Uvby di Strömgren
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Il sistema uvby è un sistema fotometrico proposto dall'astronomo danese Strömgren nel 1962. Esso è utile per osservare le stelle di tipo spettrale A2-G0, poco arrossate; questa non è affatto una limitazione, visto che entro soli 100 Pc di distanza si trovano circa 10000 stelle di questo tipo. Il sistema è definito in modo 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 Hβ, ed un altro per l'intensità del continuo adiacente alla riga.
Le λmax del sistema sono le seguenti:
- u: 3400 Å
- v: 4100 Å
- b: 4700 Å
- y: 5500 Å
Si nota che u e v sono completamente localizzato sotto e sopra la discontinuità di Balmer, mentre b ed y sono abbastanza simili a B e V dedl sistema UBV.
Anche in questo sistema sono definiti degli indici di colore, (u-v) e (v-b); la loro differenza:
c1 = (u − v) − (v − b)
è un parametro molto semsibile 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:
Δc1 = c1(stella,b − y) − c1(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:
ΔMV = MV(stella,b − y) − MV(ZAMS,b − y) = (8 − 13)Δc1
Poiché nella maggior parte dei casi vale Δc1 ≤ 0.2 mag, si ottiene dalla formula che ΔMV ≤ 2 mag. In realtà entrò 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:
m1 = (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'Hβ sono uno largo e uno stretto, scelti in modo tale che il rapporto tra le loro risposte misuri la profondità della riga di assorbimento Hβ, in modo del tutto indipendente dall'assorbimento intesrtellare. Per stelle di tipo spettrale da A2 a F5 vale la relazione:
dove, Is rappresenta l'intensità luminosa passata dal filtro più stretto, ed Il l'intensità passata dal filtro più largo. Inoltre vale un'altra importante relazione:
(b − y)0 = 2.506 − 0.819β − 0.085c1
che permette di determinare la quantità di assorbimento interstellare e la luminosità MV della stella.
