). АСТРОФОТОМЕТРИЯ - раздел практич.
астрофизики, посвящённый измерению физ. характеристик (в осн. энергетич.) эл--магн.
излучения астр. объектов. Предмет А. составляют: выделение потока излучения
от индивидуальных объектов, "очищение" его от фонового излучения,
учёт ослабления потока земной атмосферой, измерение этого потока в абс. энергетич.
или относит. единицах, изучение переменности во времени поляризац., квантово-статистич.
и др. характеристик излучения астр. объектов.
К фундам. задачам А. относятся следующие.
Исследование распределения энергии в спектрах звёзд. Решение этой задачи позволяет
определить хим. состав, структуру атмосферы, эффективную температуру звёзд,
величину межзвёздного покраснения (см. Межзвёздное поглощение)и др.
Построение кривых изменения со временем потока излучения (кривых блеска) переменных
звёзд, галактик, квазаров и др. Анализ этих кривых позволяет вскрыть физ. природу
исследуемых объектов и определить их осн. параметры - радиусы и массы, характерные
размеры, энергетику нестационарных процессов и др. Изучение в различных спектральных
диапазонах распределения яркости по протяжённым источникам (Солнце, планеты,
галактики, туманности), а также исследование фонового излучения неба.
Интервал освещённостей, измеряемых
в А., огромен. Ярчайшие звёзды создают на поверхности Земли освещённость, примерно
в десять млрд. раз меньшую, чем Солнце, а наиб. слабые звёзды и галактики, доступные
измерениям, ещё в десятки млрд. раз меньшую, т. е. перепад освещённостей составляет
более чем 1020 раз. Слабость блеска небесных светил создаёт осн.
специфич. трудности А. Эти трудности преодолеваются увеличением диаметра телескопов,
а также увеличением чувствительности приёмников излучения. Самый большой в мире
оптич. телескоп имеет диаметр 6 м. Квантовая эффективность Q совр. фотоэлектрич.
приёмников излучения, применяемых в А., доведена во MH. спектральных диапазонах
практически до абс. предела (
).
До недавнего времени осн. роль в А.
играли измерения в видимой области спектра. С созданием внеатмосферных орбитальных
астрофиз. обсерваторий и высокочувствит. приёмников излучения А. стала всеволновой.
Ввиду специфики аппаратуры, методов и часто даже самих объектов, "видимых"
только в отдельных спектральных диапазонах, образовались целые разделы
астрономии, напр. радиоастрономия,
рентгеновская астрономия, гамма-астрономия. Ниже рассмотрены задачи и методы
классич. А., относящиеся в осн. к оптич. области спектра.
По способам измерений А. разделяется
на визуальную, фотографическую и фотоэлектрическую. По осн. методам исследования
А. может быть разделена на неск. самостоят. разделов: многоцветная А. (астр,
колориметрия), спектрофотометрия, радиометрия.
Многоцветная А. Блеск астр.
объектов принято выражать в звёздных величинах (т). Разность звёздных
величин одного и того же объекта в двух разных областях спектра 
наз. показателем цвета или колор-индексом 
:
Даже в видимом диапазоне показатели
цвета разных объектов могут различаться на 10m. T. е., две звезды
одинакового блеска в голубых
лучах могут в тысячи раз различаться по потоку в красной области спектра 
.
