<< 5.4 Система Стремгрена | Оглавление | 5.6 Тянь-Шаньская широкополосная ... >>

5.5 Вильнюсская среднеполосная система UPXYZST

Вот что пишет сам В.Страйжис о целях создания Вильнюсской системы:

``Ни одна из созданных ранее фотометрических систем не давала возможности проводить многомерную спектральную классификацию звезд при наличии межзвездного покраснения во всем интервале температур -- от самых горячих до самых холодных. Все они ограничиваются или звездами какого-либо сравнительно узкого интервала спектральных классов, или обеспечивают классификацию только при отсутствии межзвездного покраснения.''

Понятно, что для решения задачи создания фотометрической системы, обеспечивающей эффективную классификацию по спектральным классам и классам светимости в полном интервале спектральных классов для покрасненных звезд с различным содержанием металлов нужно было выбрать расположение и полуширину фотометрических полос среднеполосной системы самым оптимальным образом. Основой выбора служили детальные данные о распределении энергии в спектрах звезд разнообразных спектральных типов и о законе межзвездного покраснения. Выбор производился путем численных экспериментов. По формулам типа основных формул гетерохромной фотометрии рассчитывались различные варианты двухцветных диаграмм, диаграмм (колор-индекс,$Q$) и ($Q,Q$). Варьируя расположение, полуширину и форму полос пропускания, вильнюсским исследователям удалось найти решение, наиболее близко соответствующее поставленной задаче. В 1977 году вышла в свет широко известная книга ``Многоцветная фотометрия звезд'' (см. введение), в которой последовательно изложены история, принципы построения и результаты применения вильнюсской фотометрической системы.

В вильнюсской системе имеется семь основных полос. Их положение относительно типичных спектров звезд показано на рис.5.3.

Полоса $U$ находится целиком за бальмеровским скачком и является измерителем количества световой энергии в бальмеровском континууме ( $\lambda_{\circ} = 3450\mbox{\r{A}}$, $\Delta\lambda= 400\mbox{\r{A}}$). Она почти совпадает с полосой $u$ системы Стремгрена. В аризонской системе ей аналогична полоса $\lq\lq 35''$. (Позднее оказалось возможным почти без потери информативности увеличить полуширину кривой реакции до 520$\AA$ и превратить полосу $U$ в полосу $W$.)

Полоса $X$ аналогична полосе $v$ системы $uvby\beta $ и очень близка к полосе $\lq\lq 40''$ Аризонской системы ( $\lambda_{\circ} = 4050\mbox{\r{A}}$, $\Delta\lambda = 220\mbox{\r{A}}$). Ее максимум расположен между линиями H$\delta$ и H$\varepsilon$. (Позднее оказалось, что допустимо увеличение ширины полосы $X$ до 470$\AA$.) Индекс $U-X$ измеряет высоту бальмеровского скачка.

Полоса $Y$. В первом приближении закон межзвездной экстинкции в координатах $\lambda^{-1},A(\lambda^{-1})$ в области 3000-8000$\AA$ представляется двумя прямыми, пересекающимися около $\lambda = 4355\AA$. Неподалеку от этой точки ( $\lambda = 4600\AA$, $\Delta\lambda< 400\AA$) расположена полоса $Y$. Она близка к полосе $b$ системы Стремгрена. Показано, что диаграмма $(X-Y),(Y-Z)$ является прекрасным средством для грубой спектральной классификации звезд без знания их межзвездных покраснений, если среди этих звезд отсутствуют сверхгиганты.

Полоса $P$ расположена прямо на бальмеровском скачке и предназначена для разделения ранних звезд по светимости. Выбор ее лучшего положения проводился путем анализа диаграмм $(U-P),(P-Y)$, вычисленных при различных положениях полосы $P$. Оказалось, что оптимальным положением полосы является $\lambda =3750\AA$. В спектрах белых сверхгигантов это положение почти соответствует максимуму интенсивности, который лежит с длинноволновой стороны от бальмеровского скачка. В спектрах звезд V класса светимости почти на это место приходится минимум интенсивности с коротковолновой стороны от скачка. Максимально допустимой полушириной, по-видимому, является 260$\AA$. Аналогом полосы $P$ является полоса $\lq\lq 37''$ Аризонской системы.

