Système photométrique

Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre.
Aller à : navigation, rechercher

En astronomie, un système photométrique est un ensemble choisi de filtres, chacun ayant une bande spectrale bien définie, et couvrant un domaine spécifique du spectre électromagnétique.

Système photométrique UBVRIJHKLMNQ[modifier | modifier le code]

Le système UBVRIJKLMNQ, aussi appelé « système photométrique de Johnson », est un système photométrique répandu comprenant des bandes spectrales situées entre l'ultraviolet proche et l'infrarouge moyen. Les noms des bandes U, B, V, R, I sont tirés de la longueur d'onde et du nom anglais de la couleur à laquelle chaque bande est associée :

  • U pour ultraviolet (ultraviolet)
  • B pour bleu (blue)
  • V pour visible, visuel ou vert en français (visible ou visual)
  • R pour rouge (red)
  • I pour infrarouge (infrared)

Suivent ensuite d'autres bandes dans l'infrarouge proche dont les lettres suivent plus ou moins l'ordre alphabétique après I, si ce n'est que la bande H a été rajoutée entre les bandes J et K et que les lettres O et P ne sont pas utilisées. La séquence est donc JHKLMNQ. Historiquement, ce sont les bandes U, B et V qui ont été définies en premier, pour les besoins de l'astronomie dans le domaine optique, par Johnson et Morgan en 1953[1]. Ensuite, les bandes R et I ont été définies mais de deux façons différentes, une par Johnson, l'autre par Kron et Cousins en 1974, qui donna naissance au système photométrique de Kron-Cousins, utilisé par exemple par le programme MACHO. On distingue parfois les deux, avec un indice « J » pour Johnson et « C » pour Kron-Cousins.

Les bandes du domaine infrarouge sont ensuite définies en suivant les fenêtres où la transparence de l'atmosphère terrestre est maximale (voir lien externe) :

  • La bande J entre 1 µm et 1,4 µm
  • La bande H entre 1,45 µm et 1,8 µm
  • La bande K entre 2 µm et 2,5 µm
  • La bande L entre 3,5 µm et 4,1 µm
  • La bande M : après une absorption totale entre 4,2 µm et 4,4 µm, l'atmosphère est relativement transparente entre 4,6 µm et 5,5 µm, avec un nombre croissant de raies d'absorption à grande longueur d'onde.
  • La bande N : L'atmosphère est ensuite très opaque entre 5,5 µm et 8 µm et redevient transparente entre 10 µm et 13 µm
  • La bande Q : après une absorption importante entre 13,5 µm et 17 µm, l'atmosphère redevient moins opaque entre 17 µm et 23 µm, malgré la présence de très nombreuses raies d'absorption dues à la vapeur d'eau.

Une fois la bande définie, il est intéressant de définir une échelle de luminosité pour faire de la photométrie, en choisissant un flux de référence dans chaque bande pour définir la magnitude 0 (zéro) dans cette bande. Pour les bandes U, B, V, R, I, il s'agit du flux associé à un ensemble d'étoiles brillantes de référence dont la couleur est blanche (en particulier Véga). Les flux de référence ont aussi été étendus pour les bandes infrarouges par un procédé semblable.

Le tableau ci-dessous liste ces bandes spectrales avec indication de leur longueur d'onde médiane λ, de leur largeur spectrale Δλ et du flux F0(λ) correspondant à une magnitude zéro. Les bandes ne sont en général pas symétriques.

Bandes spectrales du système UBVRIJHKLMNQ
bande λ (nm) Δλ (nm) F0 (W/m2) Graphe de sensibilité Données brutes
U 365 68 3.981 x 10-2
B 440 98 6.310 x 10-2
V 550 89 3.631 x 10-2
RJ 700 220 2.239 x 10-2
IJ 900 240 1.148 x 10-2
RC 650 100 2.239 x 10-2
IC 800 150 1.148 x 10-2
J 1 220 213 3.162 x 10-3
H 1 630 307 1.148 x 10-3
K 2 190 390 3.981 x 10-4
L 3 450 472 7.079 x 10-5
M 4 750 460 2.042 x 10-5
N 10 200 4 000 1.230 x 10-6
Q 21 000 5 000 6.761 x 10-8

La bande V correspond au maximum de sensibilité de l'œil humain, c'est pourquoi les magnitudes apparentes des étoiles sont souvent données dans la bande V.

Toutes ces bandes sont dites larges, c’est-à-dire que la largeur de la bande représente une fraction non négligeable de la longueur d'onde médiane. On parle de résolution spectrale faible. Il existe de très nombreuses autres bandes beaucoup plus étroites, ne laissant passer que des intervalles beaucoup plus restreints de longueur d'onde.

Système photométrique de Genève[modifier | modifier le code]

Système photométrique de Genève
bande λc Δλ
(Å) (Å)
U 3 466 492
B1 3 994 388
B 4 234 814
B2 4 469 423
V1 5 368 478
V 5 444 736
G 5 758 438

Le système photométrique de Genève[2], aussi appelé « système photométrique en sept couleurs », comporte sept bandes spectrales de l'ultraviolet proche au visible : U, B1, B, B2, V1, V et G. La table ci-dessus donne la largeur du filtre à mi-hauteur, et la longueur d'onde centrale calculée comme le centre de cette largeur. Se reporter à l'article « The Asiago Database on Photometric Systems »[3] paru en 2000 dans Astronomy and Astrophysics pour plus de détails.

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. (en) Harold Johnson et William Wilson Morgan, « Fundamental stellar photometry for standards of spectral type on the revised system of the Yerkes spectral atlas », Astronomical Journal mai 1953, Volume 117, p. 313, Résumé disponible sur ADS : 1953ApJ...117..313J
  2. (en) Marcel Golay, Application of the UB1B2V1G photometric system, compte-rendu de la conférence Spectral Classification and Multicolour Photometry. IAU Symposium no 50. Edited by Charles Fehrenbach et Bengt E. Westerlund. Dordrecht, Boston, Reidel, p. 145, Résumé disponible sur ADS : 1973IAUS...50..145G
  3. (en) D. Moro et Ulisse Munari, « The Asiago Database on Photometric Systems (ADPS). I. Census parameters for 167 photometric systems », Astronomy and Astrophysics, 2000, Supplement, 147, pp. 361-628, Résumé disponible sur ADS : 2000A&AS..147..361M

Annexes[modifier | modifier le code]

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]