Астронет: А. В. Локтин, В. А. Марсаков Звездная астрономия в лекциях http://www.variable-stars.ru/db/msg/1245721/lec.2.2.html

2.2. Фотометрические системы

Лекция 2. Фотометрические характеристики звёзд

2.2. Фотометрические системы

В настоящее время не существует приемников излучения, способных регистрировать излучение во всех возможных длинах волн. В зависимости от участков длин волн, охватываемых кривой спектральной чувствительности приемника излучения, различают разные фотометрические системы звёздных величин. Наиболее распространенной является трехполосная фотометрическая система UBV, разработанная в начале 50-х годов прошлого века Джонсоном и Морганом. В дальнейшем она была дополнена набором полос в инфракрасной области спектра, получивших обозначения R,I,J,K,L,M,N,Q, после чего система стала охватывать область спектра от 300 до 20000 нанометров. В связи с трудностью реализации инфракрасных наблюдений и неплохой информативностью первоначальной системы UBV подавляющая часть наблюдений осуществлялась именно в этих полосах. Средние длины волн кривых реакции и полуширины этих кривых (в нанометрах) для системы UBV приведены в таблице 2-1.

На рис. 2-1 приведены кривые реакции полос системы UBV. Эти кривые показывают долю света, которую должна фиксировать система из телескопа и светоприемника, чтобы получить, после соответствующей обработки, звёздную величину в данной полосе. Видимые звёздные величины в этой системе принято обозначать теми же буквами, что и спектральные полосы: U, B, V. Отметим, что полоса U попадает на область так называемого бальмеровского скачка в спектре звёзд, а полоса V включает желто-зеленую спектральную линию водорода . Кривые реакции этой системы широки, так что даже на относительно небольших телескопах можно измерять блеск достаточно слабых звёзд. Иногда это свойство называют проницающей способностью системы. Системы с более узкими полосами (кривыми реакции) более информативны, так как обычно включают вполне определенные детали спектра звёзд, позволяющие определять многие параметры звёзд, однако имеют более низкую проницающую способность.

Многополосные фотометрические системы позволяют ввести так называемые показатели цвета, являющиеся разностями звёздных величин в соответствующих полосах фотометрической системы. "Трехцветная" система UBV дает два показателя цвета: U-B и B-V. В каталогах обычно приводятся результаты наблюдений в виде одной звёздной величины и двух показателей цвета, чаще всего это V, B-V и U-B. Нуль-пункты звёздных величин в системе UBV подобраны так, что показатели цвета приблизительно равны нулю для звёзд спектрального класса A0 главной последовательности, не испытывающих межзвёздного покраснения. Для удобства и в дальнейшем там, где не оговорено иное, видимую звёздную величину мы будем обозначать как V. В этой системе показатель цвета B-V отражает степень спадания интенсивности излучения в длинноволновой области спектра и поэтому с его помощью находят эффективную температуру объекта. Показатель цвета U-B оказывается чувствителен к степени блокирования линиями поглощения металлов в ультафиолетовой области спектра и поэтому калибруется к металличности (т.е. к полному содержанию тяжелых элементов в атмосферах звёзд).

Еще одной широко распространенной фотометрической системой является среднеполосная система Стремгрена (uvby). Средние длины волн и полуширины кривых реакции для этой системы приведены в таблице 2-2. Кривые реакции этой системы приведены в монографии В. Страйжиса <Многоцветная фотометрия звёзд>. Сравнение с таблицей 2-1 показывает, что кривые реакции системы Стремгрена уже, чем системы UBV, так что ее проницающая способность несколько ниже. Но из-за узости кривых реакции и большего числа полос информативность этой системы выше, чем системы UBV. Публикуют измерения в этой системе в несколько иной форме чем системы UBV, в каталогах приводятся следующие величины:

v,

b-v,

c1 = (u-v) - (v-b),

m1 = (v-b) - (b-y).

Эта система уже позволяет делать трёхмерную классификацию F-G-звёзд. В частности, показатель цвета b-y (аналог B-V системы UBV) является температурным индексом, индекс m₁ (аналог ?(U-B) системы UBV) служит для определения металличности, тогда как индекс c₁ отражает величину Бальмеровского скачка и калибруется к ускорению силы тяжести на поверхности звезды (то есть определяет ее светимость). Позднее к этой системе добавили еще индекс β. Эта величина является разностью блеска звезды, полученного в двух узких полосах спектра разной ширины, центрированных на водородную линию H_β, и дает меру интенсивности этой линии в спектре звезды. Так как центры узких полос реакции здесь совпадают, индекс β (также являющийся температурным индексом звезды, как и b-y) практически не зависит от межзвёздного покраснения. Это позволяет исправлять все показатели цвета за межзвёздное покраснение. Еще одна причина важности индекса β следующая - для звёзд спектральных классов O и B его величина хорошо коррелирует со светимостью, являясь мерой абсолютной звёздной величины для этих важных для звёздной астрономии объектов.

Из множества разработанных к настоящему времени фотометрических систем следует отметить восьмицветную Вильнюсскую фотометрическую систему, полосы реакции которой подобраны так, чтобы для звёзд практически всех спектральных классов дать возможность проводить трёхмерную спектральную классификацию. Имеются специализированные фотометрические системы, которые разработаны для исследования определенных классов звёзд. Среди таких систем отметим систему DDO (David Dunlap Observatory), разработанную канадскими астрономами для определения абсолютных звёздных величин, величин поглощения света и оценки металличности для красных гигантов.

Как и для других типов наблюдательных данных, видимые звёздные величины и показатели цвета звёзд, полученные в разных фотометрических системах, сводятся в каталоги, многие из которых можно найти в центрах астрономических данных.