Среднеполосные

Аризонская фотометрическая система. Создана в 60-х — 70-х гг. XX в. Г. Джонсоном и Р. Митчелом в обсерватории Лунной и планетарной лаборатории в Аризоне.

Фотометрическая система Стрёмгрена. Одна из первых среднеполосных систем, созданная Б. Стрёмгреном в 60-х гг. XX в. По популярности уступает только системе UBV.

Вильнюсская фотометрическая система. Создана в 70-х гг. XX в. в Вильнюсской астрономической обсерватории.

Фотометрическая система u'g'r'i'z'. Одна из наиболее молодых фотометрических систем, используемая в SDSS.

12. Системы UBV и WBVR

Система UBV (которая также называется системой Джонсона или система Джонсона-Моргана) — фотометрическая система, разработанная в 1950-х гг. американскими астрономами Гарольдом Л. Джонсоном и Уильямом У. Морганом для классификации звёзд в зависимости от их цвета^[1]. Система основана на измерении звёздных величин в трех широких полосах спектра, названных U (ultraviolet — ультрафиолетовый), B (blue — синий) и V (visual — визуальный), которые сосредоточены на длинах волн 350, 430 и 550 нм соответственно. Выбор цветов из голубой части спектра был сделан потому, что фотоплёнки того времени были наиболее чувствительны в этой области спектра. Нулевой точкой B-V и U-B показателей цвета был определен показатель цвета для звёздспектрального класса A0 V, который не зависит от эффекта межзвёздного покраснения^[2].

Показатели цвета, т.е. величины разностей (U–B) и (B–V), можно использовать для определения некоторых физических свойств отдельных звёзд или их групп. Наиболее часто используется разность (B-V), причем B и V, если говорить очень упрощённо, соответствуют фотографической и визуальной звездным величинам. Показатель цвета (B-V) удобен потому, что для большинства звезд он относительно быстро и легко измеряется, оставаясь хорошим индикатором спектрального класса. Это одна из переменных, используемых при построении диаграммы цвет-звездная величина (Диаграмма Герцшпрунга — Рассела). Чтобы расширить возможности метода, в 1965 г. Джонсон предложил использовать дополнительно еще несколько полос в инфракрасной части спектра (от 0,7 до 10,2 мкм). Они были названы R, I, J, H, K, L, M и N.

UBV система имеет ряд недостатков. Коротковолновая отсечка фильтра U определяется главным образом земной атмосферой, а не самим фильтром. Таким образом, наблюдаемые величины могут изменяться с высотой и переменой атмосферных условий. Тем не менее, большое число измерений были сделаны в этой системе, в том числе и многих ярких звёзд.

В середине 70-х годов в ГАИШ было принято решение о создании подобной джонсоновской, но во многих отношениях новой широкополосной системы WBVR. Построение этих полос рассмотрено в гл. III. Полосу предложил В.Страйжис, когда стало понятно, что полосу нужно сдвинуть в коротковолновую сторону и освободить от влияния бальмеровского скачка. Полосы и в этой системе близки к джонсоновским, но полоса существенно другая. Воспроизводить сверхширокую полосу Г.Джонсона смысла не имело. Данные о полосах WBVR даны в табл. 3.1.

Новизна системы WBVR состоит отнюдь не только в расположении полос и в выведении за бальмеровский скачок полосы . В системе UBV для редукции величин из инструментальной системы в стандартную нужно кроме измерения исследуемого объекта измерить в необходимом интервале спектральных классов звезды -- вторичные стандарты Джонсона. Затем строится график связи звездных величин для данной полосы в этих двух системах и по этому графику производится редукция. Все получается хорошо, если в данной полосе исследуемая звезда имеет сравнительно простое, гладкое распределение энергии. Однако если в полосе находится бальмеровский скачок или иная деталь на кривой распределения энергии, а захватывается эта деталь инструментальной и стандартной полосой по-разному, то редукция будет содержать ошибку. Добавим сюда неопределенности в учете атмосферной экстинкции. Поэтому, как правило, будем иметь такие же ошибки, которые имел сам Джонсон. На основе рядов наблюдений одних и тех же звезд, выполненных на идентичной аппаратуре, но в разное время и на разных обсерваториях он получил, что среднеквадратическая ошибка измеренных звездных величин обычно составляет . От этих ошибок мы никуда и никогда не уйдем, пока будем определять фотометрическую систему как совокупность заданной аппаратуры и звездных величин некоторого числа звезд-стандартов.

WBVR является принципиально новой фотометрической системой оттого, что она, в отличие от UBV, не привязана и не должна быть привязана ни к какой конкретной аппаратуре. Подходы к такому определению существовали еще у самого Г.Джонсона. Очень серьезно эти вопросы прорабатывались в Вильнюсе. Но последовательного воплощения эта идея ранее не имела. Поясним, что значит ``система, не привязанная к конкретной аппаратуре''. Кривые реакции такой системы задаются аксиоматически. Предположим, что вы взяли лист бумаги, начертили на нем координатные оси: ось длин волн и ось пропускания в наших полосах. Затем вы (предварительно очень хорошо подумав!) нарисовали на этом листе некоторые кривые и объявили: вот эта кривая -- кривая реакции полосы , эта -- полосы и т.д. Вы можете сегодня работать с одним фотометром, завтра -- с другим. От изменения вашей аппаратуры аксиоматически введенные полосы пропускания не изменятся.

13. Системы uvby Стремгрена и UPXYZVS

Совершенствование методов спектральной классификации для более точного определения основных характеристик звезд (эффективной температуры, светимости, содержания тяжелых элементов), а также влияния на их излучение межзвездного поглощения света, сопровождалось развитием методов широкополосной, среднеполосной и узкополосной фотометрии для решения тех же задач.

