JOHNSON-COUSINS-BESSELS

FILTRLERI

Filtre kullanım alanları

Nurdan KARAPINAR

20145145004

IŞIK KAYNAĞINI ALGILAMA

Gökcisimlerinin gözlemlerinde ölçülebilen en temel veri onlardan

elektromanyetik ışınım yoluyla alınan enerjidir. Bu büyüklük akı olarak

adlandırılır. Gökcisimlerinden alınan akının ölçülmesine dayanan yönteme

ışık ölçümü ya da fotometri denir.

Fotometrinin temellerini anlamak için öncelikle ölçülen niceliğin, yani

ışığın özelliklerini çok iyi anlamak gerekir.

Elektromanyetik ışınım, foton adı verilen ve bir elektrik alan bir de

manyetik alan bileşeninden oluşan dalga paketleri şekinde uzaya

yayılır. Bir fotonun belirli bir enerjisi ve bu enerjiye karşılık gelen bir

dalgaboyu ya da frekansı vardır.

Neden Filtreler Kullanılır ?

Mükemmel bir gözlem sistemi ; bize tüm gökyüzünden istediğimiz

kadar küçük seçebileceğimiz bir bölgeden alınan ışınımın miktarını

dalgaboyunun fonksiyonu olarak ölçebilecek bir sistemdir. Elbette ki

böyle bir sistem mevcut değildir. Hem gözleyebileceğimiz dalgaboyu

aralığı ve gökyüzünde görebileceğimiz bölgenin alanı hem de

ayırabildiğimiz en küçük dalgaboyu aralığı ve ayırabildiğimiz en küçük

gökyüzü alanı sınırlıdır. Işığı dalgaboylarına açan tayfçeker ya da prizma gibi bir eleman

kullanmak yerine kullanılan dedektörün önüne ışığın sadece ilgilenilen

belirli bir dalgaboyu aralığının geçmesine izin verecek bir filtre koymak

daha kolay bir çözüm olacaktır.

1) Filtre kullanmadan çekilmiş bir görüntü 2) Belli bir dalgaboyu aralığının

geçmesine izin veren bir filtre ile çekilmiş görüntü. Parlaklık farkına dikkat ediniz. (

2002 Paul Kanevsky)

Optik kullanımda UBVRI fotometrik sistemleri ; kırmızı ve ötesinden

görünür bölgeye ve mavi ucuna kadar uzanan beş farklı passbands

(band aralığı) vardır. Bu sistem birkaç astronom tarafından yıllar önce

kuruldu: Johnson ve Morgan (1953) APJ 117, 313 kuzey yarımkürede görülebilen yıldız üzerinden

UBV sistemini tanımladı.

Cousins, (1974) MNRAS 166, 711 güney gökyüzüne UBV sistemini,

Cousins, MNASSA 33, (1974) 149 bandlara ek olarak R ve I band aralığını tanımladı.

Bessell, PASP 91, 589 (1979) ve Bessell, PASP 102, 1181 (1990) 'dir.

1953 Harold Johnson (Yerkes ve Macdonald Rasathane) o zaman kullanılan

fotoçoğaltıcı tüpün hassasiyetine göre üç fotometrik bandları, U, B ve V ‘yi

oluşturdu.Daha sonra ,artırılmış kırmızı duyarlılığı kullanarak , kırmızı ve kızılötesi (R

ve I) bantları oluşturulmuştur.

1970'li yıllarda, A.W.J. Cousins ve John Menzies (Güney Afrika Astronomi Gözlemevi)

hem farklı filtreler kullanılarak hem de yeni ve daha iyi bir dedektör kullanıldığında,

Johnson band aralıklarını yeniden oluşturduklarını söyledi.

Ardından, 1980'lerde Bessell CCD dedektör filtreleri yeni bir dizi CCD ve PMT ile

kullanıldığında eski filtreler gibi aynı sonuçları veremeyeceğini belirtmişlerdir. Bessell

(Matta Stromlo ve Avustralya'da Siding Spring Rasathane) 1990 yılında bu sınıflamayı

geliştirmiştir.

UBVRI İLE NELER GÖZLEMLEYEBİLİRİZ

U Bandında : Sıcak gaz ve yıldızları morötesi algılayıcılarla

gözleyebiliriz.

B Bandında :

V Bandında: Gözün algılama aralığı bu band aralığına denk düşer.

I Bandında: Gaz ve toz bulutlarının ardını görebiliriz.

R Bandında:

KAYNAKLAR

1. https://www.sbig.com/products/filters/photometric-filters/custom-

scientific/

2. http://www.atnf.csiro.au/outreach/education/senior/astrophysics/p

hotometry_colour.html

3. http://spiff.rit.edu/classes/phys373/lectures/colors/colors.html

4. http://gavo.mpa-

garching.mpg.de/Millennium/pages/help/HelpSingleHTML.jsp

5. http://www.ucolick.org/~bolte/AY4_00/week2/em_radiation.html

6. http://adsabs.harvard.edu/full/1990PASP..102.1181B

7. http://www.galex.caltech.edu/media/images.html

8. https://www.astro.virginia.edu/class/oconnell/astr511/lec14-

f03.pdf

9. https://www.astro.umd.edu/~ssm/ASTR620/mags.html

10.http://people.sabanciuniv.edu/ekalemci/publications/gozlem_tekni

k.pdf