Sistema fotomètric UBV
El Sistema fotomètric UBV, també conegut com a Sistema d'Harold Johnson (o sistema de Johnson-Morgan), és un sistema fotomètric de banda ampla per a la classificació estelar regit en funció del color de l'astre. És el primer sistema fotomètric estandardisat. Les lletres O, B i V indiquen respectivament Ultravioleta, blava i espectre visible, les quals són medides per a classificar a una estrela en el sistema UBV.[1] L'elecció de colors pertanyents a l'extrem blau de l'espectre es deu a la tendència que té el paper fotogràfic a captar estos colors. Va ser introduït en 1950 per l'astrònom americà Harold Lester Johnson i William Wilson Morgan.
Els filtres són seleccionats de tal modo que la llongitut d'ona principal que responga a ells siga 364 nm para O, 442 nm per a B, 540 per a V. El punt zero de B-V i O-B índex de color va ser definit per a ser zero per a que les estreles A0 V no es veren afectades pel Enrojecimiento interestelar (fenomen associat l'extinció estelar).
El sistema UBV té certes desventages. La curta llongitut d'ona del filtre O està més definida per la atmòsfera terrestre que pel filtre en sí mateixa. Per açò (i a les magnituts observades) pot variar en l'altitut, i les condicions atmosfèriques. No obstant, són moltes les mides que s'han pres per mig d'este sistema de quantificació.[2]
En fotometria, part de l'espectre electromagnètic filtrada pel filtre V Johnson, de color vert: el pico de transmissió està situat cap als 550 nanómetros (color vert). Correspon de modo molt aproximat a la màxima sensibilitat de l'ull humà; fotométricamente és molt similar a la magnitut fotovisual (mpv) dels antics fotometros fotoeléctricos, en contraposició a la magnitut fotogràfica (mpg) de les plaques fotogràfiques, molt més sensibles a la llum d'ona curta (violeta i blava).
Dins del sistema fotomètric UBV, o de Johnson, la Banda V és la que posseïx de major llongitut d'ona de les tres originals: O (ultravioleta), B (blava, Banda B) i V (verda o visual).
En el sistema UBVRI, la Banda V correspon a una zona intermija de l'espectre més curta que els filtres R (roig) i I (infrarrojo).
És molt usual en Astronomia utilisar el denominat índex de color B-V, que no és més que la diferència entre la magnitut obtinguda pel filtre B i l'obtinguda pel V: en este valor pot determinar-se de modo molt aproximat la temperatura superficial de les estreles i el tipo espectral al que correspon.
Referències
[editar | editar còdic]- ↑ Johnson, H. L.; Morgan, W. W. (1953), Fonamental stellar photometry for standards of spectral type on the revised system of the Yerkes spectral atles, The Astrophysical Journal, vol. 117, pp. 313–352. [1]
- ↑ Iriarte, Braulio, Johnson, Harold L., Mitchell, Richard I., and Wisniewski, Wieslaw K. (1965), Five-Color Photometry of Bright Stars, Sky & Telescope, vol. 30, p. 21
- Este artícul conté una traducció derivada de «Sistema fotométrico UBV» de Wikipedia en castellà publicada baix la Llicència de documentació lliure de GNU i la Llicència Creative Commons Reconeiximent-CompartirIgual 4.0 Internacional.