Цвет – цветовая диаграмма
Диаграмма цвет-цвет — это средство сравнения цветов астрономического объекта на разных длинах волн . Астрономы обычно проводят наблюдения в узких диапазонах вокруг определенных длин волн, и наблюдаемые объекты будут иметь разную яркость в каждом диапазоне. Разница в яркости между двумя полосами называется индексом цвета объекта или просто цветом . На диаграммах цвет-цвет цвет, определяемый двумя полосами длин волн, откладывается на горизонтальной оси , а цвет, определяемый другой разностью яркостей, откладывается на вертикальной оси.
Фон
[ редактировать ]
Хотя звезды не являются идеальными черными телами , в первом порядке спектры света, излучаемого звездами, близко соответствуют кривой излучения черного тела , также называемой иногда кривой теплового излучения . Общая форма кривой черного тела однозначно определяется его температурой , а длина волны пиковой интенсивности обратно пропорциональна температуре. Это соотношение известно как закон смещения Вина . Таким образом, наблюдение спектра звезды позволяет определить ее эффективную температуру . Получение полных спектров звезд с помощью спектрометрии гораздо сложнее, чем простая фотометрия в нескольких диапазонах. Таким образом, сравнивая величину звезды с несколькими различными индексами цвета , эффективную температуру звезды все же можно определить, поскольку различия в величине между каждым цветом будут уникальными для этой температуры. Таким образом, цветные диаграммы могут использоваться как средство представления звездного населения, во многом подобно диаграмме Герцшпрунга-Рассела , и звезд различных спектральные классы будут обитать в разных частях диаграммы. Эта особенность позволяет применять его в различных диапазонах длин волн.
В звездном локусе звезды имеют тенденцию располагаться более или менее прямолинейно. Если бы звезды были идеальными черными телами, их траектория действительно была бы чистой прямой линией. Расхождения с прямой обусловлены 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, центрированные по линиям, если они достаточно широкие, могут дать разумное поведение, подобное черному телу.
Поэтому в большинстве случаев прямолинейность звездного локуса можно описать формулой Баллестероса [ 2 ] выведено для чистых черных тел: где A , B , C и D — звездные величины звезд, измеренные через фильтры с центральными частотами ν a , ν b , ν c и ν d соответственно, а k — константа, зависящая от центральной длины волны и ширины фильтров, заданная к:
![{\displaystyle k=-2.5\log _{10}\left[\left({\frac {\nu _{\text{c}}}{\nu _{\text{d}}}}\right) ^{2}\left({\frac {\Delta _{\text{c}}}{\Delta _{\text{d}}}}\right)\left({\frac {\nu _{\text{b}}}{\nu _{\text{a}}}}\right)^{2{\frac {\nu _{\text{c}}-\nu _{\text{ d}}}{\nu _{\text{a}}-\nu _{\text{b}}}}}\left({\frac {\Delta _{\text{b}}}{\Delta _{\text{a}}}}\right)^{\frac {\nu _{\text{c}}-\nu _{\text{d}}}{\nu _{\text{a} }-\nu _{\text{b}}}}\right]}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/0d5b5029f01b41dd02ef1dc4bc97acdfebc244b8)
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 у вас есть данные, хорошо откалиброванные для двух заданных фильтров, ее можно использовать для калибровки данных в других фильтрах. Его также можно использовать для измерения средней точки эффективной длины волны неизвестного фильтра, используя два хорошо известных фильтра. Это может быть полезно для восстановления информации об используемых фильтрах в случае старых данных, когда журналы не сохраняются и информация о фильтрах утеряна.
