Из Википедии, бесплатной энциклопедии
  (Перенаправлено из цветовой схемы )
Перейти к навигации Перейти к поиску

В астрономии , цвет-цвет диаграммы являются средством сравнения видимых величин из звезд на различных длинах волн . Астрономы обычно наблюдают в узких полосах около определенных длин волн, и наблюдаемые объекты будут иметь разную яркость в каждой полосе. Разница в яркости между двумя полосами называется цветом . На диаграммах цвет-цвет цвет, определяемый двумя полосами длин волн, наносится на горизонтальную ось , а затем цвет, определяемый другой разницей яркости (хотя обычно для определения обоих цветов используется одна полоса), будет нанесен на вертикальную ось.

Фон [ править ]

Смотрите также: Черное тело и излучение Черного тела
Эффективная температура черного тела по сравнению с показателями цвета B − V и U − B звезд главной последовательности и звезд-сверхгигантов на так называемой цветовой диаграмме . [1] Звезды излучают меньше ультрафиолетового излучения, чем черное тело с тем же индексом B − V.

Хотя звезды не являются совершенными черными телами , в первую очередь спектры света, излучаемого звездами, близко соответствуют кривой излучения черного тела , также иногда называемой кривой теплового излучения . Общая форма кривой абсолютно черного тела однозначно определяется ее температурой , а длина волны максимальной интенсивности обратно пропорциональна температуре, это соотношение известно как закон смещения Вина . Таким образом, наблюдение звездного спектра позволяет определить его эффективную температуру . Получить полные спектры звезд с помощью спектрометрии гораздо сложнее, чем простофотометрия в нескольких полосах. Таким образом, сравнивая величину звезды по нескольким различным показателям цвета , эффективная температура звезды все еще может быть определена, поскольку разница в величине между каждым цветом будет уникальной для этой температуры. По существу, цветно-цветные диаграммы могут использоваться как средство представления звездного населения, подобно диаграмме Герцшпрунга – Рассела , и звезды разных спектральных классов будут населять разные части диаграммы. Эта особенность приводит к применению в различных диапазонах длин волн.

В звездном локусе звезды имеют тенденцию выстраиваться в более или менее прямую линию. Если бы звезды были идеальными черными телами, звездное место было бы действительно чистой прямой линией. Расхождения с прямой линией связаны с линиями поглощения и излучения в спектрах звезд. Эти расхождения могут быть более или менее очевидными в зависимости от используемых фильтров: узкие фильтры с центральной длиной волны, расположенные в областях без линий, будут давать отклик, близкий к отклику черного тела, и даже фильтры с центром на линиях, если они достаточно широкие, могут дать разумное поведение, подобное черному телу.

Следовательно, в большинстве случаев прямая особенность звездного локуса может быть описана формулой Баллестероса [2], выведенной для чистых черных тел:

где A , B , C и D - величины звезд, измеренные с помощью фильтров с центральными частотами ν a , ν b , ν c и ν d соответственно, а k - постоянная величина, зависящая от центральной длины волны и ширины фильтров, заданных от:

Обратите внимание, что наклон прямой зависит только от эффективной длины волны, а не от ширины фильтра.

Хотя эту формулу нельзя напрямую использовать для калибровки данных, если есть данные, хорошо откалиброванные для двух заданных фильтров, ее можно использовать для калибровки данных в других фильтрах. Его также можно использовать для измерения эффективной средней точки длины волны неизвестного фильтра, используя два хорошо известных фильтра. Это может быть полезно для восстановления информации о фильтрах, используемых в случае старых данных, когда журналы не сохраняются и информация о фильтрах потеряна.

Приложения [ править ]

Фотометрическая калибровка [ править ]

Схематическая иллюстрация метода регрессии звездного годографа фотометрической калибровки в астрономии.

Цветно-цветовую диаграмму звезд можно использовать для прямой калибровки или проверки цветов и величин в данных оптических и инфракрасных изображений. Такие методы используют фундаментальное распределение звездных цветов в нашей галактике по большей части неба и тот факт, что наблюдаемые звездные цвета (в отличие от видимой величины ) не зависят от расстояния до звезд. Регрессия звездного локуса (SLR) [3] была методом, разработанным для устранения необходимости в стандартных наблюдениях звезд при фотометрических калибровках, за исключением очень редких (один раз в год или реже) измерений параметров цвета. SLR использовался в ряде исследовательских инициатив. Обзор NEWFIRM, проведенный NOAO Deep Wide-Field Surveyregion использовал его для получения более точных цветов, чем это было бы возможно при других методах калибровки, а телескоп Южного полюса использовал SLR для измерения красных смещений скоплений галактик . [4] Метод синего наконечника [5] тесно связан с SLR, но использовался в основном для корректировки предсказаний галактического поглощения на основе данных IRAS . В других обзорах звездная диаграмма цвета-цвета использовалась в первую очередь в качестве диагностического инструмента калибровки, в том числе в Оксфордско-Дартмутском обзоре тридцати градусов [6] и цифровом обзоре неба Слоуна (SDSS). [7]

