光电光度计 及其在天文上的应用 云南天文台光电实验室 常亮

光电光度计的工作原理、结构、性能指标及参数 光电光度计在天文上的应用 噪声分析 光电探测效率 下一步的工作 前景展望

光电光度计的工作原理、结构、 性能指标及参数 光电光度计的工作原理、结构、 性能指标及参数 工作原理及结构 性能指标及参数 光电光度计系统性能指标主要有：量子探测效率，时空分辨率，增益，暗记数速率，环境适应性、干燥、制冷条件和屏蔽，动态范围等。 PMT 放大器 幅度甄别器 波形整形电路 计数器

光电光度计在天文上的应用 早在1729年，法国人布盖就发明了光度计，用以比较天体的亮度。 1859年，德国的泽尔纳发明的光度计，经改进使用至今。 1879—1882年，美国天文学家爱·皮克林使用偏振光度计，编制成4,260颗恒星的实测星等的大光度星表。他还利用子午光度计 (meridian photometer) 测量出超过一百四十万颗恒星的星等，并且在哈佛大学天文台拍摄了超过二十五万张恒星照片。 哈勃望远镜配备了先进的光电光度计，国宇航局在对1992年的一批观测数据进行分析时，发现了两列特殊的紫外线脉冲（ultra violet pulses），可能是物质跌入黑洞的“事件视界”（event horizon）之前所发出的紫外线。这是人类首次观测到黑洞存在直接证据。 欧洲天文总署在1980年实行了依巴罗斯计划，于1989年发射了依巴罗斯天文测量卫星(High Precision Parallax Collecting Satellite),简称Hipparcos，它主要测量恒星位置、自行、三角视差和天体测量上的其他参数。其系统误差值为万分之一到万分之二角秒以下，它所安装的光电光度计可以得到星体的B和V两种波段的星等。

经过几年的资料整理，1997年资料集结成册正式出版--依巴罗斯与第谷星表；结合第谷星表和地面观测资料在2000年2月另外整理出版的恒星总数两百五十多万颗的第谷二星表，提供学者做更多的判断和研究。 AZT - 11 1981年，在V.B.Nikonov教授的带领下，列宁格勒光学机械公司制造了AZT-11型1.25 m 望远镜（Ritchey-Cretan reflector）并安装在克里米亚半岛天体物理学天文台（Crimean Astrophysical Observatory）。这台望远镜最主要的仪器就是五通道UBVRI光电光度计。它由Piirolla博士在芬兰的赫尔辛基大学设计并生产。这台设备在0.01秒的响应时间内，同时给出了五通道系统的线偏振，圆偏振和联合偏振。通常，目标的视场为7″～9″，用中性滤波器观测较亮的目标。图2所示为AZT-11型1.25 m 望远镜。

史蒂芬F. 奥斯汀州立大学的天文物理系拥有德克萨斯州第二大天文台—SFA天文台（The Stephen F 史蒂芬F. 奥斯汀州立大学的天文物理系拥有德克萨斯州第二大天文台—SFA天文台（The Stephen F. Austin Observatory）。这里有两个用于观测研究的圆顶，分别装载着18英寸和41英寸望远镜。18英寸望远镜最初被NASA （National Aeronautics and Space Administration，美国国家航空和宇宙航行局）用在阿波罗登月计划之前的研究上，1976年后被安放在SFA天文台，1979年改为由计算机控制，并成为当时第一个用于大学基础教育的计算机控制的望远镜。在18英寸控制系统的基础上，SFA天文台的全体员工设计并建成了自动化更高的41英寸望远镜，并在1984年8月进行了第一次观测。这两个望远镜都装有光电光度计，18英寸望远镜正准备安装CCD图像系统，41英寸望远镜有一个值得称赞的三通道光电光度计。 18英寸望远镜 41英寸望远镜

值得一提的是NASA的空间红外望远镜（Space Infrared Telescope Facility, SIRTF），它是新技术和新颖设计的集合。发射后，航天器在月球以外的环日轨道上运行，在如此远的地方，地球的热量将不会影响望远镜的工作。尽管SIRTF的主镜只有0.85米，但由于自身的低温和距离地球的遥远，它在波长3微米或更长的红外波段上的表现会胜过所有的地面红外望远镜（哪怕是口径8米或10米的庞然大物）。在3.6微米波长上SIRTF能够辨认出暗至20等的天体——这相当于从45000公里外看一根燃着的火柴。 上图为Sky and Telescope杂志的封面，前景即为SIRTF，背景是红外波段的猎户座大星云（M42）。

