Photometric Catalogue for Space and Ground Night-Time Remote-Sensing Calibration: RGB Synthetic Photometry from Gaia DR3 Spectrophotometry
最近的工作已经做出了很大的努力，以产生标准化的测光在RGB波段。为此，我们仔细定义了RGB波段的透射率曲线，并使用Gaia EDR3中的光度信息定义了一组标准光源。这项工作的目的不仅是显着增加RGB标准的数量和准确性，而且还提供，第一次，可靠的不确定性估计使用BP和RP分光光度法发表在盖亚DR3，而不是他们的综合光度法预测RGB光度。此外，这种方法允许包括校准源，而不管它们如何受到消光的影响，这是以前工作的一个主要缺点。RGB测光是从Gaia BP和RP低分辨率光谱合成的，直接使用它们的一组系数乘以Gaia DR3中发布的所有源的Gaia目录中提供的一些基函数。输出的合成幅度与以前的RGB标准目录进行比较。
2023-03-24 astro-ph.IM
A study of NIR atmospheric properties at Paranal Observatory
为了最大限度地提高帕拉纳尔天文台望远镜的科学回报，我们分析了帕拉纳尔上空近红外（NIR）的大气特性。我们估计大气消光光谱范围1.10-2.30微米（J，JS，H和Ks）使用标准的恒星，在光度和晴朗的夜晚与ISAAC在2000年和2004年之间的甚大望远镜UT 1观察。我们已经建立了一个由数百个观测数据组成的数据库，这使我们能够研究灭绝如何随空气质量和水蒸气柱密度而变化。此外，我们使用大气的理论模型来估计瑞利散射和分子吸收，以量化它们对每个滤波器中总消光的贡献。最后，我们观测了8颗明亮的红色标准星，以评估滤光器的颜色项。我们发现，消光系数< 0.1马格/空气质量在所有考虑的波段。J波段的消光系数强烈地依赖于水汽柱密度。分子吸收在J、H和Ks中占主导地位，而瑞利散射对Js中的消光贡献最大。我们已经发现J、H和Ks的颜色项可以忽略，而Js的颜色项不可忽略。
2011-02-07 astro-ph.IM
Site testing of the Sierra de Javalambre. First results
我们提出的Javalambre天体物理观测站的拟议位置的主要特点。这些测量数据是从现场不同监测器和仪器获得的分光光度、光度和视宁度数据以及公众可获得的气象卫星数据中获得的。在没有月亮的夜晚观测到的夜空光谱显示出很少的典型污染线的污染。它们对天空亮度的贡献分别为：B星~0.06星等，V星~0.09星等，R星~0.06星等。特别是，钠人工和自然线的强度比较表明，该网站满足国际天文学联合会的建议，一个黑暗的网站。无月夜空表面亮度的天顶校正值为B = 22.8等角秒^-2，V = 22.1等角秒^-2，R = 21.5等角秒^-2，I = 20.4等角秒^-2，这表明该地点非常暗。在夏季期间测量了消光，在V波段的典型值为0.22等，在全光度夜晚的最佳测量值为0.18等。过去两年（2008- 2009年）V波段视宁度的中位数为0.71”，众数为0.58”。视宁度值呈现季节性变化，夏季（~0.69”）小于冬季（0.77”）。对于68%的分析夜晚，整晚的视宁度优于0.8”。视宁度在相当长的时间内是稳定的，特别是在具有良好视宁度值的夜晚。对于视宁度低于0.8”的夜晚，典型的尺度是在参考值的20%以内变化的5小时左右。完全晴朗的夜晚比例约为53%，而至少有30%的夜晚晴朗的夜晚比例约为74%。
2009-12-18 astro-ph.IM
UBVRI night sky brightness at Kottamia Astronomical Observatory
本研究利用全自动光电光度计，首次在埃及Kottamia天文台通过UBVRI系统开展夜天亮度观测，测得各波段天顶亮度与色指数，分析了大气消光等特性，明确了周边新建城市对天光的影响。
2023-10-09 astro-ph.IM
Toward an atlas of the number of visible stars
光污染在大气中传播的建模技术使得能够计算天空任何方向的人造夜空亮度图，其中涉及来自卫星数据的大量细节。Cinzano等人（2001年a）介绍了一种方法，根据卫星辐射测量和光污染传播的Garstang模型，从大面积测绘天顶处肉眼可见的恒星。它考虑到了数字高程数据中每个陆地区域的海拔高度，基于Garstang方法选择的天空方向的自然天空亮度，Garstang和Schaefer之后的眼睛能力，以及视觉光度带中的大气消光。在这里，我们讨论如何使用这些方法来获得地图的平均数量可见的恒星时，看夜空半球，最后回答，网站的网站，有多少恒星在天空中可见的问题。这并不是微不足道的，因为可见恒星的数量取决于天空中每个方向的极限星等，而这取决于该方向的天空亮度，该天顶距的大气消光以及观察者的视觉敏锐度和经验。我们目前，作为一个例子，在意大利的可见星的数量的地图，以平均观察员在晴朗的夜晚，分辨率约为1公里。
