В астрономии, под Фотометрической системой понимают набор хорошо изученных спектральных полос (фильтров) с известной чувствительностью к падающему излучению. Чувствительность обычно зависит от используемых оптических систем, детекторов и фильтров. Для каждой фотометрической системы определен набор первичных фотометрических стандартов - звезд с «точно» известной звездной величиной в каждой полосе.
Содержание |
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 или 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 ортохроматических 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.
В применении к астрономическим объектам перед фотометрией ставится две основные задачи:
В зависимости от поставленных задач применяют фотометрическую систему с нужным набором фотометрических полос и стандартов.
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:
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 встречается 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.
С полным списком фотометрических систем можно ознакомиться на сайте The Asiago Database on Photometric Systems (англ.)
Фотометрическая система.