Indeks koloru - Color index
Klasa | B−V | U−B | V−R | R−I | T eff ( K ) |
---|---|---|---|---|---|
O5V | -0,33 | -1,19 | -0,15 | -0,32 | 42 000 |
B0V | -0,30 | -1,08 | -0,13 | -0,29 | 30 000 |
A0V | −0,02 | −0,02 | 0,02 | −0,02 | 9790 |
F0V | 0,30 | 0,03 | 0,30 | 0,17 | 7300 |
G0V | 0,58 | 0,06 | 0,50 | 0,31 | 5940 |
K0V | 0,81 | 0,45 | 0,64 | 0,42 | 5150 |
M0V | 1,40 | 1,22 | 1,28 | 0,91 | 3840 |
W astronomii The Colour Index jest prosty liczbowa ekspresji , który określa barwę obiektu, co w przypadku gwiazdy nadaje jej temperatury . Im mniejszy wskaźnik koloru, tym bardziej niebieski (lub gorętszy) obiekt. I odwrotnie, im większy wskaźnik koloru, tym bardziej czerwony (lub chłodniejszy) obiekt. Jest to konsekwencja logarytmicznej skali jasności , w której jaśniejsze obiekty mają mniejsze (bardziej ujemne) jasności niż ciemniejsze. Dla porównania, żółtawe Słońce ma wskaźnik B-V 0,656 ± 0,005 , podczas gdy niebieskawy Rigel ma B-V -0,03 (jego jasność B wynosi 0,09, a jego jasność V wynosi 0,12, B-V = -0,03). Tradycyjnie indeks koloru używa Vegi jako punktu zerowego .
Aby zmierzyć wskaźnik, obserwuje się wielkość obiektu kolejno przez dwa różne filtry , takie jak U i B lub B i V, gdzie U jest wrażliwy na promienie ultrafioletowe , B jest wrażliwy na światło niebieskie, a V jest wrażliwy na światło widzialne. (zielono-żółte) światło (patrz też: system UBV ). Zestaw pasm przepustowych lub filtrów nazywany jest systemem fotometrycznym . Różnica w wielkościach znaleziona za pomocą tych filtrów nazywana jest odpowiednio wskaźnikiem koloru U-B lub B-V.
W zasadzie temperaturę gwiazdy można obliczyć bezpośrednio ze wskaźnika B−V, a na to połączenie istnieje kilka wzorów. Dobre przybliżenie można uzyskać, traktując gwiazdy jako ciała czarne , korzystając ze wzoru Ballesterosa (również zaimplementowanego w pakiecie PyAstronomy dla Pythona):
Wskaźniki barwne odległych obiektów są zwykle pod wpływem ekstynkcji międzygwiazdowej , to znaczy są bardziej czerwone niż wskaźniki bliższych gwiazd. Stopień zaczerwienienia charakteryzuje się nadmiarem koloru , definiowanym jako różnica między obserwowanym indeksem koloru a normalnym indeksem koloru (lub wewnętrznym indeksem koloru ), hipotetycznym rzeczywistym indeksem koloru gwiazdy, na który nie ma wpływu wygaszanie. Na przykład w systemie fotometrycznym UBV możemy zapisać to dla koloru B−V:
Te pasma przepustowe większość optyczne astronomowie stosowania są UBVRI filtry, w których U, B i filtry V są takie jak wymienione powyżej, filtr R przechodzi światło czerwone i filtr że przechodzi podczerwonego światła. Ten system filtrów jest czasami nazywany systemem filtrów Johnson-Cousins , nazwanym na cześć twórców systemu (patrz referencje). Filtry te określono jako szczególne kombinacje filtrów szklanych i fotopowielaczy . MS Bessell określił zestaw transmisji filtrów dla detektora o płaskiej odpowiedzi, co pozwoliło określić ilościowo obliczenia wskaźników barwnych. Dla precyzji, odpowiednie pary filtrów są wybierane w zależności od temperatury barwowej obiektu: B-V są dla obiektów o średnim zakresie, U-V dla obiektów gorętszych, a R-I dla obiektów chłodnych.
Zobacz też
- Wskaźniki kolorów asteroid
- Wykres kolor-kolor
- Wskaźniki kolorów obiektów odległych
- System fotometryczny UBV
- Punkt zerowy
Bibliografia
Dalsza lektura
- Zapytanie o Johnsona, HL i Morgana , ApJ 117, 313 (1953)
- Zapytanie o kuzynów, AWJ , MNRAS 166, 711 (1974)
- Zapytanie o kuzynów, AWJ, MNASSA 33, 149 (1974)
- Zapytanie do Bessella, MS , PASP 102, 1181 (1990)