Система зоряних величин AB (від ) — поширений спосіб задання нуль-пункту шкали зоряних величин, тобто вибору освітленості від об'єкта, за якої його зоряна величина буде прийнята за нуль. У системі AB нуль-пункт зв'язують з певним значенням спектральної густини потоку (приблизно 3631 Ян) для будь-якої довжини хвилі. Перевага системи AB у тому, що вона використовує абсолютні фізичні величини, а не ґрунтується на зорях-стандартах. У сучасному вигляді систему використовують з 1983 року.
Історія У 1965 році запропонував концепцію абсолютного калібрування шкали зоряних величин у вигляді . У сучасному ж вигляді систему зоряних величин AB застосовують щонайменше з 1983 року — після виходу праці Оке та Ганна.
Згодом ця система здобула значну популярність: наприклад, у масштабних оглядах неба на кшталт SDSS та Pan-STARRS нуль-пункти смуг фотометричної системи визначено саме за системою AB.
Опис
Монохроматична зоряна величина AB Нехай спектральна густина потоку від певного джерела на частоті становить , причому виражена в одиницях ерг / (с · см2 · Гц). Тоді в системі AB монохроматична зоряна величина для частоти дорівнюватиме:
.
Якщо виразити в янських (1 Ян = 10−23 ерг / (с · см2 · Гц)), то формула матиме такий вигляд:
,
або, через значення нуль-пункту , приблизно 3631 Ян:
.
Сталу дібрано так, щоб для джерела випромінювання з плоским спектром ( не залежить від ) зоряна величина дорівнювала зоряній величині V у фотометричній системі UBV.
Зоряну величину можна також виразити через фотонну густину потоку . Якщо цю величину подати у фотонах / (с · см2 · d ln λ), тоді виконуватиметься співвідношення:
,
Зоряна величина AB для смуги пропускання Насправді джерела випромінювання мають не плоскі спектри, а астрономічні фільтри пропускають випромінювання не на одній довжині хвилі, а в певному діапазоні. Нехай — функція спектральної густини потоку від певного джерела залежно від частоти , а — ефективний переріз оптичної системи, також залежний від частоти. Ефективний переріз показує, яка частка енергії фотонів із частотою перетворюється на вихідний сигнал. Тоді сигнал, отриманий від вибраного джерела за допомогою цієї оптичної системи, дорівнюватиме:
,
де — стала Планка, а інтегрування виконують у межах частот, які формують сигнал. Зоряну величину AB для смуги пропускання тоді визначають так:
,
де — константа, що дорівнює 3631 Ян. Знаменник під логарифмом відповідає сигналу, який надійшов би від джерела з плоским спектром і густиною потоку : такий підхід зручний тим, що дає змогу вимірювати зоряні величини об'єктів, не знаючи ані , ані .
Оцінка системи Перевага системи AB полягає в тому, що вона спирається на абсолютні фізичні одиниці й не потребує каталогу зір-стандартів, від яких залежала б уся шкала. На противагу їй, поширена система Веги обирає за нуль-пункт потік від Веги в кожному фільтрі. У ній широко використовують зорі-стандарти класу A0, що спричиняє певні незручності через сильне поглинання світла в окремих ділянках їхніх спектрів. За межами діапазону від близького ультрафіолету до близького інфрачервоного випромінювання подібні до Веги зорі стають украй тьмяними. Система AB натомість позбавлена таких вад, що сприяє її широкій популярності.
Примітки
Література