Система UBV

Наприкінці 1940-х років Гарольд Джонсон, тоді ще молодий співробітник обсерваторії Макдональд (США), зробив дуже вдалий вибір фотометричних смуг. У 1953 році вийшла стаття Джонсона і Моргана, в якій було запропоновано трикольорову фотометричну систему UBV з трьома смугами — ультрафіолетовою (U), синьою (B) та візуальною (V). Ця система одразу отримала визнання.

Джонсон, маючи поширений тоді в США фотоелектронний помножувач типу 1P21 (завдяки такому ж ФЕП реалізовувалася і стара фотовізуальна система PV), поставив три світлофільтри в області його чутливості: ультрафіолетовий світлофільтр, світлофільтр для синьої області та жовтий світлофільтр, який відсікав усе короткохвильове випромінювання, а з довгохвильової сторони крива реакції формувалася природним спадом чутливості фотокатода. Заслуга Джонсона в тому, що він вперше більш-менш чітко визначив форму цих кривих реакції. Потрібно враховувати не тільки світлофільтри, але й криву спектральної чутливості фотокатода та криві пропускання та відбивання різних оптичних елементів телескопа і фотометра. Внаслідок робіт Джонсона весь світ зрозумів переваги нової системи.

Нуль-пункт величин V системи UBV було перенесено зі старої так званої інтернаціональної системи за допомогою дев'яти зірок Північного Полярного ряду. Спираючись на цей нуль-пункт, було визначено величини десяти первинних стандартів системи UBV, рознесених по всьому небу. Нуль-пункти показників кольору U-B і B-V було визначено як середнє значення інструментальних показників кольору для шести обраних зірок спектрального класу A0 V. Система UBV завдяки чіткому визначенню, точності та великій кількості стандартів набула поширення і повністю витіснила із вжитку інтернаціональну систему величин IPg, IPv. На початку 1990-х років Жан-Клод Мермійо склав загальний каталог вимірювань в системі UBV (Catalogue of Mean UBV Data on Stars), що містить більше 100 000 зір.

У триколірній системі, наприклад, UBV, можна визначити три показники кольору: U–B, B–V та U–V. Будь-які два з них можна покласти незалежними. Тоді третій можна виразити через них, наприклад: U–V = (U–B) + (B–V). Якщо смуг чотири, наприклад, у системі UBVR, то можна скласти шість показників кольору, три з яких будуть незалежними. Система V Джонсона добре збігається з системою IPv, що видно з формули

${\displaystyle V=IPv+0^{m},000+0^{m},002(B-V)}$

Що стосується показника кольору B-V, то Джонсон разом з Морганом відновили стару умову про те, що для білих зір класу А0 він має бути рівний нулю:

${\displaystyle B-V=0}$

Ця умова та відсікання світла з λ<3800 Å у смузі В призводить до того, що система B-V не збігається зі старою інтернаціональною системою показників кольору. Має місце співвідношення

${\displaystyle C=-0^{m},18+1^{m},09(B-V)}$

Джонсон та Морган привели також порівняння випромінювання зірок з синім та ультрафіолетовим фільтрами, що призвело до появи "ультрафіолетових показників кольору" U-B. Як і B-V, U-B дорівнює нулю для зірок класу А0.

Зараз система UBV широко використовується. На її основі складено багато каталогів. Імовірна похибка каталожних величин для B-V, як правило, удвічі менша, ніж для V та U-B.

Якщо в фотометричній системі більше двох смуг, то можна скласти більше одного показника кольору і накреслити діаграму залежності одного показника від іншого. Такі діаграми мають дуже велике значення як для визначення низки фізичних параметрів, так і для вирішення питань, пов'язаних з різними редукціями фотометричних спостережень.

Двоколірні фотометричні системи дозволяють будувати дуже важливі для астрофізики діаграми Герцшпрунга-Рессела (діаграми Г-Р в варіанті «показник кольору - зоряна величина»). Але, щоб побудувати діаграму Г-Р, треба або знати відстані і обчислити абсолютні зоряні величини, або бути впевненим, що всі досліджувані об'єкти знаходяться на однаковій відстані від Сонця (наприклад, входять до складу зоряного скупчення).

Двоколірна діаграма не вимагає знання абсолютної величини.

Після появи системи UBV в період з 1959 по 1966 рік Джонсон поступово додав до неї низку фотометричних смуг на червоній та інфрачервоній ділянках спектру: з'явилися смуги R, I, J, K, L, М, N і Q. Мендоза 1967 року доповнив цю послідовність ще однією смугою — H. Середні довжини хвиль і напівширини цих смуг наведено в таблиці.

Положення інфрачервоних смуг підібрано так, щоб вони збігалися з вікнами атмосферної прозорості. Величини U, B і V вимірювались фотопомножувачем із сурм’яно-цезієвим фотокатодом (S-11), величини R і I - фотопомножувачем зі срібно-киснево-цезієвим катодом (S-1), величини J, K, L — фотоопором PbS, який охолоджувався рідким азотом, величини M, N і Q — германієвим болометром, що охолоджувався рідким гелієм.

Нуль-пункт всіх показників кольору введено так само, як і в системі UBV: всі показники кольору дорівнюють нулю для зір класу A0.

Зрозуміло, що вимірювання в такій фотометричній системі є вельми трудомісткими. У цій системі було виміряно близько 1500 зір. Природно, що більшість вимірювань в додаткових спектральних областях було виконано у смугах R та I.

Смуги R та I, як вже зазначалося, реалізовувалися за допомогою киснево-цезієвого катода (S1). Вони мають дуже велику ширину. Наприклад, смуга R починається близько 5300 Å, має максимум близько 6950 Å і сягає до 9000 Å.

Для таких широких смуг завдання винесення за межі атмосфери і редукції в інші системи вирішується погано. Чим вужча смуга пропускання, тим менше впливає на всі обчислення неточне знання справжнього розподілу енергії в спектрі та атмосферних параметрів. Для дуже широких спектральних смуг з напівшириною в кілька тисяч ангстрем неможливо для довільно взятого випадку досить добре провести редукції як за атмосферу, так і з однієї фотометричної системи в інші.

У різний час різні автори вводили різні версії фотометричних смуг на червоній та ближній інфрачервоній ділянках. В одних випадках це були величини, введені ще до Джонсона (система RI Крона), в інших випадках це варіанти створення червоних і інфрачервоних смуг за допомогою сучасних фотопомножувачів з багатолужними фотокатодами. У більшості випадків немає принципової різниці, у якій з цих систем проводились спостереження, оскільки неважко отримати надійні лінійні рівняння переведення величин з однієї системи в іншу. Однак завжди треба знати, які саме величини R або I використовуються.

• Фотометрична система Стрьомґрена

• Миронов А. В. Прецизионная фотометрия. «Астронет». Архів оригіналу за 17 жовтня 2012. Процитовано 28 серпня 2012.
• Мартынов Д.Я. Курс практической астрофизики. М., 1977.