praktická astronomie fotometrické systémy praktická fotometrie I cvičení vizuální fotometrie, CLEA přehled fotometrických kapitol základy – veličiny popisující jasnost astronomických objektů fotometrické filtry fotometrické systémy relativní a absolutní fotometrie CCD fotometrie – praktický postup fotometrie proměnných hvězd fotometrie pohybujících se objektů (planetek atd.) používaný software: AIP4WIN IRAF MUNIPACK zářivý výkon a hvězdná velikost  hvězdy - cca izotropní zdroje elmg záření  celkový zářivý výkon L, odpovídající celkové energii vyzářené ve všech vlnových délkách za jednotku času, se vyjadřuje ve wattech nebo zářivých tocích tzv. nominálního Slunce L, jehož výkon byl rozhodnutím Valného shromáždění IAU z roku 1997 definován: L = 3,846 ·1026 W  zářivost I = bolometrická intenzita záření, což je zářivý tok vysílaný do prostorového úhlu o velikosti 1 steradiánu – jednotka: W sr-1 a pro izotropně zářící zdroj platí mezi zářivým výkonem a zářivostí: L = 4  I  bolometrická jasnost F = hustota zářivého toku F je tok záření, který za sekundu projde 1 m2 plochy kolmo nastavené ke směru přicházejících paprsků, F vyjadřujeme ve W/m2, vzdálenost r v metrech  pak platí: I = r2 F, pro izotropní zářiče: L = 4 r2 F zářivý výkon a hvězdná velikost  základní metodou měření vzdálenosti je zjišťování tzv. roční trigonometrické paralaxy, což je úhlově vyjádřená velká poloosa elipsy, kterou v důsledku orbitálního pohybu Země kolem Slunce hvězdy opisují, časem byla vypracována řada dalších důmyslných metod, které nám umožňují odhadovat i vzdálenosti velice vzdálených objektů  měření hustoty zářivého toku přicházejícího od hvězd patří k neobtížnějším astrofyzikálním úlohám, neboť tu jde zpravidla o nesmírně nízké toky, které je navíc nutno registrovat v celém rozsahu elektromagnetického spektra  kromě instrumentálních komplikací je hlavní překážkou zemská atmosféra, která je pro řadu oborů elektromagnetického spektra prakticky nepropustná - výsledky měření je pak nutno o vliv propustnosti atmosféry opravit  neodstranitelným vlivem zkreslujícím naše měření je zeslabení světla hvězdy působením mezihvězdné látky nacházející se mezi hvězdou a námi zářivý výkon a hvězdná velikost  praktická měření se provádějí pomocí tzv. bolometrů, hovoříme zde o tzv. bolometrických měřeních a veličinách.  v praxi se ale používají veličiny vztahující se jen na jistý obor elmg záření vymezený zpravidla nějakým filtrem s přesně definovanou propustností  zvláštní postavení má vizuální obor, definovaný filtrem V s propustností, jež odpovídá spektrální citlivosti lidského oka: maximum propustnosti filtru leží u 550 nm, efektivní šířka filtru činí 89 nm  hustota zářivého toku v barvě V se tak přímo ztotožňuje hustotou světelného toku, nebo-li jasností j  jednotkou jasnosti je v principu W/m2, jasnost lze ovšem též vyjadřovat ve speciálních jednotkách zavedených pro světlo: [j] = 1 lumen/m2  obdobně lze zavést i další „nevizuální“ jasnosti js definované vždy jako hustoty zářivého toku po průchodu určitým definovaným filtrem hvězdná velikost  astronomové z tradičních i praktických důvodů vyjadřují jasnost zdroje záření pomocí tzv. hvězdné velikosti vyjadřované v jednotkách zvaných magnitudy  hvězdná velikost m je logaritmická veličina svázaná s příslušnou jasností j