Système photométrique de Strömgren

Le système photométrique de Strömgren, parfois nommé le système photométrique de Strömgren-Crawford et abrégé sous les termes de uvbyβ ou plus simplement uvby, est un système photométrique constitué de quatre bandes spectrales moyennes plus de filtres Hβ (H-beta) afin de déterminer les magnitudes et d'obtenir les classifications spectrales des étoiles. Son utilisation a été amorcée par l'astronome danois Bengt Strömgren en 1956^[1] et a été étendue par son collègue américain David L. Crawford (en) en 1958^[2].

Il est considéré comme un bon outil pour étudier la luminosité et la température effective des étoiles. Ce système photométrique a également l'avantage de pouvoir être utilisé pour mesurer les effets du rougissement et de l'extinction interstellaires^[3]. Il permet également le calcul de paramètres à partir des filtres $b$ et $y$ $(b-y)$ en faisant abstraction des effets de l'extinction, ces paramètres étant appelés $m_{1}$ et $c_{1}$ ^[3].

Longueurs d'onde et demi-largeur des fonctions de réponse[modifier | modifier le code]

Le tableau suivant présente les caractéristiques de chacun des filtres utilisés (les couleurs représentées sont approximatives) :

Longueurs d'onde des filtres du système photométrique de Strömgren et demi-largeur des fonctions de réponse^[4]
	u	v	b	y	β_narrow	β_wide
Longueur d'onde maximale (nm)	350	411	467	547	485,8	485
Demi-largeur (nm)	30	19	18	23	2,9	12,9

Indices[modifier | modifier le code]

Il existe quatre indices techniques principaux et largement utilisés : $(b-y)$ ; $m_{1}$ ; $c_{1}$ ; et $\beta$ .

$m_{1}=(v-b)-(b-y)$
$c_{1}=(u-v)-(v-b)$
$\beta =\beta _{narrow}-\beta _{wide}$

Où :

Les magnitudes $y$ sont bien corrélées avec les magnitudes visuelles dans le système de Johnson-Morgan (sa bande V).
$(b-y)$ est sensible à la température stellaire (mesure de la série de Paschen).
$c_{1}$ est sensible à la gravité de surface (mesure la force de la discontinuité de Balmer).
$m_{1}$ est sensible à la métallicité (mesure du line blanketing et utilisé pour déterminer les différences d'abondances entre les étoiles).

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Notes et références[modifier | modifier le code]

(en) Cet article est partiellement ou en totalité issu de l’article de Wikipédia en anglais intitulé « Strömgren photometric system » (voir la liste des auteurs).

↑ (en) Bengt Strömgren, « Two-dimensional spectral classification of F stars through photoelectric photometry with interference filters », Vistas in Astronomy, vol. 2, n^o 1,‎ 1956, p. 1336-1346 (DOI 10.1016/0083-6656(56)90060-5, Bibcode 1956VA......2.1336S)
↑ (en) D. L. Crawford, « Two-Dimensional Spectral Classification by Narrow-Band Photometry for B Stars in Clusters and Associations », The Astrophysical Journal, vol. 128,‎ 1958, p. 185-206 (DOI 10.1086/146536, Bibcode 1958ApJ...128..185C)
↑ ^{a et b} (en) E. Paunzen, « A new catalogue of Strömgren-Crawford uvbyβ photometry », Astronomy & Astrophysics, vol. 580,‎ 2015, A23 (DOI 10.1051/0004-6361/201526413, Bibcode 2015A&A...580A..23P, arXiv 1506.04568)
↑ (en) « The uvby photometric system », sur GCPD (consulté le 5 mai 2023)

[Stromgren1956-1] (en) Bengt Strömgren, « Two-dimensional spectral classification of F stars through photoelectric photometry with interference filters », Vistas in Astronomy, vol. 2, n^o 1,‎ 1956, p. 1336-1346 (DOI 10.1016/0083-6656(56)90060-5, Bibcode 1956VA......2.1336S)

[Crawford1958-2] (en) D. L. Crawford, « Two-Dimensional Spectral Classification by Narrow-Band Photometry for B Stars in Clusters and Associations », The Astrophysical Journal, vol. 128,‎ 1958, p. 185-206 (DOI 10.1086/146536, Bibcode 1958ApJ...128..185C)

[Paunzen2015-3] {a et b} (en) E. Paunzen, « A new catalogue of Strömgren-Crawford uvbyβ photometry », Astronomy & Astrophysics, vol. 580,‎ 2015, A23 (DOI 10.1051/0004-6361/201526413, Bibcode 2015A&A...580A..23P, arXiv 1506.04568)

[4] (en) « The uvby photometric system », sur GCPD (consulté le 5 mai 2023)

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