Основы астрофотометрии

| Категория реферата: Рефераты по математике
| Теги реферата: банк курсовых, стандарты реферата
| Добавил(а) на сайт: Садков.

Интегральный поток солнечного излучения за пределами земной атмосферы на среднем расстоянии Земли от Солнца (1 а.е.) равен (1367 +/- 6) Вт/м2 и называется солнечной постоянной.

Все было бы просто, если бы в спектрах всех космических источников излучения наблюдалось одинаковое распределение энергии по длинам волн или все приемники излучения имели бы одинаковую спектральную чувствительность. На самом деле неверно и то, и другое, поэтому разные детекторы будут по-разному сравнивать блеск двух источников или одного источника в двух разных спектральных диапазонах.

Человеческий глаз воспринимает излучение в интервале длин волн от 0.38 до 0.70 мкм с максимумом чувствительности на l = 0.55-0.59 мкм. Фотометрическая система, основанная на кривой спектральной чувствительности глаза, исторически была самой первой, и определяемый из прямых наблюдений блеск светила называется визуальной звездной величиной.

Следующим светоприемником стала фотографическая пластинка, воспринимающая излучение в интервале 0.36 - 0.54 мкм с максимумом на 0.42 мкм, то есть целом фотопластинка более чувствительна к синим и УФ-лучам. Блеск, определенный путем фотометрирования изображения звезды на обычной фотопластинке, или полученный при помощи сурьмяно-цезиевого фотоумножителя с синим фильтром, называется фотографической (синей) звездной величиной.

Фотографические определения блеска имеют много преимуществ по сравнению с визуальными, главные из которых - одновременное получение блеска для многих источников и объективность (независимость от конкретного наблюдателя), а также возможность длительного хранения и последующих независимых измерений на ней. Для того, чтобы определять визуальный блеск фотографическим путем, была введена система фотовизуальных (желтых) звездных величин, которые получаются из фотометрирования специальных ортохроматических фотопластинок, снятых через желтый светофильтр. Благодаря специально подобранной фотоэмульсии этих пластинок визуальные и фотовизуальные звездные величины практически совпадают.

В 1953 г. Х.Л.Джонсон и У.У.Морган разработали принятую в качестве международной стандартной системы широко используемую в настоящее время трехцветную широкополосную электрофотометрическую UBV-систему, охватывающую длины волн от 0.30 до 0.70 мкм. В ней полоса B примерно соответствует фотографической звездной величине, а V - фотовизуальной. Система достаточно хорошо воспроизводима и легко реализуется со стеклянными светофильтрами и фотоумножителем с сурьмяно-цезиевым катодом (S 14) и кварцевым окном. Позже для расширения рабочего энергетического диапазона система UBV была продолжена в сторону ИК-диапазона, где были выделены полосы RIJHKLMN, соответствующие интервалам прозрачности земной атмосферы. Более коротковолновая область для наземных наблюдений недоступна, поскольку для волн короче 0.29 мкм земная атмосфера практически непрозрачна. Для полос расширенной системы UBV в таблице приведены средние длины волн l, полуширины (ширины кривых чувствительности на уровне половины от максимума) Dl в мкм и плотности потока для звезды 0m.0 Ф1 (в 10-14 Вт/см2/мкм) и Ф2 (в 10-24 Вт/м2/Гц). Все звездные величины после учета межзвездного поглощения считаются совпадающими для звезд спектрального класса A0V.