光度の測定
出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/03/30 08:05 UTC 版)
天体の光度変化は、その背景にある物理過程次第では、観測する色（波長）によって異なる振る舞いをするため、光度曲線を作成するにあたっては、明るさの測定は特定の波長範囲（波長帯、バンド）で行うことが多い。例えば、主星と伴星の表面温度が大きく異なる食連星では、主星が伴星を隠すときと伴星が主星を隠すときとで、光度曲線の極小の深さが、観測する色によって違ってくるし、脈動変光星では、光度極大となる時刻が色によって異なる。 一方で、特に変光星の分野では、波長域を限定しない可視光での眼視観測も根強く行われている。最小限の機材で始めることができて、データ整約なども必要ない眼視観測は、観測者の裾野を大きく広げ、CCDカメラが普及した後も、天文学者の観測や主要な掃天観測だけではとても手が回らない数多くの変光星で光度曲線が得られたり、器械観測には不向きな明るい変光星の観測や、いつ変光するかわからない天体の監視などに一定の成果がある。
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