Najdokładniejszy pomiar odległości do LMC
Wielki Obłok Magellana jest najlepiej poznanym obiektem południowego nieba. Aż trudno uwierzyć, że dopiero trzy lata temu astronomowie określili odległość do tej galaktyki z dokładnością na poziomie 2%.

Widok Drogi Mlecznej po kolizji z Andromedą
Astronomowie z NASA ogłosili, że są w stanie z dużą dokładnością przewidzieć, jak kosmiczna kolizja Drogi Mlecznej z Andromedą może wpłynąć nie tylko na samą Galaktykę, ale i na nasz Układ Słoneczny.

       Podstawowe znaczenie w fotometrii gwiazdowej mają obecnie obserwacje fotoelektryczne. Szybki rozwój tej dziedziny badań fotometrycznych datuje się od czasu zastosowania do pomiarów blasku gwiazd fotometrów wyposażonych w fotomnożniki, co umożliwiło wyznaczanie wielkości gwiazdowych metodami fotoelektrycznymi nawet za pomocą niewielkich lunet.

       Do celów fotometrycznych stosowane są prawie wyłącznie próżniowe fotokomórki oparte na tzw. zewnętrznym efekcie fotoelektrycznym, polegającym na wyzwalaniu elektronów z metalu przez padające na niego kwanty światła, przy czym jeden kwant może wyzwolić jeden elektron. Zgodnie z prawem Einsteina energia kwantu hν jest wydatkowana na pokonanie siły P utrzymującej elektron wewnątrz metalu, czyli na pracę wyjścia, i na nadanie elektronowi prędkości v zgodnie ze wzorem
       Prędkość więc wyzwalanych elektronów zależy od częstości kwantu ν, natomiast liczba wyzwolonych elektronów charakteryzująca natężenie prądu fotoelektrycznego jest proporcjonalna do liczby kwantów, czyli do natężenia padającego światła. Na tej proporcjonalności prądu fotoelektrycznego do natężenia oświetlenia katody oparte są metody fotometrii fotoelektrycznej. Natężenie strumienia wtórnej emisji elektronów w fotomnożnikach jest oczywiście również proporcjonalne do oświetlenia, wskutek czego końcowe natężenie prądu fotoelektrycznego dochodzącego bezpośrednio do anody fotomnożnika jest do tego oświetlenia proporcjonalne.

       Pierwotnie stosowane fotokomórki miały katody czułe tylko napromieniowanie krótkofalowe. W nowoczesnych fotomnożnikach katoda składa się z metalowej lub szklanej podkładki, powleczonej cienką błonką o złożonej strukturze, zawierającej atomy metalu alkalicznego. Najczęstsze zastosowanie w fotometrii gwiazdowej znajdują fotomnożniki antymonowo-cezowe, które są czułe na promieniowanie o długości fali od nadfioletu do przeszło 6000 Å. Daje to możliwość przy zastosowaniu odpowiednich filtrów barwnych wykonywania pomiarów fotometrycznych w różnych dziedzinach widma, a więc za pomocą jednego i tego samego fotomnożnika, zmieniając jedynie filtry, wyznaczać możemy wskaźniki barwy gwiazd. Osiągamy przy tym bardzo dużą dokładność w porównaniu z fotometrią fotograficzną i wizualną. Błąd średni jednej obserwacji wielkości fotoelektrycznej jest rzędu +- 0^m,01, a wskaźnik barwy wyznacza się jeszcze dokładniej.

       Ogólnie przyjętym układem fotometrycznym zgodnie z zaleceniami Międzynarodowej Unii Astronomicznej, jest obecnie tzw. układ UBV wprowadzony przez Johnsona i Morgana w oparciu o obserwacje za pomocą fotomnożnika antymonowo-cezowego. Następującymi literkami oznaczono: U - nadfiolet, B - dziedzinę niebieską i V - żółtą. Wielkości V są prawie identyczne z wielkościami fotowizualnym gwiazd (I_pν), a wielkości B są zbliżone do wielkości fotograficznych (I_pg). Dane fotometryczne gwiazdy podaje się zazwyczaj za pomocą trzech liczb: wielkości V i dwóch wskaźników barwy B - V i U - B.

       Filtry do fotometrii U, B, V przepuszczają promieniowanie w dość szerokich pasmach. Na przykład wielkości B odnoszą się do zakresu od 3800 do 5400 Å, a wielkości V - do zakresu od 5000 do 6600 Å, czyli pasma czułości spektralnej wynoszą tu po 1600 Å. Oprócz tej szerokopasmowej fotometrii znalazła zastosowanie wąskopasmowa fotometria gwiazdowa, przy której za pomocą filtrów interferencyjnych wydziela się w różnych dziedzinach widma wąskie pasma o szerokości 50-100 Å. Tego rodzaju fotometria, która daje wielkości gwiazdowe zbliżone do wielkości monochromatycznych, czyli jednobarwnych, stanowi przejście do integralnej fotometrii gwiazd do spektrofotometrii.

       Fotometrię stosuje się między innymi do wyznaczenia standardów fotometrycznych o najwyższej dokładności. Metodami fotoelektrycznymi można już mierzyć nawet najsłabsze gwiazdy około 23^m, jakie dają się sfotografować za pomocą największych teleskopów. Rozciągnięto również obserwacje fotoelektryczne daleko w podczerwień, tworząc wielobarwne systemy fotometryczne.

Referencje:
Eugeniusz Rybka: "Astronomia Ogólna" wyd. VI

Komentarze użytkowników

Nikt jeszcze nie napisał komentarza do tego materiału.

Napisz komentarz

Odpowiedz na pytanie zadane w sondzie.

Za co lubicie AVN? Wiadomości
Artykuły popularnonaukowe
TZMA
Grafikę serwisu
Pokazy nieba

Ostatnio pisaliście: