據的基本原理是：在相同條件下，等同的輻射流能使探測器產生同樣的響應。根據這一原理，將待測星和已知星等的星作比較，從探測器對它們的響應便可推算出待測星的星等或星等變化。比較星是事先已經確定星等的定標星，或參照定標星精確測定了星等的標準星。有時，將待測星的光譜和實驗室中的絕對黑體比較，測出以物理學的絕對單位表示的天體亮度。

探測器的響應同天體的光譜能量分佈（受星際消光的影響）有關，也同儀器系統（包括望遠鏡、濾光片和輻射探測器）的分光響應以及同地球大氣消光有關。其中地球大氣消光的影響可以用專門的觀測方法改正。儀器系統的分光響應則決定測量的輻射波段。即使測量同一波段，不同測量者的儀器不可能完全相同，得到的星等也不一樣，有時彼此間的關係是非線性的。測光的波帶用平均波長λ0和通帶半寬Δλ表示。λ0是儀器系統相對分光響應曲線下面積的重心所對應的波長,Δλ是該曲線上響應度等於1/2的兩點對應的波長差。依半寬的大小,天體測光可分為寬帶（Δλ大於300埃）、中帶（300埃大於Δλ大於90埃）和窄帶（Δλ小於90埃）測光。按所用探測器的類型又可分為目視測光、照相測光、光電測光等。按觀測對象又分為面源測光和點源測光。

以人眼為探測器，測得結果為目視星等，其平均波長大致為5500埃。目視測光在天體測光史上起過重要作用,星等標度是在目視測光基礎上建立的。以目視測光方法測量了大量恆星的星等，編制了著名的《波恩星表》(BD)等。但因目測精度低，標度不穩定，現今只在某些近距目視雙星和一些變星的測光中採用。

用天文底片作探測器。對點光源，考濾到底片響應的非線性，必須在同一底片上拍攝待測星和一系列（從亮到暗的）星等已知的比較星。然後，用光瞳光度計或全自動底片處理機測量這些星像。由測量儀器的讀數和已知星的星等作校準曲線，從該曲線內插和歸算出待測星的星等。若待測星周圍沒有光電比較星序列，對要求不高的測光工作，現在仍間或用照相方法自定比較星序列，例如可以拍一些用物理方法按已知比例減弱的恆星。用藍敏底片進行照相測光，得到照相星等，平均波長約4300埃。用對其他波長敏感的底片，並加適當的濾光片，可得到與目視星等類似的仿視星等、紅星等和紅外星等。

照相測光有許多誤差來源（如乳膠不均勻、場差、顯影時的缺點等），所以精度不如光電測光。一般均方誤差約0.05星等。此外，照相測光的動態範圍比光電測光小。照相測光的優點是能同時拍攝大面積天區的許多恆星，適宜作巡天和統計工作。如果採用線性響應的核乳膠和電子照相機，那麼，原則上只要知道一顆定標星的星等，就可得出其他一切星的星等。觀測的極限星等又可大大提高。

主要儀器是光電光度計。因光電倍增管的線性響應和採用高精度的電子測試儀器，光電測光是準確度和靈敏度最高的測光方法，一般精度達到0.01～0.005個星等之間，較差測量時，可達0.001個星等。光電測光時，選擇適當的光闌，讓星像位於光闌中，記取儀器讀數，此數減去光闌對準夜天背景(見夜天光)時的讀數，即為星光產生的儀器響應。這個響應同星光成正比，可由此響應按星等定義直接求觀測系統的星等。通常將此星等歸算為大氣外的星等並轉化為標準系統。光電測光所得到的星等稱為光電星等。近年製成能同時測量幾個波帶或同時測量變星和比較星的多通道光電光度計，同電子計算機直接聯繫起來，能迅速得到結果。光電測光適宜於測定星等標準，測量恆星亮度的快速變化，進行多色測光。這是目前應用最廣泛的測光方法。

對具有延伸像面的天體，如星雲、星系、日、月、行星進行測光，稱為面源測光。面源測光有兩種：①研究天體視面上亮度的分佈，求其明度星等（每平方角秒的星等數）；②測量天體整個視面的累積星等。照相方法測量面源亮度分佈時,為建立底片特性曲線,用實驗室的管光度計拍攝校準記號；或者用特殊照相技術拍攝一些比較星的具有一定均勻密度面積的像，以避免因星像結構和大小不同而引入誤差。有的照相密度計和光電光度計的光闌(或狹縫)可沿天體延伸面像掃描，得出天體視面等光度曲線。這種測量能研究天體表面細節的物理特徵或河外星系結構。當光電測量累積星等時,光電光度計的光闌應包括整個天體視面，或用積分法求累積星等。累積星等代表天體的總輻射，也是對遙遠星系距離的一種度量。