UBV-systemet och Färgindex

En av de viktigaste tillämpningarna av UBV-systemet är att det gör det möjligt att beräkna färgindex, till exempel B−VB - VB−V. Detta är helt enkelt skillnaden mellan magnituderna i två färgband, vilket ger ett mått på stjärnans färg. Färgen hänger direkt samman med stjärnans temperatur och spektrala egenskaper. Genom att kombinera ljusstyrkan i olika band får man därför mer information än vad en enskild magnitud kan ge. UBV-systemet fungerar därmed som en brygga mellan enkel fotometri och mer detaljerad spektralanalys.

När man arbetar med mätningar i olika färgband behöver man också förstå hur stjärnan faktiskt ser ut på bilden. En stjärna borde i teorin vara en enda punkt, men i verkligheten sprids ljuset ut av både atmosfären och teleskopets optik. Resultatet blir en liten suddig fläck på bilden. För att beskriva hur bred denna ljusfördelning är använder man måttet FWHM, som står för Full Width at Half Maximum. Det anger bredden på stjärnans ljusprofil vid halva topphöjden och är ett standardmått på bildens skärpa.

FWHM(Full Width at Half Magnitude) är viktigt eftersom en bredare stjärnprofil innebär att ljuset sprids ut över fler pixlar, vilket påverkar hur noggrant man kan måta stjärnans ljusstyrka. Observationer med låg FWHM har bättre detaljskärpa och leder oftast till mer tillförlitliga magnitudmätningar. Därför anges FWHM nästan alltid i samband med fotometriska observationer och är en central del av hur astronomer bedömer kvaliteten på sina bilder.

Begreppet känslighetsfilter kan låta tekniskt, men det är egentligen bara ett annat sätt att prata om de filter som styr vilka våglängder kameran reagerar på. Ett filter förändrar det inkommande ljuset så att bara vissa delar av spektrumet släpps igenom. Kamerans sensor har dessutom sin egen känslighet som varierar med våglängden. När man kombinerar filterkurvan med sensorns känslighetskurva får man det som vissa kallar ett känslighetsfilter: alltså den totala våglängdsresponsen hos systemet. I praktiken betyder detta bara hur mycket ljus teleskop + filter + kamera släpper igenom vid olika våglängder. Det låter mer avancerat än det är och påverkar inte hur man arbetar som observatör.

UBV-systemet ger oss möjlighet att mäta hur starkt en stjärna lyser i tre olika delar av spektrumet. Det betyder att vi kan beskriva stjärnans ljus i till exempel det visuella området, eller i det blå eller ultravioletta området. Men även detta är bara en del av bilden. Stjärnor sänder ut ljus över hela spektrumet, inte bara i de våglängdsområden som UBV-filtren täcker.

För att beskriva stjärnans totala energiutstrålning behöver vi alltså ett mått som tar hänsyn till ljus i alla våglängder. Detta kallas den bolometriska magnituden. Eftersom våra observationer nästan alltid görs i ett specifikt filter behöver vi en metod för att översätta en filterbaserad magnitud till denna totala ljusstyrka. Det är här den bolometriska korrektionen kommer in. Den anger hur mycket ljus stjärnan sänder ut utanför det filter vi observerar i och låter oss gå från till exempel en V-magnitud till en uppskattning av hela spektrumet. Varma stjärnor har ofta en negativ bolometrisk korrektion eftersom de sänder ut mycket ljus utanför V-bandet, medan kalla stjärnor kan ha en positiv korrektion. UBV-systemet berättar alltså hur en stjärna lyser i några utvalda delar av spektrumet. Bolometrisk magnitud berättar hur den lyser totalt. 

Formlerna för hur detta görs visas i faktablocken nedan.

Det är värt att stanna upp här och ställa frågan om vi nu kommit upp med sanna sättet att modellera stjärnornas ljusstyrka på. Frågan är medvetet missvisande. I riktig vetenskap så.  pratar vi inte om ifall modeller är sanna eller inte. Istället pratar vi om vilken förklaringskraft modellerna har:

ALLA MODELLER ÄR FEL, MEN VISSA ÄR ANVÄNDBARA

Vår modell är inte identisk med den som moderna forskare använder i dag, men de metoder som används nu har vuxit fram ur samma tradition som UBV-magnitudskalan. Därför studerar vi inte UBV-systemet enbart av historiska skäl, och det vi lär oss är inte överflödigt. I stället fungerar dessa äldre system som viktiga byggstenar. Genom att förstå hur man tidigare modellerade ljus och färger hos stjärnor kan vi lättare förstå hur dagens mer avancerade metoder är konstruerade. Varje modell är ett steg i en längre utveckling, och även om moderna astronomer arbetar mycket i både UV och IR bygger deras analys fortfarande vidare på idéerna som etablerades i UBV-systemet.

Vi går inte igenom alla fotometriska system här eftersom det finns åtminstone 200 stycken av dem . Forskare verkar nämligen skapa ett nytt varje gång de tittar på en stjärna som beter sig lite annorlunda. . Det är enklare att räkna stjärnor än filter nuförtiden.