Астрофотометрия

АСТРОФОТОМЕТРИЯ, раздел практической астрофизики, разрабатывающий и изучающий методы измерений блеска и цвета звёзд, а также яркости и цвета протяжённых небесных объектов. Зарождение астрофотометрии относится ко 2 веку до нашей эры, когда Гиппарх на основании глазомерных оценок распределил видимые звёзды по их блеску на звёздные величины - от первой до шестой. Как показали точные измерения, звёздные величины выражают субъективное ощущение блеска звёзд, которое соответствует логарифму объективного раздражения светом звезды сетчатки глаза.

В 1830-40-е годы в астрономическую практику были введены визуальные астрофотометры, что позволило определять отношения блеска звёзд и таким образом вычислять более точные значения их звёздных величин. При этом нуль-пункт был выбран так, чтобы современные значения звёздных величин приближённо совпадали с гиппарховыми. В 19-начале 20 веков составлены обширные каталоги, содержащие визуальные звёздные величины всех звёзд, видимых невооружённым глазом.

В 20 веке начались астрофотометрические работы, основанные на измерениях действия света звёзд на фотографическую эмульсию. Были построены фотографическая система звёздных величин, отличная от системы визуальных величин, и система фотовизуальных величин (фотографирование на изохроматическую эмульсию через жёлтый фильтр), почти совпадающая с визуальной. Нуль-пункт новых систем был выбран так, чтобы для белых звёзд спектрального класса АО визуальные фотографические и фотовизуальные звёздные величины совпадали.

Точность фотометрических измерений возросла почти на порядок при применении фотокатода в качестве приёмника излучения звезды. С помощью такого электрофотометрического метода астрофотометрии построен ряд фотометрических стандартов для многих участков неба, преимущественно содержащих звёздные скопления. Этот метод позволил распространить систему звёздных величин на протяжённые объекты (туманности, кометы и др.). С появлением электрофотометров стало возможным измерение блеска звёзд и яркости протяжённых объектов в различных диапазонах длин волн. Применение твердотельных приёмников излучения, в частности, приборов с зарядовой связью, позволило практически во всех астрофизических задачах заменить ими электровакуумные приборы. Для земного наблюдателя главный источник погрешностей в астрофотометрии - земная атмосфера с её переменной прозрачностью и турбулентными движениями, вызывающими флуктуации света звёзд. С появлением космических телескопов такая помеха исчезает и возможно создание более точных фотометрических каталогов.

Введение в астрономическую практику различных показателей цвета позволило количественно характеризовать цвет объекта либо длиной волны λэфф, которая в его излучении наиболее активно действует на приёмник излучения - глаз, фотоэмульсию, фотокатод и пр. (так называемая действующая, эффективная, изофотная длина волны), либо отношением освещённостей или световых потоков, приходящих от объекта в двух или нескольких широких областях спектра, например, в областях спектра, воспринимаемых соответственно глазом и несенсибилизированной фотографической эмульсией.

Наиболее распространена фотометрическая система, основанная на измерениях в 3 областях спектра: V (визуальная; эффективная длина волны λ_эфф = 550 нм), В (голубая; λ_эфф = 450 нм), U (ультрафиолетовая; λ_эфф = 360 нм). Цвет звезды характеризуется разностями В-V и U-В, выраженными в звёздных величинах. Принято, что эти разности равны нулю у белых звёзд спектрального класса АО. Успешно развиваются фотометрические определения в большем числе спектральных участков как в видимой, так и в инфракрасной областях спектра. Такова, например, система Джонсона U, В, V, R, I, J, К, L, М, в которой для последних шести участков λ_эфф соответственно равны 640; 840 нм; 1,16; 2,14; 3,36 и 5,0 мкм. Многоцветная фотометрия приближённо описывает распределение энергии в спектрах звёзд, для которых спектрофотометрические измерения затруднены. Повышение чувствительности приёмников излучения позволило ввести в астрономическую практику фотометрические системы с более узкими полосами пропускания, чем в системе UBV. Таковы, например, Вильнюсская и Вашингтонская фотометрическая системы.

Лит.: Мартынов Д. Я. Курс практической астрофизики. 3-е изд. М., 1977; Уокер Г. Астрономические наблюдения. М., 1990.