tzv. Pogsonovou rovnicí: m = –2,5 log (j/j0) [mag],  kde j0 je tzv. referenční jasnost, kterou má zdroj s hvězdnou velikostí m = 0 mag  podle typu jasnosti rozeznáváme např. vizuální hvězdnou velikost mV, bolometrickou hvězdnou velikost mbol, aj.  převodní vztahy mezi bolometrickou jasností F a bolometrickou hvězdnou velikostí mbol vycházejí z definice, podle níž hvězda s bolometrickou hvězdnou velikostí mbol = 0 mag působí mimo zemskou atmosféru hustotu zářivého toku F0 = 2,553 ·10–8 W m–2 hvězdná velikost 0 10 20 30-10-20-30 Slunce -26.5 Aldebaran 1 Sírius -1.5 nejslabší objekty 28.5 pouhým okem ~6.5 triedrem ~9 HST II III IV V VI X 100 x 2.512x 2.512x 2.512x 2.512x 2.512 I hvězdná velikost  v případě vizuální hvězdné velikosti mV je stanovena referenční jasnost j0 = 2,54 ·10-6 lm m-2 = 2,54 ·10-6 luxů, což odpovídá hustotě zářivého toku cca 3,2 ·10-9 W m-2.  mezi bolometrickou hvězdnou velikostí a vizuální hvězdnou velikostí platí vztah: mbol = mV + BC,  kde BC je tzv. bolometrická korekce, která vyjadřuje rozložení energie ve spektru zdroje, jež je v případě hvězd určeno v prvé řadě teplotou  bolometrická korekce byla definována tak, aby byla nulová u hvězd o povrchové teplotě kolem 7000 K, jejichž záření má největší světelnou účinnost (hvězdy spektrálního typu F)  směrem k vyšším i nižším teplotám bolometrická korekce klesá, v extrémních případech dosahuje až několika magnitud! hvězdná velikost v astrofyzice hvězd se v řadě aplikací zaměňují bolometrické veličiny snáze měřitelnými veličinami vizuálními je třeba mít neustále na paměti, že taková záměna někdy může zcela závažným způsobem zkreslit reálné vztahy mezi jednotlivými charakteristikami hvězd všude tam, kde nám půjde např. o celkové množství energie, které hvězda vydává prostřednictvím záření, je žádoucí použít správné, tedy bolometrické veličiny vlnová délka červená hvězda žlutá hvězda hvězda jevící se modře světloUV záření IR záření hvězdná velikost hvězdná velikost  bolometrická jasnost F určitého zdroje o zářivosti I (výkonu L) je nepřímo úměrná kvadrátu vzdálenosti r, v níž jasnost měříme  porovnáme-li nyní jasnosti F1 a F2 téhož zdroje, změřené v různých vzdálenostech r1 a r2, dostaneme pro jejich poměr:  vyjádříme-li bolometrické jasnosti pomocí výše uvedené Pogsonovy rovnice bolometrickými hvězdnými velikostmi m1 a m2, dostaneme důležitý vztah pro jejich rozdíl ve tvaru:  = –2,5 log = 5 log  tento vztah ovšem neplatí jen pro bolometrické hvězdné velikosti, ale zcela obecně pro jakékoli hvězdné velikosti 2 2 1 2 1 2 21 2       == r r I r r I F F       − mag1 12 mm       1 2 F F       1 2 r r hvězdná velikost  hvězdná velikost závisí na vzdálenosti  je výhodné zavést pojem absolutní hvězdná velikost M, což je hvězdná velikost zdroje pozorovaného z jisté dohodnuté vzdálenosti r0  ve hvězdné astronomii byl tento „základní metr“ ztotožněn se vzdálenosti r0 = 10 parseků (= 3,08568 ·1017 m)  pro tzv. modul vzdálenosti (m – M) pak plyne vztah: (m – M) = –31,5721 mag 5 "1 log55 pc1 log5 mag1 −      −=−      =      − rMm záření absolutně černého tělesa záření absolutně černého tělesa chladnější hvězda Slunce teplejší hvězda rozložení energie ve spektru, absolutní spektrofotometrie skripta prof. Zdeňka Mikuláška cvičení  vizuální fotometrie  CLEA ... pokračování příště