Выбросы цвета [ править ]

Анализ данных крупных наблюдательных съемок, таких как SDSS или 2-микронная съемка всего неба (2MASS), может быть сложной задачей из-за огромного количества полученных данных. Для подобных обзоров использовались цветно-цветные диаграммы, чтобы найти выбросы из звездного населения главной последовательности . Как только эти выбросы будут идентифицированы, их можно будет изучить более подробно. Этот метод использовался для идентификации ультрахолодных субкарликов . [8] [9] Неразрешенные двойные звезды , которые фотометрически выглядят как точки, были идентифицированы путем изучения цветовых выбросов в тех случаях, когда один член находится вне главной последовательности. [10]Этапы эволюции звезд вдоль асимптотической ветви гигантов от углеродной звезды до планетарной туманности появляются на отдельных участках цветно-цветных диаграмм. [11] Квазары также выглядят как цветные выбросы. [10]

Звездообразование [ править ]

На оптическом изображении (слева) показаны облака пыли, а на инфракрасном изображении (справа) - несколько молодых звезд. Авторы и права: CR O'Dell-Vanderbilt University, NASA, and ESA .

Цветно-цветные диаграммы часто используются в инфракрасной астрономии для изучения областей звездообразования . Звезды образуются в облаках от пыли . Поскольку звезда продолжает сжиматься, образуется околозвездный диск из пыли, и эта пыль нагревается звездой внутри. Затем сама пыль начинает излучать как черное тело, хотя и намного холоднее звезды. В результате для звезды наблюдается избыток инфракрасного излучения . Даже без околозвездной пыли области, в которых происходит звездообразование, обладают высокой инфракрасной светимостью по сравнению со звездами на главной последовательности. [12] Каждый из этих эффектов отличается от покраснения звездного света, которое происходит в результате рассеяния.от пыли в межзвездной среде .

Цветно-цветная диаграмма скопления Trapezium показывает, что многие члены скопления демонстрируют инфракрасный избыток, характерный для звезд с околозвездными дисками.

Цветно-цветные диаграммы позволяют выделить эти эффекты. Поскольку цвет-цветовые отношения звезд главной последовательности хорошо известны, теоретическая главная последовательность может быть построена для справки, как это сделано со сплошной черной линией в примере справа. Рассеяние межзвездной пыли также хорошо изучено, что позволяет рисовать полосы на цветно-цветной диаграмме, определяя область, в которой , как ожидается, будут наблюдаться звезды, покрасневшие от межзвездной пыли, обозначенные на цветно-цветной диаграмме пунктирными линиями. Типичные оси для инфракрасных цветно-цветных диаграмм имеют (H – K) на горизонтальной оси и (J – H) на вертикальной оси (см. Инфракрасную астрономию).информацию о цветовом обозначении ремешка). На диаграмме с этими осями звезды, которые падают справа от главной последовательности, и нарисованные полосы покраснения значительно ярче в полосе K, чем звезды главной последовательности, включая звезды главной последовательности, которые испытали покраснение из-за межзвездной пыли. Из полос J, H и K K - самая длинная длина волны, поэтому считается, что объекты, которые аномально яркие в полосе K, демонстрируют избыток инфракрасного излучения . Эти объекты, вероятно, имеют протозвездную природу, с избыточным излучением на длинных волнах, вызванным подавлением отражательной туманностью, в которой находятся протозвезды. [13]Цветно-цветные диаграммы затем можно использовать как средство изучения звездообразования, поскольку состояние звезды в ее формировании можно приблизительно определить, посмотрев на ее положение на диаграмме. [14]

См. Также [ править ]

  • Диаграмма Герцшпрунга – Рассела
  • Звездная эволюция
  • Туманность
  • Цветовой индекс
  • Инфракрасная астрономия

Ссылки [ править ]

