| Учебный 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 индекс B − V 0,656 ± 0,005 , [2]тогда как у голубоватого Ригеля B-V составляет -0,03 (его величина B равна 0,09, а величина V равна 0,12, B-V = -0,03). [3] 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. [4] Хорошее приближение можно получить, рассматривая звезды как черные тела , используя формулу Баллестероса [5] (также реализованную в пакете PyAstronomy для Python): [6]
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 передач фильтра для детектора с плоским откликом, таким образом количественно оценив расчет показателей цвета. [7] 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.
См. Также [ править ]
- Показатели цвета астероидов
- Цвет – цветовая диаграмма
- Показатели цвета удаленных объектов
- Фотометрическая система УБВ
- Нулевая точка
Ссылки [ править ]
- ^ Zombeck, Мартин В. (1990). «Калибровка спектральных классов МК». Справочник по космической астрономии и астрофизике (2-е изд.). Издательство Кембриджского университета . п. 105 . ISBN 0-521-34787-4.
- ↑ Дэвид Ф. Грей (1992), Предполагаемый цветовой индекс Солнца , Публикации Тихоокеанского астрономического общества, т. 104, нет. 681, pp. 1035–1038 (ноябрь 1992 г.).
- ^ "* ставка Ори" . SIMBAD . Центр астрономических исследований Страсбурга .
- ^ Секигучи М. и Fukugita (2000). «ИССЛЕДОВАНИЕ ВЗАИМОСВЯЗИ ЦВЕТА И ТЕМПЕРАТУРЫ BV». AJ (Astrophysical Journal) 120 (2000) 1072. http://iopscience.iop.org/1538-3881/120/2/1072 .
- Перейти ↑ Ballesteros, FJ (2012). «Новое понимание черных тел». EPL 97 (2012) 34008. arXiv : 1201.1809 .
- ^ API BallesterosBV_T http://www.hs.uni-hamburg.de/DE/Ins/Per/Czesla/PyA/PyA/index.html .
- ^ Майкл С. Бесселл (1990), Полосы пропускания UBVRI , Публикации Тихоокеанского астрономического общества, т. 102, октябрь 1990 г., стр. 1181–1199.
Дальнейшее чтение [ править ]
- 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)