Приложения
[ редактировать ]Фотометрическая калибровка
[ редактировать ]
Цветовая диаграмма звезд может использоваться для непосредственной калибровки или проверки цветов и величин в данных оптических и инфракрасных изображений. Такие методы используют фундаментальное распределение звездных цветов в нашей галактике на подавляющем большинстве неба, а также тот факт, что наблюдаемые цвета звезд (в отличие от видимых звездных величин ) не зависят от расстояния до звезд. Регрессия звездного локуса (SLR) [ 3 ] был методом, разработанным для устранения необходимости в стандартных наблюдениях звезд при фотометрических калибровках, за исключением очень редких (раз в год или реже) измерений цветовых показателей. SLR использовалась в ряде исследовательских инициатив. Исследование NEWFIRM региона Deep Wide-Field Survey NOAO использовало его для получения более точных цветов, чем было бы возможно в противном случае с помощью традиционных методов 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 вымирания галактик предсказаний на основе данных IRAS . В других исследованиях звездная диаграмма цвета-цвета использовалась главным образом в качестве калибровочного диагностического инструмента, в том числе Оксфордско-Дартмутское исследование тридцати градусов. [ 6 ] и Слоановский цифровой обзор неба (SDSS). [ 7 ]
Цветовые выбросы
[ редактировать ]Анализ данных крупных наблюдательных исследований, таких как SDSS или 2-микронный обзор всего неба (2MASS), может быть затруднительным из-за огромного количества получаемых данных. В таких исследованиях использовались цветные диаграммы, чтобы найти выбросы из главной последовательности звездного населения . Как только эти выбросы будут выявлены, их можно будет изучить более подробно. Этот метод использовался для идентификации ультрахолодных субкарликов . [ 8 ] [ 9 ] Неразрешенные двойные звезды , которые фотометрически кажутся точками, были идентифицированы путем изучения выбросов цвета в тех случаях, когда один из членов находится за пределами главной последовательности. [ 10 ] Стадии эволюции звезд вдоль асимптотической ветви гигантов от углеродной звезды до планетарной туманности проявляются на отдельных участках цвето-цветовых диаграмм (углеродные звезды имеют тенденцию быть более красными, чем ожидалось по их температуре, из-за образования в их атмосферах соединений углерода, которые поглощать синий свет). [ 11 ] Квазары также выглядят как выбросы цвета. [ 10 ]
Звездообразование
[ редактировать ]
Цвето-цветовые диаграммы часто используются в инфракрасной астрономии для изучения звездообразования областей . Звезды формируются облаках пыли . в Поскольку звезда продолжает сжиматься, образуется околозвездный пылевой диск, и эта пыль нагревается звездой внутри. Сама пыль затем начинает излучать как черное тело, хотя оно намного холоднее звезды. В результате избыток инфракрасного излучения у звезды наблюдается . Даже без околозвездной пыли области звездообразования демонстрируют более высокую инфракрасную светимость по сравнению со звездами главной последовательности. [ 12 ] Каждый из этих эффектов отличается от покраснения звездного света, возникающего в результате рассеяния пыли в межзвездной среде .
Цветовые диаграммы позволяют изолировать эти эффекты. Поскольку взаимоотношения цвета и цвета звезд главной последовательности хорошо известны, для справки можно построить теоретическую главную последовательность, как это сделано сплошной черной линией в примере справа. Рассеяние межзвездной пыли также хорошо изучено, что позволяет нарисовать полосы на цветной диаграмме, определяющие область, в которой, как ожидается, будут наблюдаться звезды, покрасневшие от межзвездной пыли, обозначенные на цветной диаграмме пунктирными линиями. Типичные оси инфракрасных цветных диаграмм имеют (H – K) на горизонтальной оси и (J – H) на вертикальной оси ( в инфракрасной астрономии информацию об обозначениях цветов полос см. ). На диаграмме с этими осями звезды, падающие справа от главной последовательности и нарисованные полосы покраснения, значительно ярче в полосе K, чем звезды главной последовательности, включая звезды главной последовательности, испытавшие покраснение из-за межзвездной пыли. Из диапазонов J, H и K K имеет самую длинную длину волны, поэтому говорят, что объекты, которые аномально яркие в диапазоне K, демонстрируют инфракрасный избыток . Эти объекты, вероятно, имеют протозвездную природу, а избыточное излучение на длинных волнах вызвано подавлением отражательной туманностью , в которой заключены протозвезды. [ 13 ] Тогда цвето-цветовые диаграммы можно использовать как средство изучения звездообразования, поскольку состояние звезды в процессе ее формирования можно примерно определить, глядя на ее положение на диаграмме. [ 14 ]
См. также
[ редактировать ]Ссылки
[ редактировать ]- ^ Фигура смоделирована по образцу Бём-Витенсе, Эрика (1989). «Рисунок 4.9» . Введение в звездную астрофизику: основные звездные наблюдения и данные . Издательство Кембриджского университета . п. 26. ISBN 0-521-34869-2 .
