WikiSort.ru - Космос

ПОИСК ПО САЙТУ | о проекте
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)

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[1].

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[2].

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)[3].

Примечания

  1. Johnson, H. L.; Morgan, W. W. (1953), Fundamental stellar photometry for standards of spectral type on the revised system of the Yerkes spectral atlas, The Astrophysical Journal, vol. 117, pp. 313—352  (англ.).
  2. Миронов, А. В. ПРЕЦИЗИОННАЯ ФОТОМЕТРИЯ.. Astronet (1997). Архивировано 2 мая 2012 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.).

Данная страница на сайте WikiSort.ru содержит текст со страницы сайта "Википедия".

Если Вы хотите её отредактировать, то можете сделать это на странице редактирования в Википедии.

Если сделанные Вами правки не будут кем-нибудь удалены, то через несколько дней они появятся на сайте WikiSort.ru .




Текст в блоке "Читать" взят с сайта "Википедия" и доступен по лицензии Creative Commons Attribution-ShareAlike; в отдельных случаях могут действовать дополнительные условия.

Другой контент может иметь иную лицензию. Перед использованием материалов сайта WikiSort.ru внимательно изучите правила лицензирования конкретных элементов наполнения сайта.

2019-2024
WikiSort.ru - проект по пересортировке и дополнению контента Википедии