  1. ↑ Рисунок по образцу Э. Бём-Витенсе (1989). «Рисунок 4.9». Введение в звездную астрофизику: основные звездные наблюдения и данные . Издательство Кембриджского университета . п. 26. ISBN 0-521-34869-2.
  2. Перейти ↑ Ballesteros, FJ (2012). «Новое понимание черных тел». EPL 97 (2012) 34008. arXiv : 1201.1809 .
  3. ^ FW High; и другие. (2009). «Регрессия звездного локуса: точная калибровка цвета и определение фотометрических красных смещений скоплений галактик в реальном времени». Астрономический журнал . 138 (1): 110–129. arXiv : 0903.5302 . Bibcode : 2009AJ .... 138..110H . DOI : 10.1088 / 0004-6256 / 138/1/110 .
  4. ^ FW High; и другие. (2010). "Оптическое красное смещение и оценки богатства скоплений галактик, выделенных эффектом Сюняева-Зельдовича по наблюдениям Южнополярного телескопа в 2008 г.". Астрофизический журнал . 723 (2): 1736–1747. arXiv : 1003,0005 . Bibcode : 2010ApJ ... 723.1736H . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 723/2/1736 .
  5. ^ Э. Шлафли; и другие. «Синий кончик звездного локуса: измерение покраснения с помощью SDSS». arXiv : 1009,4933 . Bibcode : 2010ApJ ... 725.1175S . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 725/1/1175 . Цитировать журнал требует |journal=( помощь )
  6. ^ Э. Макдональд; и другие. (2004). "Обзор на тридцать градусов Оксфорд-Дартмут - I. Наблюдения и калибровка многополосного обзора с широким полем зрения". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 352 (4): 1255–1272. arXiv : astro-ph / 0405208 . Bibcode : 2004MNRAS.352.1255M . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2004.08014.x .
  7. ^ З. Ивезич; и другие. (2007). "Стандартный звездный каталог Sloan Digital Sky Survey для полосы 82: Начало промышленной 1% -ной оптической фотометрии". Астрономический журнал . 134 (3): 973–998. arXiv : astro-ph / 0703157 . Bibcode : 2007AJ .... 134..973I . DOI : 10.1086 / 519976 .
  8. ^ Бургассер, AJ; Cruz, KL; Киркпатрик, JD (2007). «Оптическая спектроскопия ультрахолодных субкарликов с отобранными по цвету 2MASS». Астрофизический журнал . 657 (1): 494–510. arXiv : astro-ph / 0610096 . Bibcode : 2007ApJ ... 657..494B . DOI : 10.1086 / 510148 .
  9. ^ Gizis, JE; и другие. (2000). «Новые соседи из 2MASS: активность и кинематика в конце основной последовательности» . Астрономический журнал . 120 (2): 1085–1099. arXiv : astro-ph / 0004361 . Bibcode : 2000AJ .... 120.1085G . DOI : 10.1086 / 301456 .
  10. ^ a b Кови, КР; и другие. (2007). «Звездные SED от 0,3 до 2,5 микрон: отслеживание звездного локуса и поиск цветовых выбросов в SDSS и 2MASS» . Астрономический журнал . 134 (6): 2398–2417. arXiv : 0707.4473 . Bibcode : 2007AJ .... 134.2398C . DOI : 10.1086 / 522052 .
  11. ^ Ортис, Р .; и другие. (2005). «Эволюция от AGB к планетарной туманности в обзоре MSX». Астрономия и астрофизика . 431 (2): 565–574. arXiv : astro-ph / 0411769 . Бибкод : 2005A & A ... 431..565O . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20040401 .
  12. ↑ C. Struck-Marcell; Б.М. Тинсли (1978). «Скорости звездообразования и инфракрасное излучение». Астрофизический журнал . 221 : 562–566. Bibcode : 1978ApJ ... 221..562S . DOI : 10.1086 / 156057 .
  13. ^ Лада, CJ; и другие. (2000). "Инфракрасные наблюдения в L-диапазоне скопления трапеций: перепись околозвездных дисков и кандидатов в протозвезды". Астрономический журнал . 120 (6): 3162–3176. arXiv : astro-ph / 0008280 . Bibcode : 2000AJ .... 120.3162L . DOI : 10.1086 / 316848 .
  14. ^ Чарльз Лада; Фред Адамс (1992). «Интерпретация инфракрасных цветно-цветных диаграмм - околозвездные диски вокруг молодых звездных объектов малой и средней массы». Астрофизический журнал . 393 : 278–288. Bibcode : 1992ApJ ... 393..278L . DOI : 10.1086 / 171505 .

Внешние ссылки [ править ]

  • Регрессия звездного локуса
  • Диаграммы цвет-цвет и цвет-величина (примеры диаграмм цвет-цвет)
  • Фотометрическая переменность звезд в ближнем инфракрасном диапазоне к молекулярному облаку Хамелеон I.