Фотометрична система Стремґрена: відмінності між версіями
| [неперевірена версія] | [неперевірена версія] |
Вилучено вміст Додано вміст
Немає опису редагування |
Немає опису редагування |
||
Рядок 1:
'''Фотометрична система Стрьомґрена''' (uvby) (інколи згадується як фотометрична система '''Стрьомґрена-Кравфорда''') використовує чотири фільтра '''uvby''' з дещо вужчими смугами пропускання, ніж має [[Система UBV|фотометрична система Джонсона]], та двох вузько-смужних фільтрів H-бета як для [[спектральна класифікація зір|спектральної класифікації зір]], так і для класифікації зір в межах [[Класи світності|класів світності]]. Обидва фільтри H-бета центровані на лінію нейтрального [[водень|водню]] [[Серія Бальмера|H<sub>β</sub>]] (486.1[[нанометр|nm]]), оскільки зоряні атмосфери загалом мають найбільший вміст водню у порівнянні з іншими [[хімічний елемент|хімічними елементами]]. Проте, один з них ('''β<sub>широкий</sub>''') має більш ширшу смугу пропускання й покриває всю [[Спектральна лінія|лінію поглинання]] разом з її крилами, в той час як інший фільтр ('''β<sub>вузький</sub>'''), з вужчою смугою пропускання, покриває лише ядро цієї лінії.
Дана система вперше була застосована у [[1956]] році [[Данія|данським]] астрономом [[Стрьомґреном Беньт|Беньтом Стрьомґреном]] для спектральної класифікації зір шляхом багатосмужної (або кольорової) [[фотометрія|фотометрії]]. Проте ця фотометрична система набула широкого вжитку лише у [[1958]] році, після її активного використання американським астрономом [[Девід Крауфорд|Девідом Крауфордом]] та його колегами.
| |||