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Sistemi fotometrici
Come abbiamo detto le magnitudini vanno definite in ben determinati intervalli di lunghezza d’onda, un insieme discreto di
questi intervalli, costituisce un Sistema fotometrico.
Possiamo classificare i diversi sistemi in tre categorie:
· banda larga (larghezza > 300Å)
· banda media (larghezza compresa tra 50 Å e 300 Å)
·
banda stretta (qualche decimo di Å)
Nel corso degli anni sono stati svilupati innumeroveli sistemi, alcuni dei quali hanno avuto un uso molto limitato, ma molti
altri vengono regolarmente usati. Informazioni più dettagliate possono essere trovate in letteratura (e.g. Golay 1974, Sterken
and Manfroid 1992, Straizys 1992).
Nel seguito sono descritti brevemente alcuni sistemi fotometrici.
Sistema UBVRI (Johnson-Morgan)
È in assoluto il sistema fotometrico più diffuso, introdotto negli anni ’50 (Johnson and Morgan, 1951, 1953), venne più tardi
esteso alle lunghezze d’onda maggiori introducendo le magnitudini R ed I ( Johnson, 1965).
Nella tavola 1 sono riportate le lunghezze d’onda effettive e la larghezze delle bande, in figura 2 somno mostrate invece le
curve di trasmissione dei filtri, i valori numerici relativi a queste curve possono essere reperiti in Jaschek and Jaschek (1987)
. Le bande R ed I di Johnson and Morgan non vanno confuse con le omonime del sistema di “Città del Capo”, (Cousin
1976,1978) che hanno lunghezze d’onda effettive più corte.
Lo zero del sistema è scelto in modo tale che una stella di tipo spettrale A0 (Vega, a Lyrae), libera da arrossamneto interstellare, abbia
U=B=V=0.0
Il sistema presenta il problema che, a causa dell’estinzione dell’atmosfera nell’ultaravioletto (cutoff ~ 330 nm) la banda U è
determinata più dalla tarsparenza atmosferica che dal rivelatore e dal filtro.
Sistema uvby (Strömgren)
È un sistema a banda media molto diffuso, (Strömgren, 1966 ). Le magnitudini y sono ben correlate con le V di JohnsonMorgan. In Tavola 1 sono riportate le lunghezze d’onda effettive e le rispettive larghezze di banda. Ulteriori dettagli
possono essere reperiti nel libro di Jaschek and Jaschek (1987)
Il sistema JHKLM
È il sistema per le osservazioni nell’infrarosso. Le magnitudini JHKLM hanno la stessa designazione delle finestre di
trasparenza atmosferica.
La banda L’ è stata aggiunta in seguito poiché meglio centrata nella corrispondente finestra. Il punto zero è fissato ponendo
per Vega ( Lyræ) : J = H = K = L = M (= U = B = V).
Poiché la trasparenza atmosferica nell’IR è diversa da sito a sito, ed in particolare varia con la quota, il sistema non è
completamente standardizzato, ciascun osservatorio tende a definire proprie bande, bisogna quindi essere prudenti nel
confronto di dati provenienti da telescopi diversi. Per maggiori dettagli sul confronto si vedano i lavori di Bersanelli,
Bouchet and Falomo (1991) e di Simons and Tokunaga, 2001.
La magnitudine visuale e quella fotografica
Nella tavola 1 sono riportete per confronto le lunghezze d’onda medie dell magnitudine visuale mv definita da Podgson e
della magnitudine fotografica mpg , rispettivamente: 5500 Å e 4250 Å.
La magnitudine fotografica mpg si riferisce alle lastre che venivano inizialmente esposte senza filtro.
Queste magnitudini hanno un interesse prevalentemente storico.
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Le emulsioni fotografiche moderne, accoppiate ad opportuni filtri permettono di fare osservazioni nel sistema UBVRI.
Tavola 1: I principali sistemi fotometrici
(da Astrophysical Quantities , per JHKLM da Sterken and Manfroid 1992 per
da UKIRT on-line documentation )
System
Band
Effective Wavelength
Bandwidth(FWHM)
Å
Å
visual
mv
~ 5500
-
photographic
mpg
~ 4500
-
Johnson-Morgan
U
3650
680
B
4400
980
V
5500
890
R
7000
2200
I
9000
2400
u
3500
340
v
4100
200
b
4670
160
y
5470
240
mm
mm
J
1.25
0.38
H
1.65
0.48
K
2.2
0.70
L
3.5
1.20
L’
3.8
0.6
M
4.8
5.70
Strömgren
JHKLM
Figura 2: I profili di trasmissione dei filtri UBVRI
( I massimi sono normalizzati)
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Johnson, SDSS, 2MASS, WISE
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SPITZER
2MASS
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riassunto IR filters
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Bibliografia
C.W. Allen, 2001, Astrophysical Quantities, fourth edition, Arthur N. Cox (ed.), Springer-Verlag
M. Bersanelli, P. Bouchet and R. Falomo, 1991, Astron. Astrophys, 252, pp854-860.
A.W.J. Cousins, 1976, Mem. R. Astron. Soc, 81, pp25-36.
A.W.J. Cousins, 1978, Mon. Notes Astron. Soc. South. Africa, 37 pp8-10.
M. Golay, 1974, Introduction to Astronomical Photometry (D. Reidel: Dordrecht).
C. Jaschek and M. Jaschek, 1987, The Classification of Stars (Cambridge University Press: Cambridge).
H.L. Johnson, 1965, Comm. Lunar. Planet. Lab, No. 53 (Univ. Arizona) 3, pp73-77.
H.L. Johnson and W.W. Morgan, 1951, Astrophys. J, 114, pp522-543.
H.L. Johnson and W.W. Morgan, 1953, Astrophys. J, 117, pp313-352.
D. A. Simons and A. Tokunaga, 2001, Publ. Astron. Soc. Pacific. Also available as Gemini Preprint no. 73 .
V. Straizys, 1992, Multicolor Stellar Photometry, Pachart Astronomy and Astrophysics Series 15 (Pachart: Tucson).
B. Strömgren, 1966, Annu. Rev. Astron. Astrophys (Annual Reviews Inc: Palo Alto, California), 4, pp433-472.
Chr. Sterken and J. Manfroid, 1992, Astronomical Photometry -- A Guide (Kluwer Academic Publishers: Dordrecht).
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