UBV-система Джонсона¶

UBV-система Джонсона (также известная как фотометрическая система UBV, система Джонсона — Моргана) — это стандартизированная система фотометрических полос, используемая в астрономии для измерения яркости и цвета звёзд и других небесных объектов. Она была разработана американскими астрономами Гарольдом Джонсоном и Уильямом Морганом в 1950-х годах и стала первой широко принятой системой, позволяющей сравнивать результаты наблюдений, выполненных на разных телескопах и в разных обсерваториях. Система основана на измерении звёздной величины в трёх спектральных диапазонах: ультрафиолетовом (U, от англ. ultraviolet), синем (B, от англ. blue) и визуальном (V, от англ. visual). UBV-система остаётся одной из наиболее распространённых в наземной оптической астрономии, несмотря на появление более современных многополосных систем.

¶История

Разработка UBV-системы была вызвана необходимостью создания единого стандарта для фотометрических измерений. До середины XX века астрономы использовали различные, часто несовместимые, фотометрические системы, что затрудняло сравнение данных. В 1953 году Гарольд Джонсон и Уильям Морган, работавшие в Йеркской обсерватории Чикагского университета, опубликовали работу, в которой предложили набор из трёх фильтров и определили стандартные звёзды для калибровки. Первоначально система была определена для 108 звёзд северного неба, которые стали «стандартными звёздами» UBV. В 1955 году Джонсон расширил систему, добавив красную полосу (R) и инфракрасную (I), что привело к созданию расширенной системы UBVRI, но трёхцветная система UBV осталась базовой.

¶Принцип работы

Система UBV основана на измерении яркости объекта через три стандартных фильтра, каждый из которых пропускает свет в определённом диапазоне длин волн:

U (ультрафиолетовый) — центральная длина волны около 365 нм, ширина полосы примерно 68 нм. Измеряет излучение в ближнем ультрафиолете.
B (синий) — центральная длина волны около 440 нм, ширина полосы примерно 98 нм. Соответствует синему участку спектра.
V (визуальный) — центральная длина волны около 550 нм, ширина полосы примерно 89 нм. Близок к максимуму чувствительности человеческого глаза.

Измерения проводятся в относительных единицах — звёздных величинах. Для каждой полосы определяется инструментальная звёздная величина, которая затем переводится в стандартную систему с помощью наблюдений стандартных звёзд. Основными цветовыми показателями, используемыми в системе, являются:

B−V — разность звёздных величин в синей и визуальной полосах. Этот показатель является основным индикатором температуры звезды: чем он меньше (или более отрицателен), тем горячее звезда. Для горячих звёзд спектрального класса O значение B−V составляет около −0,3, для Солнца (класс G2) — около +0,65, для холодных красных звёзд класса M — около +1,5 и более.
U−B — разность звёздных величин в ультрафиолетовой и синей полосах. Этот показатель также чувствителен к температуре, но дополнительно позволяет выявлять звёзды с аномальным ультрафиолетовым излучением, например, звёзды с сильным бланкированием линиями металлов или с излучением в ультрафиолете от горячих источников.

¶Стандартные звёзды и калибровка

Для обеспечения воспроизводимости измерений в UBV-системе используется набор стандартных звёзд, яркость и цвет которых определены с высокой точностью. Первоначальный набор из 108 звёзд был расширен в последующие годы. Наиболее известным каталогом стандартных звёзд UBV является каталог, составленный Джонсоном и Морганом, а также его расширения, например, каталог Ландольта (Landolt). Стандартные звёзды выбираются так, чтобы охватывать широкий диапазон цветов и яркостей, и их наблюдения используются для калибровки инструментальных измерений, полученных на конкретном телескопе. Калибровка включает учёт атмосферной экстинкции (поглощения света земной атмосферой) и переход от инструментальной системы к стандартной.

¶Применение

UBV-система широко применяется в различных областях астрономии:

Определение температуры звёзд: показатель B−V является одним из основных методов оценки эффективной температуры звезды. Существуют эмпирические и теоретические калибровки, связывающие B−V с температурой.
Определение межзвёздного поглощения: избыток цвета, то есть разница между наблюдаемым и ожидаемым (внутренним) цветом звезды, позволяет оценить величину межзвёздного поглощения света пылью. Стандартная зависимость между избытком цвета E(B−V) и полным поглощением Av (в визуальной полосе) составляет Av ≈ 3,1 × E(B−V).
Классификация звёзд: положение звёзд на диаграмме «цвет — цвет» (U−B против B−V) позволяет различать звёзды разных спектральных классов и светимостей, а также выявлять звёзды с аномалиями, например, звёзды с сильным излучением в ультрафиолете (такие как белые карлики или звёзды с эмиссионными линиями).
Исследование переменных звёзд: UBV-фотометрия используется для изучения изменений блеска и цвета переменных звёзд, что даёт информацию об их физических процессах (пульсации, затмения, вспышки).
Изучение звёздных скоплений и галактик: фотометрия в системе UBV позволяет оценивать расстояния, возрасты и металличность звёздных систем.

¶Ограничения и недостатки

Несмотря на широкое распространение, UBV-система имеет ряд ограничений:

Зависимость от атмосферы: полосы U и B частично перекрываются с полосами поглощения земной атмосферы, особенно в ультрафиолете (U-полоса сильно подвержена атмосферной экстинкции).
Неоднородность: из-за различий в чувствительности детекторов и пропускании фильтров на разных телескопах, инструментальные системы могут несколько отличаться от стандартной, что требует тщательной калибровки.
Ограниченный спектральный диапазон: система охватывает только видимый и ближний ультрафиолетовый диапазоны, что не позволяет изучать объекты с сильным излучением в инфракрасной или дальней ультрафиолетовой области.
Чувствительность к металличности: показатель B−V зависит не только от температуры, но и от химического состава звезды, что может вносить погрешности при оценке температуры для звёзд с аномальным содержанием металлов.

¶Расширения и модификации

На основе UBV-системы были разработаны её расширения:

UBVRI-система — добавлены красная (R, около 700 нм) и инфракрасная (I, около 880 нм) полосы.
Стреомгреновская система uvby — более узкополосная система, предназначенная для точной классификации звёзд.
Система Джонсона — Козенса — модификация, адаптированная для инфракрасного диапазона (J, H, K).

Современные фотометрические обзоры, такие как SDSS (Sloan Digital Sky Survey), используют собственные многополосные системы, но UBV-система остаётся важным историческим и практическим стандартом, к которому часто привязываются данные других систем.