Système photométrique de Strömgren
# 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 et a été étendue par son collègue américain David L. Crawford (en) en 1958.

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. 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 $c_{1}$.

## Longueurs d'onde et demi-largeur des fonctions de réponse

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 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

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).
