Фотометрическая система (в астрономии)

Фотометри́ческая систе́ма, набор фотометрических полос (т. е. фиксированных интервалов длин волн), в которых проводятся измерения звёздных величин или потоков излучения астрономических объектов. Фотометрическая система позволяет характеризовать спектральное распределение энергии астрономического объекта и реализуется в виде набора фильтров с известными кривыми пропускания. Первая фотометрическая система была двухцветной, основанной на кривых реакции человеческого глаза и фотографической эмульсии, и позволяла определять фотографические и визуальные (фотовизуальные) звёздные величины исследуемых объектов. Ныне используются главным образом многоцветные фотометрические системы.

В зависимости от ширины полосы пропускания фильтра различают широкополосные (ширина более 30 нм), среднеполосные (ширина от 10 до 30 нм) и узкополосные (ширина менее 10 нм) фотометрические системы. Среднее положение полосы пропускания характеризуется её эффективной длиной волны ${\displaystyle \lambda _{\text{эфф}}}$, т. е. длиной волны, на которой фильтр в среднем пропускает больше всего излучения.

Широкополосные системы дают лишь общую характеристику спектрального распределения энергии, однако они относительно нетребовательны к яркости наблюдаемого объекта. Наиболее распространена широкополосная система Джонсона – Моргана (система UBV), предложенная в 1953 г. Г. Джонсоном и У. Морганом для измерений в ближней ультрафиолетовой и видимой областях спектра, позднее расширенная на ближний инфракрасный диапазон (UBVRI). Она основана на измерениях в трёх областях спектра: U (ультрафиолетовая, ${\displaystyle \lambda _{\text{эфф}}\!=\!360\;{\text{нм}}}$), В (голубая, ${\displaystyle \lambda _{\text{эфф}}\!=\!440\;{\text{нм}}}$), V (визуальная, ${\displaystyle \lambda _{\text{эфф}}\!=\!550\;{\text{нм}}}$). Примером дальнейшего расширения этой фотометрической системы стала система Джонсона U, B, V, R, I, J, K, L, М, в которой для последних шести участков ${\displaystyle \lambda _{\text{эфф}}}$ соответственно равны 700 и 880 нм; 1,15; 2,2; 3,5 и 5,0 мкм.

Среднеполосные системы позволяют характеризовать как общую форму спектра, так и его детали (бальмеровский скачок, спектральные линии водорода и др.). Детальное описание спектра делает эти системы удобным инструментом для спектральной классификации звёзд и учёта межзвёздного ослабления света. Примерами среднеполосных систем являются система Стрёмгрена (ubvy или ubvyβ), в которой используются фильтры u ${\displaystyle (\lambda _{\text{эфф}}\!=\!352\;{\text{нм}})}$, b (469 нм), v (410 нм), y (548 нм) и β (485 нм), а также Вильнюсская фотометрическая система с фильтрами U ${\displaystyle (\lambda _{\text{эфф}}\!=\!345\;{\text{нм}})}$, P (374 нм), X (405 нм), Y (466 нм), Z (516 нм), V (544 нм) и S (656 нм).

Узкополосные системы позволяют детально описывать спектральное распределение энергии, но применимы лишь к относительно ярким объектам. К ним относится, например, фотометрическая система Винга, в полном варианте включающая 27 фильтров с шириной полосы пропускания в несколько нанометров в диапазоне от 780 до 1100 нм и предназначенная для описания спектров холодных звёзд.

Помимо фотометрических систем со стандартизованными фильтрами, используются фотометрические системы, привязанные к конкретным инструментам, например фотометрические системы космического телескопа «Хаббл», обзора неба SDSS, космической обсерватории «Гершель» (с фотометрическими полосами в дальнем инфракрасном и субмиллиметровом диапазонах).