|
|
и
ш
Т
о.
s
и
132
L (3,5; 0,9), Л/ (5,0; 1,1), TV (10,4; 6,0), Q (20,0; 5,5). Нуль-пункты величин во всех полосах (постоянные С в Ф-ЛР (1} в ст. Зв╦здные величины) выбраны такими, чтобы лее показатели цвета для неподворженных меж-зв╦ялному покраснению зв╦зд спектрального класса AOV были равны нулю. В системе UBV измерено ок. 80 тыс. зиозд, галактик и др. объектов, а во всех остальных полосах этой системы менее 1 тыс.
Среднеполосные и узкополосныо ФС предназначены, как правило, для многомерной классификации зв╦зд пут╦м измерения интенсивностен отдельных эмиссионных и абсорбц. линии и полос, резких скачков интенсивности непрерывного спектра. Для атой цели обычно используются водородные липни Н , И , Н и Н6, линии металлов (Mg, Na, Ga, Fe), полосы Н20, ТЮ, CN, СП, величина и положенно балъмеровского скачка для зв╦зд ранних спектральных классов (В, A, F) и величина скачка интенсивности у полосы G для зв╦зд спектрального класса К. Из среднеполосных ФС наибольшее признание получила вильнюсская 8-цветная ФС WPXYZVTSj кривые реакции к-рой расположены в области 0,3≈0,7 мкм и оптим. образом выбраны с целью фотометрич, двумерной классификации зв╦зд всех спектральных классов. В этой системе измерено ок. 4000 зв╦зд. Б качестве примера узкополосной системы можно привести IIд-фотометрию Кроффорда. Эта
система имеет две полосы с полуширинами 15 и 150 А, обе центрированные на линию 1-1└, Параметр р=
., в М
≈ w, (15 A)≈m(150 А) является мерой интенсивности линии; он измерен для неск. тысяч зв╦зд.
Физ. параметры зв╦зд определяются по результатам многоцветных наблюдений следующим образом. В избранной ФС проводятся измерения стандартных зв╦зд с хороню известными спектральными классами, межзвездным поглощением и др. параметрами. По этим измерениям определяются нуль-пункты величин, нормальные (непокрасневшие) показатели цвета в зависимости от спектрального класса, класса светимости и др. параметров. Определяются также соотношения избытков цвета для разных показателей цвета. Т. о. проходится калибронка ФС. Затем на калибровочные графики и таблицы наносят измерения исследуемой звезды и определяют спектральный класс, величину межзв╦здного поглощения и др. параметры {в зависимости от информативности многоцветной ФС). Хотя информативность нек-рых многоцветных ФСТ напр. Вильнюсской, достаточна для определения многих параметров, однако наиб, полную информацию об исследуемых объектах можно получить лишь из спектрофотометрич, измерений.
Спсктрофотометрия. Споктрофотомстрич. измерения
могут быть абсолютными и относительными. В первом случае измеряют в энергетич. единицах освещ╦нность Е), создаваемую объектом в достаточно узких носледо-
ват. участках спектра ДЯ. Во втором случае ату освещ╦нность выражают в долях освещенности от стандартной звезды. Если Е^ в спектре стандарта известно в энер-
гстич. единицах, то все др. освещ╦нности также могут быть выражены В этих Же единицах, т. е. абсолютизированы. Абсолютизация спектра самой стандартной авезды проводится на основе «привязки» е╦ к лаб. источнику с известным распределением энергии (модель абсолютно ч╦рного тела или, напр., прокалиброванная ленточная лампа). Фотометрич. измерения спектров осуществляются методами обычной фотометрии. Фото-графич. спектры используются в осн. лишь для спектро-скопич. намерений, а измерение Л'д осуществляется с
помощью одноканальных фотоэлектрич. сканеров или методами многоканальной электроспектрофотометрии с использованием матричных (одномерных и двумерных) при╦мников излучения, электропно-оптич. преобразователей, митсроканальных усилителей и др. (см. При╦м-ники оптического излучения. Спектральные приборы).
