Спектрофотометрические измерения

Наш метод учета влияния ярких полос на видимую, скажем фотографическую, звездную величину звезды состоит в следующем. Из спектрофотометрических измерений определяются контуры каждой яркой полосы по отношению к энергии непрерывного спектра, лежащего под нею. Зная истинное распределение энергии в непрерывном спектре все эти интенсивности можно выразить в сравнимых единицах, пропорциональных абсолютной энергии. Ординаты полученной кривой умножаются на коэффициенты чувствительности фотопластинки и на коэффициенты пропускания атмосферы и оптических приборов, служащих для определения фотографических яркостей звезд,— в каждой длине волны. Получается кривая видимого распределения энергии в спектре, как он получается на фотопластинке. Сумма площадей кривых, лежащих над фоном непрерывного спектра и представляющих фотографически воспринимаемую энергию, заключенную в ярких полосах, по отношению к кривой, лежащей под непрерывным спектром и представляющей фотографически воспринимаемую энергию, в нем излучаемую, дает бтношение фотографических яркостей ярких полос к фотографической яркости непрерывного спектра. Логарифм отношения такой суммарной интенсивности ярких полос к суммарной интенсивности всего спектра, умноженный на 2.5, представляет поправку за эффект ярких полос, выраженный в звездных величинах. Эту, всегда положительную для ярких полос поправку надо прибавить к звездной величине объекта, определенной по обычной фотографии, чтобы получить звездную величину, обусловленную одним лишь непрерывным спектром, т. е. излучением поверхности звезды, как таковой, в фотографических лучах.

Ясно, что без учета эффекта ярких полос мы переоцениваем полное излучение звезды и ее поверхность, когда делим это излучение на излучение единицы ее поверхности.