§ 5.2. Основы астрофотометрии

Количество световой энергии, излучаемой телом, является одной из существенных его характеристик. Имеется два основных способа измерения этой величины: либо непосредственное определение количества световой энергии, дошедшей от данного тела до измерительного прибора, либо сравнение излучения исследуемого объекта с излучением какого-нибудь другого, излучательная способность которого известна.

Светочувствительный прибор (приемник излучения), как правило, неодинаково реагирует на лучи различных длин волн. Поэтому результаты измерения количества света зависят от того, к каким лучам чувствительнее всего данный прибор, т.е. от его спектральной чувствительности. Обычно можно указать длины волн, ограничивающие интервал спектра, на который реагирует данный прибор (область спектральной чувствительности).

Мощность световой энергии обычно характеризуют потоком излучения (световым потоком), являющимся основным понятием фотометрии. Потоком излучения называется количество лучистой энергии, проходящей за единицу времени через данную площадку (например, входное отверстие телескопа).

Световой поток, падающий на единичную площадку некоторой поверхности, называют освещенностью этой поверхности. Если световой поток Ф равномерно освещает площадь S, то освещенность

В астрофизике понятие освещенности является очень важным, так как фактически только эта величина может быть измерена из наблюдений.

Многие светила (например, звезды) так далеки от нас, что даже в самые крупные инструменты невозможно определить их угловые размеры. Такие объекты называются точечными. Если источник света точечный, то освещенность, создаваемая им, обратно пропорциональна квадрату расстояния от источника.

Количество лучистой энергии, которое излучает источник в единицу времени, называется его светимостью.

Поток излучения (а также освещенность) могут характеризовать излучение во всем спектре (полный или интегральный поток) или в каком-то определенном его участке. Если этот участок очень узок, то излучение, а вместе с ним и поток, называют монохроматическим.

Для точечных объектов, например, звезд, угловые размеры которых не удается измерить непосредственным путем, нельзя также определить и яркость. Можно наблюдать лишь поток излучения от них или создаваемую ими освещенность. В астрономии эту освещенность принято измерять в особой системе единиц — звездных величинах (этот термин никак не характеризует размеров звезд). За интервал в 1 звездную величину (обозначается 1^m) принято отношение освещенностей в 2,512... раза. Это число выбрано для удобства так, чтобы его десятичный логарифм в точности равнялся 0,4, а интервал в 5^m соответствовал бы отношению в 100 раз. Условились, что звезды, освещенности от которых меньше, имеют большую звездную величину. Таким образом, освещенности от объектов .. -З^m, -2^m, -1^m, 0^m, 1^m, 2^m, З^m, ... образуют бесконечную убывающую геометрическую прогрессию со знаменателем 2,512.

Такая шкала звездных величин близка к фотометрической системе, введенной еще в древности Гиппархом (II в. до н.э.), который разбил все звезды, наблюдаемые невооруженным глазом, на 6 классов и к первому отнес самые “яркие” из них, а к последнему — самые слабые.

Таким образом, яркость источника можно охарактеризовать его освещенностью или видимой звездной величиной (т.е. звездной величиной, определяемой зрительно).

Соотношение, связывающее освещенности и видимые звездные величины объектов, называется формулой Погсона и имеет следующий вид:

а в десятичных логарифмах

где E₁ и Е₂ — освещенности, создаваемые двумя различными объектами, а и — соответственно их видимые звездные величины.

Звездой с нулевой звездной величиной ( 0^m) называется такая звезда, которая создает на границе земной атмосферы освещенность 2,4810^-6 лк. Если принять такое начало шкалы звездных величин, то с учетом формулы (5.5) можно определить видимую звездную величину для любого объекта:

Из формулы (5.6) видно, что чем ярче объект, тем меньшую звездную величину он имеет.

Самым ярким объектом нашего неба является Солнце (его видимая звездная величина равна 26^m,8), вторым по яркости — Луна (в полнолунии 12^m,7). Самая яркая звезда нашего неба — Сириус — имеет видимую звездную величину 1^m,6. Близкие по яркости к Сириусу звезды имеют звездную величину около 0^m, у остальных же звездная величина положительна.

Из определения шкалы звездных величин ясно, что она может быть применена как к полному излучению, так и к какой-либо определенной спектральной области.

 Звездная величина, полученная на основании определения полной энергии, излучаемой во всем спектре, называется болометрической. В отличие от нее, результаты визуальных, фотографических и фотоэлектрических измерений потоков излучения позволяют установить соответственно системы визуальных, фотографических, фотоэлектрических и т.д. звездных величин.