Sistema fotometrico uvby

Il sistema fotometrico uvby è un sistema fotometrico sviluppato dall'astronomo danese Strömgren^[1] nel 1956 ed espanso poi nel 1958 dall'americano David L. Crawford,^[2] utile per osservare le stelle di tipo spettrale A2-G0; non si tratta di una limitazione importante, visto che entro soli 100 Pc di distanza si trovano circa 10.000 stelle di questo tipo.

Descrizione

Il sistema è definito secondo regole di tipo fotoelettrico, mediante filtri interferenziali a banda intermedia, tranne per la banda u che richiede l'uso di due filtri Schott: un UG11 da 8 mm, e un WG3 da 1 mm. Al sistema sono stati aggiunti un filtro per misurare l'intensità della riga H_β, ed un altro per l'intensità del continuo adiacente alla riga.

Le λ_max del sistema sono le seguenti:

u: 3400 Å
v: 4100 Å
b: 4700 Å
y: 5500 Å

Si noti che u e v sono completamente localizzati al di sotto e al di sopra della discontinuità di Balmer, mentre b ed y sono abbastanza simili a B e V del sistema fotometrico UBV.

Anche in questo sistema sono definiti degli indici di colore, (u-v) e (v-b); la loro differenza:

$c_{1}=(u-v)-(v-b)$

è un parametro molto sensibile alla discontinuità di Balmer, cioè alla gravità, mentre è poco sensibile agli effetti di blanketing.

Un diagramma (C₁, b-y) mostra molto efficacemente la separazione tra nane e giganti, almeno nei tipi spettrali compresi tra A e G0, e in modo migliore del sistema UBV. Fissandosi su una singola stella, si potrà determinare tramite il (b-y) la differenza:

${\Delta }c_{1}=c_{1}(stella,b-y)-c_{1}(ZAMS,b-y)$

dove il primo c₁ è quello della stella osservata, mentre il secondo è quello standard della sequenza principale. Esso è legato alla magnitudine, cioè alla luminosità della stella da una relazione media di questo tipo:

${\Delta }M_{V}=M_{V}(stella,b-y)-M_{V}(ZAMS,b-y)=(8-13){\Delta }c_{1}$

Poiché nella maggior parte dei casi vale Δc₁ ≤ 0,2 mag, si ottiene dalla formula che ΔM_V ≤ 2 mag. In realtà entro 100 Pc vi sono pochissime supergiganti, e la relazione è osservata appunto per stelle A ed F di classi di luminosità V, VI e III, e solo V e IV per le stelle di tipo G.

Un altro valore ricavato da questo sistema è un indice di metallicità, come:

$m_{1}=(v-b)-(b-y)$

il quale misura gli effetti del blanketing attorno ai 4100 Å; ancora meglio si può fare con l'indice corretto secondo m₁ + 0,1 Δc₁.

I filtri aggiunti per l'H_β sono uno largo e uno stretto, scelti in modo tale che il rapporto tra le loro risposte misuri la profondità della riga di assorbimento H_β, in modo del tutto indipendente dall'assorbimento interstellare.

Per stelle di tipo spettrale da A2 a F5 vale la relazione:

${\beta }=-2,5\log {\frac {I_{s}}{I_{l}}}$

dove, I_s rappresenta l'intensità luminosa passata dal filtro più stretto, ed I_l l'intensità passata dal filtro più largo. Inoltre vale un'altra importante relazione:

$(b-y)_{0}=2,506-0,819{\beta }-0,085c_{1}$