Système photométrique
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2008-07-11T19:49:46Z
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robot Ajoute: [[lt:Astrofotometrinė sistema]]
En [[astronomie]], un '''système photométrique''' est un ensemble choisi de [[filtre (optique)|filtres]], chacun ayant une [[bande spectrale]] bien définie, et couvrant généralement le domaine optique (ou "visible") du [[spectre électromagnétique]].
==Système photométrique UBVRIJHKLMNQ==
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]]<ref>[[Harold Johnson|Johnson, H. L.]] et [[William Wilson Morgan|Morgan, W. W.]], ''Fundamental stellar photometry for standards of spectral type on the revised system of the Yerkes spectral atlas'', [[Astronomical Journal]], 117, 313. {{ads|1953ApJ...117..313J}} </ref>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 un 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 [[raie d'absorption|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 apparente|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 [[Alpha Lyrae|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 F<sub>0</sub>(λ) correspondant à une magnitude zéro. Les bandes ne sont en général pas symétriques.
{| border="1" cellpadding="2" style="text-align: right;" class=wikitable
|+ '''bandes spectrales du système UBVRIJHKLMNQ.'''
! style="text-align: center;"|bande||λ (nm)||Δλ (nm)||F<sub>0</sub> (W/m³)|| Graphe de sensibilité || Données brutes
|-
| U || 365 || 68 || 3.981 x 10<sup>-2</sup> || [http://www.astro.caltech.edu/palomar/60inch/filters/broad/u.gif] || [http://www.astro.caltech.edu/palomar/60inch/filters/broad/u.dat]
|-
| B || 440 || 98 || 6.310 x 10<sup>-2</sup> || [http://www.astro.caltech.edu/palomar/60inch/filters/broad/b.gif] || [http://www.astro.caltech.edu/palomar/60inch/filters/broad/b.dat]
|-
| V || 550 || 89 || 3.631 x 10<sup>-2</sup> || [http://www.astro.caltech.edu/palomar/60inch/filters/broad/v.gif] || [http://www.astro.caltech.edu/palomar/60inch/filters/broad/v.dat]
|-
| R<sub>J</sub> || 700 || 220 || 2.239 x 10<sup>-2</sup> || ||
|-
| I<sub>J</sub> || 900 || 240 || 1.148 x 10<sup>-2</sup> || ||
|-
| R<sub>C</sub> || 650 || 100 || 2.239 x 10<sup>-2</sup> || [http://www.astro.caltech.edu/palomar/60inch/filters/broad/krnor.gif] || [http://www.astro.caltech.edu/palomar/60inch/filters/broad/kronr.dat]
|-
| I<sub>C</sub> || 800 || 150 || 1.148 x 10<sup>-2</sup> || [http://www.astro.caltech.edu/palomar/60inch/filters/broad/kroni.gif] || [http://www.astro.caltech.edu/palomar/60inch/filters/broad/kroni.dat]
|-
| J || 1220 || 213 || 3.162 x 10<sup>-3</sup> || ||
|-
| H || 1630 || 307 || 1.148 x 10<sup>-3</sup> || ||
|-
| K || 2190 || 390 || 3.981 x 10<sup>-4</sup> || ||
|-
| L || 3450 || 472 || 7.079 x 10<sup>-5</sup> || ||
|-
| M || 4750 || 460 || 2.042 x 10<sup>-5</sup> || ||
|-
| N || 10200 || 4000 || 1.230 x 10<sup>-6</sup> || ||
|-
| Q || 21000 || 5000 || 6.761 x 10<sup>-8</sup> || ||
|}
La bande V correspond au maximum de sensibilité de l'œil humain, c'est pourquoi les [[magnitude apparente|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==
{| class=wikitable border="1" cellpadding="2" style="text-align: right; margin:2em" align=center width=200px clear=all
|+ '''Système photométrique de Genève'''
! style="text-align: center;"|bande||λ<sub>c</sub>||Δλ
|-
! style="text-align: center;"| || (Å) ||(Å)
|-
| U || 3466 || 492
|-
| B1 || 3994 || 388
|-
| B || 4234 || 814
|-
| B2 || 4469 || 423
|-
| V1 || 5368 || 478
|-
| V || 5444 || 736
|-
| G || 5758 || 438
|}
Le système photométrique de [[Observatoire de Genève|Genève]]<ref>[[Marcel Golay]], ''Application of the UB<sub>1</sub>B<sub>2</sub>V<sub>1</sub>G photometric system'', compte-rendu de la conférence ''Spectral Classification and Multicolour Photometry''. [[International Astronomical Union|IAU]] Symposium no. 50. Edited by [[Charles Fehrenbach]] and [[Bengt E. Westerlund]]. Dordrecht, Boston, Reidel, p.145 {{ads|1973IAUS...50..145G}}</ref>, 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-contre donne la largeur du filtre à mi-hauteur, et la [[longueur d'onde]] centrale calculée comme le centre de cette largeur. Se reporter au site web ''The Asiago Database on Photometric Systems'', ci-dessous pour plus de détails.<ref>Moro D. and [[Ulisse Munari|Munari U.]] 2000, ''The Asiago Database on Photometric Systems (ADPS). I. Census parameters for 167 photometric systems'', [[Astronomy and Astrophysics]] Supplement, 147, 361. {{ads|2000A&AS..147..361M}}.</ref>
==Voir aussi==
* [[photométrie (astronomie)|photométrie]]
* [[bande spectrale]]
== Liens externes ==
*{{en}} [http://ulisse.pd.astro.it/Astro/ADPS/Systems/index.html The Asiago Database on Photometric System]
*{{en}} [http://www.gemini.edu/sciops/ObsProcess/obsConstraints/ocTransSpectra.html#0.9-2.7um Domaines de transparence] de l'atmosphère terrestre, sur le site de l'[[observatoire Gemini]].
== Références ==
<references />
{{Portail astronomie}}
[[Catégorie:Photométrie (astronomie)]]
[[ca:Sistema fotomètric]]
[[de:Fotometrisches System]]
[[en:Photometric system]]
[[es:Sistema fotométrico]]
[[lb:Fotometrescht System]]
[[lt:Astrofotometrinė sistema]]
[[zh:測光系統]]