![]() |
Астронет: В. М. Лютый, "Физика Космоса", 1986 Астрофотометрия http://variable-stars.ru/db/msg/1186379 |
Астрофотометрия
АСТРОФОТОМЕТРИЯ - раздел практич. астрофизики, занимающийся световыми измерениями. Измерение светового потока даёт осн. информацию о звёздах, галактиках, туманностях и др. астрономич. объектах. Первая в истории астрономии фотометрич. работа - разделение видимых невооружённым глазом звёзд на 6 классов (звёздных величин) - была выполнена Гиппархом во 2 в. до н. э. Глаз оставался единственным светоприёмником до середины 19 в., когда была создана фотопластинка. В настоящее время осн. светоприёмниками явл. фотоэлектрич. приборы: фотоэлектронные умножители (ФЭУ), электронно-оптич. преобразователи (ЭОП), фотосопротивления и фотодиоды. По эффективности они в сотни раз превосходят фотоэмульсию, хотя последняя до сих пор не потеряла своего значения. Всё шире стали применяться т. н. приборы с зарядовой связью (ПЗС), сочетающие эффективность фотоэлектрич. приборов с достоинствами фотографии (построение изображения).
Для исследования распределения энергии в спектрах звёзд и др. астрофизич. объектов применяется многоцветная фотометрия, т. е. измерение светового потока в нескольких определённых участках спектра. Результат измерения принято выражать в звёздных величинах m - относительных (безразмерных) единицах:
где m0 и Е0 - постоянные (Е -
освещённость,
создаваемая звездой величины m). Напр., для
визуальных величин (эффективная длина
волны l0 = 5500 ) постоянные
m0 и Е0 выбраны
так, что звезда величины m = 0 создаёт освещённость на верхней границе земной
атмосферы Е = 2,5.10-6 люкс. Т. к. для одной и
той же звезды освещённость пропорциональна
интенсивности излучения I (l), разность
звёздных величин двух звёзд будет:
Аналогично можно определить разность блеска одной и той же звезды в разных участках спектра:
Величина С наз. показателем цвета (колор-индеком) звезды, её значение может быть как положительным, так и отрицательным. Чем больше показатель цвета, тем "краснее" звезда. (Под "цветом" понимается звёздная величина в данном спектр. интервале.) Если измеряется звёздная величина объекта в одном к.-л. участке спектра, то говорят об одноцветной фотометрии, в 3 участках - 3-цветной и т. д. 3-цветная фотометрия даёт 2 показателя цвета. Обычно принимается, что все показатели цвета звёзд спектрального класса A0V равны нулю.
Для сравнения распределения энергии в
спектрах разных звёзд (и др. объектов)
пользуются фотометрическими системами.
Фотометрич. система характеризуется
набором эффективных длин волн l0 и
полушириной соответствующих полос
пропускания Dl, (ширина полосы
на половине
интенсивности на волне l0). Система
определяется кривыми пропускания
применяемых в ней светофильтров, спектр.
чувствительностью светоприёмника,
распределением энергии в спектре
изучаемого объекта и прозрачностью
земной
атмосферы. В более широком смысле под
фотометрической системой понимают не
только аппаратную систему, к-рая в основном
и определяет l0 и Dl,
но и
фотометрические
стандарты, т. е. измеренные в этой системе
световые потоки от ряда определённых звёзд.
Фотометрич. стандарты дают возможность
сводить наблюдения, выполненные разными
наблюдателями в своих, инструментальных,
системах, к одной - стандартной. Чем ближе
инструментальная система к стандартной,
тем меньше коэффициенты перехода,
вычисляемые по наблюдениям стандартных
звёзд. Фотометрич. системы делятся на
широкополосные (Dl > 300 ), среднеполосные
(Dl ~ 100-300
) и узкополосные (Dl < 100
).
Широкополосные системы
![]() |
Рис. 1. Кривые реакции (в относительных
единицах) |
![\AA](https://images.astronet.ru/pubd/2005/01/15/0001202035/tex/formula0.gif)
![\AA](https://images.astronet.ru/pubd/2005/01/15/0001202035/tex/formula0.gif)
![\AA](https://images.astronet.ru/pubd/2005/01/15/0001202035/tex/formula0.gif)
![\AA](https://images.astronet.ru/pubd/2005/01/15/0001202035/tex/formula0.gif)
![\AA](https://images.astronet.ru/pubd/2005/01/15/0001202035/tex/formula0.gif)
![\AA](https://images.astronet.ru/pubd/2005/01/15/0001202035/tex/formula0.gif)
![]() |
Рис. 2. 2-цветная диаграмма (U - В) - (В - V), |
Добавляя к системе UBV красные (R) и инфракрасные (I) величины, получаем 5-цветную широкополосную систему UBVRI, к-рая к двум предыдущим даёт ещё 2 показателя цвета V - R и V - /. Для изучения распределения энергии в спектрах низкотемпературных звёзд Джонсон добавил ещё 6 ИК-величин (J, К, L, М, N, Q), а Е. Мендоса (Мексика) ввёл величину H (1,62 мкм). В результате получилась 12-цветная широкополосная система (табл. 1). Нуль-пункт показателей цвета согласован с системой UBV: все показатели цвета для звёзд спектр. класса A0V считаются равными нулю.