它于2003年8月从卡那维拉尔角发射入轨后，经过3个月的检查，科学研究开始进行。SIRTF多波段成像光度计（Multiband Imaging Photometer for SIRTF, MIPS）作为IRAC（Infrared Array Camer，红外照相机阵的补充，在24、70、160微米波长上进行光度巡天和高分辨率成像。 中国科学院北京天文台的蒋世仰教授研制成单及三通道恒星光电光度计并首次在中国建立了 UBV三色测光系统。中科院云南天文台1米望远镜上也配有光电光度计。纵观国内外的天文望远镜，应用光电光度计的例子不胜枚举。 北京天文台兴隆观测站的85公分望远镜采用3通道光电光度计,它可以在背景光偏强甚至天微明时进行比较精确的观测.

噪声分析 暗流噪声： 光子噪声： 读出噪声： 热噪声、离子噪声、光阴极热发射噪声、离子反馈噪声、宇宙射线辐射噪声、放射性源辐射噪声。 由于光子发射是随机过程，因而光电荷的收集也是随机的，这就成为噪声源。这种噪声源与器件无关，而取决于光子的性质。它主要对低光强下的摄像有影响。 读出噪声： 经过抑制处理后的最终噪声量。这一噪声是典型的加性噪声，它服从高斯分布，其标准差即为读出噪声的值。

噪声的抑制 抑制器件中噪声的措施主要通过干燥、致冷、屏蔽、选择无放射性的器件材料、改进器件设计和工艺、消除尖端放电源，对于光电光度计来说，星光和天光的光子噪声是由于光子到达时间的不均匀而引起的光子流量的起伏，大多数情况下近似服从泊松统计规律，有关光子噪声，Goodman、Winitzer已以先后进行了透彻的研究，而对于共同存在光子噪声和探测器离散附加噪声的情况，Pehlemann等人已提出了噪声的模拟和改正方法。在此基础上，云南天文台的邱耀辉、刘忠等人给出了相应的噪声模拟和有效的正约束改正方法。

光子探测效率 光子记数及数据处理系统 宇宙尘埃大气影响

建立模型 （1）确定待测目标（star）； （2）对大气层外单位时空的光子数进行统计平均，记为L； 目标发射光子数随机，大气是随机介质，终端记数随机，则光子探测过程为随机过程，采用统计平均的方法计算探测效率。 建立模型 （1）确定待测目标（star）； （2）对大气层外单位时空的光子数进行统计平均，记为L； （3）对大气中单位时空光子数进行统计平均，记为M； （4）对望远镜的透光率及采光面积进行计算，记为N，R； （5）光电倍增管的量子效率，记为P； （6）估计器件外部环境，器件内部不可消除但可抑制的各种噪声，漏 记，重记所带来的影响（包括Fabry透镜、滤光片、孔径光阑、放大电 路、甄别电路、整形电路等），计算效率，记为Q； （7）应该探测到的平均光子记数率S=L×M×N ×R ×P ×Q； （8）探测效率K=C/S，其中C为实际探测到的平均光子记数率。

下一步的工作 在建立光子探测模型的基础上，进一步分析外层空间，大气湍流和探测器件对光子探测的影响；用随机场理论和统计平均的思想把问题具体化，给出每一环节的计算公式，及其物理意义，希望我能为天文事业贡献微薄之力。 我台一角

前景展望 光电光度计在天文观测领域应用广泛，它已经由单通道向多通道发展，以其读出时间快，记录数据量小而处理方便，利用多通道能同时找到比较星、变星、检验星进行观测等特点，克服了CCD系统响应时间较慢，采集图象而数据量大和线阵CCD视场小等缺点（面阵CCD虽然视场大，但价格要昂贵得多）。云南天文台钱声帮研究员指出，光电光度计将向多目标、快速测光、大信息量、大视场，具有同时性的二维多通道方向发展。 我们的光电实验室

尋道興文 正心問天 光电实验室部分师生工作照 谢谢!