El Sistema fotométrico UBV , también conocido como Sistema de Harold Johnson (o sistema de Johnson-Morgan), es un sistema fotométrico de banda ancha para la clasificación estelar regido en función del color del astro. Es el primer sistema fotométrico estandarizado. Las letras U, B y V indican respectivamente Ultravioleta, azul y espectro visible, las cuales son medidas para clasificar a una estrella en el sistema UBV.[1] La elección de colores pertenecientes al extremo azul del espectro se debe a la tendencia que tiene el papel fotográfico a captar estos colores. Fue introducido en 1950 por el astrónomo americano Harold Lester Johnson y William Wilson Morgan.
Los filtros son seleccionados de tal modo que la longitud de onda principal que responda a ellos sea 364 nm para U, 442 nm para B, 540 para V. El punto cero de B-V y U-B índice de color fue definido para ser cero para que las estrellas A0 V no se vieran afectadas por el Enrojecimiento interestelar (fenómeno asociado a la extinción estelar).
El sistema UBV tiene ciertas desventajas. La corta longitud de onda del filtro U está más definida por la atmósfera terrestre que por el filtro en sí mismo. Debido a esto (y a las magnitudes observadas) puede variar con la altitud, y las condiciones atmosféricas. Sin embargo, son muchas las medidas que se han tomado mediante este sistema de cuantificación.[2]
En Fotometría, parte del espectro electromagnético filtrada por el filtro V Johnson, de color verde: el pico de transmisión está situado hacia los 550 nanómetros (color verde). Corresponde de modo muy aproximado a la máxima sensibilidad del ojo humano; fotométricamente es muy similar a la magnitud fotovisual (mpv) de los antiguos fotometros fotoeléctricos, en contraposición a la magnitud fotográfica (mpg) de las placas fotográficas, mucho más sensibles a la luz de onda corta (violeta y azul).
Dentro del sistema fotométricoUBV, o de Johnson, la Banda V es la que posee de mayor longitud de onda de las tres originales: U (ultravioleta), B (azul, Banda B) y V (verde o visual).
En el sistema UBVRI, la Banda V corresponde a una zona intermedia del espectro más corta que los filtros R (rojo) e I (infrarrojo).
Es muy usual en Astronomía utilizar el denominado índice de color B-V, que no es más que la diferencia entre la magnitud obtenida por el filtro B y la obtenida por el V: con este valor puede determinarse de modo muy aproximado la temperatura superficial de las estrellas y el tipo espectral al que corresponde.
Referencias
Johnson, H. L.; Morgan, W. W. (1953), Fundamental stellar photometry for standards of spectral type on the revised system of the Yerkes spectral atlas, 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
On the Color-Magnitude Diagram of the Pleiades, H. L. Johnson, W. W. Morgan, ApJ 114, 522 (1951).
Fundamental stellar photometry for standards of spectral type on the revised system of the Yerkes spectral atlas, Johnson, H. L.; Morgan, W. W., ApJ 117, 313 (1953).
Some Characteristics of Color Systems, Morgan, W. W.; Harris, D. L.; Johnson, H. L. ApJ 118, 92M (1953).
VRI standards in the E regions, Cousins, A. W. J., Mem. R. Astron. Soc, 81, 25 (1976).
VRI Photometry of E and F Region Stars, Cousins, A. W. J., M. N. Astr. Soc. South Africa, 3, 8 (1978).
Datos:Q129833
Agosto 06, 2021
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