Fotometrisk system UBV

UBV -systemet ( Johnson -systemet eller Johnson-Morgan-systemet ) er det mest udbredte fotometriske bredbåndssystem . Udviklet i 1950'erne af de amerikanske astronomer Harold L. Johnson og William W. Morgan til at klassificere stjerner ud fra deres farve [1] .

I dette system måles stjernernes størrelser i tre brede bånd af spektret , kaldet U ( engelsk  ultraviolet  - ultraviolet ), B ( blå  - blå) og V ( visuelt  - visuelt). Den maksimale følsomhed af disse bånd ligger ved bølgelængder på henholdsvis 350, 430 og 550  nm . Valget af farver fra den blå del af spektret blev foretaget, fordi fotografiske film fra den tid var mest følsomme i denne region af spektret. Størrelserne er bestemt på en sådan måde, at for stjerner af spektraltypen A0 V uden interstellar rødning er alle tre størrelser lig med hinanden. For sådanne stjerner er farveindeksene B−V og U−B således - forskellen i stjernernes størrelser i forskellige bånd - lig nul [2] .

Farveindeksene (U−B) og ( B−V ) kan bruges til at bestemme nogle af de fysiske egenskaber af individuelle stjerner eller deres grupper. Den mest anvendte forskel er (B−V), hvor B og V, i meget forenklede vendinger, svarer til de fotografiske og visuelle størrelser. Farveindekset (B−V) er praktisk, fordi det for de fleste stjerner er relativt hurtigt og nemt at måle, mens det forbliver en god indikator for spektral type . Dette er en af ​​de variable, der bruges til at konstruere et farvestørrelsesdiagram ( Hertzsprung-Russell-diagram ). For at udvide metodens muligheder foreslog Johnson i 1965 brugen af ​​flere yderligere bånd i den infrarøde del af spektret (fra 0,7 til 10,2  mikron ). De hed R, I, J, H, K, L, M og N.

UBV-systemet har en række ulemper. Den korte bølgelængde afskæring af U- filteret bestemmes hovedsageligt af jordens atmosfære , ikke af filteret selv. De observerede værdier kan således ændre sig med højden af ​​observationspunktet og med ændringer i atmosfæriske forhold. Ikke desto mindre er der foretaget en masse målinger af stjerners lysstyrke (ikke kun lyse, men også mange svage) i dette system [3] .

Noter

  1. ↑ Johnson, HL; Morgan, WW Fundamental stjernefotometri for standarder af spektral type på det reviderede system af Yerkes spektralatlas  //  The Astrophysical Journal. - 1953. - Bd. 117, nr. 3 . - S. 313-352. - doi : 10.1086/145697 . - . Arkiveret fra originalen den 12. marts 2021.
  2. ↑ Mironov, A. V. PRÆCISIONSFOTOMETRI. . Astronet (1997). Arkiveret 26. november 2020.
  3. ↑ Iriarte, Braulio, Johnson, Harold L., Mitchell, Richard I. og Wisniewski, Wieslaw K. (1965), Five-Color Photometry of Bright Stars , Sky & Telescope, vol. 30, s. 21   (engelsk) .
  Gå til Wikidata-elementet  Ordbøger og encyklopædier
I bibliografiske kataloger