Astronet Астронет: А. В. Миронов/ГАИШ Прецизионная фотометрия
http://variable-stars.ru/db/msg/1169494/node33.html
Прецизионная фотометрия
<< 4.7 Полное ослабление света | Оглавление | 5.2 Система UBV и ... >>


5. Некоторые фотометрические системы

             -- Тут все дело, -- он таинственно понизил голос, -- все дело в зеленых очках, которых никогда не снимают мои подданные.
А.Волков.
''Волшебник изумрудного города''
Разделы

5.1 Уточнение понятия ``фотометрическая система''

Рассмотрев характерные особенности трех функций, входящих сомножителями под интеграл в основных формулах гетерохромной фотометрии (1.7), (1.8), обсудим более строго вопросы, связанные с определением и применением понятия ``фотометрическая система''.

Обычно под наблюдениями в некоторой фотометрической системе понимают ситуацию, когда световые потоки от звезд измеряют одновременно (или квазиодновременно) в нескольких спектральных полосах. Ранее термин ``фотометрическая система'' часто относили и к наблюдениям в одной-единственной спектральной полосе (например, иногда говорят: ``наблюдения в системе $V$''), но мы всегда будем говорить о фотометрической системе как о многоцветной системе, когда наблюдения производятся с некоторым набором кривых реакции. Тогда в обозначении функции $T(\lambda)$ под интегралом (1.7) появляется номер кривой реакции $i$, и функция обозначается $T_i(\lambda)$. В зависимости от выбранной фотометрической системы $i$ может принимать значения, например, $U,B,V$ (система Джонсона) или $W,B,V,R$ (Тянь-Шаньская система).

Чтобы определить фотометрическую систему необходимо:
- во-первых, хорошо знать относительные кривые реакции всех полос;
- во-вторых, в каждой полосе задать нуль-пункт, то есть установить, какую звездную величину имеет в этой системе хотя бы один хорошо известный, легко доступный и стабильный естественный или искусственный источник света.

После выявления ошибки Г.Джонсона в процедуре выноса за атмосферу ультрафиолетовой величины $U$ и показателя цвета U-B, часто, и не без основания, считают, что описание этой процедуры также должно входить в определение фотометрической системы.

Стремгрен в начале 60-х годов предложил называть системы, у которых полуширина кривых реакции (т.е. ширина на уровне 50% пропускания по отношению к максимуму) превышает 300$\AA$, широкополосными, системы с полушириной полос 100-300$\AA$ среднеполосными, а системы с полушириной полос менее 100$\AA$ --  узкополосными.

Ширина 100$\AA$ -- это не просто количественное соглашение о ``круглом'' числе. Физический смысл узкополосных систем в том, что в таких полосах свойства излучения практически не отличаются от свойств монохроматического света. Такие полосы называются квазимонохроматическими.

Следуя В.Б.Никонову дадим следующие строгие определения. Назовем средней длиной волны $\lambda_{med}$ фотометрической полосы величину, определяемую выражением:


\begin{displaymath} \lambda_{med} = \frac {\int \limits_{\lambda 1}^{\lambda 2}... ...a} {\int \limits_{\lambda 1}^{\lambda 2} T(\lambda)\,d\lambda} \end{displaymath} (5.1)

Действующая длина волны $\lambda_w$ задается неявным образом выражением

\begin{displaymath}[p(\lambda_w)]^{M(z)} = \frac {\int \limits_{\lambda 1}^{\lam... ...mits_{\lambda 1}^{\lambda 2} E(\lambda)\,T(\lambda)\,d\lambda} \end{displaymath} (5.2)

Фотометрическую полосу можно считать квазимонохроматической, если учет экстинкции с коэффициентом прозрачности $p(\lambda_{med})$, и с коэффициентом $p(\lambda_w)$ дает значения внеатмосферных фотометрических характеристик, не различающиеся в пределах заданной точности. Для таких полос справедлива классическая формула Бугера (4.1), отсутствует эффект Форбса и т.п.

