Фотометрическая система

Фотометри́ческая систе́ма в астрономии — набор спектральных полос с хорошо определённой зависимостью чувствительности от длины волны. Чувствительность зависит от используемых оптических систем, детекторов и фильтров. Для каждой фотометрической системы определен набор первичных фотометрических стандартов — звёзд с «точно» известной звездной величиной в каждой полосе.

ИсторияПравить

Звездная фотометрия зародилась еще до рождения фотографии. В каталоге «Боннское обозрение» впервые был приведен большой массив звездных величин, выполненный с помощью глазомерных оценок. Позже звездные величины начали определять с появлением фотографии. Оказалось, что звездные величины одних и тех же светил, измеренные глазом и фотографически, могут сильно различаться. Это происходит от того, что максимальная чувствительность человеческого глаза приходится на длину волны около 5500 Å, а первые фотопластинки имели максимальную чувствительность в более коротковолновом диапазоне, примерно на 4000 Å. С появлением панхроматических фотопластинок, чья чувствительность примерно соответствует чувствительности человеческого глаза, стало возможным создать двухполосную фотометрическую систему, получившую название международной системы звездных величин. Разницу между звездными величинами светила в двух диапазонах стали называть показателем цвета.

Первая фотометрическая система, в современном понимании, была построена Гарольдом Джонсоном[1] в конце 40-х годов XX в. До сих пор она остается наиболее распространенной, несмотря на то, что уже создано более 200 новых, более строгих фотометрических систем.

Задачи астрономической фотометрии и фотометрических системПравить

В применении к астрономическим объектам перед фотометрией ставится две основные задачи:

  1. Определение звездных величин светил. Это, в свою очередь, позволяет обнаруживать переменность звёзд, определять их амплитуды и периоды.
  2. Восстановление исходного распределения энергии в спектре исследуемого объекта

В зависимости от поставленных задач применяют фотометрическую систему с нужным набором фотометрических полос и стандартов.

КлассификацияПравить

Любой прибор имеет разную чувствительность в различных диапазонах спектра. Зависимость чувствительности прибора от длины волны называют кривой реакции прибора. Если прибор настроен для работы в какой-то полосе фотометрической системы, говорят о кривой реакции фотометрической полосы.

Б. Стрёмгрен в начале 60-х годов XX в. предложил использовать следующее деление фотометрических систем:

  • широкополосные;
  • среднеполосные;
  • узкополосные.

Критерием была выбрана полуширина (ширина на уровне 50 % пропускания по отношению к максимуму). Для широкополосных систем эта величина превышает 300 Å, для узкополосных она меньше 100 Å.

Широкополосные системы возникли как реализация естественных фотометрических полос, таких как кривая спектральной световой эффективности действия монохроматического излучения на глаз, кривая чувствительности фотопластинки и т. д. К достоинствам таких систем относят высокую проницающую способность, поскольку при фотографировании требуют меньших затрат времени. Их общим недостатком является то, что на большом интервале спектра может встречаться множество различных особенностей, которые усредняются при измерении. Наиболее известной широкополосной системой является UBV.

Граница узкополосных систем выбрана таким образом, чтобы свойства излучения в каждом фильтре мало отличалось от монохроматического. Такие полосы называются квазимонохроматическими.

Среднеполосные системы пользуются большой популярностью за то, что позволяют совместить достоинства широко- и узкополосных систем. С одной стороны, их полосы достаточно широки, чтобы можно было провести измерения достаточно слабых звёзд за разумное время, с другой, полосы достаточно узки, чтобы можно было измерить только нужные участки спектра, необходимые для решения поставленных задач.

Принятые обозначения спектральных диапазоновПравить

Буквенное
обозначение
Средняя
эффективная
длина волны λeff
стандартного
светофильтра[2], нм
Ширина полосы
пропускания
на половине
интенсивности[2] Δλ, нм
Варианты
обозначения
Пояснение
Ультрафиолетовый
U 365  66 u, u', u* "U" означает "ультрафиолет"
Видимый
B 445 94 b "B" означает "голубой"
V 551 88 v, v' "V" означает "видимый"
G[3] 564 128 g' "G" означает "зелёный"
R 658 138 r, r', R', Rc, Re, Rj "R" означает "красный"
Ближний инфракрасный
I 806 149 i, i', Ic, Ie, Ij "I" означает "инфракрасный"
Z 900[4] z, z'
Y 1020 120 y
J 1220 213 J', Js
H 1630 307
K 2190 390 K континуум,
K', Ks, Klong, K8, nbK
L 3450 472 L', nbL'
Средний инфракрасный
M 4750 460 M', nbM
N 10500 2500
Q 21000[5] 5800[5] Q'

Наиболее известные фотометрические системыПравить

Полный список фотометрических систем приведён на сайте The Asiago Database on Photometric Systems (англ.)


ПримечанияПравить

  1. 1 2 Johnson, H. L.; Morgan, W. W. Fundamental stellar photometry for standards of spectral type on the revised system of the Yerkes spectral atlas (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 1953. — Vol. 117. — P. 313—352.
  2. 1 2 Binney, J.; Merrifield M. Galactic Astronomy, Princeton University Press, 1998, ch. 2.3.2, pp. 53
  3. Bessell, Michael S. Standard Photometric Systems (англ.) // Annual Review of Astronomy and Astrophysics  (англ.) : journal. — 2005. — September (vol. 43, no. 1). — P. 293—336. — ISSN 0066-4146. — doi:10.1146/annurev.astro.41.082801.100251. — Bibcode2005ARA&A..43..293B.
  4. Gouda, N.; Yano, T.; Kobayashi, Y.; Yamada, Y.; Tsujimoto, T.; Nakajima, T.; Suganuma, M.; Matsuhara, H.; Ueda, S.; the JASMINE Working Group. JASMINE: Japan Astrometry Satellite Mission for INfrared Exploration (англ.) // Proceedings of the International Astronomical Union : journal. — Cambridge University Press, 2005. — 23 May (vol. 2004, no. IAUC196). — P. 455—468. — doi:10.1017/S1743921305001614. — Bibcode2005tvnv.conf..455G.
  5. 1 2 [1] Handbook of Geophysics and the Space Environment 1985, Air Force Geophysics Laboratory, 1985, ed. Adolph S. Jursa, Ch. 25, Table 25-1

СсылкиПравить

См. такжеПравить