Žvaigždžių fotometrija

Žvaigždžių fotometrija – astrofizikos šaka, kuria tiria žvaigždžių ryškį. Daugiausia vartojami metodai - fotografinis ir fotoelektrinis. Fotografinio metodo privalumas, kad galima nufotografuoti didelį dangaus sklypą (iki 5 - 10°) ir lyginimo būdu nustatomas 100-1000 žvaigždžių ryškį. Paprasčiausia fotoelektrinė žvaigždžių fotometrija atliekama fotodaugintuvu, kuris įtaisomas teleskopo židinyje. Tai elektrinis prietaisas, panašus į stiklinį vamzdelį, kurio vienas galas yra padengtas jautriu fotokatodu, o kitame - anodas. Žvaigždžių vaizdai yra projektuojami į katodą, iš kurio šviesos kvantai - fotonai - išmuša elektronus.

Paviršiaus temperatūros nustatymas

Fotometrija suteikia informacijos apie žvaigždės spinduliuojamos šviesos intensyvumą įvairiuose spektro ruožuose. Ateinanti iš žvaigždės šviesa nukreipiama į įvairius filtrus, kurie praleidžia tik tam tikrą siaurą spektro dalį. Sukaupta šviesa analizuojama ir gaunamas žvaigždės regimasis ryškis toje spektro dalyje, koks buvo naudotas filtras. Populiariausias filtrų rinkinys yra UBV (Šablonas:En - Ultravioletinis-Mėlynas-Regimasis). Regimosios šviesos filtras yra maždaug ties geltona spalva. Iš regimųjų ryškių galima spręsti apie įvairias žvaigždės fizikines savybes, pvz., temperatūrą. Žvaigždes apytiksliai laikome juodaisiais kūnais, kurie spinduliuoja šviesos intensyvumą pagal Planko dėsnį:

$I(\lambda ,T)=\frac{2h{c}^2}{{\lambda }^5}\frac{1}{e^{\frac{hc}{\lambda kT}}-1}.$

Temperatūros nustatymui imame mėlyno (Blue) ir regimosios šviesos (Visual) ryškių skirtumą $B-V$ ir pritaikome jam Pogsono formulę:

$B-V=-2.5\log \left(\frac{I({\lambda }_B,T)}{I({\lambda }_V,T)}\right)=-2.5\left(\frac{{\lambda }_V^5(e^{\frac{hc}{{\lambda }_{V}kT}}-1)}{{\lambda }_B^5(e^{\frac{hc}{{\lambda }_{B}kT}}-1)}\right).$

Kadangi mes žinome filtrų bangų ilgius ${\lambda }_B$ ir ${\lambda }_V$, tai lygtyje lieka tik vienas nežinomasis - temperatūra.