2020-07-01 astro-ph.IM physics.soc-ph
Atmosphere Extinction at the ORM on La Palma: A 20 yr Statistical Database Gathered at the Carlsberg Meridian Telescope
位于加那利群岛（西班牙）的Observatorio del Roque de los Muchachos（ORM）是未来欧洲极大望远镜（E-ELT）的候选者之一，也是迄今为止最大的光学红外设施加那利大望远镜（GTC）的所在地。天空透明度是一个关键参数，因为它定义了天文观测中获得的测光质量。我们提出了一个研究的大气灭绝的ORM，进行分析后，数据库跨越20多年，据我们所知，最长的，最完整的和同质的原位数据库可用于任何天文台。它是基于使用嘉士伯子午线望远镜（CMT）在V波段和r'波段（转换为V波段消光系数kV）的光度测量。观察到明显的季节性变化，每年重复。kV的中值为0.13 mag/空气质量;平均值在夏季（6月至9月）有一个最大值，对应于受灰尘或卷云影响的夜晚频率最高的季节（夏季约为29%，但在一年中的其余时间仅为13%）。在数据库基线期间发生了两次火山爆发，这使得能够研究火山对全球大气灭绝的影响。对于5年的可用信息，我们估计了CMT数据日志的平均每月天气停机时间，获得的结果（20.7%）与早期研究的合理一致。我们的研究的主要结论是，有没有显着的证据，从CMT数据的任何长期变化的kV超过20年的数据库基线。
2010-09-21 astro-ph.IM
Argentinian multi-wavelength scanning Raman lidar to observe night sky atmospheric transmission
本文讨论了在阿根廷切伦科夫望远镜阵列（CTA）合作框架下，CEICONICET激光雷达部正在建造的多波长扫描拉曼激光雷达，用于测量大气气溶胶消光廓线的光谱特性，以提供更好的传输计算在未来的CTA站点。该激光雷达在355、532和1064 nm处以50 Hz发射7-9 ns的短激光脉冲，在1064 nm处的标称能量为125 mJ。该波长还用于反演紫外线、可见光和红外线范围内的大气（空气、气溶胶和云）后向散射辐射。在紫外和可见光波段增加了拉曼功能，以检索气溶胶消光和水汽廓线的光谱特性。由于预计未来站点的气溶胶光学厚度较低，观测期较短，而且观测时间较长，因此需要加强收集区域。该系统使用六个40 cm f/2.5牛顿望远镜，以避免处理更大的镜面变形，像差问题和更高的成本，这意味着使用具有相同收集表面的单个镜面。此外，更换或重新涂覆单个反射镜会对性能产生轻微影响，但不会影响操作。附加的对准过程已经通过自动镜子对准来解决，以在采集期间遵循观察的视线。该系统的设计是在恶劣的环境条件下运行，因为它完全暴露在外部天气条件下，当它的掩体完全打开时，提供360°观测。
2013-07-18 astro-ph.IM physics.ins-det
Characterisation of Timau National Observatory using limited in-situ measurements
印度尼西亚东南部的一个新天文观测台目前正在建设中。这个蒂茂国家天文台将拥有一个3.8米望远镜，用于光学和近红外观测。为了支持操作和规划，需要适当地执行站点的表征。然而，由于资源有限和无法进入现场，无法部署仪器进行全面现场测试。幸运的是，来自天空质量计（SQM）的\emph{in-situ}天空亮度数据已经可用了近两年。根据470个夜晚的观测资料，我们得到了$μ_0=21.86\pm0.38$等/角秒$^2$的背景天空亮度。此外，我们评估月光下的天空亮度，估计大气消光系数（$k$）和现场散射水平。我们发现一个缓解值的$k=0.48\pm0.04$，与高大气气溶胶含量。对于位于低海拔的赤道区域（${\sim}1300$ masl），它被认为是规则的。通过分析天空亮度和\emph{Himawari-8}卫星红外图像的起伏，估计了至少$5.3$小时/夜的可用观测时间（AOT）和$66\%$的年平均可用夜百分比。SQM和卫星资料分析的月平均AOT与$R=0.82$相关。就每月可用夜数百分比而言，相关系数为$R=0.78$。在雨季（11月至4月），SQM和卫星数据分析的结果偏差更大，这主要是由于Himawari-8探测碎片低空云的能力有限。根据这些结果，我们预计蒂茂天文台将大大补充其他天文台。
