W astronomii , A układ fotometryczny jest wybrany zestaw filtrów , z których każdy ma dobrze określony zakres widmowy i obejmujące część specyficzną dla promieniowania elektromagnetycznego .
System UBVRIJKLMNQ, znany również jako „system fotometryczny Johnsona”, jest popularnym systemem fotometrycznym składającym się z pasm widmowych zlokalizowanych między bliskim ultrafioletem a średnią podczerwienią . Nazwy pasm U, B, V, R, I pochodzą z długości fali i angielskiej nazwy koloru, z którym powiązane jest każde pasmo:
Następnie podążaj za innymi pasmami w bliskiej podczerwieni, których litery są mniej więcej w porządku alfabetycznym po I, z wyjątkiem tego, że pasmo H zostało dodane między pasmami J i K, a litery O i P nie są używane. Sekwencja jest zatem JHKLMNQ. Historycznie rzecz biorąc, pasma U, B i V zostały po raz pierwszy zdefiniowane dla celów astronomii optycznej przez Johnsona i Morgana w 1953 roku . Następnie zdefiniowano pasma R i I, ale na dwa różne sposoby, jeden przez Johnsona, drugi przez Krona i Cousins w 1974 roku , co dało początek systemowi fotometrycznemu Kron-Cousins, używanemu m.in. przez program MACHO . Czasami rozróżniamy te dwa elementy za pomocą indeksu „J” dla Johnsona i „C” dla Kron-Cousins.
Pasma domeny podczerwieni są następnie definiowane przez podążanie za oknami, w których przezroczystość atmosfery ziemskiej jest maksymalna (patrz łącze zewnętrzne):
Po zdefiniowaniu pasma interesujące jest zdefiniowanie skali jasności w celu wykonania fotometrii, wybierając strumień odniesienia w każdym paśmie, aby zdefiniować wielkość 0 (zero) w tym paśmie. Dla pasm U, B, V, R, I jest to strumień związany z zestawem jasnych gwiazd odniesienia, których kolor jest biały (w szczególności Vega ). Strumienie odniesienia zostały również rozszerzone dla pasm podczerwieni w podobny sposób.
W poniższej tabeli zestawiono te spektralnych ze wskazaniem ich środkowej długości fali Î, ich szerokość widmową Δλ i strumienia F 0 (λ), odpowiadającą zerowej wielkości. Pasma generalnie nie są symetryczne.
zabandażowany | λ (nm) | Δλ (nm) | F 0 ( W / m 2 ) | Wykres wrażliwości | Surowe dane |
---|---|---|---|---|---|
U | 365 | 68 | 3,981 × 10 −2 | ||
b | 440 | 98 | 6,310 x 10 −2 | ||
V | 550 | 89 | 3,631 x 10 −2 | ||
R C | 650 | 100 | 2,239 x 10 −2 | ||
R J | 700 | 220 | 2,239 x 10 −2 | ||
I C | 800 | 150 | 1,148 x 10 −2 | ||
I J | 900 | 240 | 1,148 x 10 −2 | ||
jot | 1,220 | 213 | 3,162 x 10-3 | ||
H. | 1,630 | 307 | 1,148 x 10-3 | ||
K. | 2 190, | 390 | 3,981 × 10-4 | ||
L | 3.450 | 472 | 7,079 x 10-5 | ||
M | 4 750, | 460 | 2,042 x 10-5 | ||
NIE | 10,200 | 4000 | 1,230 x 10-6 | ||
Q | 21 000 | 5000 | 6,761 × 10-8 |
Pasmo V to maksymalna czułość ludzkiego oka, dlatego pozorne wielkości gwiazd są często podawane w paśmie V.
O wszystkich tych pasmach mówi się, że są szerokie, to znaczy, że szerokość pasma stanowi niezauważalny ułamek mediany długości fali. Mówimy o niskiej rozdzielczości widmowej . Istnieje wiele, wiele innych pasm, które są znacznie węższe, pozwalając na przejście tylko znacznie węższych przedziałów długości fali.
zabandażowany | λ c | Δλ |
---|---|---|
(W) | (W) | |
U | 3,466 | 492 |
B1 | 3 994, | 388 |
b | 4 234, | 814 |
B2 | 4469 | 423 |
V1 | 5 368, | 478 |
V | 5 444, | 736 |
sol | 5 758, | 438 |
System fotometryczny z Genewy , zwany także „siedmiokolorowym systemem fotometrycznym”, ma siedem pasm widmowych od bliskiego ultrafioletu do widzialnego: U, B1, B, B2, V1, V i G. W powyższej tabeli podano szerokość filtra o połowę wysokość i środkową długość fali obliczoną jako środek tej szerokości. Zobacz artykuł „ Baza danych Asiago o systemach fotometrycznych ” opublikowany w 2000 roku w Astronomy and Astrophysics, aby uzyskać więcej informacji.
Przygotowano według Kazimieras Zdanavičius i Vytautas Straizys .