UBV-System
Das UBV-System ist ein breitbandiges fotometrisches System, mit dem zahlreiche Sterne vermessen wurden.<ref>Braulio Iriarte, Harold L. Johnson, Richard I. Mitchell und Wieslaw K. Wisniewski: Five-Color Photometry of Bright Stars. In: Sky & Telescope. Band 30, 1965, S. 21</ref> Es wird auch Johnson- oder Johnson-Morgan-System genannt nach den Astronomen Harold Lester Johnson und William Wilson Morgan, die es in den 1950er Jahren einführten.
Beschreibung
Die Buchstaben U, B und V stehen für ultraviolette, blaue und visuelle Größenklassen, die zur Klassifikation eines Sternes gemessen werden.<ref>H. L. Johnson und W. W. Morgan: Fundamental stellar photometry for standards of spectral type on the revised system of the Yerkes spectral atlas. In: The Astrophysical Journal. Band 117, 1953, S. 313–352</ref> Die Filter wurden so gewählt, dass die Schwerpunktwellenlängen der Antwortfunktionen wie folgt liegen:
- Skriptfehler: Ein solches Modul „Vorlage:Anker“ ist nicht vorhanden.366 nm für die Helligkeit im ultravioletten Licht (U)
- Skriptfehler: Ein solches Modul „Vorlage:Anker“ ist nicht vorhanden.438 nm für die Helligkeit im blauen Licht (B); diese Wahl für das blaue Ende des Spektrums war durch Einschränkungen des fotografischen Filmes bedingt.
- Skriptfehler: Ein solches Modul „Vorlage:Anker“ ist nicht vorhanden.545 nm für die Helligkeit im gelben Licht (V); V steht dabei für visuell, da das menschliche Auge Sterne im gelblichen Bereich am stärksten wahrnimmt.
Anhand dieser Bezugsgrößen werden im UBV-System drei Farbindizes gebildet: U-B, U-V und B-V, wobei letzterer für visuelle Beobachter die größere Bedeutung hat und z. B. oft in Sternkatalogen angegeben wird.
Zur Definition des Nullpunkts des U-B- und B-V-Farbindexes wurden aus A0-V-Sternen solche ausgewählt, die nicht von interstellarer Rötung betroffen sind.
Das UBV-System hat den Nachteil, dass die kurzen Wellenlängen, die den U-Filter beschränken, viel stärker durch die Erdatmosphäre beschränkt werden als durch den Filter selbst. Daher können sich die beobachteten Größenklassen durch die Höhe und Zusammensetzung der Atmosphäre ändern.
Beispiele
Nachfolgende Tabelle listet einige Sterne und ihre Scheinbare Helligkeit bei der Wellenlänge des B-Bands und derjenigen des V-Bands. Die Differenz ist der B-V-Farbindex.
| Stern | B | V | (B-V-)Farbindex | Farbe |
|---|---|---|---|---|
| Spica | 0.74 | 0.97 | −0,23 | blau |
| Rigel | 0.1 | 0.13 | −0,03 | bläulichweiß |
| Deneb | 1.34 | 1.25 | +0,09 | weiß |
| Alpha Centauri A | 0.72 | 0.01 | +0,71 | gelblich |
| 119 Tauri | 6.41 | 4.33 | +2,08 | tiefrot |
Erweiterungen
Aus dem UBV-System ging ein erweitertes System mit 5 Bändern hervor, das UBVRI-System<ref>https://mcdonaldobservatory.org/research/instruments/ubvri-filters</ref> mit den vier wichtigsten Farbindizes aus den jeweils benachbarten Wellenlängenbereichen gebildet: U-B, B-V, V-R und R-I. Ein weiteres mit 11 Wellenlängenbereichen basiert ebenfalls auf dem UBV-System und acht weiteren Wellenlängenbereichen, einer im roten, die anderen bis zum fernen Infrarot.<ref>Kitchin, C. R., Astrophysical Techniques, Third Edition 1998, ISBN 0-7503-0498-7, S. 264</ref>
Siehe auch
Quellen
<references/>
Literatur
- Theodor Schmidt-Kaler: The Physical Parameters of the Stars. In: K.-H. Hellwege (Hrsg.): Landolt-Börnstein-Tabellenwerk Zahlenwerte und Funktionen aus Physik, Chemie, Astronomie, Geophysik und Technik. New Series Band VI, 2b, Springer, Berlin, Heidelberg, New York, 1982, S. 1 ff.