Das UBV-System ist ein breitbandiges fotometrisches System, mit dem zahlreiche Sterne vermessen wurden.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 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 mini|hochkant=1.5|Darstellung der UBV-Filter und ihrer Transmission nach Wellenlänge Die Buchstaben U, B und V stehen für ultraviolette, blaue und visuelle Größenklassen, die zur Klassifikation eines Sternes gemessen werden.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 Die Filter wurden so gewählt, dass die Schwerpunktwellenlängen der Antwortfunktionen wie folgt liegen: 366 nm für die Helligkeit im ultravioletten Licht (U) 438 nm für die Helligkeit im blauen Licht (B); diese Wahl für das blaue Ende des Spektrums war durch Einschränkungen des fotografischen Filmes bedingt. 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 mini|hochkant=2|Der leicht bläuliche Stern θ Virginis (links, Spektralklasse A1 IV) in der Nähe des Planeten Jupiter mit den Galileischen Monden Io, Ganymed und Kalisto am 10. April 2017 um 1:45 Uhr MESZ
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-Systemhttps://mcdonaldobservatory.org/research/instruments/ubvri-filters 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.Kitchin, C. R., Astrophysical Techniques, Third Edition 1998, ISBN 0-7503-0498-7, S. 264
Band Wellenlänge (nm)Caltech-Referenz U 366 B 438 V 545 R 641 I 798 J 1220 H 1630 K 2190 Kp 2120 L 3450 L* 3800
Siehe auch Bolometrische Helligkeit
Quellen
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.
Kategorie:Beobachtende Astronomie