El sistema UBV ( sistema Johnson o sistema Johnson-Morgan ) es el sistema fotométrico de banda ancha más utilizado . Desarrollado en la década de 1950 por los astrónomos estadounidenses Harold L. Johnson y William W. Morgan para clasificar las estrellas según su color [1] .
En este sistema , las magnitudes estelares se miden en tres amplias bandas del espectro , denominadas U ( del inglés ultraviolet - ultravioleta ), B ( azul - azul) y V ( visual - visual). La sensibilidad máxima de estas bandas se encuentra en longitudes de onda de 350, 430 y 550 nm , respectivamente. La elección de los colores de la parte azul del espectro se hizo porque las películas fotográficas de esa época eran más sensibles en esta región del espectro. Las magnitudes se determinan de tal manera que para estrellas del tipo espectral A0 V sin enrojecimiento interestelar , las tres magnitudes son iguales entre sí. Por lo tanto, para tales estrellas , los índices de color B−V y U−B, la diferencia en las magnitudes estelares en diferentes bandas, son iguales a cero [2] .
Los índices de color (U−B) y ( B−V ) se pueden utilizar para determinar algunas de las propiedades físicas de estrellas individuales o sus grupos. La diferencia más utilizada es (B−V), siendo B y V, en términos muy simplificados, correspondientes a las magnitudes fotográficas y visuales. El índice de color (B−V) es conveniente porque para la mayoría de las estrellas es relativamente rápido y fácil de medir, sin dejar de ser un buen indicador del tipo espectral . Esta es una de las variables utilizadas en la construcción de un gráfico de magnitud de color (gráfico de Hertzsprung-Russell ). Para ampliar las posibilidades del método, en 1965 Johnson propuso el uso de varias bandas adicionales en la parte infrarroja del espectro (de 0,7 a 10,2 micras ). Fueron nombrados R, I, J, H, K, L, M y N.
El sistema UBV tiene una serie de desventajas. El corte de longitud de onda corta del filtro U está determinado principalmente por la atmósfera terrestre , no por el filtro en sí. Así, los valores observados pueden cambiar con la altura del punto de observación y con cambios en las condiciones atmosféricas. Sin embargo, en este sistema se han realizado muchas mediciones del brillo de las estrellas (no solo de las brillantes, sino también de muchas débiles) [3] .
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