Azərbaycanca
Беларускі
Dansk
Deutsch
Española
Français
Indonesia
Italiana
日本語
Қазақ
Lietuvos
Nederlands
Português
Русский
සිංහල
แบบไทย
Türkçe
Українська
中國人
United State
Afrikaans
Систе́ма UBV (або фотометри́чна систе́ма Джо́нсона) — широкосмугова фотометрична система для класифікації зір за кольором. Знана як перша стандартизована фотоелектрична система.
Історія створення
Наприкінці 1940-х років Гарольд Джонсон, тоді ще молодий співробітник обсерваторії Макдональд (США), зробив дуже вдалий вибір . 1953 року вийшла стаття Джонсона і Вільяма Моргана, в якій запропоновано трикольорову UBV з трьома смугами — ультрафіолетовою (U), синьою (B) та візуальною (V). Ця система відразу отримала визнання.
Джонсон, маючи поширений тоді в США фотоелектронний помножувач типу 1P21 (завдяки такому самому ФЕП реалізовувалася й 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 довгохвильового боку крива реакції формувалася природним спадом чутливості фотокатода. Заслуга Джонсона в тому, що він уперше 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. Завдяки роботам Джонсона весь світ зрозумів переваги нової системи.
Нуль-пункт величин V системи UBV перенесено зі старої так званої інтернаціональної системи за допомогою дев'яти зір 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 й великій кількості стандартів набула поширення і повністю витіснила з ужитку інтернаціональну систему величин IPg, IPv. На початку 1990-х років Жан-Клод Мермійо склав загальний каталог вимірювань у системі UBV (Catalogue of Mean UBV Data on Stars), що містить понад 100 000 зір.
Система UBV
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
Щодо 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:
Ця умова й відсікання світла з λ<3800 Å у смузі В призводить до того, що система B-V не збігається зі старою інтернаціональною системою показників кольору. Діє співвідношення
Джонсон і Морган привели також порівняння випромінювання зірок з синім і 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 каталогових величин для B–V, як правило, удвічі менша, ніж для V і U–B.
UBV та двоколірні діаграми
Якщо в більш ніж дві смуги, то можна скласти понад один показник кольору і накреслити діаграму залежності одного показника від іншого. Такі діаграми мають дуже велике значення як для визначення низки фізичних параметрів, так і для розв'язання питань, пов'язаних з різними редукціями фотометричних спостережень.
Двоколірні фотометричні системи дозволяють будувати дуже важливі для астрофізики діаграми Герцшпрунга — Расселла (у варіанті «показник кольору — зоряна величина»). Але, щоб побудувати діаграму Герцшпрунга — Расселла, треба або знати відстані й обчисляти абсолютні зоряні величини, або бути впевненим, що всі досліджувані об'єкти знаходяться на однаковій відстані від Сонця (наприклад, входять у склад зоряного скупчення).
Двоколірна діаграма не вимагає знання абсолютної величини.
Інфрачервоне розширення системи UBV
Після появи системи UBV в період від 1959 до 1966 р. Джонсон поступово додавав до неї низку фотометричних смуг на червоній та інфрачервоній ділянках спектра: з'явилися смуги R, I, J, K, L, М, N і Q. Мендоса 1967 року доповнив цю послідовність ще однією смугою — H. Середні довжини хвиль і напівширини цих смуг наведено в таблиці.
| Величина | λ0 мкм | Δλ мкм | Величина | λ0 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 |
Положення інфрачервоних смуг підібрано так, щоб вони збігалися з . Величини U, B і V вимірювалися 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 усіх показників кольору введено так само, як і в системі UBV: усі показники кольору дорівнюють нулю для зір класу A0.
Зрозуміло, що вимірювання в такій фотометричній системі вельми трудомісткі. У цій системі виміряно близько 1500 зір. Природно, що більшість вимірювань у додаткових спектральних областях виконано в смугах R та I.
Смуги R та I, як уже 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 й 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 і ближній інфрачервоній ділянках. В одних випадках це були величини, введені ще до Джонсона (система RI Крона), в інших 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.
Див. також
Література
- Миронов А. В. Прецизионная фотометрия. «Астронет». Архів оригіналу за 17 жовтня 2012. Процитовано 28 серпня 2012.
- Мартынов Д.Я. Курс практической астрофизики. М., 1977.
Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри, мобільний, телефон, android, ios, apple, мобільний телефон, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, ПК, web, Інтернет
Siste ma UBV abo fotometri chna siste ma Dzho nsona shirokosmugova fotometrichna sistema dlya klasifikaciyi zir za kolorom Znana yak persha standartizovana fotoelektrichna sistema Istoriya stvorennyaNaprikinci 1940 h rokiv Garold Dzhonson todi she molodij spivrobitnik observatoriyi Makdonald SShA zrobiv duzhe vdalij vibir 1953 roku vijshla stattya Dzhonsona i Vilyama Morgana v yakij zaproponovano trikolorovu UBV z troma smugami ultrafioletovoyu U sinoyu B ta vizualnoyu V Cya sistema vidrazu otrimala viznannya Dzhonson mayuchi poshirenij todi v SShA fotoelektronnij pomnozhuvach tipu 1P21 zavdyaki takomu samomu FEP realizovuvalasya j stara fotovizualna sistema PV postaviv tri svitlofiltri v oblasti jogo chutlivosti ultrafioletovij svitlofiltr svitlofiltr dlya sinoyi oblasti ta zhovtij svitlofiltr yakij vidsikav use korotkohvilove viprominyuvannya a z dovgohvilovogo boku kriva reakciyi formuvalasya prirodnim spadom chutlivosti fotokatoda Zasluga Dzhonsona v tomu sho vin upershe bilsh mensh chitko viznachiv formu cih krivih reakciyi Potribno vrahovuvati ne tilki svitlofiltri ale j krivu spektralnoyi chutlivosti fotokatoda ta krivi propuskannya ta vidbivannya riznih optichnih elementiv teleskopa i fotometra Zavdyaki robotam Dzhonsona ves svit zrozumiv perevagi novoyi sistemi Nul punkt velichin V sistemi UBV pereneseno zi staroyi tak zvanoyi internacionalnoyi sistemi za dopomogoyu dev yati zir Pivnichnogo Polyarnogo ryadu Spirayuchis na cej nul punkt bulo viznacheno velichini desyati pervinnih standartiv sistemi UBV roznesenih po vsomu nebu Nul punkti pokaznikiv koloru U B i B V bulo viznacheno yak serednye znachennya instrumentalnih pokaznikiv koloru dlya shesti obranih zirok spektralnogo klasu A0 V Sistema UBV zavdyaki chitkomu viznachennyu tochnosti j velikij kilkosti standartiv nabula poshirennya i povnistyu vitisnila z uzhitku internacionalnu sistemu velichin IPg IPv Na pochatku 1990 h rokiv Zhan Klod Mermijo sklav zagalnij katalog vimiryuvan u sistemi UBV Catalogue of Mean UBV Data on Stars sho mistit ponad 100 000 zir Sistema UBVU trikolirnij sistemi napriklad UBV mozhna viznachiti tri pokazniki koloru U B B V ta U V Bud yaki dva z nih mozhna poklasti nezalezhnimi Todi tretij mozhna viraziti cherez nih napriklad U V U B B V Yaksho smug chotiri napriklad u sistemi UBVR to mozhna sklasti shist pokaznikiv koloru tri z yakih budut nezalezhnimi Sistema V Dzhonsona dobre zbigayetsya z sistemoyu IPv sho vidno z formuli V IPv 0m 000 0m 002 B V displaystyle V IPv 0 m 000 0 m 002 B V Shodo pokaznika koloru B V to Dzhonson razom z Morganom vidnovili staru umovu pro te sho dlya bilih zir klasu A0 vin maye buti rivnij nulyu B V 0 displaystyle B V 0 Cya umova j vidsikannya svitla z l lt 3800 A u smuzi V prizvodit do togo sho sistema B V ne zbigayetsya zi staroyu internacionalnoyu sistemoyu pokaznikiv koloru Diye spivvidnoshennya C 0m 18 1m 09 B V displaystyle C 0 m 18 1 m 09 B V Dzhonson i Morgan priveli takozh porivnyannya viprominyuvannya zirok z sinim i ultrafioletovim filtrami sho prizvelo do poyavi ultrafioletovih pokaznikiv koloru U B Yak i B V U B dorivnyuye nulyu dlya zirok klasu A0 Zaraz sistema UBV shiroko vikoristovuyetsya Na yiyi osnovi skladeno bagato katalogiv Imovirna pohibka katalogovih velichin dlya B V yak pravilo udvichi mensha nizh dlya V i U B UBV ta dvokolirni diagramiYaksho v bilsh nizh dvi smugi to mozhna sklasti