Фотометрическая система UBV

Система UBV (система Джонсона или система Джонсона — Моргана) — наиболее широко используемая широкополосная (фотометрическая система). Разработана в 1950-х годах американскими астрономами (Гарольдом Л. Джонсоном) и (Уильямом У. Морганом) для классификации звёзд в зависимости от их цвета.

Кривые чувствительности полос U, B и V

UBV-изображение, сделанное в Лоуэлловской обсерватории, в котором голубой цвет представляет U-диапазон (ультрафиолет), зелёный цвет — B-диапазон (синий) и красный цвет — V-диапазон (видимый свет)

В этой системе (звёздные величины) измеряются в трёх широких полосах спектра, названных U (англ. ultraviolet — ультрафиолетовый), B (blue — синий) и V (visual — визуальный). Максимум чувствительности этих полос лежит на длинах волн 350, 430 и 550 нм соответственно. Выбор цветов из голубой части спектра был сделан потому, что фотоплёнки того времени были наиболее чувствительны в этой области спектра. Звёздные величины определяются таким образом, что для звёзд спектрального класса A0 V без (межзвёздного покраснения) все три величины равны друг другу. Таким образом, у таких звёзд показатели цвета (B−V) и U−B — разности звёздных величин в разных полосах — равны нулю.

Показатели цвета (U−B) и ((B−V)) можно использовать для определения некоторых физических свойств отдельных звёзд или их групп. Наиболее часто используется разность (B−V), причем B и V, если говорить очень упрощённо, соответствуют фотографической и визуальной звездным величинам. Показатель цвета (B−V) удобен потому, что для большинства звёзд он относительно быстро и легко измеряется, оставаясь хорошим индикатором спектрального класса. Это одна из переменных, используемых при построении диаграммы цвет — звёздная величина (диаграмма Герцшпрунга — Рассела). Чтобы расширить возможности метода, в 1965 году Джонсон предложил использовать дополнительно ещё несколько полос в инфракрасной части спектра (от 0,7 до 10,2 мкм). Они были названы R, I, J, H, K, L, M и N.

Система UBV имеет ряд недостатков. Коротковолновая отсечка фильтра U определяется главным образом земной атмосферой, а не самим фильтром. Таким образом, наблюдаемые величины могут изменяться с высотой наблюдательного пункта и переменой атмосферных условий. Тем не менее в этой системе сделано очень много измерений блеска звёзд (не только ярких, но и множества слабых).

Примечания

1. Johnson, H. L.; Morgan, W. W. Fundamental stellar photometry for standards of spectral type on the revised system of the Yerkes spectral atlas (англ.) // The Astrophysical Journal. — 1953. — Vol. 117, no. 3. — P. 313—352. — doi:10.1086/145697. — (Bibcode): 1953ApJ...117..313J. 12 марта 2021 года.
2. Миронов, А. В. ПРЕЦИЗИОННАЯ ФОТОМЕТРИЯ.  (неопр.) (Астронет) (1997). 26 ноября 2020 года.
3. Iriarte, Braulio, Johnson, Harold L., Mitchell, Richard I., and Wisniewski, Wieslaw K. (1965), Five-Color Photometry of Bright Stars, Sky & Telescope, vol. 30, p. 21  (англ.) (Bibcode): 1965S&T....30...21I.