Введение - Астрофотометрия: предмет и задачи

Астрофотометрия - Раздел практич. астрофизики, занимающийся световыми измерениями. Измерение светового потока дает осн. информацию о звездах, галактиках, туманностях и др. астрономич. объектах. Первая в истории астрономии фотометрич. работа - разделение видимых невооруженным глазом звезд на 6 классов (звездных величин) - была выполнена Гиппархом во 2 в. до н. э. Глаз оставался единственным светоприемником до середины 19 в., когда была создана фотопластинка. В настоящее время осн. светоприемниками 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. Все 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 звезд и др. астрофизич. объектов применяется многоцветная фотометрия, т. е. измерение светового потока в нескольких определенных участках спектра. Результат измерения принято выражать в звездных величинах m - относительных (безразмерных) единицах:

M - m0 = -2,5lg (E/E0),

Где m0 и Е0 - постоянные (Е - освещенность, создаваемая звездой величины m). Напр., для визуальных величин (эффективная длина волны l0 = 5500 ) постоянные m0 и Е0 выбраны так, что звезда величины m = 0 создает освещенность на верхней границе земной атмосферы Е = 2,5.10-6 люкс. Т. к. для одной и той же звезды освещенность пропорциональна интенсивности излучения I (l), разность звездных величин двух звезд 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, ее значение может быть как положительным, так и отрицательным. Чем больше показатель цвета, тем "краснее" звезда. (Под "цветом" понимается звездная величина в данном спектр. интервале.) Если измеряется звездная величина объекта в одном к.-л. участке спектра, то говорят об одноцветной фотометрии, в 3 участках - 3-цветной и т. д. 3-цветная фотометрия дает 2 показателя цвета. Обычно принимается, что все показатели цвета звезд спектрального класса A0V равны нулю.

Для сравнения распределения энергии в спектрах разных звезд (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 светоприемника, 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 определенных звезд. 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 звезд. Фотометрич. системы делятся на широкополосные (Dl > 300 ), среднеполосные (Dl ~ 100-300 ) и узкополосные (Dl < 100 ).

Астрофотометрия галактика туманность световой

Похожие статьи




Введение - Астрофотометрия: предмет и задачи

Предыдущая | Следующая