Таблица 1.
Величина | l0, мкм | Dl, мкм |
U | 0,36 | 0,04 |
B | 0,44 | 0,10 |
V | 0,55 | 0,08 |
R | 0,70 | 0,21 |
I | 0,88 | 0,22 |
J | 1,25 | 0,3 |
H | 1,62 | 0,2 |
K | 2,2 | 0,6 |
L | 3,5 | 0,9 |
M | 5,0 | 1,1 |
N | 10,4 | 6,0 |
Q | 20,0 | 5,5 |
Многоцветная система U, В, V, R, I, J, К, L, M, N имеет абс. калибровку (табл. 2), т. е. по звёздным величинам объектов в этой системе можно найти плотности потоков, что требуется, напр., при сравнении оптич., ИК- и радионаблюдений.
Таблица 2.
Величина | Плотность потока для звезд m = 0,0 | |
10-12 Вт/(см2.мкм) | 10-23Вт/(м2.Гц) | |
U | 4,35 | 1,88 |
B | 7,20 | 4,44 |
V | 3,92 | 3,81 |
R | 1,76 | 3,01 |
I | 0,83 | 2,43 |
J | 34,0 | 17,7 |
K | 3,9 | 6,3 |
L | 0,81 | 3,1 |
M | 0,22 | 1,8 |
N | 0,012 | 0,43 |
Среднеполосные и узкополосные системы
Средне- и узкополосные системы используются для спец. исследований. Воспроизводимость этих систем гораздо хуже, чем широкополосных, поэтому сведение инструментальных систем к одной (стандартной) не производится. Одной из первых среднеполосных систем была 4-цветная система ubvy дат. астронома Б. Стрёмгрена, введённая на обсерваториях Маунт-Паломар и Китт-Пик (США). Система ubvy по количеству измеренных в ней звёзд (10 500) находится на втором месте после UBV. Средние длины волн и полуширины кривых реакции системы Стрёмгрена приведены в табл. 3.
Таблица 3.
Величина | u | b | v | y |
l0, мкм | 0,350 | 0,411 | 0,467 | 0,547 |
Dl, мкм | 0,030 | 0,019 | 0,018 | 0,023 |
В дальнейшем система ubvy была дополнена узкополосной величиной b для измерения интенсивности линии Нb.
Наиболее полно разработанной среднеполосной системой явл. Вильнюсская 7-цветная фотометрия, система (более 2000 звезд), осн. назначение к-рой - двумерная спектр. классификация звёзд.
Узкополосные системы используются прежде всего для многомерной спектр. классификации звёзд. Первой подобной системой были 6-цветная система Стрёмгрена, включающая величину b. В настоящее время известно более 20 узкополосных систем. Особо следует отметить узкополосные ИК-фотометрич. системы. Одна из таких систем - 3-цветная система Ф. Барнхарта и У. Митчелла (США), длины волн к-рой совпадают с длинами волн величин К, L и N широкополосной Аризонской системы (Джонсона), но полуширины полос пропускания в 2-3 раза уже. В этой системе проведены наблюдения всего неск. десятков звёзд. Наибольшее количество звёзд (ок. 1400) измерено в Аризонской ИК-среднеполосной системе с полушириной полос пропускания 0,045-0,068 мкм (l0 = 0,724; 0,800; 0,858; 0,985 и 1,108 мкм).
Для внеатмосферных наблюдений
применяются средне- и узкополосные УФ-фотометрич.
системы (l < 2000 = 0,2 мкм). Наибольшее
число
(>12 000) звёзд измерено в 4-цветной системе
"Celescop" на спутнике ОАО-2 (Орбитальная
астрономическая обсерватория, США, 1967 г.).
Кривые реакции системы имеют полуширины от
0,33 до 0,85 мкм, т. е. система явл. смешанной (средне-
и широкополосной).
Лит.:
Страйжис В. Л., Многоцветная
фотометрия звёзд, Вильнюс, 1977
(В.М. Лютый)