5.3 Аризонская среднеполосная система

К настоящему времени создано свыше десятка среднеполосных фотометрических систем. Они создавались для решения фотометрическим путем задачи двумерной или трехмерной спектральной классификации (нахождения спектрального класса, класса светимости и степени металличности). Некоторые из них с большим успехом могут использоваться для восстановления распределения энергии в спектрах звезд.

Рассмотрим эту возможность на примере замечательной работы, выполненной на рубеже 60-х и 70-х годов Г.Джонсоном и Р.Митчеллом на обсерватории Лунной и планетной лаборатории в Аризоне. Совершенствуя среднеполосную систему, предложенную ранее Дж.Боргманом, они взяли 8 интерференционных фильтров с полуширинами полос пропускания от 90 до 270 $\AA$ . Положение этих полос, расположенных в видимой области, показано на рис.5.3.

**Рис. 5.3:** Положение фотометрических полос трех среднеполосных систем: системы Стремгрена , Аризонской системы $33,35,\ldots63$ и Вильнюсской системы
$\begin{figure}\begin{center} \epsfxsize =0.8\textwidth\epsfbox{lfig5_3.eps}\end{center}\end{figure}$

Полоса $\lq\lq 33''$ имеет $\lambda_{med}=3370\AA$ и полуширину $100\AA$ . Это область ультрафиолетового континуума для горячих звезд.

Полоса $\lq\lq 35''$ имеет $\lambda_{med}=3530\AA$ и полуширину $100\AA$ . Вместе с фильтром $\lq\lq 33''$ она позволяет определить наклон спектра за бальмеровским скачком.

Полоса ``37'' была поставлена прямо на бальмеровский скачок. У нее $\lambda_{med}=3750\AA$ и полуширина составляет $90\AA$ . Положение бальмеровского скачка сильно зависит от светимости. Поэтому измерения в полосе, стоящей прямо на бальмеровском скачке, даже выполненные с не слишком высокой точностью, имеют очень большое значение для определения класса светимости. Здесь необходимо заметить, что получить высокую точность при измерениях в такой полосе крайне трудно, поскольку необходимо особенно точно воспроизводить от раза к разу положение и форму кривой пропускания. Даже небольшие сдвиги полосы в области скачка в распределении энергии значительно изменяют измеренную величину потока.

Полоса $\lq\lq 40''$ имеет $\lambda_{med}=4020\AA$ и полуширину $200\AA$ . Эта полоса лежит между линиями H $\delta$ и H $\varepsilon$ там, где у звезд спектрального типа A0 V находится максимум излучения. Полосы $\lq\lq 37''$ и $\lq\lq 40''$ , в сочетании с полосой $\lq\lq 35''$ , дают положение и высоту бальмеровского скачка. Эти величины тесно связаны со спектральной классификацией ранних звезд.

Полоса $\lq\lq 45''$ с $\lambda_{med}=4500\AA$ и полушириной $220\AA$ лежит в спокойном участке непрерывного спектра между линиями H $\beta$ и H $\gamma$ .

Полоса $\lq\lq 52''$ с $\lambda_{med}=5180\AA$ и полушириной $220\AA$ , аналогично полосе $\lq\lq 45''$ , расположена между линиями H $\alpha$ и H $\beta$ . У поздних звезд в полосу $\lq\lq 52''$ попадает широкая полоса поглощения MgI (у самых поздних карликов -- MgI + MgH).

Полоса $\lq\lq 58''$ имеет $\lambda_{med}=5830\AA$ и полуширину $220\AA$ . В области этой полосы у поздних звезд начинает развиваться первая полоса поглощения TiO.

Полоса $\lq\lq 63''$ имеет $\lambda_{med} =6350\AA$ и полуширину $270\AA$ . У поздних звезд в этой области находится мощная полоса TiO.

Позднее к этой системе было добавлено еще пять инфракрасных полос со средними длинами волн $\lambda_{med} =7240\AA$ , $\lambda_{med}=8000\AA$ , $\lambda_{med}=8580\AA$ , $\lambda_{med}=9850\AA$ и $\lambda_{med}=11080\AA$ . Нуль-пункты аризонской системы заданы так, чтобы средний показатель цвета шести основных звезд-стандартов системы UBV ( $\alpha$ Lyr, $\gamma$ UMa,

Vir, $\alpha$ CrB, $\gamma$ Oph и HR 3314) был равен нулю для всех 12 колор-индексов, а их средняя звездная величина в полосе $\lq\lq 52''$ была равна таковой в полосе

В аризонской системе измерено свыше 1500 ярких звезд. Подобная среднеполосная многоцветная система позволяет достаточно уверенно решать задачу восстановления вида распределения энергии в спектре. Можно подобрать такие формулы, с помощью которых удается представить звездные величины в каждом из 50-ангстремных интервалов через показатели цвета аризонской системы с ошибками, не превышающими ошибки наблюдений. Большую работу в этом направлении проделали фотометристы ГАИШ, в частности существенный вклад внес А.И.Захаров. Этот успех является следствием того, что аризонская система содержит много полос в различных характернейших участках спектра звезд.

Сопоставление восстановленных распределений энергии со спектрофотометрическими данными позволяет сделать поправки, компенсирующие систематические ошибки спектрофотометрии. Как мы уже обсуждали в гл. II, длинная процедура последовательных привязок к естественным и искусственным эталонам ведет к значительным систематическим ошибкам. Поэтому в ГАИШ в последние годы проводится большая работа по коррекции распределений энергии (в абсолютных и в относительных единицах), полученных из спектрофотометрических наблюдений. Основой для коррекции служат различные точные электрофотометрические измерения. С наибольшим эффектом применяются данные, относящиеся к среднеполосным системам типа описанной выше. Хорошо продуманная среднеполосная фотометрическая система -- это почти спектрофотометрия!