АСТРОФОТОМЕ́ТРИ́Я

АСТРОФОТОМЕ́ТРИ́Я, раз­дел прак­тич. ас­т­ро­фи­зи­ки, раз­ра­ба­ты­ваю­щий и изу­чаю­щий ме­то­ды из­ме­ре­ний бле­ска и цве­та звёзд, а так­же яр­ко­сти и цве­та про­тя­жён­ных не­бес­ных объ­ек­тов. За­ро­ж­де­ние А. от­но­сит­ся ко 2 в. до н. э., 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-х гг. в ас­тро­но­мич. 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 совр. зна­че­ния звёзд­ных ве­ли­чин при­бли­жён­но сов­па­да­ли с гип­пар­хо­вы­ми. В 19 – нач. 20 вв. со­став­ле­ны об­шир­ные ка­та­ло­ги, со­дер­жа­щие ви­зу­аль­ные звёзд­ные ве­ли­чи­ны всех звёзд, ви­ди­мых не­воо­ру­жён­ным гла­зом.

В 20 в. на­ча­лись ас­т­ро­фо­то­мет­рич. ра­бо­ты, ос­но­ван­ные на из­ме­ре­ни­ях дей­ст­вия све­та звёзд на фо­то­гра­фич. эмуль­сию. Бы­ли по­строе­ны фо­то­гра­фич. сис­те­ма звёзд­ных ве­ли­чин, от­лич­ная от сис­те­мы ви­зу­аль­ных ве­ли­чин, и сис­те­ма фо­то­ви­зу­аль­ных ве­ли­чин (фо­то­гра­фи­ро­ва­ние на изо­хро­ма­тич. эмуль­сию че­рез жёл­тый фильтр), поч­ти сов­па­даю­щая с ви­зу­аль­ной. Нуль-пункт но­вых сис­тем был вы­бран так, что­бы для бе­лых звёзд спек­траль­но­го клас­са А0 ви­зу­аль­ные фо­то­гра­фич. и фо­то­ви­зу­аль­ные звёзд­ные ве­ли­чи­ны сов­па­да­ли.

Точ­ность фо­то­мет­рич. из­ме­ре­ний воз­рос­ла поч­ти на по­ря­док при при­ме­не­нии фо­то­ка­то­да в ка­че­ст­ве при­ём­ни­ка из­лу­че­ния звез­ды. С по­мо­щью та­ко­го элек­тро­фо­то­мет­рич. ме­то­да А. по­стро­ен ряд фо­то­мет­рич. стан­дар­тов для мн. уча­ст­ков не­ба, пре­им. 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 разл. диа­па­зо­нах длин волн. При­ме­не­ние твер­до­тель­ных при­ём­ни­ков из­лу­че­ния, в ча­ст­но­сти при­бо­ров с за­ря­до­вой свя­зью, по­зво­ли­ло прак­ти­че­ски во всех ас­т­ро­фи­зич. за­да­чах за­ме­нить ими элек­тро­ва­ку­ум­ные при­бо­ры. Для зем­но­го на­блю­да­те­ля гл. ис­точ­ник по­греш­но­стей в А. – зем­ная ат­мо­сфе­ра с её пе­ре­мен­ной про­зрач­но­стью и тур­бу­лент­ны­ми дви­же­ния­ми, вы­зы­ваю­щи­ми флук­туа­ции све­та звёзд. С по­яв­ле­ни­ем кос­мич. те­ле­ско­пов та­кая по­ме­ха ис­че­за­ет и воз­мож­но соз­да­ние бо­лее точ­ных фо­то­мет­рич. ка­та­ло­гов.

Вве­де­ние в ас­тро­но­мич. прак­ти­ку разл. по­ка­за­те­лей цве­та по­зво­ли­ло ко­ли­че­ст­вен­но ха­рак­те­ри­зо­вать цвет объ­ек­та ли­бо дли­ной вол­ны $λ_{\text{эфф}}$, ко­то­рая в его из­лу­че­нии наи­бо­лее ак­тив­но дей­ст­ву­ет на при­ём­ник из­лу­че­ния – глаз, фо­то­эмуль­сию, фо­то­ка­тод и пр. (т. н. дей­ст­вую­щая, эф­фек­тив­ная, изо­фот­ная дли­на вол­ны), ли­бо от­но­ше­ни­ем ос­ве­щён­но­стей или све­то­вых по­то­ков, при­хо­дя­щих от объ­ек­та в двух или не­сколь­ких ши­ро­ких об­лас­тях спек­тра, напр. в об­лас­тях спек­тра, вос­при­ни­мае­мых со­от­вет­ст­вен­но гла­зом и не­сен­си­би­ли­зи­ро­ван­ной фо­то­гра­фич. эмуль­си­ей.

Наи­бо­лее рас­про­стра­не­на фо­то­мет­рич. сис­те­ма, ос­но­ван­ная на из­ме­ре­ни­ях в 3 об­лас­тях спек­тра: $\ce{V}$ (ви­зу­аль­ная; эф­фек­тив­ная дли­на вол­ны $λ_{\text{эфф}}=$ 550 нм), В (го­лу­бая; $λ_{\text{эфф}}=$ 450 нм), $\ce{U}$ (ульт­ра­фио­ле­то­вая; $λ_{\text{эфф}}=$ 360 нм). Цвет звез­ды ха­рак­те­ри­зу­ет­ся раз­но­стя­ми $\ce{В–V}$ и $\ce{U–B}$, вы­ра­жен­ны­ми в звёзд­ных ве­ли­чинах. При­ня­то, что эти раз­но­сти рав­ны ну­лю у бе­лых звёзд спек­траль­но­го клас­са $\ce{A 0}$. Ус­пеш­но раз­ви­ва­ют­ся фо­то­мет­рич. оп­ре­де­ле­ния в боль­шем чис­ле спек­траль­ных уча­ст­ков как в ви­ди­мой, так и в ин­фра­крас­ной об­лас­тях спек­тра. Та­ко­ва, напр., сис­те­ма Джон­со­на $\ce{U, B, V, R, I, J, K, L, М,}$ в ко­то­рой для по­след­них шес­ти уча­ст­ков $λ_{\text{эфф}}$ 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 спек­тро­фо­то­мет­рич. из­ме­ре­ния за­труд­не­ны. По­вы­ше­ние чув­ст­ви­тель­но­сти при­ём­ни­ков из­лу­че­ния по­зво­ли­ло вве­сти в ас­тро­но­мич. прак­ти­ку фо­то­мет­рич. сис­те­мы с бо­лее уз­ки­ми по­ло­сами про­пус­ка­ния, чем в сис­те­ме $\ce{UBV}$. Та­ко­вы, напр., Виль­нюс­ская и Ва­шинг­тон­ская фо­то­мет­рич. сис­те­мы.