Barva – barevný diagram - Color–color diagram

V astronomii , barva-color diagramy jsou prostředkem k porovnání hvězdná velikost z hvězd na různých vlnových délkách . Astronomové obvykle pozorují v úzkých pásmech kolem určitých vlnových délek a pozorované objekty budou mít v každém pásmu jiný jas . Rozdíl jasu mezi dvěma pásy se označuje jako barva . Na diagramech barva -barva je barva definovaná dvěma pásmy vlnových délek vynesena na vodorovnou osu a poté barva definovaná jiným rozdílem jasu (i když obvykle je do určování obou barev zapojen jeden pás) bude vykreslena na svislou osu.

Pozadí

Efektivní teplota černého tělesa ve srovnání s barevným indexem B-V a U-B hlavní posloupnosti a supergiantních hvězd v takzvaném diagramu barev a barev . Hvězdy vyzařují méně ultrafialového záření než černé těleso se stejným indexem B -V.

I když hvězdy nejsou dokonalé blackbodies , na první objednávce spektra světla vyzařovaného hvězdy, odpovídá těsně na záření černého tělesa křivky, se někdy označuje i jako radiační tepelné křivky. Celkový tvar křivky černého tělesa je jednoznačně určen jeho teplotou a vlnová délka intenzity píku je nepřímo úměrná teplotě, vztah známý jako Wienův posunovací zákon . Pozorování hvězdného spektra tedy umožňuje stanovení jeho efektivní teploty . Získání úplných spekter hvězd pomocí spektrometrie je mnohem více zapojeno než jednoduchá fotometrie v několika pásmech. Takto porovnáním velikosti hvězdy ve více různých barevných indexů je efektivní teplota hvězdy může ještě být stanovena jako velikost rozdíly jednotlivých barev bude jedinečný pro tuto teplotu. Barevné barevné diagramy jako takové lze použít jako prostředek k reprezentaci hvězdné populace, podobně jako Hertzsprung – Russellův diagram , a hvězdy různých spektrálních tříd budou obývat různé části diagramu. Tato funkce vede k aplikacím v různých pásmech vlnových délek.

Ve hvězdném lokusu mají hvězdy tendenci se vyrovnávat víceméně přímým rysem. Pokud by hvězdy byla dokonalá černá těla, hvězdný lokus by byl skutečně čistou přímkou. Divergence s přímkou ​​jsou způsobeny absorpcemi a emisními čarami ve hvězdných spektrech. Tyto divergence mohou být více či méně evidentní v závislosti na použitých filtrech: úzké filtry s centrální vlnovou délkou umístěné v oblastech bez čar, budou produkovat odezvu blízkou černému tělu a dokonce i filtry soustředěné na řádcích, pokud jsou dostatečně široké, mohou poskytnout rozumné chování podobné černému.

Proto ve většině případů lze přímý rys hvězdného lokusu popsat Ballesterosovým vzorcem odvozeným pro čisté blackbody:

kde A , B , C a D jsou veličiny hvězd měřené přes filtry se středními frekvencemi ν a , ν b , ν c a ν d, v tomto pořadí, a k je konstanta v závislosti na centrální vlnové délce a šířce filtrů, daná podle:

Mějte na paměti, že sklon přímky závisí pouze na efektivní vlnové délce, nikoli na šířce filtru.

Ačkoli tento vzorec nelze přímo použít ke kalibraci dat, pokud má člověk data dobře zkalibrovaná pro dva dané filtry, lze jej použít ke kalibraci dat v jiných filtrech. Lze jej také použít k měření středního bodu efektivní vlnové délky neznámého filtru pomocí dvou dobře známých filtrů. To může být užitečné při obnově informací o použitých filtrech v případě starých dat, kdy nejsou protokoly uchovávány a došlo ke ztrátě informací o filtru.

Aplikace

Fotometrická kalibrace

Schematické znázornění regresní metody hvězdného lokusu fotometrické kalibrace v astronomii.

Barevný barevný diagram hvězd lze použít k přímé kalibraci nebo k testování barev a velikostí v optických a infračervených zobrazovacích datech. Tyto metody využívají základní distribuce hvězdných barev v naší galaxii na drtivé většině oblohy a skutečnost, že pozorované hvězdné barvy (na rozdíl od zjevných velikostí ) jsou nezávislé na vzdálenosti ke hvězdám. Stellar locus regrese (SLR) byla metoda vyvinutá k eliminaci potřeby standardních hvězdných pozorování při fotometrických kalibracích, s výjimkou velmi zřídka (jednou za rok nebo méně) pro měření barevných výrazů. SLR byla použita v řadě výzkumných iniciativ. Průzkum NEWFIRM v oblasti NOAO Deep Wide-Field Survey region jej použil k dosažení přesnějších barev, než jaké by jinak bylo možné dosáhnout tradičními kalibračními metodami, a South Pole Telescope použil SLR při měření červených posunů kup galaxií . Metoda blue-tip je úzce spjata se SLR, ale byla použita hlavně k opravě galaktických předpovědí vyhynutí z dat IRAS . Jiné průzkumy používaly hvězdný barevný barevný diagram především jako nástroj pro kalibrační diagnostiku, včetně průzkumu Oxford-Dartmouth Thirty Degree Survey a Sloan Digital Sky Survey (SDSS).

