Индекс цвета
| Сорт | B−V | У-Б | V−R | Р-И | Тэфф ( К ) |
|---|---|---|---|---|---|
| О5В | −0.33 | −1.19 | −0.15 | −0.32 | 42,000 |
| Б0В | −0.30 | −1.08 | −0.13 | −0.29 | 30,000 |
| А0В | −0.02 | −0.02 | 0.02 | −0.02 | 9,790 |
| Ф0В | 0.30 | 0.03 | 0.30 | 0.17 | 7,300 |
| Г0В | 0.58 | 0.06 | 0.50 | 0.31 | 5,940 |
| К0В | 0.81 | 0.45 | 0.64 | 0.42 | 5,150 |
| М0В | 1.40 | 1.22 | 1.28 | 0.91 | 3,840 |
В астрономии индекс цвета — это простое числовое выражение , определяющее цвет объекта, что в случае со звездой дает его температуру . Чем ниже индекс цвета, тем более синий (или более горячий) объект. И наоборот, чем больше индекс цвета, тем более красный (или холоднее) объект. Это следствие логарифмической шкалы звездных величин , в которой более яркие объекты имеют меньшие (более отрицательные) звездные величины, чем более тусклые. Для сравнения, белесое Солнце имеет индекс B−V 0,656 ± 0,005 . [2] тогда как голубоватый Ригель имеет B-V -0,03 (его величина B равна 0,09, а величина V равна 0,12, B-V = -0,03). [3] Традиционно в индексе цвета используется Вега в качестве нулевой точки . Голубой сверхгигант Тета Муска имеет один из самых низких индексов B-V - -0,41. [4] в то время как красный гигант и углеродная звезда R Зайца имеют одну из самых больших величин - +5,74. [5]
Чтобы измерить индекс, нужно последовательно наблюдать за величиной объекта через два разных фильтра , например U и B или B и V, где U чувствителен к ультрафиолетовым лучам, B чувствителен к синему свету, а V чувствителен к видимому свету. (зелено-желтый) свет (см. также: Система UBV ). Набор полос пропускания или фильтров называется фотометрической системой . Разница в величинах, обнаруженная с помощью этих фильтров, называется индексом цвета UB или B-V соответственно.
В принципе, температуру звезды можно рассчитать непосредственно по индексу B−V, и существует несколько формул, позволяющих установить эту связь. [6] Хорошее приближение можно получить, рассматривая звезды как черные тела , используя формулу Баллестероса. [7] (также реализовано в пакете PyAstronomy для Python): [8]
На показатели цвета далеких объектов обычно влияет межзвездное поглощение , то есть они краснее , чем у более близких звезд. Величина покраснения характеризуется избытком цвета , определяемым как разница между наблюдаемым показателем цвета и нормальным показателем цвета (или собственным показателем цвета ), гипотетическим истинным показателем цвета звезды, на который не влияет потухание.Например, в фотометрической системе UBV мы можем записать это для цвета B−V:
Полосы пропускания, которые использует большинство астрономов- оптиков, — это фильтры UBVRI , где фильтры U, B и V такие, как упоминалось выше, фильтр R пропускает красный свет, а фильтр I пропускает инфракрасный свет. Эту систему фильтров иногда называют системой фильтров Джонсона – Крона – Казинса, по имени создателей системы (см. Ссылки). [9] Эти фильтры представляли собой особые комбинации стеклянных фильтров и фотоумножителей . М. С. Бессел определил набор фильтров передачи для детектора с плоской характеристикой, тем самым определив количественную оценку показателей цвета. [10] Для точности подбираются соответствующие пары фильтров в зависимости от цветовой температуры объекта: B-V — для объектов среднего диапазона, U-V — для более горячих объектов и R-I — для холодных.
