Цветовой индекс - Color index
Класс | B − V | U − B | V − R | R − I | T эфф ( К ) |
---|---|---|---|---|---|
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 | 9 790 |
F0V | 0,30 | 0,03 | 0,30 | 0,17 | 7 300 |
G0V | 0,58 | 0,06 | 0,50 | 0,31 | 5 940 |
K0V | 0,81 | 0,45 | 0,64 | 0,42 | 5 150 |
M0V | 1,40 | 1,22 | 1,28 | 0,91 | 3 840 |
В астрономии , то индекс цвета является простым числовым выражением , которое определяет цвет объекта, который в случае звезды дает свою температуру . Чем меньше индекс цвета, тем более синий (или более горячий) объект будет. И наоборот, чем больше индекс цвета, тем более красный (или холодный) объект. Это следствие логарифмической шкалы звездных величин , в которой более яркие объекты имеют меньшие (более отрицательные) величины, чем более тусклые. Для сравнения, желтоватое Солнце имеет B-V индекс 0,656 ± 0,005 , тогда как голубоватое Ригель имеет B-V -0,03 (его величина B равна 0,09, а величина V равна 0,12, B-V = -0,03). Традиционно цветовой индекс использует Vega в качестве нулевой точки .
Чтобы измерить индекс, нужно последовательно наблюдать величину объекта через два разных фильтра , таких как U и B или B и V, где U чувствителен к ультрафиолетовым лучам, B чувствителен к синему свету, а V чувствителен к видимому свету. (желто-зеленый) свет (см. также: система UBV ). Набор полос пропускания или фильтров называется фотометрической системой . Разница в величинах, обнаруженная с помощью этих фильтров, называется индексом цвета U-B или B-V соответственно.
В принципе, температуру звезды можно рассчитать непосредственно по индексу B − V, и есть несколько формул, позволяющих установить эту связь. Хорошее приближение можно получить, рассматривая звезды как черные тела , используя формулу Баллестероса (также реализованную в пакете PyAstronomy для Python):
На показатели цвета далеких объектов обычно влияет межзвездное поглощение , то есть они краснее, чем у более близких звезд. Степень покраснения характеризуется избытком цвета , определяемым как разница между наблюдаемым показателем цвета и нормальным показателем цвета (или показателем внутреннего цвета ), гипотетическим показателем истинного цвета звезды, на которую не влияет угасание. Например, в фотометрической системе UBV мы можем записать это для цвета B − V:
В полосах пропускания большинства оптические астрономы используют являются UBVRI фильтров, где U, B, V и фильтры , как указаны выше, R фильтр пропускает красный свет, и я фильтр пропускает инфракрасный свет. Эту систему фильтров иногда называют системой фильтров Джонсона – Казинса по имени создателей системы (см. Ссылки). Эти фильтры были определены как особые комбинации стеклянных фильтров и фотоумножителей . MS Bessell определил набор фильтров пропускания для детектора с плоским откликом, таким образом количественно оценив расчет показателей цвета. Для точности выбираются подходящие пары фильтров в зависимости от цветовой температуры объекта: B − V - для объектов среднего уровня, U − V - для более горячих объектов, а R − I - для холодных.
Смотрите также
- Показатели цвета астероидов
- Цвет – цветовая диаграмма
- Показатели цвета удаленных объектов
- Фотометрическая система УБВ
- Нулевая точка
использованная литература
дальнейшее чтение
- Запрос для Johnson, HL and Morgan , ApJ 117, 313 (1953)
- Query for Cousins, AWJ , MNRAS 166, 711 (1974).
- Query for Cousins, AWJ, MNASSA 33, 149 (1974).
- Запрос для Bessell, MS , PASP 102, 1181 (1990)