Em astronomia , um sistema fotométrico é um conjunto selecionado de filtros , cada um com uma banda espectral bem definida e cobrindo uma área específica do espectro eletromagnético .
O sistema UBVRIJKLMNQ, também chamado de "sistema fotométrico de Johnson", é um sistema fotométrico popular que compreende bandas espectrais localizadas entre o ultravioleta próximo e o infravermelho médio. Os nomes das bandas U, B, V, R, I são retirados do comprimento de onda e do nome em inglês da cor à qual cada banda está associada:
Em seguida, siga outras bandas no infravermelho próximo cujas letras seguem mais ou menos ordem alfabética após I, exceto que a banda H foi adicionada entre as bandas J e K e as letras O e P não são usadas. A sequência é, portanto, JHKLMNQ. Historicamente, as bandas U, B e V foram definidas pela primeira vez, para fins de astronomia óptica, por Johnson e Morgan em 1953 . Em seguida, as bandas R e I foram definidas, mas de duas maneiras diferentes, uma por Johnson, outra por Kron e Cousins em 1974 , que deu origem ao sistema fotométrico Kron-Cousins , usado por exemplo pelo programa MACHO . Às vezes podemos distinguir os dois, com um índice "J" para Johnson e "C" para Kron-Cousins.
As bandas do domínio infravermelho são então definidas seguindo as janelas onde a transparência da atmosfera terrestre é máxima (ver link externo):
Uma vez definida a banda, é interessante definir uma escala de luminosidade para fazer fotometria, escolhendo um fluxo de referência em cada banda para definir a magnitude 0 (zero) nesta banda. Para as bandas U, B, V, R, I, este é o fluxo associado a um conjunto de estrelas de referência brilhantes de cor branca (em particular Vega ). Os fluxos de referência também foram estendidos para as bandas de infravermelho por um processo semelhante.
A tabela abaixo lista essas bandas espectrais com uma indicação de seu comprimento de onda médio λ, sua largura espectral Δλ e o fluxo F 0 (λ) correspondendo a uma magnitude zero. As bandas geralmente não são simétricas.
enfaixado | λ (nm) | Δλ (nm) | F 0 ( W / m 2 ) | Gráfico de sensibilidade | Dados não tratados |
---|---|---|---|---|---|
você | 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 | ||
Eu 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 | ||
eu | 3.450 | 472 | 7,079 × 10 −5 | ||
M | 4 750 | 460 | 2.042 × 10 −5 | ||
NÃO | 10.200 | 4000 | 1.230 × 10 −6 | ||
Q | 21.000 | 5.000 | 6,761 × 10 −8 |
A banda V é a sensibilidade máxima do olho humano, razão pela qual as magnitudes aparentes das estrelas são freqüentemente fornecidas na banda V.
Todas essas bandas são ditas largas, ou seja, a largura da banda representa uma fração não desprezível do comprimento de onda médio. Falamos de baixa resolução espectral . Existem muitas, muitas outras bandas que são muito mais estreitas, permitindo que apenas intervalos de comprimento de onda muito mais estreitos passem.
enfaixado | λ c | Δλ |
---|---|---|
(NO) | (NO) | |
você | 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 |
O sistema fotométrico de Genebra , também chamado de "sistema fotométrico de sete cores", tem sete bandas espectrais do ultravioleta próximo ao visível: U, B1, B, B2, V1, V e G. A tabela acima fornece a largura do filtro pela metade altura, e o comprimento de onda central calculado como o centro dessa largura. Consulte o artigo de 2000 “ The Asiago Database on Photometric Systems ” em Astronomy and Astrophysics para obter mais detalhes.
Preparado por Kazimieras Zdanavičius e Vytautas Straizys .