Ljósmælingar – Photometry

Fyrstu kerfisbundnu athuganirnar á birtu stjarna munu kínverskir stjörnufræðingar hafa gert fyrir 3400 árum. Hugtakið birtustyrkur (sýndarbirtustig) er minnsta kosti jafn gamalt Almagest, riti Claudius Ptólemeusar (100-160 AD) frá annarri öld í okkar tímatali. Ptólemeus raðaði stjörnum í birtuflokka þar sem að þær björtustu fóru í fyrstu röð og hinar daufustu sjáanlegar í sjöttu röð. Mörgum þykir líklegt að einn merkasti fornstjörnufræðingurinn, hinn gríski Hipparchus (190-120 BC) frá Níkeu, hafi fyrstur kynnt birtumagnsflokkun stjarna.

The first systematic observations of stellar brightness are thought to have been made by Chinese astronomers around 3,400 years ago. The concept of apparent brightness is at least as old as the Almagest, a work by Claudius Ptolemy (AD 100–160) from the second century. Ptolemy classified stars into brightness categories, placing the brightest in the first class and the faintest visible stars in the sixth. Many scholars believe that one of the greatest archaeoastronomers, the Greek Hipparchus (190–120 BC) of Nicaea, was the first to introduce a formal classification of stars by brightness.

Árið 1856 kvarðaði enski stjörnufræðingurinn N. R. Pogson (1829-1891) birtuflokkunina stærðfræðilega út frá því að fyrsta birtustigs stjarna er 100 falt bjartari en stjarna af sjötta birtustigi. Þar sem að flokkunin kvarðast lógaritmískt og 100 föld breyting samsvarar fimm birtustigum jafngildir það að tiltekið birtustig er 2,512 falt bjartara en það næsta.

In 1856, the English astronomer N. R. Pogson (1829–1891) mathematically proposed a brightness classification based on the concept that a first-magnitude star is 100 times brighter than a sixth-magnitude star. Since the classification is logarithmic, a 100-fold change corresponds to five magnitudes, meaning that a star of a given magnitude is approximately 2.512 times brighter than the next.

Fyrir tíma ljósmæla voru birtumælingar gerðar sjónrænt og studdust menn við þrepaaðferðir kenndar við stjörnufræðingana Friedrich Argelander (1799-1875) eða áðurnefndan Pogson. Þá er birta breytistjörnu borin við stöðugar samanburðarstjörnur; eina sem er bjartari en viðfangsefnið og aðra sem er daufari. Sumir athugendur hafa náð það mikilli leikni að greina birtubreytingu sem nemur 0,1 birtustigi. En stöðugleiki í matinu er ekki auðfenginn og næst aðeins eftir langa reynslu.

Before the use of photometers, astronomers made visual measurements and relied on the step methods described by Friedrich Argelander (1799–1875) or aforementioned, Pogson. The brightness of a variable star was then compared to constant reference stars, one brighter and one fainter than the target. Some observers have trained remarkable skill in detecting brightness changes as small as 0.1 magnitude, but achieving consistency in such estimations is difficult and requires considerable experience.

Stjörnufræðingar gerðu tilraunir með selenium ljósnema á síðasta áratug 19. aldar en sífellt betri nemar þróuðust þegar leið á 20. öldina. Eftir síðari heimsstyrjöldina varð ljósföldunarneminn (PMT) eitt mikilvægasta tækið til  ljósmælinga og ríkjandi í stjörnufræði. Á sama tíma lögðu stjörnufræðingar til ákveðin ljósfræðikerfi þar sem afmörkuð litsvið (litrófsflokkar) upplýsa um eigindir stjarna. Dæmi um slíka litrófsflokkun er UBV kerfið sem enn er í notkun.

Astronomers began experimenting with selenium photodetectors in the 1890s, and improvements continued throughout the 20th century. After World War II, the photomultiplier tube (PMT) became one of the most important instruments for photometry and dominated astronomical research. At the same time, astronomers developed specific photometric systems with an emphasis on the properties of stars. An example of such a system is the UBV system, which is still in use today.

Lengst af 20. öldinni mátu stjarnmælingamenn birtu breytistjarna með sjónrænum aðferðum. Um 1980 hafði tæknin þróast á það stig að farið var að framleiða hagkvæma ljósdíóðunema. Um aldamótin 2000 tóku CCD ljósnemar yfir og nýlega hafa CMOS-myndnemar einnig verið teknir í notkun. Með slíkum tækjum geta stjörnuáhugamenn gert afar gagnlegar athuganir á ýmsum stjarnfyrirbærum sem eru sambærilegar og þær sem stjörnufræðingar gera. Samvinnan skilar yfirgripsmeiri upplýsingum yfir ljósferla breytistjarna. Stjörnufræðingar geta notað mæligögn sem stjarnmælingamenn afla með tilskildum aðferðum. Um er að ræða eitt örfárra rannsóknasviða í stjarnvísindum þar sem framlag áhugamanna kemur að gagni.

For most of the 20th century, amateur astronomers estimated the magnitudes of variable stars using visual methods. By the 1980s, technology had advanced to the point where affordable solid-state photometers were available. At the turn of the 21st century, CCD sensors gradually became the state-of-the-art photometers, and more recently, CMOS image sensors have also been employed. With such instruments, amateur astronomers can make high-quality observations of various objects that are comparable to those made by professionals. The collaboration provides more comprehensive information on the light curves of variable stars. Researchers can use photometric data obtained by advanced amateur astronomers with the required methods. Variable star monitoring is one of the very few research fields in astronomy where the contribution of amateurs is useful.