Det uvby fotometriske systemet er et fotometrisk system utviklet av den danske astronomen Strömgren [1] i 1956 og deretter utvidet i 1958 av amerikaneren David L. Crawford [2] , nyttig for å observere stjerner av spektraltypen A2-G0; dette er ikke en viktig begrensning, siden det innenfor bare 100 PC -er er omtrent 10 000 slike stjerner.
Systemet er definert i henhold til fotoelektriske regler , ved bruk av intermediære båndinterferensfiltre , bortsett fra u -båndet som krever bruk av to Schott-filtre: et 8 mm UG11 og et 1 mm WG3. Et filter ble lagt til systemet for å måle intensiteten til Hβ -linjen , og et annet for intensiteten til kontinuumet ved siden av linjen.
Systemets λ max er følgende:
Merk at u og v er fullstendig lokalisert under og over Balmer-diskontinuiteten , mens b og y er ganske like B og V i det fotometriske systemet UBV .
Også i dette systemet er definert noen fargeindekser , (uv) og (vb); deres forskjell:
det er en veldig følsom parameter for Balmer-diskontinuiteten, det vil si for tyngdekraften, mens den ikke er veldig følsom for teppeeffektene .
Et diagram (C 1 , by) viser meget effektivt separasjonen mellom dverger og kjemper , i det minste i spektraltypene mellom A og G0, og bedre enn UBV-systemet. Ved å feste på en enkelt stjerne kan forskjellen bestemmes ved å bruke (ved):
der den første c 1 er den til den observerte stjernen, mens den andre er standarden i hovedsekvensen . Det er relatert til størrelsen , det vil si lysstyrken til stjernen ved et gjennomsnittlig forhold av denne typen:
Siden Δc 1 ≤ 0,2 mag i de fleste tilfeller er gyldig, får vi fra formelen at ΔM V ≤ 2 mag. I virkeligheten innenfor 100 Pc er det svært få superkjemper, og forholdet observeres nøyaktig for stjerner A og F i lysstyrkeklassene V, VI og III, og bare V og IV for stjerner av type G.
En annen verdi avledet fra dette systemet er en metallisitetsindeks, for eksempel:
som måler effekten av teppet rundt 4100 Å; enda bedre kan gjøres med riktig indeks i henhold til m 1 + 0,1 Δc 1 .
Filtrene som er lagt til for H β er ett bredt og ett smalt, valgt på en slik måte at forholdet mellom responsene måler dybden av H β -absorpsjonslinjen , helt uavhengig av interstellar absorpsjon.
For stjerner av spektraltype fra A2 til F5 gjelder forholdet:
hvor I s representerer lysintensiteten som sendes av det smaleste filteret, og I l intensiteten som passeres av det bredeste filteret. Det er også et annet viktig forhold:
som gjør det mulig å bestemme mengden av interstellar absorpsjon og lysstyrken M V til stjernen.