ジョンソンのUBVシステム

UBV測光システムは、天文学において恒星の明るさを測定する際に標準的に用いられる手法の一つです。このシステムは、1950年代にアメリカ合衆国の天文学者、ハロルド・レスター・ジョンソンとウィリアム・ウィルソン・モーガンによって考案・導入されました。その名称は、用いる3つの異なる波長帯域、すなわち紫外域（Ultraviolet: U）、青色域（Blue: B）、そして実視域（Visual: V）の頭文字に由来しています。

このシステムでは、特定のフィルターと検出器の組み合わせを用いて天体から届く光を測定します。オリジナルのUBVシステムでは、RCA製の1P21光電子増倍管という検出器が用いられ、これと組み合わせたフィルターによって、U, B, Vそれぞれの特定の波長範囲の光を選択的に透過させます。フィルターは、単に特定の平均波長（おおよそ U: 364 nm, B: 442 nm, V: 540 nm）で光を透過させるだけでなく、システム全体の分光応答特性がジョンソンらが定義した標準システムに合致するように選定されます。これは、同じ平均波長を持つフィルターであっても、透過率の波長依存性や検出器の感度が異なれば、最終的に測定される明るさの値が変わってしまうためです。

UBVシステムによる測光の大きな課題の一つは、観測が行われる環境や使用する機器によって測定値が影響を受けることです。たとえ同じ設計のフィルターを用いたとしても、使用する望遠鏡の光学特性、検出器の個体差による感度特性、そして地上からの観測においては地球大気による光の吸収や散乱の度合いなどが複合的に影響し、観測所ごとにわずかに異なる応答特性を持つシステムとなってしまいます。このような観測所固有のシステムは「自然システム（natural system）」と呼ばれ、そこで測定された等級は「器械等級（instrumental magnitude）」と称されます。

標準的なUBVシステムでの等級を得るためには、この自然システムで測定された器械等級を、普遍的な基準である標準システムに変換する必要があります。この変換は、あらかじめUBV標準等級が精密に測定されている多数の標準星を、各観測所の自然システムで観測することにより行われます。標準星の器械等級と既知の標準等級との関係を求めることで、その観測所の自然システムから標準UBVシステムへの変換式を導き出すことができるのです。このようにして、器械等級は標準UBV等級へと変換され、異なる観測データ間の比較や統合が可能となります。

UBVシステムが導入された当初、この標準変換に不可欠な標準星は、主に北半球の天文台から観測しやすい北天の領域に設定されていました。このことは、南半球にある天文台でUBV測光を行う際に、北半球の観測結果との厳密な一貫性を保つことを困難にしていました。

この問題に対処するため、1971年に開催された国際天文学連合（IAU）の会議において、南北どちらの半球からも観測が容易な赤緯帯（具体的には赤緯±20度付近）に新たなUBV標準星を設定することが決定されました。この決定に基づき、多数の標準星がこの低赤緯帯に確立され、精密なUBV等級が測定されました。1970年代以降、これらの低赤緯標準星を足がかりとして、標準星のネットワークは南半球を含む全天へと着実に拡張されていきました。その結果、現在ではUBV測光システムは文字通り全天の恒星の明るさを統一的に測定するための基盤として機能しており、多くの恒星の等級カタログがこのシステムに基づいて作成されています。

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