Sistem fotometric UBV

Sistemul UBV ( sistemul Johnson sau sistemul Johnson-Morgan ) este cel mai utilizat sistem fotometric de bandă largă . Dezvoltat în anii 1950 de astronomii americani Harold L. Johnson și William W. Morgan pentru a clasifica stelele în funcție de culoarea lor [1] .

În acest sistem , mărimile stelare sunt măsurate în trei benzi largi ale spectrului , numite U ( ultraviolet în engleză   - ultraviolet ), B ( albastru  - albastru) și V ( vizual  - vizual). Sensibilitatea maximă a acestor benzi se află la lungimi de undă de 350, 430 și, respectiv, 550  nm . Alegerea culorilor din partea albastră a spectrului a fost făcută deoarece filmele fotografice din acea vreme erau cele mai sensibile în această regiune a spectrului. Mărimile sunt determinate în așa fel încât pentru stelele de tip spectral A0 V fără înroșire interstelară , toate cele trei mărimi sunt egale între ele. Astfel, pentru astfel de stele , indicii de culoare B−V și U−B — diferența de mărimi stelare în diferite benzi — sunt egali cu zero [2] .

Indicii de culoare (U−B) și ( B−V ) pot fi utilizați pentru a determina unele dintre proprietățile fizice ale stelelor individuale sau ale grupurilor lor. Diferența cel mai des folosită este (B−V), cu B și V, în termeni foarte simplificați, corespunzătoare mărimilor fotografice și vizuale. Indicele de culoare (B−V) este convenabil deoarece pentru majoritatea stelelor este relativ rapid și ușor de măsurat, rămânând în același timp un bun indicator al tipului spectral . Aceasta este una dintre variabilele utilizate în construirea unei diagrame de mărime a culorii ( diagrama Hertzsprung-Russell ). Pentru a extinde posibilitățile metodei, în 1965 Johnson a propus utilizarea mai multor benzi suplimentare în partea infraroșu a spectrului (de la 0,7 la 10,2  microni ). Au fost numiți R, I, J, H, K, L, M și N.

Sistemul UBV are o serie de dezavantaje. Limita de lungime de undă scurtă a filtrului U este determinată în principal de atmosfera pământului , nu de filtrul în sine. Astfel, valorile observate se pot modifica odată cu înălțimea punctului de observare și cu modificările condițiilor atmosferice. Cu toate acestea, în acest sistem s-au făcut o mulțime de măsurători ale luminozității stelelor (nu numai a celor luminoase, ci și a celor slabe) [3] .

Note

  1. ↑ Johnson, HL; Morgan, WW Fotometrie stelară fundamentală pentru standardele de tip spectral pe sistemul revizuit al atlasului spectral Yerkes  //  The Astrophysical Journal. - 1953. - Vol. 117, nr. 3 . - P. 313-352. - doi : 10.1086/145697 . - Cod biblic . Arhivat din original pe 12 martie 2021.
  2. ↑ Mironov, A. V. FOTOMETRIE DE PRECIZIE. . Astronet (1997). Arhivat 26 noiembrie 2020.
  3. ↑ Iriarte, Braulio, Johnson, Harold L., Mitchell, Richard I. și Wisniewski, Wieslaw K. (1965), Five-Color Photometry of Bright Stars , Sky & Telescope, voi. 30, p. 21   (engleză) Cod biblic .
  Accesați articolul Wikidata  Dicționare și enciclopedii
În cataloagele bibliografice