OTO - Ohshima Tamashima Observatory- - 明るい星の測光観測 Diff
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!目的の星の明るさによって、観測計画上の注意点は異なる。
この節では「明るい星」の場合について観測方法をまとめる。
「暗い星」の場合は次節で考える。
なお、「明るい星」とは、 空の明るさに較べて十分なカウント数がある場合で、「暗い星」とは、空の明るさの影響がかなり効いてくる場合である。何をもって、明るい、暗いとするのかという定量的な議論は（注）に 書いた。
!１．４．１ 明るい星の測光観測
明るい星を測光する場合は、これまでいろいろと検討してきた事柄を総合して
観測計画を立てる必要がある。 系外惑星の恒星面通過の現象transitを測光的
に捉える観測などは、この「明るい星」場合の典型例でしょう。
まず、明るい星の観測には、明るい比較星が必要（１．２．３節）であり、そのため
には、広い視野を持たせる必要がある。つまり、焦点距離は短く、CCDは大面積の
ものが望ましい。ただし、１．２．３節の（５）に追加した ように、暗めの比較星を
多数使うアンサンブル測光という工夫ができる。
光子数を稼ぐため（１．２．１節）には、口径が大きいのに越したことはな い。もっと
も個人のプロジェクトでは、口径をむやみに大きくできないので、露出時間を伸ばして
光子数を稼ぐしかないが、シーイングの影響（１．２．２節）を考えればこれは望ましいこと
である。
使用する望遠鏡は、焦点距離が短く口径が大きいもの、つまりF比の小さい明る
いものにして、できるだけ大面積CCDと組み合わせるのが望ましいということになる。
（空の明るさが測光精度を決める「暗い星」の場合は、F値を大きくしてバックグランド
を減らす方がよい）
ただし、短焦点では、星像サイズと現実的なCCDチップの組み合わせでは、完全
にアンダーサンプリングになるので、焦点を外し星像を大きくする必要がある
（１．１の各節を参照）。
このテクニックは、CCDをダイナミックレンジの範囲内で光子数を稼ぐためにも有
効である（１．３章）。また、これは口径の大きな望遠鏡で明るい星を観測する場合
に、露出時間を長く維持する上でも有効なテクニックである。
!!（注） 「明るい星」と「暗い星」とは
１フレームの測定で得られる等級で表した誤差σは
<<<
1.0857*√{N_star*g + n_pix[1+(n_pix/n_sky)]*(N_sky*g+N_dark*g+R^2)}
σ = ------------------------------------------------------------------------
N_star*g
>>>
で表される。（例えば Everett and Howell (2001）,PASP, 113,1428)
ここで、
N_starは、アパーチャn_pix［ピクセル］内の星のカウント数（スカイを差し引いた後の値）、
N_sky は、面積n_sky[ピクセル]内のスカイの平均の明るさ[count/pixel]、
g は、CCDカメラのゲイン[e-/ADU]で、
R は、読出しノイズのrms[e-]である。
分子にかかっている定数1.0857は、0.1程度以下の真数を等級に変換する場合の係数である。
概数としては、１％（=0.01）の誤差は、0.01等の誤差と思ってよい。
この式の分子の√の中が大きく2つの項に分かれているが、
:「明るい星」:前半の 項N_star*gが後半の項の値より10000倍以上ある場合。後半の項は無視できる。
:「暗い星」:また、前半の 項N_starが後半の項の値より100倍以下の場合。
両者の中間にあたる明るさの星を対象にする場合は、両方の注意を考慮して観測
・測定するのがよいでしょう。
なお、いずれにしても、測定時にはSkyの面積n_sky[ピクセル]をできるだけ大きく取る
のが測光精度を上げるためには大切であるということも上式に、n_pix/n_skyという
部分が含まれていることからわかる。
----
[[CCD測光]]トップへ戻る
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この節では「明るい星」の場合について観測方法をまとめる。
「暗い星」の場合は次節で考える。
なお、「明るい星」とは、 空の明るさに較べて十分なカウント数がある場合で、「暗い星」とは、空の明るさの影響がかなり効いてくる場合である。何をもって、明るい、暗いとするのかという定量的な議論は（注）に 書いた。
!１．４．１ 明るい星の測光観測
明るい星を測光する場合は、これまでいろいろと検討してきた事柄を総合して
観測計画を立てる必要がある。 系外惑星の恒星面通過の現象transitを測光的
に捉える観測などは、この「明るい星」場合の典型例でしょう。
まず、明るい星の観測には、明るい比較星が必要（１．２．３節）であり、そのため
には、広い視野を持たせる必要がある。つまり、焦点距離は短く、CCDは大面積の
ものが望ましい。ただし、１．２．３節の（５）に追加した ように、暗めの比較星を
多数使うアンサンブル測光という工夫ができる。
光子数を稼ぐため（１．２．１節）には、口径が大きいのに越したことはな い。もっと
も個人のプロジェクトでは、口径をむやみに大きくできないので、露出時間を伸ばして
光子数を稼ぐしかないが、シーイングの影響（１．２．２節）を考えればこれは望ましいこと
である。
使用する望遠鏡は、焦点距離が短く口径が大きいもの、つまりF比の小さい明る
いものにして、できるだけ大面積CCDと組み合わせるのが望ましいということになる。
（空の明るさが測光精度を決める「暗い星」の場合は、F値を大きくしてバックグランド
を減らす方がよい）
ただし、短焦点では、星像サイズと現実的なCCDチップの組み合わせでは、完全
にアンダーサンプリングになるので、焦点を外し星像を大きくする必要がある
（１．１の各節を参照）。
このテクニックは、CCDをダイナミックレンジの範囲内で光子数を稼ぐためにも有
効である（１．３章）。また、これは口径の大きな望遠鏡で明るい星を観測する場合
に、露出時間を長く維持する上でも有効なテクニックである。
!!（注） 「明るい星」と「暗い星」とは
１フレームの測定で得られる等級で表した誤差σは
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1.0857*√{N_star*g + n_pix[1+(n_pix/n_sky)]*(N_sky*g+N_dark*g+R^2)}
σ = ------------------------------------------------------------------------
N_star*g
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で表される。（例えば Everett and Howell (2001）,PASP, 113,1428)
ここで、
N_starは、アパーチャn_pix［ピクセル］内の星のカウント数（スカイを差し引いた後の値）、
N_sky は、面積n_sky[ピクセル]内のスカイの平均の明るさ[count/pixel]、
g は、CCDカメラのゲイン[e-/ADU]で、
R は、読出しノイズのrms[e-]である。
分子にかかっている定数1.0857は、0.1程度以下の真数を等級に変換する場合の係数である。
概数としては、１％（=0.01）の誤差は、0.01等の誤差と思ってよい。
この式の分子の√の中が大きく2つの項に分かれているが、
:「明るい星」:前半の 項N_star*gが後半の項の値より10000倍以上ある場合。後半の項は無視できる。
:「暗い星」:また、前半の 項N_starが後半の項の値より100倍以下の場合。
両者の中間にあたる明るさの星を対象にする場合は、両方の注意を考慮して観測
・測定するのがよいでしょう。
なお、いずれにしても、測定時にはSkyの面積n_sky[ピクセル]をできるだけ大きく取る
のが測光精度を上げるためには大切であるということも上式に、n_pix/n_skyという
部分が含まれていることからわかる。
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