Астронет > Астрофотометрия

Астронет: В. М. Лютый, "Физика Космоса", 1986 Астрофотометрия
http://variable-stars.ru/db/msg/1202035

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:

m - m₀= -2,5lg (E/E₀),

где m₀ и Е₀ - постоянные (Е - освещённость, создаваемая звездой величины m). Напр., для визуальных величин (эффективная длина волны l₀ = 5500 $\AA$ ) 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:

Dm = m₁ - m₂ = - 2,51g[I₁(l)/I₂(l)].

Аналогично можно определить разность блеска одной и той же звезды в разных участках спектра:

С = m(l₁) - m(l₂) = - 2,51g[I(l₁)/I(l₂)].

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 $\AA$ ), среднеполосные (Dl ~ 100-300 $\AA$ ) и узкополосные (Dl < 100 $\AA$ ).

Широкополосные системы

Рис. 1. Кривые реакции (в относительных единицах)
наиболее распространённой фотометрической
системы UBV - стандартной (сплошная линия)
и инструментальной.

Из широкополосных фотометрич. систем наибольшее распространение получила 3-цветная система UBV(X. Джонсон, США) - по первым буквам англ. слов: ultraviolet - ультрафиолетовый, blue - синий и visual - визуальный. Система достаточно хорошо воспроизводима и легко реализуется со стеклянными фильтрами УФС-б толщиной 2 мм (U), СС-5 толщиной 3 мм (В) и ЖС-17 или ЖС-18 (V) толщиной 2-4 мм н 2 мм соответственно и фотоумножителем с сурьмяно-цезиевым катодом (S 14) и кварцевым окном. Кривые реакции системы, т. е. полосы пропускания светофильтров с учётом спектральной чувствительности светоприёмника, показаны на рис. 1 сплошной линией. Штриховой линией показаны в качестве примера инструментальные кривые реакции системы U'B'V', осуществлённой с указанным выше набором фильтров и фотоумножителем типа EMI 6256 s на Южной станции ГАИШ (Крым). Эффективные длины волн системы UBV: 3500 $\AA$ (U), 4350 $\AA$ (В) и 5550 $\AA$ (V). Эффективные длины волн инструментальной системы соответственно равны 3540 $\AA$ , 4320 $\AA$ и 5460 $\AA$ .

Рис. 2. 2-цветная диаграмма (U - В) - (В - V),
показывающая характер распределения энергии
в спектрах разных звёзд: сплошная линия
V класс светимости (карлики), штриховая -
I класс (сверхгиганты), пунктирная - III класс
(гиганты, см. Светимости классы),
штрихпунктирная - абсолютно чёрное тело.
Заштрихованы области, занимаемые белыми
карликами (w) и субкарликами (s). Показано
положение на диаграмме отдельных
астрофизических объектов: Солнца ( $\odot$ ),
квазара ЗС 273 (), рентгеновского источника
Лебедь X-1 (X) - возможной чёрной дыры,
уникального объекта SS 433 (О).

Приведение инструментальной системы к стандартной осуществляется по наблюдениям стандартных звёзд. Для этой цели удобно наблюдать к.-л. рассеянное звёздное скопление с набором звёзд разного спектр. класса (от голубых до красных). Выбор стандартных звёзд системы UBV не представляет затруднений, т. к. определены UBV-величины 53 000 звёзд (такого количества стандартов не имеет пока никакая другая фотометрическая система). Три цвета (спектр. полосы) системы UBV дают два показателя цвета U - В и В - V, определяющих положение объекта на двухцветной диаграмме (U - В) - (В - V). Сводная диаграмма показана на рис. 2.

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
Величина	10^-12 Вт/(см^2.мкм)	10^-23Вт/(м^2.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 Н_b.

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 $\AA$ = 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)

В. М. Лютый, "Физика Космоса", 1986
Глоссарий Astronet.ru