Измерение CI равносильно сопоставлению интенсивностей излучения в двух
участках спектра и поэтому позволяет судить о цветовых температурах исследуемых
объектов. Именно с целью измерения колор-индексов астрономич. объектов зародились
первые двуцветные фотометрич. системы (ФС, см. ниже). Однако условия в атмосферах
звёзд и др. астр. объектов обычно далеки от термодинамич, равновесия. Поэтому
их спектры не определяются функцией Планка, а являются сложными функциями от
светимости, интенсивности турбулентных движений и протяжённости атмосферы,
её хим. состава, осевого вращения, лучевой скорости и др. факторов. Кроме того,
излучение астр. источников поглощается и рассеивается межзвёздным веществом
(пыль и газ), в результате чего спектральный состав излучения меняется. Во-первых,
оно становится более красным. Покраснение выражается в том, что показатель цвета
увеличивается по
сравнению с показателем цвета 
для непокрасневшей звезды такого же спектрального типа. Величина этого увеличения
наз. избытком цвета, или колор-эксцессом (CE):
Во-вторых, в спектре появляются межзвёздные
абсорбц. линии ионизованного кальция, натрия и др. атомов и молекул. Поэтому
один параметр - показатель цвета не может полностью охарактеризовать спектральный
состав излучения. Стремление к увеличению информативности привело к увеличению
кол-ва измеряемых участков спектра и уменьшению их ширин. T. о., возникло существующее
многообразие ФС.
Фотометрич. системой наз. набор описываемых
кривыми спектральной чувствительности регистрирующей аппаратуры (кривыми реакции)
участков спектра, в к-рых проводятся измерения потока излучения. Величина 
равна произведению кривой спектральной чувствительности приёмника и кривых
пропускания (отражения) оптич. деталей регистрирующей аппаратуры (фотометра)
и телескопа. ФС может содержать от одной до неск. десятков полос (цветов). Напр.,
популярная ФС UBV состоит из трёх полос: U - ультрафиолетовая,
В - голубая и V - визуальная. ФС с кривыми реакции, полуширины 
к-рых превышают 300
,
наз. широкополосными, ФС с
-
среднеполосными, а с 
- узкополосными. Известно неск. десятков ФС.
Из широкополосных наиб. широкое распространение
получила 12-цветная система Джонсона, являющаяся расширением UBV системы
в ИК-область. Она содержит следующие полосы (в скобках приведены ср. длины волн
и
полуширины полос
в мкм): U (0,36; 0,04), В (0,44; 0,10), V (0,55; 0,08),
R (0,70; 0,21), I (0,88; 0,22), J (1,25; 0,3), H (1,62;
0,2), К (2,2; 0,6), L (3,5; 0,9), M (5,0; 1,1), N (10,4; 6,0), Q (20,0; 5,5).
Нуль-пункты величин во всех полосах (постоянные С в ф-ле (1) в ст. Звёздные
величины)выбраны такими, чтобы все показатели цвета для неподверженных
межзвёздному покраснению звёзд спектрального класса AOV были равны нулю.
В системе UBV измерено ок. 80 тыс. звёзд, галактик и др. объектов, а
во всех остальных полосах этой системы менее 1 тыс.
Среднеполосные и узкополосные ФС предназначены,
как правило, для многомерной классификации звёзд путём измерения интенсивностей
отдельных эмиссионных и абсорбц. линий и полос, резких скачков интенсивности
непрерывного спектра. Для этой цели обычно используются водородные линии 
, линии металлов (Mg, Na, Ca, Fe), полосы H2O, TiO, CN, CH, величина
и положение бальмеровского скачка для звёзд ранних спектральных классов
(В, A, F) и величина скачка интенсивности у полосы G для звёзд спектрального
класса К. Из среднеполосных ФС наибольшее признание получила вильнюсская 8-цветная
ФС WPXYZVTS, кривые реакции к-рой расположены в области 0,3-0,7 мкм и
оптим. образом выбраны с целью фотометрич. двумерной классификации звёзд всех
спектральных классов. В этой системе измерено ок. 4000 звёзд. В качестве примера
узкополосной системы можно привести Hb-фотометрию
Кроффорда. Эта система имеет две полосы с полуширинами 15 и 150
,
обе центрированные на линию 
.
Параметр
является мерой интенсивности линии; он измерен для неск. тысяч звёзд.
