Fotometrický systém

Fotometrický systém v astronomii  je soubor spektrálních pásem s dobře definovanou závislostí citlivosti na vlnové délce . Citlivost závisí na použitých optických systémech, detektorech a filtrech. Pro každý fotometrický systém je definována sada primárních fotometrických standardů – hvězdy s „přesně“ známou magnitudou v každém pásmu.

Historie

Hvězdná fotometrie se zrodila ještě před zrodem fotografie. V katalogu Bonn Review bylo poprvé uvedeno velké pole hvězdných magnitud, vytvořené pomocí odhadů oka. Později se magnitudy začaly určovat s příchodem fotografie. Ukázalo se, že hvězdné velikosti stejných svítidel, měřené okem a fotograficky, se mohou značně lišit. To pochází ze skutečnosti, že maximální citlivost lidského oka je na vlnové délce asi 5500 Á a první fotografické desky měly maximální citlivost v kratším rozsahu vlnových délek, asi 4000 Á . S příchodem panchromatických fotografických desek, jejichž citlivost zhruba odpovídá citlivosti lidského oka, bylo možné vytvořit dvouřádkový fotometrický systém, nazývaný mezinárodní systém hvězdných magnitud . Rozdíl mezi hvězdnými magnitudami svítidel ve dvou rozsazích se začal nazývat barevný index .

První fotometrický systém v moderním smyslu sestrojil Harold Johnson [1] na konci čtyřicátých let. Doposud zůstává nejběžnějším, přestože již bylo vytvořeno více než 200 nových, přísnějších fotometrických systémů.

Problémy astronomické fotometrie a fotometrických systémů

V případě astronomických objektů má fotometrie dva hlavní úkoly:

  1. Určení hvězdných velikostí hvězd. To zase umožňuje odhalit proměnlivost hvězd , určit jejich amplitudy a periody.
  2. Rekonstrukce původních energetických rozvodů ve spektru studovaného objektu

V závislosti na nastavených úlohách se používá fotometrický systém s požadovanou sadou fotometrických pásem a standardů.

Klasifikace

Každé zařízení má různou citlivost v různých rozsazích spektra. Závislost citlivosti zařízení na vlnové délce se nazývá křivka odezvy zařízení . Pokud je zařízení nakonfigurováno tak, aby pracovalo v nějakém pásmu fotometrického systému, mluví se o křivce odezvy fotometrického pásma .

B. Strömgren na počátku 60. let XX. navrhl použít následující rozdělení fotometrických systémů:

Kritériem byla poloviční šířka (šířka na úrovni 50% přenosu vzhledem k maximu). U širokopásmových systémů tato hodnota přesahuje 300 Å , u úzkopásmových systémů je menší než 100 Å .

Širokopásmové systémy vznikly realizací přirozených fotometrických pásem, jako je křivka spektrální světelné účinnosti účinku monochromatického záření na oko, křivka citlivosti fotografické desky apod. Mezi výhody takových systémů patří vysoká pronikavost, křivka spektrální světelné účinnosti, křivka efektu monochromatického záření na oko atd. protože při fotografování vyžadují méně času. Jejich společnou nevýhodou je, že ve velkém rozsahu spektra může existovat mnoho různých vlastností, které jsou během měření zprůměrovány. Nejznámějším širokopásmovým systémem je UBV.

Hranice úzkopásmových systémů je volena tak, aby se vlastnosti záření v každém filtru jen málo lišily od monochromatického. Takové pásy se nazývají kvazi-monochromatické.

Středopásmové systémy jsou velmi oblíbené, protože kombinují výhody širokopásmových a úzkopásmových systémů. Na jedné straně jsou jejich pásma dostatečně široká, aby bylo možné provést měření docela slabých hvězd v rozumném čase, na druhé straně jsou pásma dostatečně úzká na to, aby změřila pouze nezbytné části spektra potřebné k řešení úloh.

Konvenční označení pro spektrální rozsahy

Písmenné
označení
 Průměrná
efektivní
vlnová délka λeff
standardního
světelného filtru [2] , nm 		Šířka pásma
při
poloviční
intenzitě [2] Δλ, nm 		Možnosti
označení 		Vysvětlení
UV
U 365  66 ty, ty, ty* "U" znamená ultrafialové záření
Viditelné
B 445 94 b "B" znamená "modrá"
PROTI 551 88 v, v' "V" znamená "viditelný"
G [3] 564 128 G' "G" znamená "zelená"
R 658 138 r, r', R', Rc , Re , Rj "R" znamená "červená"
blízko infračerveného
já 806 149 i, i', I c , I e , I j "Já" znamená "infračervené"
Z 900 [4] z, z'
Y 1020 120 y
J 1220 213 J', Js
H 1630 307
K 2190 390 K kontinuum,
K' , Ks , K dlouhé , K8, nbK
L 3450 472 L', nbL'
střední infračervené
M 4750 460 M', nbM
N 10500 2500
Q 21 000 [5] 5800 [5] Q'

Nejznámější fotometrické systémy

Úplný seznam fotometrických systémů najdete na The Asiago Database on Photometric Systems  .


Poznámky

  1. ↑ 12 Johnson , HL; Morgan, WW Základní hvězdná fotometrie pro standardy spektrálního typu na revidovaném systému Yerkesova spektrálního atlasu  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1953. - Sv. 117 . - str. 313-352 . Archivováno z originálu 2. dubna 2019.
  2. ↑ 1 2 Binney, J.; Merrifield M. Galactic Astronomy , Princeton University Press, 1998, kap. 2.3.2, str. 53
  3. ↑ Bessell, Michael S. Standardní fotometrické systémy  //  Annual Review of Astronomy and Astrophysics : deník. - 2005. - září ( roč. 43 , č. 1 ). - str. 293-336 . — ISSN 0066-4146 . - doi : 10.1146/annurev.astro.41.082801.100251 . - . Archivováno z originálu 15. dubna 2019.
  4. ↑ Gouda, N.; Yano, T.; Kobayashi, Y.; Yamada, Y.; Tsujimoto, T.; Nakajima, T.; Suganuma, M.; Matsuhara, H.; Ueda, S.; pracovní skupina JASMINE. JASMINE: Japan Astrometry Satellite Mission for INfrared Exploration  (anglicky)  // Proceedings of the International Astronomical Union  : journal. - Cambridge University Press , 2005. - 23. května ( roč. 2004 , č. IAUC196 ). - str. 455-468 . - doi : 10.1017/S1743921305001614 . - .
  5. ↑ 1 2 [1] Archivováno 15. února 2020 na Wayback Machine Handbook of Geophysics and the Space Environment 1985, Air Force Geophysics Laboratory, 1985, ed. Adolph S. Jursa, Ch. 25, tabulka 25-1

Odkazy

Viz také