Система замера Стрьомґрена (иногда Стрьомґрена-Кравфорд), uvbyβ — одна из самых распространенных узко-середньосмужних фотометрических систем. Она использует четыре середньосмужни фильтры — u, v, b, y (с полосами пропускания несколько уже, чем в фотометрических системе Джонсона) — и два узкополосных фильтра, центрированных на линии водорода H-бета.

Используется как для спектральной классификации звезд, так и для классификации зрение в пределах классов светимости. Оба фильтры H-бета центрированы на линию поглощения нейтрального водорода H β (486,1 нм), поскольку звездные атмосферы в целом имеют наибольшее содержание водорода по сравнению с другими химическими элементами. Но один из этих фильтров широкий) имеет более широкую полосу пропускания и покрывает всю линию вместе с ее крыльями, в то время как другой фильтр узкий), с узкой полосой пропускания, покрывает лишь ядро этой линии.

Данная система впервые была применена в 1956 году датским астрономом Бенгтом Стрьомґреном для спектральной классификации звезд путем многополосную (или цветной) фотометрии. Однако эта фотометрическая система получила широкого потребления только в 1958 году, после ее активного использования американским астрономом Дэвидом Кроуфорд и его коллегами.

Средняя длина волны и полуширина полосы пропускания фильтров

u v b y β узкий β широкий
Длина волны на максимуме пропускания (нм) 350 411 467 547 485,8 485
Полуширина полосы пропускания (нм) 30 19 18 23 2,9 12,9

Показатели цвета

На практике часто используют показатели цвета (колор-индексы) — разницы между звездными величинами объектов, измеренным в различных фильтрах фотометрической системы. Они чувствительны к таким характеристикам звездной атмосферы как эффективная температура, сила тяжести на поверхности и металличность звезды. В системе Стрьомґрена используют такие показатели цвета:

  • by
  • m 1 = (vb)(by)
  • c 1 = (uv)(vb)
  • β = β узкий — β широкий

Важны такие свойства:

  • Фильтр y подобрано так, что измеренные с его помощью величины хорошо коррелируют с величинами V фотометрической системы Джонсона.
  • Индекс by чувствителен к эффективной температуры звезды. Измерения проводятся в области континуума Пашена.
  • Индекс c 1 чувствителен к поверхностной гравитации звезды в пределах звездной атмосферы. Характеризуя высоту бальмеривського скачка в спектрах звезд.
  • Индекс m 1 характеризует интенсивность линий поглощения, расположенных в окрестности H δ (то есть, показывает степень экранирования звездного спектра абсорбционными линиями тяжелых элементов, англ. Line blanketing). Таким образом, он чувствителен к металичности звезды.