Žvaigždžių fotometrija: Skirtumas tarp puslapio versijų

Ištrintas turinys Pridėtas turinys
Kellogg257 (aptarimas | indėlis)
SNėra keitimo santraukos
Irid (aptarimas | indėlis)
Nėra keitimo santraukos
Eilutė 1:
'''Žvaigždžių fotometrija''' - tai [[Astrofizika|astrofizikos]] šaka, kuria tiria [[Žvaigždė|žvaigždžių]] [[Ryškis|ryškį]]. Daugiausia vartojami metodai - [[Fotografija|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 [[Teleskopas|teleskopo]] židinyje. Tai elektrinis prietaisas, panašus į stiklinį vamzdelį, kurio vienas galas yra padengtas jautriu [[Fotokatodas|fotokatodu]], o kitame - [[anodas]]. Žvaigždžių vaizdai yra projektuojami į katodą, iš kurio šviesos [[Kvantas|kvantai]] - [[Fotonas|fotonai]] - išmuša [[Elektronas|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 (angl. ''Ultraviolet-Blue-Visual'' - 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:
 
<math>I(\lambda, T) = \frac{2hc^2}{\lambda^5} \frac{1}{e^{\frac{hc}{\lambda kT}}-1}\, .</math>
 
Temperatūros nustatymui imame mėlyno (Blue) ir regimosios šviesos (Visual) ryškių skirtumą <math>B-V</math> ir pritaikome jam Pogsono formulę:
 
<math>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)\, .</math>
 
Kadangi mes žinome filtrų bangų ilgius <math>\lambda_B</math> ir <math>\lambda_V</math>, tai lygtyje lieka tik vienas nežinomasis - temperatūra.
 
{{astro-stub}}