In astronomia , un sistema fotometrico è un insieme selezionato di filtri , ciascuno con una banda spettrale ben definita e che copre un'area specifica dello spettro elettromagnetico .
Il sistema UBVRIJKLMNQ, chiamato anche "sistema fotometrico di Johnson", è un popolare sistema fotometrico che comprende bande spettrali situate tra il vicino ultravioletto e il medio infrarosso . I nomi delle bande U, B, V, R, I sono presi dalla lunghezza d'onda e dal nome inglese del colore a cui ogni banda è associata:
Quindi seguono altre bande nel vicino infrarosso le cui lettere seguono più o meno l'ordine alfabetico dopo I, tranne per il fatto che la banda H è stata aggiunta tra le bande J e K e le lettere O e P non vengono utilizzate. La sequenza è quindi JHKLMNQ. Storicamente, le bande U, B e V furono definite per la prima volta, ai fini dell'astronomia ottica, da Johnson e Morgan nel 1953 . Successivamente, le bande R e I furono definite ma in due modi differenti, una da Johnson, l'altra da Kron e Cousins nel 1974 , che diede vita al sistema fotometrico Kron-Cousins , utilizzato ad esempio dal programma MACHO . A volte distinguiamo i due, con un indice "J" per Johnson e "C" per Kron-Cousins.
Le bande del dominio dell'infrarosso vengono poi definite seguendo le finestre dove la trasparenza dell'atmosfera terrestre è massima (vedi link esterno):
Una volta definita la banda, è interessante definire una scala di luminosità per fare fotometria, scegliendo un flusso di riferimento in ciascuna banda per definire la magnitudine 0 (zero) in questa banda. Per le bande U, B, V, R, I, questo è il flusso associato a un insieme di stelle di riferimento luminose il cui colore è bianco (in particolare Vega ). I flussi di riferimento sono stati estesi anche per le bande dell'infrarosso con un processo simile.
La tabella seguente elenca queste bande spettrali con un'indicazione della loro lunghezza d'onda mediana λ, della loro larghezza spettrale Δλ e del flusso F 0 (λ) corrispondente a una magnitudine zero. Le bande generalmente non sono simmetriche.
fasciato | λ (nm) | Δλ (nm) | F 0 ( W / m 2 ) | Grafico della sensibilità | Dati grezzi |
---|---|---|---|---|---|
U | 365 | 68 | 3,981 × 10 −2 | ||
B | 440 | 98 | 6,310 × 10 −2 | ||
V | 550 | 89 | 3,631 × 10 −2 | ||
R C | 650 | 100 | 2,239 × 10 −2 | ||
R J | 700 | 220 | 2,239 × 10 −2 | ||
I C | 800 | 150 | 1,148 × 10 −2 | ||
Io J | 900 | 240 | 1,148 × 10 −2 | ||
J | 1.220 | 213 | 3,162 × 10 −3 | ||
H | 1.630 | 307 | 1,148 × 10 −3 | ||
K | 2 190 | 390 | 3,981 × 10 −4 | ||
L | 3.450 | 472 | 7,079 × 10 −5 | ||
M | 4 750 | 460 | 2,042 × 10 −5 | ||
NON | 10.200 | 4000 | 1.230 × 10 −6 | ||
Q | 21.000 | 5.000 | 6,761 × 10 −8 |
La banda V è la massima sensibilità dell'occhio umano, motivo per cui le magnitudini apparenti delle stelle sono spesso fornite nella banda V.
Si dice che tutte queste bande siano larghe, vale a dire che la larghezza della banda rappresenta una frazione non trascurabile della lunghezza d'onda mediana. Parliamo di bassa risoluzione spettrale . Ci sono molte, molte altre bande che sono molto più strette, consentendo il passaggio solo di intervalli di lunghezza d'onda molto più stretti.
fasciato | λ c | Δλ |
---|---|---|
(A) | (A) | |
U | 3.466 | 492 |
B1 | 3 994 | 388 |
B | 4 234 | 814 |
B2 | 4.469 | 423 |
V1 | 5 368 | 478 |
V | 5 444 | 736 |
G | 5 758 | 438 |
Il sistema fotometrico di Ginevra , chiamato anche "sistema fotometrico a sette colori", ha sette bande spettrali dal vicino ultravioletto al visibile: U, B1, B, B2, V1, V e G. La tabella sopra dà la larghezza del filtro a metà altezza e la lunghezza d'onda centrale calcolata come il centro di quella larghezza. Si veda l'articolo del 2000 “ La Banca dati di Asiago sui sistemi fotometrici ” in Astronomy and Astrophysics per maggiori dettagli.
Preparato da Kazimieras Zdanavičius e Vytautas Straizys .