2022-12-13 astro-ph.IM
The Palomar Transient Factory photometric calibration
Palomar Transient Factory（PTF）为大部分天空提供多历元成像。在这里，我们描述的PTF数据产品的光度校准，涉及到其他磁系统的PTF幅度。标定过程中使用SDSS r~16等点源天体作为光度标准。在光度条件下，这允许我们求解消光系数和颜色项，并估计相机照明校正。这还可以校准SDSS封装之外的字段。对PTF光度定标的精度和重复性进行了测试。考虑到PTF每晚在一个滤波器中观测，我们定义了R波段和g波段的PTF校准星等系统。我们发现，在这个系统中，59%（47%）的光度校准PTF R波段（g波段）的数据达到光度精度为0.02-0.04马格。鉴于对象的颜色，PTF星等系统可以转换为其他系统。逐夜比较多个夜晚观测到的单个恒星的校准星等表明，它们在~0.02 mag.的水平上是一致的。在非测光条件下拍摄的大部分数据可以相对于测光条件下获得的相同天空足迹的其他时期进行校准。我们提供了一个指南，描述了PTF光度校准数据产品的使用，以及PTF星等系统与SDSS和约翰逊-托宁斯系统之间的转换。（节略）。
2011-12-20 astro-ph.IM
Optical atmospheric extinction over Cerro Paranal
目的：本研究进行，以确定典型的晴空观测条件下的帕拉纳尔山的消光曲线，精度为0.01马格/空气质量。研究方法：用8.2米甚大望远镜FORS 1对8颗光谱范围为3300-8000 A的分光光度标准星进行了低分辨率光谱观测，得到了Paranal的消光曲线。从2008年10月到2009年3月，在六个月的时间里，共收集了600多个光谱。平均消光曲线是使用全局拟合算法得出的，这使我们能够同时结合所有可用的数据。使用LBLRTM辐射转移代码，这也是用来研究的O2，O3和H2O的主要分子带的变化的影响，并估计其柱密度的主要大气参数进行检索。结果如下：总的来说，帕拉纳尔的消光曲线似乎与阿塔卡马沙漠中的其他天文遗址（如拉西拉和托洛洛山）的消光曲线一致。然而，在4000 A以下检测到与El Chichon喷发前Cerro Tololo的消光曲线有关的系统性缺陷。我们将这种下降归因于非标准的气溶胶成分，可能揭示了阿塔卡马沙漠上方火山污染物的存在。对自1974年以来获得的所有光谱消光曲线的分析表明，在过去的35年中，气溶胶的组成一直在演变。持续存在的非气象烟雾痕迹表明，火山爆发的影响，如埃尔奇雄和皮纳图博，持续几十年。在IRAF和MIDAS中实施的标准CTIO和La Silla消光曲线的使用产生了对绝对通量的系统性高估/低估。
2010-11-29 astro-ph.EP astro-ph.IM
Transformation relations for UBV photometric system of 1m telescope at the TÜBİTAK National Observatory
本研究通过T100望远镜对Landolt标准星的长期观测，确定其UBV测光系统的转换关系等参数，验证了与Landolt标准的匹配性，得出该转换关系可用于标准化测光的结论。
2024-12-02 astro-ph.IM astro-ph.SR
The Robotic MAAO 0.7m Telescope System: Performance and Standard Photometric System
本文介绍了韩国密阳阿里郎天文台0.7m机器人望远镜系统的性能，通过观测标准星获取大气消光系数与零点星等，验证了其具备与其他同类设施相当的光度观测能力，且凭借机器人观测能力可广泛用于暂现源的时间序列观测。
2024-04-24 astro-ph.IM
Photometric calibrations and characterization of the 4K$\times$4K CCD Imager, the first-light axial port instrument for the 3.6m DOT
