Sistem fotometric Uvby

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare

Sistemul fotometric uvby este un sistem fotometric dezvoltat de astronomul danez Strömgren [1] în 1956 și apoi extins în 1958 de americanul David L. Crawford [2], util pentru observarea stelelor de tip spectral A2-G0; aceasta nu este o limitare importantă, deoarece în doar 100 de PC-uri există aproximativ 10.000 de astfel de stele.

Descriere

Sistemul este definit conform regulilor fotoelectrice , utilizând filtre de interferență cu bandă intermediară, cu excepția benzii u care necesită utilizarea a două filtre Schott: un UG11 de 8 mm și un WG3 de 1 mm. Un sistem a fost adăugat la sistem pentru a măsura intensitatea liniei H β și altul pentru intensitatea continuumului adiacent liniei.

Λ max al sistemului sunt după cum urmează:

  • u : 3400 Å
  • v : 4100 Å
  • b : 4700 Å
  • y : 5500 Å

Rețineți că u și v sunt complet localizate sub și peste discontinuitatea Balmer , în timp ce b și y sunt destul de asemănătoare cu B și V ale sistemului fotometric UBV .

De asemenea, în acest sistem sunt definiți unii indici de culoare , (uv) și (vb); diferența lor:

este un parametru foarte sensibil la discontinuitatea Balmer, adică la gravitație, în timp ce nu este foarte sensibil la efectele de acoperire .

O diagramă (C 1 , by) arată foarte eficient separarea dintre pitici și giganți , cel puțin în tipurile spectrale dintre A și G0, și mai bună decât sistemul UBV. Fixând pe o singură stea, diferența poate fi determinată folosind (de):

unde primul c 1 este cel al stelei observate, în timp ce al doilea este cel standard al secvenței principale . Este legat de magnitudine , adică de strălucirea stelei printr-o relație medie de acest tip:

Deoarece în majoritatea cazurilor Δc 1 ≤ 0,2 mag este valid, obținem din formula că ΔM V ≤ 2 mag. În realitate, în limita a 100 Pc există foarte puțini super-giganți, iar relația este observată tocmai pentru stelele A și F din clasele de luminozitate V, VI și III și numai V și IV pentru stelele de tip G.

O altă valoare derivată din acest sistem este un indice de metalicitate, cum ar fi:

care măsoară efectele acoperirii în jur de 4100 Å; chiar mai bine se poate face cu indexul corect conform m 1 + 0,1 Δc 1 .

Filtrele adăugate pentru H β sunt una lată și una îngustă, alese în așa fel încât raportul dintre răspunsurile lor măsoară adâncimea liniei de absorbție H β , complet independentă de absorbția interstelară.

Pentru stelele de tip spectral de la A2 la F5, relația este valabilă:

unde, I s reprezintă intensitatea luminoasă trecută de cel mai îngust filtru, iar I l intensitatea trecută de cel mai larg filtru. Există, de asemenea, o altă relație importantă:

care permite determinarea cantității de absorbție interstelară și a luminozității M V a stelei.

Notă

  1. ^ Strömgren, Bengt, 1956, Clasificare spectrală bidimensională a stelelor F prin fotometrie fotoelectrică cu filtre de interferență , Vistas in Astronomy, Vol. 2, Numărul 1, pp. 1336–1346
  2. ^ Crawford, David L., 1958, Clasificare spectrală bidimensională prin fotometrie cu bandă îngustă pentru statistici B în clustere și asociații , Astrophysical Journal, Vol. 128 (septembrie 1958), pp. 185-206

Bibliografie

Elemente conexe

linkuri externe