<< 5.3 Аризонская среднеполосная система | Оглавление | 5.5 Вильнюсская система >>

5.4 Узко-среднеполосная система Стремгрена $uvby\beta $

Исторически одной из первых среднеполосных систем была система $uvby\beta $, созданная Б.Стремгреном. Она создавалась для классификации непокрасневших звезд ранних спектральных классов по спектральным классам, классам светимости и металличности. Система получила весьма широкое распространение. По количеству измеренных звезд система $uvby\beta $ стоит на втором месте после UBV. Всего в системе шесть полос. Из них четыре -- среднеполосные, имеют следующие средние длины волн и полуширины кривых реакции (в $\AA$):

  $u$   $v$   $b$   $y$  
$\lambda$ 3500 4110 4670 5470
$\Delta\lambda$ 300 190 180 230

Положение полос системы Стремгрена также показано на рис.5.3. Из величин, получаемых в системе $uvby\beta $, составляются четыре индекса: $b-y$, $c_1 =(u-v)-(v-b)$, $m_1 =(v{-}b)-(b{-}y)$ и $\beta$. Индекс $b-y$ является температурным индексом и по своим свойствам аналогичен показателю цвета B-V системы UBV. Индекс $c_1$ измеряет высоту бальмеровского скачка. Он близок к параметру $Q$, но в отличие от него несколько зависит от межзвездного поглощения. Индекс $m_1$ является мерой интенсивности спектральных линий поглощения, расположенных вокруг H$\delta$.

Система $uvby$ не может отделить покрасневшие звезды V класса светимости от непокрасневших звезд III класса светимости. Для того чтобы провести такое разделение пришлось дополнить систему еще двумя узкими полосами $\beta_1$ и $\beta_2$, предложенными Д.Крауфордом. Обе они центрированы на линию поглощения H$\beta$, но имеют разную ширину. Полуширина полосы $\beta$ составляет либо 15, либо 30$\AA$, а полуширина полосы $\beta$ достигает 150$\AA$. Индекс $\beta=\beta_1/\beta_2$ измеряет интенсивность линии H$\beta$ по отношению к непрерывному спектру вокруг нее и не зависит от межзвездного покраснения. Для ранних звезд он сильно зависит от светимости, и поэтому диаграммы $(\beta,b-y)$ или $(\beta,c_1)$ для этих звезд дают хорошую двумерную классификацию. Для двумерной классификации звезд A-F очень хорошо подходит диаграмма $(\beta,c_1)$, но для этих звезд c уже измеряет светимость, а $\beta$ -- температуру. Целый ряд исследователей в разное время производили теоретические расчеты, чтобы прокалибровать диаграммы $(\beta,b-y)$, $(\beta,c_1)$ и $(c_1,b-y)$. В результате калибровки мы можем на один и тот же график нанести наблюдательные данные и теоретические семейства линий равной температуры или равных значений $\lg~g$. Система $uvby\beta $ представляет собой пример системы, для которой достаточно подробно рассчитаны калибровки для определения температур, абсолютных звездных величин и факторов содержания металлов.

Система $uvby\beta $ неплохо работает при классификации ранних звезд. Однако для звезд классов G-K-M она оказалась приспособленной хуже. Задача фотометрической классификации звезд в широком диапазоне спектров была поставлена в Вильнюсе.


<< 5.3 Аризонская среднеполосная система | Оглавление | 5.5 Вильнюсская система >>