在目前的工作中，4K $\times$ 4K CCD成像仪（3.6米Devasthal光学望远镜的第一个光学仪器; DOT）的最新表征结果和光度校准进行了讨论，以及消光系数和天空亮度值的测量在3.6米DOT站点的位置基于2016年和2021年之间拍摄的成像数据。对于4K $\times$ 4K CCD成像仪，所有给定的增益组合（1、2、3、5和10 e $^-$ /ADU）和三种读出速度（100 kHz、500 kHz和1 MHz）的读出噪声值均使用2021年初拍摄的天空平面和偏置帧进行验证;测量值与理论值非常相似。基于2016-2021年期间观测到的几个Landolt标准场的$UBVRI$观测数据，使用颜色-颜色和颜色-星等转换方程，确定颜色系数（$α$）和零点（$β$），以约束和检查它们的长期变化和任何可能的演变。我们目前的分析显示，在1个$σ$内估计的$α$值之间具有一致性，并且没有显示出任何明显的随时间变化的趋势。我们还发现，使用CCD成像仪数据计算的测光误差和极限星等遵循之前发表的模拟结果。的平均消光系数，其季节变化，和天顶夜空亮度值的无月之夜的所有10个贝塞尔和SDSS过滤器的估计，并发现与其他良好的天文网站的报告。
2022-05-30 astro-ph.HE astro-ph.IM
A revised simplified scattering model for the moonlit sky brightness profile based on photometry at SAAO
本文介绍了在南非天文台（SAAO）在萨瑟兰在一个明亮的月亮的存在下，夜空亮度的多过滤器测量。观测范围涵盖广泛的天空方向、月相和月球位置。提出了一种改进的简化散射模型，用于估算月光引起的天空亮度，与天文学研究中常用的模型相比，该模型能更准确地反映月球光束在大气中的消光。由于月光以外的其他来源对夜空亮度的贡献被量化，并从总的天空背景辐射中减去，以确定散射月光的光谱强度和角分布。大气散射相函数，然后通过比较天空增亮的强度的传入的月球光束，估计使用一种新的方法。相函数被证明是一个很好的匹配相结合的理论瑞利和米氏散射函数，后者与Henyey-格林斯坦的形式，而不是在以前的研究中经常使用的指数角关系。在测量和模型天空亮度之间的偏差是明显的，在某些波段，这些解释的贡献，从多个散射或气辉，并相应地量化。该模型构成了一个有效的工具来预测天空亮度在SAAO的光学光度带，特别是与明亮的月亮。该方法也可以很容易地适用于其他天文网站。本文还介绍了49颗恒星的$UBV(RI)_c$和Str {<$} mgren测光，大多数没有这样的数据。
2022-05-16 astro-ph.IM
Characterizing Near-Infrared Sky Brightness in the Canadian High Arctic
我们首次测量了加拿大高北极地区的近红外（NIR）天空背景，特别是J波段天空背景。最近，人们对在埃尔斯米尔岛建立一个天文观测台产生了相当大的兴趣;初步的场地测试表明，有希望建成一个世界级的场地。鼓励我们的研究来自天空背景测量高南极冰川高原在冬季，显示出显着较低的近红外辐射相比，良好的中纬度天文网站，由于减少OH气辉线的排放。这可能是一种极地效应，也可能存在于高北极地区。为了验证这一假设，我们进行了一项实验，测量了冬季高北极地区J波段的天空亮度。我们建造了一个天顶指向，J波段光度计，并安装在极地环境大气研究实验室（PEARL）附近的尤里卡，努纳武特（纬度：80度N）。我们提出了我们的光度计的设计和我们的结果，从我们的短PEARL观测活动在2012年2月。在四天的时间里，我们的测量表明J波段天空亮度在15.5-15.9等角秒^[2]之间变化，测量不确定度为0.15等，完全由辐射校准中存在的系统误差决定。在观测最好的夜晚，我们测量到的天空亮度相当稳定，为15.8 ± 0.15等弧秒^[2]。这并没有经过大气消光的校正，在一个好的夜晚，大气消光在J波段通常<0.1等。测得的天空亮度与中纬度地区相当，但并不像南极测量所声称的那样暗。我们讨论了为什么我们看不到像南极那样黑暗的天空的可能解释。预计未来冬季天空亮度测量将获得必要的统计数据，以便与南极测量结果进行适当的比较。
2012-06-28 astro-ph.IM
Astronomical Sky Quality Near Eureka, in the Canadian High Arctic
极地环境研究实验室（PEARL）位于加拿大埃尔斯米尔岛尤里卡研究站附近610米高的山脊上，报告了夜间可见光天空亮度和透明度。北极星的光度测定在V波段获得的PEARL全天空成像仪（PASI）在两个冬天的支持标准气象测量和视觉估计的天空条件从海平面。这些数据表明，在研究期间，2008/09年10月至2009/10年3月，当太阳在地平线以下12度以上时，天顶附近的天空平均表面亮度为19.7 mag/square-arcsec，在没有月亮的天文黑暗期间达到20.7 mag/square-arcsec。天空没有厚厚的云层，86%的时间可用于天文学（灭绝<2等）。高达68%的时间是光谱的（<0.5等），被冰晶衰减，或清晰稳定的大气透明度。这些情况可以持续100多个小时。进一步的分析表明，在PEARL的冬季，48+/-3%的时间天空完全没有冰晶（真正的光度），附近海拔较高的位置可能会更好。
