Большая советсткая энциклопедия Астроспектрофотометрия

Астроспектрофотометрия

Астроспектрофотометрия, раздел практической астрофизики, занимающийся изучением распределения энергии в спектрах небесных тел, т. е. измерением удельной освещённости от исследуемого объекта Е_l эрг/(сек·см")на единичном интервале спектра 1 1 мкм, 1 см (абсолютная А.) или определением тех же величин в относительных единицах, например в долях освещённости Е_l, определённой в какой-либо избранной длине волны (относительная А.). К задачам А. относится также фотометрирование отдельных спектральных линий или полос относительно соседнего участка непрерывного спектра с целью определения профиля спектральной линии или её эквивалентной ширины.

Задачи абсолютной А. для ярких объектов решаются с помощью неселективного приёмника — болометра или термоэлемента. В ограниченной области спектра те же задачи решаются также и с помощью селективных приёмников — глаза, фотографической эмульсии, фотокатода фотоэлектронного умножителя — путём сравнения количества энергии в одних и тех же узких спектральных участках у исследуемого объекта и объекта сравнения (спектрофотометрического стандарта). При этом должна быть известна функция спектральной чувствительности приёмника излучения в комбинации с применяемой оптикой. В качестве стандарта применяют либо лабораторный источник (ленточная лампа накаливания, вольтова дуга, разряд в водородной лампе, лабораторная модель абсолютно чёрного тела), либо одну из немногих стандартных звёзд с особенно хорошо изученной функцией Е_l (например, Вега). Наиболее удобен фотографический метод сравнения, при котором спектр сравнения фотографируется рядом со спектром исследуемой звезды. Однако точность фотографической А. невысока — порядка 10%. Более точные результаты обеспечивает фотоэлектрическая А. (1—2%). Главный источник погрешностей в А. — земная атмосфера.

Основное применение А. — определение температур небесных тел, прежде всего Солнца и звёзд. Результаты позволяют уточнить теоретические модели звёздных атмосфер. А. спектральных линий даёт важные количественные сведения о химическом составе, температуре и плотности звёздных атмосфер и газовых туманностей.

Лит.: Мартынов Д. Я., Курс практической астрофизики, 2 изд., М., 1967.

Д. Я. Мартынов.