Астрофотометрия

        раздел практической астрофизики, разрабатывающий и изучающий методы измерений блеска звёзд, а также яркости протяжённых небесных объектов. Начало А. относится ко 2 в. до н. э., когда Гиппарх на основании глазомерных оценок распределил видимые звёзды по их блеску на 6 классов звёздных величин (См. Звёздная величина) — от первой до шестой. Как показали точные измерения, звёздные величины выражают субъективное ощущение блеска звёзд, которое соответствует логарифму объективного раздражения светом звезды сетчатки глаза; оказалось, что интервалу в 5 звёздных величин соответствует отношение освещённостей, равное 100.

         Введение в практику (середина 19 в.) фотометров (см. Астрофотометр) позволило определять отношения блеска звёзд и таким образом вычислять более точные значения их звёздных величин. При этом нуль-пункт звёздных величин был выбран в соответствии с древней традицией так, чтобы звёздные величины нашего времени приближённо совпадали с гиппарховыми. В 19 — начале 20 вв. составлены обширные каталоги, содержащие визуальные звёздные величины всех звёзд, видимых невооружённым глазом.

         В 20 в. начались астрофотометрические работы, основанные на измерениях действия света звёзд на фотографическую эмульсию, и была построена система фотографических звёздных величин, отличная от системы визуальных величин, и система фотовизуальных величин (фотографирование на изохроматическую эмульсию через жёлтый фильтр), почти совпадающая с визуальной. Нуль-пункт новых систем выбран так, что для белых звёзд спектрального класса АО визуальные фотографические и фотовизуальные звёздные величины совпадают.

         Точность фотометрических измерений возрастает почти на порядок при применении фотокатода в качестве приёмника излучения звезды. Электрофотометрический метод А. не привёл пока к созданию фотометрических каталогов, охватывающих все звёзды, видимые невооружённым глазом, однако дал возможность построить ряд фотометрических стандартов для многих участков неба, преимущественно содержащих звёздные скопления, вплоть до звёзд 21-й звёздной величины. Электрофотометрический метод позволил распространить систему звёздных величин на протяжённые объекты — туманности, кометы и т. д., сравнивая световые потоки, приходящие от них и от звёзд. Главный источник погрешностей в А. — земная атмосфера с её переменной прозрачностью и турбулентными движениями, вызывающими флюктуации света звёзд.

         Лит.: Мартынов Д. Я., Курс практической астрофизики, 2 изд., М., 1967, гл. 2—3.

         Д. Я. Мартынов.