Фотометрическая система UBV (от Ultraviolet, Blue, Visual ), также называемая системой Джонсона (или системой Джонсона-Моргана ), является фотометрической системой, обычно используемой для классификации звезд по их цветам. Это была первая стандартизированная фотометрическая система. Видимые звездные величины в системе часто используются для определения индексов цвета B−V и U−B, разницы между звездными величинами B и V и звездными величинами U и B соответственно. [1] Система определяется с помощью набора цветных оптических фильтров в сочетании с фотоумножительной трубкой RMA 1P21 . [2]
Выбор цветов на синем конце спектра был обусловлен смещением, которое фотографическая пленка имеет для этих цветов. Она была введена в 1950-х годах американскими астрономами Гарольдом Лестером Джонсоном и Уильямом Уилсоном Морганом . Для определения системы использовались 13-дюймовый (330 мм) телескоп и 82-дюймовый (2100 мм) телескоп в обсерватории Макдональда . [1] [3] Фильтры, которые использовали Джонсон и Морган, были Corning 9 863 для U и 3 384 для V. Фильтр B использовал комбинацию Corning 5 030 и Schott GG 13. [4]
Фильтры выбираются таким образом, чтобы средние длины волн функций отклика (на которых величины измеряются для получения средней точности) были364 нм для U,442 нм для B,540 нм для V. Нулевые точки были откалиброваны в индексах цвета B−V (B минус V) и U−B (U минус B), выбрав такие звезды главной последовательности A0 , которые не подвержены межзвездному покраснению . [1] Эти звезды соответствуют средней эффективной температуре (T eff (K)) между 9727 и 9790 Кельвинами, причем последние являются звездами класса A0 [a] V (V означает пять) [b] .
Система имеет ключевой недостаток ограничения. Короткая граница длины волны, которая является самым коротким пределом фильтра U, устанавливается любой заданной земной атмосферой, а не самим фильтром; таким образом, она (и наблюдаемые величины) изменяются в основном с высотой и атмосферной водой (влажность плюс конденсация в облаках). [5] Однако в этой системе было сделано много измерений, включая тысячи ярких звезд. [6]
Фотометрическая система Джонсона-Крона- Казинса UBVRI является общим расширением оригинальной системы Джонсона, которая обеспечивает более красные полосы пропускания. [7] [8]
Зимой 1950–51 годов Джонсон начал фотометрию в трех полосах пропускания (обозначенных как U, V и Y) на 13- и 82-дюймовых рефлекторах Макдональда [54].
