En astronomie, un système photométrique est un ensemble choisi de filtres, chacun ayant une bande spectrale bien définie, et couvrant un domaine spécifique du spectre électromagnétique.
Les systèmes photométriques sont généralement caractérisés par la largeur de leurs bandes spectrales : Bande large (bandes plus larges que 30 nm, dont le plus utilisé est le système UBV de Johnson-Morgan) Bande intermédiaire (bandes entre 10 et 30 nm de largeur) Bande étroite (bandes de moins de 10 nm de large)
Système photométrique UBVRIJHKLMNQ
Le système UBVRIJKLMNQ, aussi appelé « système photométrique de Johnson », est un système photométrique répandu comprenant des bandes spectrales situées entre l'ultraviolet proche et l'infrarouge moyen. Les noms des bandes U, B, V, R, I sont tirés de la longueur d'onde et du nom anglais de la couleur à laquelle chaque bande est associée : U pour ultraviolet () ; B pour bleu () ; V pour visible, visuel ou vert en français ( ou ) ; R pour rouge () ; I pour infrarouge ().
Suivent ensuite d'autres bandes dans l'infrarouge proche dont les lettres suivent plus ou moins l'ordre alphabétique après I, si ce n'est que la bande H a été rajoutée entre les bandes J et K et que les lettres O et P ne sont pas utilisées. La séquence est donc JHKLMNQ. Historiquement, ce sont les bandes U, B et V qui ont été définies en premier, pour les besoins de l'astronomie dans le domaine optique, par Johnson et Morgan en 1953 Harold Johnson et William Wilson Morgan, « Fundamental stellar photometry for standards of spectral type on the revised system of the Yerkes spectral atlas », The Astronomical Journal mai 1953, Volume 117, , . Ensuite, les bandes R et I ont été définies mais de deux façons différentes, une par Johnson, l'autre par Kron et Cousins en 1974, qui donna naissance au système photométrique de Kron-Cousins, utilisé par exemple par le programme MACHO. On distingue parfois les deux, avec un indice « J » pour Johnson et « C » pour Kron-Cousins.
Les bandes du domaine infrarouge sont ensuite définies en suivant les fenêtres où la transparence de l'atmosphère terrestre est maximale (voir lien externe) : la bande J entre et ; la bande H entre et ; la bande K entre et ; la bande L entre et ; la bande M : après une absorption totale entre et , l'atmosphère est relativement transparente entre et , avec un nombre croissant de raies d'absorption à grande longueur d'onde ; la bande N : L'atmosphère est ensuite très opaque entre et et redevient transparente entre et ; la bande Q : après une absorption importante entre et , l'atmosphère redevient moins opaque entre et , malgré la présence de très nombreuses raies d'absorption dues à la vapeur d'eau.
Une fois la bande définie, il est intéressant de définir une échelle de luminosité pour faire de la photométrie, en choisissant un flux de référence dans chaque bande pour définir la magnitude 0 (zéro) dans cette bande. Pour les bandes U, B, V, R, I, il s'agit du flux associé à un ensemble d'étoiles brillantes de référence dont la couleur est blanche (en particulier Véga). Les flux de référence ont aussi été étendus pour les bandes infrarouges par un procédé semblable.
Le tableau ci-dessous liste ces bandes spectrales avec indication de leur longueur d'onde médiane λ, de leur largeur spectrale Δλ et du flux F0(λ) correspondant à une magnitude zéro. Les bandes ne sont en général pas symétriques.
+Bandes spectrales du système UBVRIJHKLMNQ bandeλ (nm)Δλ (nm)F0 () Graphe de sensibilité Données brutes U 365 68 B 440 98 V 550 89 RC 650 100 RJ 700 220 IC 800 150 IJ 900 240 J 213 H 307 K 390 L 472 M 460 N Q
La correspond au maximum de sensibilité de l'œil humain, c'est pourquoi les magnitudes apparentes des étoiles sont souvent données dans la .
Toutes ces bandes sont dites larges, c’est-à-dire que la largeur de la bande représente une fraction non négligeable de la longueur d'onde médiane. On parle de résolution spectrale faible. Il existe de très nombreuses autres bandes beaucoup plus étroites, ne laissant passer que des intervalles beaucoup plus restreints de longueur d'onde.
Système photométrique de Genève +Système photométrique de Genève bandeλcΔλ (Å) (Å) U 492 B1 388 B 814 B2 423 V1 478 V 736 G 438 Le système photométrique de Genève Marcel Golay, Application of the UB1B2V1G photometric system, compte-rendu de la conférence Spectral Classification and Multicolour Photometry. IAU Symposium . Edited by Charles Fehrenbach et Bengt E. Westerlund. Dordrecht, Boston, Reidel, , , aussi appelé « système photométrique en sept couleurs », comporte sept bandes spectrales de l'ultraviolet proche au visible : U, B1, B, B2, V1, V et G. La table ci-dessus donne la largeur du filtre à mi-hauteur, et la longueur d'onde centrale calculée comme le centre de cette largeur. Se reporter à l'article « » D. Moro et Ulisse Munari, « The Asiago Database on Photometric Systems (ADPS). I. Census parameters for 167 photometric systems », Astronomy and Astrophysics, 2000, Supplement, 147, , paru en 2000 dans pour plus de détails.
Système photométrique de Vilnius Le système photométrique de Vilnius est un système à largeur de bande spectrale moyenne comportant sept couleurs (UPXYZVS), créé en 1963 par et ses collègues, dont Kazimieras Zdanavičius. Ce système est surtout optimisé pour la classification des étoiles à partir d'observations au sol. Le système a été conçu avec des bandes de largeur moyenne, afin de pouvoir mesurer des étoiles faibles.
Le tableau ci-dessous indique les caractéristiques des filtres utilisés (les couleurs utilisées à titre d'illustration sont approximatives).
+Système photométrique de Vilnius : longueur d'onde médiane et demi-largeur des filtresUPXYZVSLongueur d'onde médiane (nm)345374405466516544656Demi-largeur (nm)40262226212620
Notes et références
Annexes Articles connexes Bande spectrale Imagerie hyperspectrale Photométrie (astronomie) Système photométrique de Strömgren
Liens externes The Asiago Database on Photometric System Domaines de transparence de l'atmosphère terrestre, sur le site de l'observatoire Gemini.
Catégorie:Photométrie (astronomie)