Полосы $Z$ и $S$. Выбор полос $Z$ и $S$ связан с требованиями классификации поздних звезд. Для этой цели наиболее эффективна не двухцветная диаграмма, а диаграмма ($Q,Q$). Первый индекс $Q$ должен являться функцией спектрального класса. Таковым является

\begin{displaymath} Q_{XYZ} = (X-Y) - \frac{E_{X-Y}}{E_{Y-Z}}\,(Y-Z) . \end{displaymath}

Он мало зависит от светимости. Средняя длина волны полосы $Z$ должна быть расположена в интервале $\lambda=5000$-$6000\AA$. Второй индекс $Q$ должен быть хорошо чувствителен в светимости. Таким оказался

\begin{displaymath} Q_{XZS} = (X-Z) - \frac{E_{X-Z}}{E_{Z-S}}\,(Z-S) , \end{displaymath}

где длина волны полосы $S$ находится в интервале $\lambda=6000$-$6500\AA$. Численный анализ показал, что оптимальными являются полосы, у которых $\lambda_{\circ}(Z)=5150\AA$ и $\lambda_{\circ}(S)=6560\AA$. Оптимальное положение полосы $Z$ совпало с большой полосой поглощения в спектрах звезд классов G-K-M, вызванной линиями магния. Аналогом полосы $Z$ является полоса $\lq\lq 52''$ аризонской системы. Найденное положение середины полосы $S$ практически совпадает со спектральной линией H$\alpha$.

Полоса $T$. Для выделения M-звезд и последующей их классификации отдельно от остальных необходима полоса, совпадающая с одной из полос окиси титана, наличие которых является наиболее характерным свойством M-звезд. Тогда в сочетании с полосой вне полос TiO (а такой полосой у нас является полоса $S$) она дает ответ о принадлежности звезды к классу M. Для этой цели предложена полоса $T$ с $\lambda_{\circ}(T)=6250\AA$. Эта полоса близка к полосе $\lq\lq 63''$ аризонской системы. Показано, что индексы $Q_{YTS}$ или $Q_{ZTS}$ являются очень хорошими критериями для опознания M-звезд.

Дополнительная полоса $V$. Первоначально Вильнюсская система не предусматривала полосу, связывающую ее с другими системами и энергетическими калибровками. Для своих каталогов вильнюсские астрономы давали только показатели цвета и заимствовали величину $V$ из системы UBV Джонсона. Но, впоследствии К.Зданавичус показал, что очень полезно ввести восьмую полосу $V$ с $\lambda_{\circ}(V)\approx5400\AA$.

С одной стороны, эта полоса в сочетании с полосой $Z$ является мерой глубины полосы поглощения, вызываемой линиями магния в спектрах поздних звезд и, таким образом, может использоваться для двумерной классификации этих звезд. Тогда иногда можно не использовать полосу $T$, а шестицветная система $UPXYZV$ может быть реализована аппаратурно с сурьмяно-цезиевым фотокатодом.

С другой стороны, среднеполосная величина $V$ не имеет цветового уравнения по отношению к величине $V$ системы UBV в широком интервале температур вплоть до поздних M-подклассов. Это позволяет прямо перенести в вильнюсскую систему шкалу величин $V$ из системы UBV. Создатели системы считают, что это освобождает их от необходимости создавать стандарты величин в своей системе.

Полоса $V$ была выбрана со средней длиной волны $\lambda=5440\AA$. Требования к полуширине кривой реакции $V$ не очень строгие. Кривые с полуширинами от $260\AA$ до $480\AA$ дают сходные результаты. Аналогом величины $V$ является величина $y$ в системе Стремгрена.

Первоначальный (так называемый основной) вариант полос Вильнюсской системы был реализован со стеклянными светофильтрами из стандартного набора, выпускаемого на оптических заводах в Лыткарино и Санкт-Петербурге.

Рис. 5.4: Кривые реакции основного варианта полос вильнюсской системы
\begin{figure}\begin{center} \epsfxsize =0.8\textwidth\epsfbox{lfig5_4.eps}\end{center}\end{figure}

Положение, форма и относительное пропускание этих полос показаны на рис.5.4. В вильнюсской системе все колор-индексы нормированы по условию равенства нулю для непокрасневших звезд спектрального класса O. В настоящее время в этой системе проведены измерения более чем 15000 звезд.

Известными недостатками основного (``стеклянного'') варианта Вильнюсской системы являются большая толщина стеклянных фильтров (до 15 мм!), малое их пропускание в максимуме и зависимость кривой пропускания от температуры. Это привело авторов системы к мысли, что ее следует реализовать с интерференционными фильтрами. Эта идея была осуществлена, проницающая способность улучшилась, но форма кривых изменилась, что привело к необходимости проводить редукции на стандартную систему. Редукции оказалось сложно выполнить для величин $P$ (полоса прямо на бальмеровском скачке); для этой полосы поправки оказались зависящими от спектрального класса, класса светимости и межзвездного покраснения.

Другие попытки модифицировать вильнюсскую систему были предприняты на пути сближения положения и ширин ее полос с полосами известной женевской системы, созданной в 60-х годах, и с системой Стремгрена. Однако, эти варианты, названные соответственно VilGen и VilStrom, пока не нашли достаточного применения.


<< 5.4 Система Стремгрена | Оглавление | 5.6 Тянь-Шаньская широкополосная ... >>