Система UBV
Система UBV (или фотометрическая система Джонсона) — широкополосная фотометрическая система для классификации зрение с их цветом. Известна как первая стандартизированная фотоэлектрическая система.
История создания
В конце 1940-х годов Гарольд Джонсон, тогда еще молодой сотрудник обсерватории Макдональд (США), сделал очень удачный выбор фотометрических полос. В 1953 году вышла статья Джонсона и Моргана, в которой было предложено трехцветный фотометрическую систему UBV с тремя полосами — ультрафиолетовой (U), синей (B) и визуальной (V). Эта система сразу получила признание.
Джонсон, имея распространенный тогда в США фотоэлектронный умножитель типа 1P21 (благодаря такому же ФЭП реализовывалась и старая фотовизуальными система PV), поставил три светофильтры в области его чувствительности: ультрафиолетовый светофильтр, светофильтр для синей области и желтый светофильтр, который отсекал все коротковолновое излучение, а с длинноволновой стороны кривая реакции формировалась естественным спадом чувствительности фотокатоду. Заслуга Джонсона в том, что он впервые более или менее четко определил форму этих кривых реакции. Нужно учитывать не только светофильтры, но и кривую спектральной чувствительности фотокатода и кривые пропускания и отражения различных оптических элементов телескопа и фотометра. Вследствие работ Джонсона весь мир понял преимущества новой системы.
Нуль-пункт величин V системы UBV был перенесен из старой так называемой международной системы с помощью девяти звезд Северного Полярного ряда. Опираясь на этот нуль-пункт, были определены величины десяти первичных стандартов системы UBV, разнесенных по всему небу. Нуль-пункты показателей цвета UB и BV были определены как среднее значение инструментальных показателей цвета для шести избранных звезд спектрального класса A0 V. Система UBV благодаря четкому определению, точности и большом количестве стандартов получила широкое распространение и полностью вытеснила из употребления интернациональную систему величин IPg, IPv . В начале 1990-х годов Жан-Клод Мермийо составил общий каталог измерений в системе UBV (Catalogue of Mean UBV Data on Stars), содержащий более 100 000 звезд.
Система UBV
В трехцветных системе, например, UBV, можно определить три показателя цвета: U-B, B-V и U-V. Любые два из них можно положить независимыми. Тогда третьей можно выразить через них, например U-V = (U-B) + (B-V). Если полос четыре, например, в системе UBVR, то можно составить шесть показателей цвета, три из которых будут независимыми. Система V Джонсона хорошо совпадает с системой IPv, что видно из формулы
Что касается показателя цвета BV, то Джонсон вместе с Морганом восстановили старую условие о том, что для белых зрение класса А0 он должен быть равен нулю:
Это условие и отсечения света с λ <3800 Å в полосе В приводит к тому, что система BV не совпадает со старой интернациональной системой показателей цвета. Имеет место соотношение
Джонсон и Морган привели также сравнение излучения звезд с синим и ультрафиолетовым фильтрами, что привело к появлению "ультрафиолетовых показателей цвета" UB. Как и BV, UB равна нулю для звезд класса А0.
Сейчас система UBV широко используется. На ее основе составлен много каталогов. Возможна погрешность каталожных величин для BV, как правило, вдвое меньше, чем для V и UB.
UBV и двухцветные диаграммы
Если в фотометрических системе более двух полос, то можно составить более одного показателя цвета и наметить диаграмму зависимости одного показателя от другого. Такие диаграммы имеют очень большое значение как для определения ряда физических параметров, так и для решения вопросов, связанных с различными редукции фотометрических наблюдений.
Двухцветные фотометрические системы позволяют строить очень важны для астрофизики диаграммы Герцшпрунга-Рессела (диаграммы Г-Р в варианте «показатель цвета — звездная величина»). Но, чтобы построить диаграмму Г-Р, надо либо знать расстояния и вычислить абсолютные звездные величины, или быть уверенным, что все исследуемые объекты находятся на одинаковом расстоянии от Солнца (например, входят в состав звездного скопления).
Двухцветная диаграмма не требует знания абсолютной величины.
Инфракрасное расширения системы UBV
После появления системы UBV в период с 1959 по 1966 Рик Джонсон постепенно добавил к ней целую последовательность фотометрических полос в красной и инфракрасной спектральной области: появились полосы R, I, J, K, L, М, N и Q. Мендоза 1967 дополнил эту последовательность еще одной полосой — H. Средние длины волн и полуширины этих полос приведены в таблице.
| Величина | λ 0 мкм | Δλ мкм | Величина | λ 0 мкм | Δλ мкм |
|---|---|---|---|---|---|
| U | 0.36 | 0.04 | H | 1.62 | 0.2 |
| B | 0.44 | 0.10 | K | 2.2 | 0.6 |
| V | 0.55 | 0.08 | L | 3.5 | 0.9 |
| R | 0.70 | 0.21 | M | 5.0 | 1.1 |
| I | 0.88 | 0.22 | N | 10.4 | 6.0 |
| J | 1.25 | 0.30 | Q | 20.0 | 5.5 |
Положение инфракрасных полос подобраны так, чтобы они совпадали с окнами атмосферной прозрачности. Величины U, B и V измерялись фотоумножителем с сурьмяно-цезиевым фотокатодом (S-11), величины R и I — фотоумножителем с серебряно-кислородно-цезиевым катодом (S-1), величины J, K, L — фотосопротивлений PbS, который охлаждался жидким азотом, величины M, N и Q — германиевых болометра, что охлаждался жидким гелием.
Нуль-пункт всех показателей цвета введен так же, как и в системе UBV: все показатели цвета равны нулю для звезд класса A0 V.
Понятно, что измерения в такой фотометрическим системе весьма трудоемкими. В этой системе были измерены около 1500 звезд. Естественно, что большинство измерений в дополнительных спектральных областях было выполнено в полосах R и I.
Полосы R и I, как уже отмечалось, реализовывались с помощью кислородно-цезиевых катода (S1). Они имеют очень большую ширину. Например, полоса R начинается около 5300 Å, имеет максимум около 6 950 Å и достигает до 9000 Å.
Для таких широких полос задача вынесения за пределы атмосферы и редукции в другие системы решается плохо. Чем уже полоса пропускания, тем меньше влияет на все вычисления неточное знание настоящего распределения энергии в спектре и атмосферных параметров. Для очень широких спектральных полос с полушириной в несколько тысяч ангстрем невозможно для произвольно взятого случае достаточно хорошо провести редукции как за атмосферу, так и с одной фотометрической системы в другие.
В разное время разные авторы вводили различные версии фотометрических полос в красной и ближней инфракрасной областях. В одних случаях это были величины, введенные еще в Джонсона (система RI Крона), в других случаях это варианты создания красных и инфракрасных полос с помощью современных фотоумножителей с багатолужнимы фотокатодами. В большинстве случаев нет принципиальной разницы, в какой из этих систем проводились наблюдения, поскольку нетрудно получить надежные линейные уравнения перевода величин из одной системы в другую. Однако всегда надо знать, какие именно величины R или I используются.