В некотором смысле наблюдениями в узкополосной и очень многоцветной системе являются спектрофотометрические наблюдения, выполненные в ГАИШ и в АФИФ АН Казахстана. Как мы уже знаем, в Московском и Алма-атинском спектрофотометрических каталогах потоки от звезд усреднены по спектральным интервалам шириной 50$\AA$. Для таких интервалов везде, кроме случаев сильных полос поглощения, справедливо монохроматическое приближение. Узкополосные системы создаются исследователями, как правило, для решения какой-то конкретной задачи. С помощью узких светофильтров, чаще всего интерференционных, на разных длинах волн выделяются детали спектра, особенно характерные для изучаемого физического явления: отдельные спектральные линии или полосы, участки непрерывного спектра, скачки и т.п.

Широкополосные системы возникли как реализация ``естественных'' фотометрических полос, таких как кривая видности глаза или кривая спектральной чувствительности фотографической пластинки. Главное достоинство широкополосных систем -- их высокая проницающая способность.

Среднеполосные системы возникли из желания наблюдателей совместить преимущества широкополосных и узкополосных систем: одной стороны, простоту и квазимонохроматичность узких полос, а с другой, более высокую проницающую способность, сближающую их с широкополосными системами.

Следуя В.Страйжису (хотя в литературе встречаются и другие определения), мы будем говорить, что фотометрическая система с двумя спектральными полосами -- это двухцветная система, с тремя -- трехцветная и т.п. В связи с этим, будем называть цветом или лучами (например, цвет $R$, визуальные лучи $V$), основную цветовую окраску той или иной кривой реакции, и не будем применять термин цвет в смысле показателя цвета. Если цветом называть показатель цвета, то система $UBVRI$ с пятью спектральными полосами, из которых можно образовать десять различных показателей цвета, должна была бы называться десятицветной, что явно неудобно. Итак, понятие ``цвет'' относится к приемной аппаратуре, а понятие ``показатель цвета'' -- к звезде.

Уточним, что если имеются две спектральные полосы $i$ и $j$, то для звезды с внеатмосферным распределением энергии в спектре $E(\lambda )$ гетерохромный внеатмосферный показатель цвета $C.I.\!^\circ$ определяется по формуле (1.10), где $C_{ij}$, -- постоянная, единая для этой двухцветной фотометрической системы $(i,j),$ подбирается так, чтобы для звезд определенного спектрального типа показатель цвета $C.I.\!^\circ(i,j)$ равнялся нулю.

Для трехцветной системы, например для UBV, можно составить три показателя цвета: U-B, B-V и U-V. Любые два из них можно принять независимыми. Тогда третий выражается через них, например: $(U-V)=(U-B)-(B-V)$. Если полос четыре, например $UBVR$, то можно составить шесть показателей цвета, из которых три независимы.

В настоящее время астрономами создано большое количество фотометрических систем и в них выполнены разноообразные наблюдения. Однако все эти системы и все наблюдения с практической точки зрения направлены на решение двух глобальных задач, которые решаются с помощью фотометрии.

Первая задача -- открытие и исследование переменности звезд в различных участках спектра. Целью этой задачи является определение амплитуд переменности и периодов или характерных времен изменения блеска.

Вторая задача -- восстановление исходного распределения энергии в спектре. Именно из распределения энергии, и, в конце концов, только из него, мы получаем различные физические характеристики: температуру, ускорение силы тяжести, величину межзвездного поглощения света и др. Иногда говорят, например, так: ``в среднеполосной системе $uvby$ индекс $m$ -- есть индекс металличности''. Это означает, что индекс $m$ прокалиброван по звездам, для которых прямыми методами были получены распределения энергии, а эти распределения энергии были сопоставлены с теоретическими кривыми излучения для различных вариантов химического состава атмосферы звезды. Только тогда мы можем сопоставить числовому значению индекса (пусть это будет $m$) то или иное значение физической величины (содержания металлов либо какой-то другой).


<< 4.7 Полное ослабление света | Оглавление | 5.2 Система UBV и ... >>

Rambler's Top100 Яндекс цитирования