明るい星の測光観測

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。

　　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

OTO-Ohshima Tamashima Observatory-トップへ戻る