ponad odin pokaznik koloru i nakresliti diagramu zalezhnosti odnogo pokaznika vid inshogo Taki diagrami mayut duzhe velike znachennya yak dlya viznachennya nizki fizichnih parametriv tak i dlya rozv yazannya pitan pov yazanih z riznimi redukciyami fotometrichnih sposterezhen Dvokolirni fotometrichni sistemi dozvolyayut buduvati duzhe vazhlivi dlya astrofiziki diagrami Gercshprunga Rassella u varianti pokaznik koloru zoryana velichina Ale shob pobuduvati diagramu Gercshprunga Rassella treba abo znati vidstani j obchislyati absolyutni zoryani velichini abo buti vpevnenim sho vsi doslidzhuvani ob yekti znahodyatsya na odnakovij vidstani vid Soncya napriklad vhodyat u sklad zoryanogo skupchennya Dvokolirna diagrama ne vimagaye znannya absolyutnoyi velichini Infrachervone rozshirennya sistemi UBVPislya poyavi sistemi UBV v period vid 1959 do 1966 r Dzhonson postupovo dodavav do neyi nizku fotometrichnih smug na chervonij ta infrachervonij dilyankah spektra z yavilisya smugi R I J K L M N i Q Mendosa 1967 roku dopovniv cyu poslidovnist she odniyeyu smugoyu H Seredni dovzhini hvil i napivshirini cih smug navedeno v tablici Velichina l0 mkm Dl mkm Velichina l0 mkm Dl mkmU 0 36 0 04 H 1 62 0 2B 0 44 0 10 K 2 2 0 6V 0 55 0 08 L 3 5 0 9R 0 70 0 21 M 5 0 1 1I 0 88 0 22 N 10 4 6 0J 1 25 0 30 Q 20 0 5 5 Polozhennya infrachervonih smug pidibrano tak shob voni zbigalisya z Velichini U B i V vimiryuvalisya fotopomnozhuvachem iz surm yano ceziyevim fotokatodom S 11 velichini R i I fotopomnozhuvachem zi sribno kisnevo ceziyevim katodom S 1 velichini J K L fotooporom PbS yakij oholodzhuvavsya ridkim azotom velichini M N i Q germaniyevim bolometrom sho oholodzhuvavsya ridkim geliyem Nul punkt usih pokaznikiv koloru vvedeno tak samo yak i v sistemi UBV usi pokazniki koloru dorivnyuyut nulyu dlya zir klasu A0 Zrozumilo sho vimiryuvannya v takij fotometrichnij sistemi velmi trudomistki U cij sistemi vimiryano blizko 1500 zir Prirodno sho bilshist vimiryuvan u dodatkovih spektralnih oblastyah vikonano v smugah R ta I Smugi R ta I yak uzhe zaznachalosya realizovuvalisya za dopomogoyu kisnevo ceziyevogo katoda S1 Voni mayut duzhe veliku shirinu Napriklad smuga R pochinayetsya blizko 5300 A maye maksimum blizko 6950 A i syagaye do 9000 A Dlya takih shirokih smug zavdannya vinesennya za mezhi atmosferi j redukciyi v inshi sistemi virishuyetsya pogano Chim vuzhcha smuga propuskannya tim menshe vplivaye na vsi obchislennya netochne znannya spravzhnogo rozpodilu energiyi v spektri ta atmosfernih parametriv Dlya duzhe shirokih spektralnih smug z napivshirinoyu v kilka tisyach angstrem nemozhlivo dlya dovilno vzyatogo vipadku dosit dobre provesti redukciyi yak za atmosferu tak i z odniyeyi fotometrichnoyi sistemi v inshi U riznij chas rizni avtori vvodili rizni versiyi fotometrichnih smug na chervonij i blizhnij infrachervonij dilyankah V odnih vipadkah ce buli velichini vvedeni she do Dzhonsona sistema RI Krona v inshih ce varianti stvorennya chervonih i infrachervonih smug za dopomogoyu suchasnih fotopomnozhuvachiv z bagatoluzhnimi fotokatodami U bilshosti vipadkiv nemaye principovoyi riznici u yakij z cih sistem provodilis sposterezhennya oskilki nevazhko otrimati nadijni linijni rivnyannya perevedennya velichin z odniyeyi sistemi v inshu Odnak zavzhdi treba znati yaki same velichini R abo I vikoristovuyutsya Div takozhFotometrichna sistema Stromgrena Pivnichnij polyarnij ryadLiteraturaMironov A V Precizionnaya fotometriya Astronet Arhiv originalu za 17 zhovtnya 2012 Procitovano 28 serpnya 2012 Martynov D Ya Kurs prakticheskoj astrofiziki M 1977