- ^ Бальестерос, Фернандо Дж. (2012). «Новый взгляд на черные тела». Письма по еврофизике . 97 (3): 34008. arXiv : 1201.1809 . Бибкод : 2012EL.....9734008B . дои : 10.1209/0295-5075/97/34008 . S2CID 119191691 .
- ^ Высокий, Ф. Уильям; и др. (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 . Бибкод : 2009AJ....138..110H . дои : 10.1088/0004-6256/138/1/110 . S2CID 16468717 .
- ^ Высокий, Ф. Уильям; и др. (2010). «Оценки оптического красного смещения и богатства скоплений галактик, выбранных с помощью эффекта Сюняева-Зельдовича по наблюдениям телескопа на Южном полюсе в 2008 году». Астрофизический журнал . 723 (2): 1736–1747. arXiv : 1003.0005 . Бибкод : 2010ApJ...723.1736H . дои : 10.1088/0004-637X/723/2/1736 . S2CID 119189086 .
- ^ Шлафли, Эдаврд Ф.; и др. (2010). «Голубой кончик звездного локуса: измерение покраснения с помощью SDSS». Астрофизический журнал . 725 (1): 1175. arXiv : 1009.4933 . Бибкод : 2010ApJ...725.1175S . дои : 10.1088/0004-637X/725/1/1175 . S2CID 29269150 .
- ^ Макдональд, Эмили С.; и др. (2004). «Тридцатиградусное исследование Оксфорд-Дартмут - I. Наблюдения и калибровка широкополосного многоканального исследования» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 352 (4): 1255–1272. arXiv : astro-ph/0405208 . Бибкод : 2004МНРАС.352.1255М . дои : 10.1111/j.1365-2966.2004.08014.x . S2CID 16095072 .
- ^ Ивезич, Желько; и др. (2007). «Стандартный звездный каталог Sloan Digital Sky Survey для Stripe 82: рассвет промышленной 1% оптической фотометрии». Астрономический журнал . 134 (3): 973–998. arXiv : astro-ph/0703157 . Бибкод : 2007AJ....134..973I . дои : 10.1086/519976 . S2CID 26430584 .
- ^ Бургассер, Адам Дж.; Круз, Келле Л.; Киркпатрик, Дж. Дэви (2007). «Оптическая спектроскопия ультрахолодных субкарликов с выбранным цветом 2MASS». Астрофизический журнал . 657 (1): 494–510. arXiv : astro-ph/0610096 . Бибкод : 2007ApJ...657..494B . дои : 10.1086/510148 . S2CID 17307898 .
- ^ Гизис, Джон Э.; и др. (2000). «Новые соседи из 2MASS: активность и кинематика внизу главной последовательности». Астрономический журнал . 120 (2): 1085–1099. arXiv : astro-ph/0004361 . Бибкод : 2000AJ....120.1085G . дои : 10.1086/301456 . S2CID 18819321 .
- ^ Jump up to: а б Кови, Кевин Р.; и др. (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 . Бибкод : 2007AJ....134.2398C . дои : 10.1086/522052 . S2CID 17297521 .
- ^ Ортис, Роберто; и др. (2005). «Эволюция от AGB до планетарной туманности в обзоре MSX». Астрономия и астрофизика . 431 (2): 565–574. arXiv : astro-ph/0411769 . Бибкод : 2005A&A...431..565O . дои : 10.1051/0004-6361:20040401 . S2CID 15147139 .
- ^ Штрук-Марселл, Кертис; Тинсли, Беатрис М. (1978). «Скорости звездообразования и инфракрасное излучение». Астрофизический журнал . 221 : 562–566. Бибкод : 1978ApJ...221..562S . дои : 10.1086/156057 .
- ^ Лада, Чарльз Дж.; и др. (2000). «Инфракрасные наблюдения скопления Трапеции в L-диапазоне: перепись околозвездных дисков и кандидатов в протозвезды». Астрономический журнал . 120 (6): 3162–3176. arXiv : astro-ph/0008280 . Бибкод : 2000AJ....120.3162L . дои : 10.1086/316848 . S2CID 16456003 .
- ^ Лада, Чарльз Дж.; Адамс, Фред К. (1992). «Интерпретация инфракрасных цвето-цветовых диаграмм – Околозвездные диски вокруг молодых звездных объектов малой и средней массы» . Астрофизический журнал . 393 : 278–288. Бибкод : 1992ApJ...393..278L . дои : 10.1086/171505 .
