Большая советская энциклопедия - астрофотометрия

Астрофотометрия, раздел практической астрофизики, разрабатывающий и изучающий методы измерений блеска звезд, а также яркости протяженных небесных объектов. Начало А. относится ко 2 в. до н. э., когда Гиппарх на основании глазомерных оценок распределил видимые звезды по их блеску на 6 классов звездных величин — от первой до шестой. Как показали точные измерения, звездные величины выражают субъективное ощущение блеска звезд, которое соответствует логарифму объективного раздражения светом звезды сетчатки глаза; оказалось, что интервалу в 5 звездных величин соответствует отношение освещенностей, равное 100. Введение в практику (середина 19 в.) фотометров (см. Астрофотометр) позволило определять отношения блеска звезд и таким образом вычислять более точные значения их звездных величин. При этом нуль-пункт звездных величин был выбран в соответствии с древней традицией так, чтобы звездные величины нашего времени приближенно совпадали с гиппарховыми. В 19 — начале 20 вв. составлены обширные каталоги, содержащие визуальные звездные величины всех звезд, видимых невооруженным глазом. В 20 в. начались астрофотометрические работы, основанные на измерениях действия света звезд на фотографическую эмульсию, и была построена система фотографических звездных величин, отличная от системы визуальных величин, и система фотовизуальных величин (фотографирование на изохроматическую эмульсию через желтый фильтр), почти совпадающая с визуальной. Нуль-пункт новых систем выбран так, что для белых звезд спектрального класса АО визуальные фотографические и фотовизуальные звездные величины совпадают. Точность фотометрических измерений возрастает почти на порядок при применении фотокатода в качестве приемника излучения звезды. Электрофотометрический метод А. не привел пока к созданию фотометрических каталогов, охватывающих все звезды, видимые невооруженным глазом, однако дал возможность построить ряд фотометрических стандартов для многих участков неба, преимущественно содержащих звездные скопления, вплоть до звезд 21-й звездной величины. Электрофотометрический метод позволил распространить систему звездных величин на протяженные объекты — туманности, кометы и т. д., сравнивая световые потоки, приходящие от них и от звезд. Главный источник погрешностей в А. — земная атмосфера с ее переменной прозрачностью и турбулентными движениями, вызывающими флюктуации света звезд. Лит.: Мартынов Д. Я., Курс практической астрофизики, 2 изд., М., 1967, гл. 2—3. Д. Я. Мартынов.