2011-12-13 astro-ph.IM
Unveiling the Dynamic Infrared Sky with Gattini-IR
虽然光学和无线电瞬变测量在过去十年中得到了复兴，但动态红外天空实际上仍然未被探索。红外线是探测高消光尘埃区域瞬态事件的有力工具，也是探测只有在这些波长下才明亮的最冷恒星的有力工具。研究红外时域的基本障碍是极其明亮的天空背景（比光学亮250倍）和红外相机的窄视场（最大为0.6平方度）。为了开始解决这些挑战并打开一个新的红外观测窗口，我们介绍了Palomar Gattini-IR：Palomar天文台的一个25平方度，300毫米孔径的红外望远镜，每晚可以测量整个可访问的天空（20，000平方度），深度为16.4 AB mag（J波段，1.25 um）。Palomar Gattini-IR的面积比现有的红外相机大40倍以上，能够多次测量大面积的天空。我们预期可能会有其他不可行的发现，例如，包括引力波探测的难以捉摸的电磁对应物。有了专用的硬件和F/1.44望远镜，Palomar Gattini-IR将于2017年初在天空中运行，并将在两年的时间里每晚对整个可访问的天空进行调查。Palomar Gattini-IR将为双半球、红外优化、超宽场高节奏机器Turbo Gattini-IR铺平道路。为了利用2.5微米的低天空背景，两个相同的系统将被放置在南极洲的南极和加拿大埃尔斯米尔岛的尤里卡附近。Turbo Gattini-IR将占地15，000平方米。度到20 AB的深度，与VISTA VHS…
2016-08-16 astro-ph.IM
The site conditions of the Guo Shou Jing Telescope
郭守敬望远镜所在地兴隆观测站的天气受中国东北季风气候的强烈影响。LAMOST的调查战略受到这些天气模式的限制。本文统计了2004 - 2007年的观测时数和1995 - 2011年的天空亮度、视宁度和天空透明度。我们调查现场条件对测量计划的影响。每个月的运营时间与季节有很强的相关性：1 - 2月平均每晚有8个小时的运营时间，但7月和8月只有1-2个小时。能见度和天空透明度也随季节而变化。虽然在冬季大风时视宁度较差，而在春季和夏季大气消光较差，但该站点足以满足LAMOST调查的科学计划。利用历史观测资料进行的蒙特卡罗模拟表明，在观测时数限制下，观测足迹在赤经赤经22小时到16小时之间，天空亮度允许LAMOST获得的极限星等为V = 19.5等，信噪比为10。
2012-06-19 astro-ph.IM
Palomar Gattini-IR: Survey overview, data processing system, on-sky performance and first results
Palomar Gattini-IR是在Palomar天文台运行的一个新的宽视场，近红外机器人时域调查。Gattini-IR使用一个安装有H2 RG探测器的30厘米望远镜，实现了25平方米的视场。°的在J波段中具有8.7”的像素尺度。在这里，我们描述的系统设计，调查业务，数据处理系统和Palomar Gattini-IR的天空性能。作为名义调查的一部分，Gattini-IR扫描$\approx 7500$平方度的天空，每天晚上到一个中位数5 $σ$深度的$15.7$ AB MAG以外的银河平面。该调查涵盖了从Palomar可见的$\approx 15000$平方度的天空，中位周期为2天。一个实时数据处理系统从天空拍摄的抖动原始图像产生堆叠的科学图像，连同PSF拟合源目录和从观测时间起$\approx 4$小时的中值延迟内的减法识别的瞬态候选者。校准后的数据产品达到的天体测量精度（RMS）$\approx 0.7$“相对于盖亚DR 2的源与S/N $> 10$，并优于$\approx 0.35$“比$\approx 12$织女星等亮的源。在PSF拟合源目录中达到的光度精度（RMS）优于$\approx 3$ %，比$\approx 12$织女星等亮的源，根据2 MASS目录校准。凭借$\approx 40\times$比任何其他现有的近红外成像仪器都大的视野，Gattini-IR正在…
2019-10-29 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