Из среднеполосных систем (с полушириной полос 100 - 300 А) наибольшее распространение для изучения рассеянных звездных скоплений в настоящее время получила система u, v, b, у (u - ультрафиолетовая, v - фиолетовая, b - голубая, у - желтая области спектра), первоначально предложенная Стремгреном (1963) для звезд спектральных классов А2 - G0. Центральные длины волн λ, и полуширины кривых реакции этой системы Δλ приведены в табл. 3.6.

Полоса	u	v	b	y
λ(A)
Δλ(A)

Описание фильтров, применяемых в настоящее время для реализации этой системы, можно найти в статье Кроуфорда и Барнса (1970а). Система u, v, b, у позволяет образовать ряд показателей цвета и их разностей, а именно: (b - y) - показатель цвета, сходный с В - V, но менее подверженный влиянию линий поглощения, т. е. влиянию различий химического состава звезд, которое становится особенно заметным, начиная с λ < 4500 А, индекс с₁ = (u - v) - (v - b), являющийся индексом величины бальмеровского скачка в спектре звезды и, в сочетании с b - у, позволяющий судить о светимости звезд спектральных классов А2 - G0, наконец, индекс m₁ = (v - b) - (b - у), оказавшийся хорошим индикатором содержания тяжелых элементов.

В табл. 3.7, составленной по данным, взятым из статьи Б. Стремгрена (1963), приведена зависимость между значениями b - y, m₁, с₁, В - V и спектральным классом Sp звезд начальной главной последовательности, соответствующей химическому составу Гиад.

При отклонениях абсолютных величин звезд от начальной главной последовательности, не превышающих 1^m,5, значения m₁ в интервале +0^m,35 < В - V < +0^m,65, в отличие от δ(U - В), практически не зависят от абсолютной звездной величины. В интервале +0^m,05 ≤ B - V ≤ +0^m,35 значения m₁ при данном b - у убывают с увеличением светимости. Чтобы привести m₁ к значению, соответствующему начальной главной последовательности, нужно (Стремгрен, 1963) увеличить его на величину 0,10 Δc₁ где Δc₁ - разность между наблюдаемым значением с₁ и стандартным, приведенным в табл. 3.7 для данного b - у.

Таблица 3.7

b-y	+0^m,10	+0^m,15	+0^m,20	+0^m,25	+0^m,30	+0^m,35	+0^m,40
c1	+0,89	+0,79	+0,66	+0,53	+0,43	+0,35	+0,31
m1	+0,210	+0,201	+0,185	+0,171	+0,171	+0,189	+0,234
B - V	+0,17	+0,24	+0,31	+0,38	+0,46	+0,54	+0,63
Sp	A6	A8	F0	F2	F6	F8	G1

Полоса находится целиком за бальмеровским скачком и является измерителем количества световой энергии в бальмеровском континууме (, ). Она почти совпадает с полосой системы Стремгрена. В аризонской системе ей аналогична полоса . (Позднее оказалось возможным почти без потери информативности увеличить полуширину кривой реакции до 520 и превратить полосу в полосу .)

Полоса аналогична полосе системы и очень близка к полосе Аризонской системы (, ). Ее максимум расположен между линиями H и H . (Позднее оказалось, что допустимо увеличение ширины полосы до 470 .) Индекс измеряет высоту бальмеровского скачка.

Полоса . В первом приближении закон межзвездной экстинкции в координатах в области 3000-8000 представляется двумя прямыми, пересекающимися около . Неподалеку от этой точки (, ) расположена полоса . Она близка к полосе системы Стремгрена. Показано, что диаграмма является прекрасным средством для грубой спектральной классификации звезд без знания их межзвездных покраснений, если среди этих звезд отсутствуют сверхгиганты.

Полоса расположена прямо на бальмеровском скачке и предназначена для разделения ранних звезд по светимости. Выбор ее лучшего положения проводился путем анализа диаграмм , вычисленных при различных положениях полосы . Оказалось, что оптимальным положением полосы является . В спектрах белых сверхгигантов это положение почти соответствует максимуму интенсивности, который лежит с длинноволновой стороны от бальмеровского скачка. В спектрах звезд V класса светимости почти на это место приходится минимум интенсивности с коротковолновой стороны от скачка. Максимально допустимой полушириной, по-видимому, является 260 . Аналогом полосы является полоса Аризонской системы.

Полосы и . Выбор полос и связан с требованиями классификации поздних звезд. Для этой цели наиболее эффективна не двухцветная диаграмма, а диаграмма (). Первый индекс должен являться функцией спектрального класса. Таковым является

Он мало зависит от светимости. Средняя длина волны полосы должна быть расположена в интервале - . Второй индекс должен быть хорошо чувствителен в светимости. Таким оказался

где длина волны полосы находится в интервале - . Численный анализ показал, что оптимальными являются полосы, у которых и . Оптимальное положение полосы совпало с большой полосой поглощения в спектрах звезд классов G-K-M, вызванной линиями магния. Аналогом полосы является полоса аризонской системы. Найденное положение середины полосы практически совпадает со спектральной линией H .

Полоса . Для выделения M-звезд и последующей их классификации отдельно от остальных необходима полоса, совпадающая с одной из полос окиси титана, наличие которых является наиболее характерным свойством M-звезд. Тогда в сочетании с полосой вне полос TiO (а такой полосой у нас является полоса ) она дает ответ о принадлежности звезды к классу M. Для этой цели предложена полоса с . Эта полоса близка к полосе аризонской системы. Показано, что индексы или являются очень хорошими критериями для опознания M-звезд.

Дата добавления: 2015-10-13