Физ. параметры звёзд определяются по
результатам многоцветных наблюдений следующим образом. В избранной ФС проводятся
измерения стандартных звёзд с хорошо известными спектральными классами, межзвёздным
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. T. о. проводится калибровка ФС. Затем на
калибровочные графики и таблицы наносят измерения исследуемой звезды и определяют
спектральный класс, величину межзвёздного поглощения и др. параметры (в зависимости
от информативности многоцветной ФС). Хотя информативность нек-рых многоцветных
ФС, напр. Вильнюсской, достаточна для определения многих параметров, однако
наиб. полную информацию об исследуемых объектах можно получить лишь из спектрофото-метрич.
измерений.
Спектрофотометрия. Спектрофотометрич.
измерения могут быть абсолютными и относительными. В первом случае измеряют
в энергетич. единицах освещённость 
, создаваемую объектом в достаточно узких последо-ват. участках спектра
.
Во втором случае эту освещённость выражают в долях освещённости от стандартной
звезды. Если 
в
спектре стандарта известно в энергетич. единицах, то все др. освещённости также
могут быть выражены в этих же единицах, т. е. абсолютизированы.
Абсолютизация спектра самой стандартной
звезды проводится на основе "привязки" её к лаб. источнику с известным
распределением энергии (модель абсолютно чёрного тела или, напр., прокалиброванная
ленточная лампа). Фотометрич. измерения спектров осуществляются методами обычной
фотометрии .Фото-графич. спектры используются в осн. лишь для спектро-скопич.
измерений, а измерение 
осуществляется с помощью одноканальных фотоэлектрич. сканеров или методами
многоканальной электроспектрофотометрии с использованием матричных (одномерных
и двумерных) приёмников излучения, электронно-оптич. преобразователей, микроканальных
усилителей и др. (см. Приёмники оптического излучения, Спектральные приборы).
В астроспектрофотометрии используются
почти все принципиальные схемы известных в эксперим. физике лаб. спектрографов: призменных и дифракционных, эшелле и фурье-спектрометров. 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
температуры. Всё это предъявляет к конструкции астр. спектрографов требование чрезвычайной
жёсткости.
Для астроспектрофотометрии употребляются
почти исключительно спектрографы низкой разрешающей силы (от 1 до 100
),
предназначенные для измерения непрерывного спектра и интегральных интенсивностей
линий. Входная щель расширяется настолько, чтобы пропустить весь видимый диск
звезды (а иногда и более протяжённых объектов, напр. галактик), т. е. спектрограф
работает в бесщелевом режиме.
Почти все данные, необходимые для построения
теории звёздных атмосфер, получены Спектрофотометрич. методами. Фотоэлектрич.
измерения распределения энергии в оптич. области спектра (
=0,3-1,1
мкм) получены примерно для тысячи звёзд. На основе этих данных найдены ср. нормальные
(непокрасневшие) кривые распределения энергии в спектрах звёзд разных спектральных
классов и светимостей, охватывающих интервал от 3000 до И 000
.
Использование стандартных спектров помогает решать мн. проблемы звёздной фотометрии,
в частности калибровки и взаимной редукции ФС, определения эфф. температур звёзд
и исследования спектральных кривых межзвёздного поглощения. Многие физ. свойства
звёзд 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 радиометрич, измерений.
Радиометрия. Задача радиометрич. наблюдений
состоит в определении интегральных по спектру энергетич. освещённостей E, создаваемых на границе земной атмосферы астр. объектами. Непосредств. измерения
E могли бы быть произведены с орбитальной обсерватории при помощи абсолютно
неселективного приёмника. Однако таких приёмников ныне ещё нет. Поэтому используя
приёмники, наиб. эффективные в данной спектральной области, и соответствующие
фильтры, измеряют энергетич. освещённости в ряде спектральных интервалов 
.
После редукции за поглощение в атмосфере находят внеатм. значения освещённостей
, где
- эфф. длина
волны данного спектрального интервала.
Проведя интерполяционную кривую через
точки 
, получают
кривую спектральной освещённости 
,
интегрирование к-рой по 
даёт искомое значение E. Если значит. часть E сосредоточена в
недоступной для наблюдений с Земли спектральной области, экспериментальную кривую
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.
X. Ф. Халиуллин.
|
|
 |