Индексы цвета можно определить и для других небесных тел, например планет и лун:
| Небесное тело | Индекс цвета BV | Цветовой индекс УБ |
|---|---|---|
| Меркурий | 0.97 | 0.40 |
| Венера | 0.81 | 0.50 |
| Земля | 0.20 | 0.0 |
| Луна | 0.92 | 0.46 |
| Марс | 1.43 | 0.63 |
| Юпитер | 0.87 | 0.48 |
| Сатурн | 1.09 | 0.58 |
| Уран | 0.56 | 0.28 |
| Нептун | 0.41 | 0.21 |
Количественные показатели цветового показателя
[ редактировать ]| Цвет (ссылка на Vega) | Индекс цвета (BV) | Спектральный класс ( главная последовательность ) | Спектральный класс ( звезды-гиганты ) | Спектральный класс ( звезды-сверхгиганты ) | Примеры |
|---|---|---|---|---|---|
| Красный | ≥1.40 | М | К4-М9 | К3-М9 | Бетельгейзе , Антарес |
| Апельсин | 0.80-1.40 | К | Г4-К3 | Г1-К2 | Арктур , Поллукс |
| Желтый | 0.60-0.80 | Г | G0-G3 | F8-G0 | Сан , Ригил Кент |
| Зеленый | 0.30-0.60 | Ф | Ф | Ф4-7 | Процион |
| Белый | 0.00-0.30 | А | А | А0-Ф3 | Сириус , Вега |
| Синий | -0.33-0.00 | OB | OB | OB | Спика , Ригель |
Общие цветовые обозначения (например, красный сверхгигант) субъективны и взяты с использованием звезды Вега в качестве эталона. Однако эти ярлыки, имеющие поддающуюся количественной оценке основу, не отражают то, как человеческий глаз будет воспринимать цвета этих звезд. Например, Вега имеет голубовато-белый цвет, тогда как Солнце из космоса выглядело бы нейтральным белым, несколько более теплым, чем источник света D65 (который можно считать слегка холодным белым). «Зеленые» звезды воспринимаются человеческим глазом как белые.
См. также
[ редактировать ]- Индексы цвета астероидов
- Цвет – цветовая диаграмма
- Индексы цвета удаленных объектов
- Фотометрическая система UBV
- Нулевая точка
Примечания
[ редактировать ]Ссылки
[ редактировать ]- ^ Зомбек, 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 индекс цвета Солнца , Публикации Тихоокеанского астрономического общества, том. 104, нет. 681, стр. 1035–1038 (ноябрь 1992 г.).
- ^ «*бет Ори» . СИМБАД . Страсбургский центр астрономических данных .
- ^ Мурдин, П., изд. (01.01.2001). Энциклопедия астрономии и астрофизики . Бока-Ратон: CRC Press. дои : 10.1888/0333750888/2862 . ISBN 978-1-003-22043-5 .
- ^ «ВизиР» . webviz.u-strasbg.fr . Проверено 2 апреля 2024 г.
- ^ Секигути М. и Фукугита (2000). «ИЗУЧЕНИЕ СВЯЗИ ЦВЕТА И ТЕМПЕРАТУРЫ БВ». AJ (Астрофизический журнал) 120 (2000) 1072. http://iopscience.iop.org/1538-3881/120/2/1072 .
- ^ Баллестерос, Ф.Дж. (2012). «Новый взгляд на черные тела». EPL 97 (2012) 34008. arXiv : 1201.1809 .
- ^ API BallesterosBV_T http://www.hs.uni-hamburg.de/DE/Ins/Per/Czesla/PyA/PyA/index.html .
- ^ Ландольт, Арло У. (1 июля 1992 г.). «Фотометрические стандартные звезды UBVRI в диапазоне звездных величин 11,5 <V <16,0 вокруг небесного экватора» . Астрономический журнал . 104 :340. дои : 10.1086/116242 . ISSN 0004-6256 .
- ^ Майкл С. Бесселл (1990), Полосы пропускания UBVRI , Публикации Тихоокеанского астрономического общества, том. 102, октябрь 1990 г., с. 1181–1199.
- ^ Пейс, Г. (15 февраля 1971 г.), UBV: Подпрограмма для расчета фотометрических величин планет и их спутников (PDF) (технический отчет), Лаборатория реактивного движения
- ^ Jump up to: а б Нойхойзер, Р; Торрес, Дж; Мюграуэр, М; Нойхойзер, Д.Л.; Чепмен, Дж; Санный спорт, Д; Косчи, М (29 июля 2022 г.). «Цветовая эволюция Бетельгейзе и Антареса за два тысячелетия, полученная на основе исторических записей, как новое ограничение массы и возраста» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 516 (1): 693–719. arXiv : 2207.04702 . Бибкод : 2022MNRAS.516..693N . дои : 10.1093/mnras/stac1969 . ISSN 0035-8711 .