Barevné odlehlé hodnoty

Analýza dat z velkých observačních průzkumů, jako je SDSS nebo 2 Micron All Sky Survey (2MASS), může být náročná vzhledem k obrovskému počtu vyprodukovaných dat. Pro průzkumy, jako jsou tyto, byly použity barevné diagramy k nalezení odlehlých hodnot z hlavní posloupnosti hvězdné populace. Jakmile jsou tyto odlehlé hodnoty identifikovány, mohou být poté podrobněji studovány. Tato metoda byla použita k identifikaci ultracool subdwarfs . Nevyřešené binární hvězdy , které se zdají fotometricky jako body, byly identifikovány studiem odlehlých hodnot barevných barev v případech, kdy je jeden člen mimo hlavní sekvenci. Fáze vývoje hvězd podél asymptotické obří větve od uhlíkové hvězdy k planetární mlhovině se objevují na odlišných oblastech barevně -barevných diagramů. Kvazary se také objevují jako odlehlé hodnoty barevných barev.

Tvorba hvězd

Optický snímek (vlevo) ukazuje mraky prachu, zatímco infračervený snímek (vpravo) zobrazuje řadu mladých hvězd. Uznání: CR O'Dell-Vanderbilt University, NASA, and ESA .

Barevně -barevné diagramy se často používají v infračervené astronomii ke studiu oblastí tvořících hvězdy . Vznikají hvězdy v oblacích z prachu . Jak se hvězda stále smršťuje, vytvoří se kolem hvězdicový disk prachu a tento prach je uvnitř zahříván hvězdou. Samotný prach pak začne vyzařovat jako černé těleso, ačkoli je mnohem chladnější než hvězda. V důsledku toho je u hvězdy pozorován přebytek infračerveného záření . I bez cirkumstelárního prachu vykazují oblasti procházející tvorbou hvězd ve srovnání s hvězdami hlavní sekvence vysokou infračervenou svítivost . Každý z těchto účinků je odlišný od zčervenání světla hvězd, ke kterému dochází v důsledku rozptylu prachu v mezihvězdném prostředí .

Barevně -barevný diagram klastru Trapezium ukazuje, že mnoho členů klastru vykazuje infračervený přebytek, což je charakteristické pro hvězdy s cirkumstelárními disky.

Barevně -barevné diagramy umožňují izolovat tyto efekty. Protože vztahy barev a barev hvězd hlavní posloupnosti jsou dobře známy, lze pro referenci vykreslit teoretickou hlavní sekvenci, jako se to dělá s plnou černou čarou v příkladu vpravo. Rozptyl mezihvězdného prachu je také dobře srozumitelný, což umožňuje nakreslit pásy na barevně barevném diagramu definujícím oblast, ve které se očekává pozorování hvězd zarudlých mezihvězdným prachem, které jsou na barevně -barevném diagramu vyznačeny přerušovanými čarami. Typické osy pro infračervené diagramy barev a barev mají (H – K) na vodorovné ose a (J – H) na svislé ose ( informace o označení barev pásma najdete v infračervené astronomii ). Na diagramu s těmito osami jsou hvězdy, které spadají napravo od hlavní sekvence, a nakreslené červenající se pásy v pásmu K výrazně jasnější než hvězdy hlavní posloupnosti, včetně hvězd hlavní posloupnosti, u nichž došlo ke zčervenání v důsledku mezihvězdného prachu. Z pásem J, H a K je K nejdelší vlnovou délkou, takže se říká, že objekty, které jsou v pásmu K anomálně jasné, vykazují infračervený přebytek . Tyto objekty mají pravděpodobně protostelární povahu, přičemž přebytečné záření na dlouhých vlnových délkách je způsobeno potlačením reflexní mlhovinou, ve které jsou protostary zapuštěny. Barevno -barevné diagramy pak lze použít jako prostředek ke studiu hvězdné formace, protože stav hvězdy při jejím vzniku lze zhruba určit pohledem na její polohu na diagramu.

Viz také

Reference

externí odkazy