Barevný index - Color index
| Třída | B-V | U-B | V-R | R - já | Teff (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 | 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 |
v astronomie, barevný index je jednoduchý numerické výraz který určuje barva objektu, který v případě a hvězda dává jeho teplota. Čím menší je barevný index, tím více modrý (nebo teplejší) objekt je. Naopak, čím větší je barevný index, tím více Červené (nebo chladnější) objekt. To je důsledek stupnice logaritmické velikosti, ve kterých jasnější objekty mají menší (negativnější) velikosti než stmívače. Pro srovnání nažloutlý slunce má index B − V ve výši 0.656 ± 0.005,[2] zatímco namodralý Rigel má B-V -0,03 (jeho velikost B je 0,09 a jeho velikost V je 0,12, B-V = -0,03).[3] Tradičně se používá barevný index Vega jako nulový bod.
Při měření indexu se pozoruje velikost objektu postupně prostřednictvím dvou různých filtry, jako U a B nebo B a V, kde U je citlivý na ultrafialový paprsky, B je citlivý na modré světlo a V je citlivý na viditelné (zeleno-žluté) světlo (viz také: UBV systém ). Sada přístupových pásem nebo filtrů se nazývá a fotometrický systém. Rozdíl velikostí nalezený u těchto filtrů se nazývá barevný index U-B nebo B-V.
V zásadě lze teplotu hvězdy vypočítat přímo z indexu B-V a existuje několik vzorců, které toto spojení umožňují.[4] Dobré přiblížení lze dosáhnout zvážením hvězd za černá těla pomocí Ballesterosova vzorce[5] (implementováno také v balíčku PyAstronomy pro Python):[6]
Barevné indexy vzdálených objektů jsou obvykle ovlivněny mezihvězdný zánik, to znamená, že jsou červenější než ti bližších hvězd. Množství zarudnutí je charakterizováno přebytek barvy, definovaný jako rozdíl mezi pozorovaný index barev a normální barevný index (nebo vnitřní barevný index), hypotetický skutečný barevný index hvězdy, nezasažený. Například ve fotometrickém systému UBV to můžeme napsat pro B-V barvu:
The hesla nejoptimálnější astronomové použití jsou UBVRI filtry, kde filtry U, B a V jsou, jak je uvedeno výše, filtr R prochází červeným světlem a filtr I prochází infračervený světlo. Tento systém filtrů se někdy nazývá Filtrační systém Johnson – Cousins, pojmenované podle původců systému (viz odkazy). Tyto filtry byly specifikovány jako konkrétní kombinace skleněných filtrů a fotonásobiče. M. S. Bessell specifikoval sadu přenosů filtru pro detektor ploché odezvy, čímž kvantifikoval výpočet barevných indexů.[7] Pro přesnost jsou vybrány vhodné páry filtrů v závislosti na barevné teplotě objektu: B − V jsou pro objekty středního rozsahu, U − V pro teplejší objekty a R − I pro chladné.
Viz také
- Barevné indexy asteroidů
- Barevný barevný diagram
- Barevné indexy vzdálených objektů
- UBV fotometrický systém
- Nulový bod
Reference
- ^ Zombeck, Martin V. (1990). Msgstr "Kalibrace spektrálních typů MK". Příručka kosmické astronomie a astrofyziky (2. vyd.). Cambridge University Press. p.105. ISBN 0-521-34787-4.
- ^ David F. Gray (1992), Odvozený barevný index Slunce, Publikace astronomické společnosti Pacifiku, sv. 104, č. 681, s. 1035–1038 (listopad 1992).
- ^ „* vsadím se Ori“. SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg.
- ^ Sekiguchi M. a Fukugita (2000). „STUDIE VZORKU BAREVNĚ TEPLOTY“. AJ (Astrophysical Journal) 120 (2000) 1072. http://iopscience.iop.org/1538-3881/120/2/1072.
- ^ Ballesteros, F. J. (2012). "Nové pohledy na černá těla". EPL 97 (2012) 34008. arXiv:1201.1809.
- ^ BallesterosBV_T API http://www.hs.uni-hamburg.de/DE/Ins/Per/Czesla/PyA/PyA/index.html.
- ^ Michael S. Bessell (1990), Pásma UBVRI, Publikace astronomické společnosti Pacifiku, sv. 102, říjen 1990, s. 1181–1199.
Další čtení
- Johnson, H. L. a Morgan, ApJ 117, 313 (1953)
- Cousins, A. W. J., MNRAS 166, 711 (1974)
- Cousins, A. W. J., MNASSA 33, 149 (1974)
- Bessell, M. S., PASP 102, 1181 (1990)