Цветовой индекс - Color index

Образцы калибровочных цветов
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

использованная литература

дальнейшее чтение