В астроспектрофотомотрии используются почти все принципиальные схемы известных в эксперим. физике лаб, спектрографов: прнзмснных и дифракционных, эпшлле и фурье-спектромстров. Специфична лишь конструкция астр, спектрографов, во-первых, потому что в процессе работы они находятся в разных положениях относительно горизонта (кроме кудэ-спектрографов), во-вторых, они используются с применением длит, экспозиций в условиях изменяющейся темп-ры. Вс╦ это предъявляет к конструкции астр, спектрографов требование чрезвычайной ж╦сткости.
Для астроспектрофотомстрии употребляются почти исключительно спектрографы низкой разрешающей силы (от 1 до 100 А), предназначенные для измерения непрерывного спектра и интегральных интенсивностеп линий. Входная щель расширяется настолько, чтобы пропустить весь видимый диск звезды (а иногда и более протяж╦нных объектов, напр. галактик), т. е. спектрограф работает в бесщелсвом режиме.
Почти все данные, необходимые для построения теории зв╦здных атмосфер, получены спектрофотометрич. методами. Фотоэлектрич. измерения распределения анергии в оптич. области спектра (Я=0,3 ≈ 1,1 мкм) получены примерно для тысячи зв╦зд. На основе этих данных найдены ср. нормальные (непокрасневшис) кривые распределения энергии в спектрах зв╦зд разных спектральных классов и свстимостей, охватывающих интервал от 3000 до 11 000 А. Использование стандартных спектрон помогает решать мн. проблемы звездной фотометрии, в частности калибровки и взаимной редукции ФС, определения эфф. темн-р зв╦зд и исследования спектральных кривых межзв╦здного поглощения. Многие физ. свойства звезд могут быть определены из их спектров. Однако получение распределения энергии в спектре с достаточной дисперсией и достаточной точностью требует очень больших телескопов, В связи с этим спектрофотометрич. измерения используются в осн. с целью изучения уникальных объектов, а также с целью получения калибровочного материала для многоцветных и радиометрии, измерений.
Радиометрия. Задача радиометрич. наблюдений состоит в определении интегральных по спектру энергетич. ос в ещ╦ иное т ой Е, создаваемых на границе земной атмосферы астр, объектами, Непосредств. измерения Е могли бы быть произведены с орбитальной обсерватории при помощи абсолютно неселективного при╦мника. Однако таких при╦мников ныне ещ╦ нет. Поэтому используя при╦мники, наиб, эффективные в данной спектральной области, и соответствующие фильтры, измеряют энергетич. освещ╦нности в ряде спектральных интервалов ДА./. После редукции за поглощение в атмосфере находят внеатм. значения освещенностей Е (К;} = =£(ДА,/)/ДХ/, где Я,- ≈ эфф. длина волны данного спектрального интервала. Проведя интерполяционную кривую через точки Е (?*/}, получают кривую спектральной освещ╦нности £{Х), интегрирование к-рой по А, да╦т искомое значение Е. Если значит, часть Е сосродоточе* па в недоступной для наблюдений с Земли спектральной области, экспериментальную кривую Е (К) либо экстраполируют на эту область, либо дополняют данными внеатм, наблюдений. В такой постановке радиометрия по методам измерений приближается к многоцветной фотометрии и к спектрофотометрии с низким разрешением.
Лит.: Курс астрофизики и ян╦здной астрономии, под ред. А. А. Михайлова, 'А изд., М,, 1973; Мартынов Д. Я., Курс практической астрофизики, 3 илд., М., 1977; его же. Курс общей астрофизики, 3 шд., М., 1979; Страйжис В. Л., Многоцветна» фотометрия ии╦зд, Вильнюс, 1977.
X. Ф. Халиуллип.
АСФЕРИЧЕСКАЯ бПТИКА ≈ оптич. детали или построенные из них системы, поверхности к-рых не являются сферическими. Как правило, термин «А. о.» применяют к системам с симметрией относительно оптической оси.
Возможности А. о. сравнительно со сферич. оптикой видны при рассмотрении параметров, определяющих
")
}
