Index barev - Color index

V astronomii je barevný index jednoduchým numerickým výrazem, který určuje barvu předmětu, který v případě hvězdy udává jeho teplotu . Čím menší je barevný index, tím více je objekt modrý (nebo teplejší). A naopak, čím větší je barevný index, tím více červené (nebo chladnější) je objekt. To je důsledek logaritmické stupnice velikosti , ve které jasnější objekty mají menší (negativnější) magnitudy než slabší. Pro srovnání, nažloutlé Slunce má index B − V 0,656 ± 0,005 , zatímco namodralý Rigel má B − V −0,03 (jeho velikost B je 0,09 a velikost V je 0,12, B − V = −0,03). Barevný index tradičně používá Vegu jako nulový bod .

K měření indexu se pozoruje velikost objektu postupně dvěma různými filtry , jako jsou U a B nebo B a V, kde U je citlivý na ultrafialové paprsky, B je citlivý na modré světlo a V je citlivý na viditelné (zeleno-žluté) světlo (viz také: systém UBV ). Sada propustných pásem nebo filtrů se nazývá fotometrický systém . Rozdíl ve velikostech zjištěný u těchto filtrů se nazývá barevný index U − B nebo B − V.

V zásadě lze teplotu hvězdy vypočítat přímo z indexu B -V a existuje několik vzorců, jak toto spojení vytvořit. Dobrou aproximaci lze získat uvažováním hvězd jako černých těles pomocí Ballesterosova vzorce (implementovaného také v balíčku PyAstronomy pro Python):

${\ Displaystyle T = 4600 \, \ mathrm {K} \ left ({\ frac {1} {0,92 \; B {\ text {-}} \! V+1,7}}+{\ frac {1} {0,92 \; B {\ text {-}} \! V+0,62}} \ vpravo).}$

Barevné indexy vzdálených objektů jsou obvykle ovlivněny mezihvězdným zánikem , to znamená, že jsou červenější než bližší hvězdy. Množství zarudnutí je charakterizováno přebytkem barvy , definovaným jako rozdíl mezi pozorovaným barevným indexem a normálním barevným indexem (nebo vnitřním barevným indexem ), hypotetickým skutečným barevným indexem hvězdy, který není ovlivněn vyhynutím. Například ve fotometrickém systému UBV jej můžeme napsat pro barvu B − V:

${\ displaystyle E _ {{\ text {B-}} \! {\ text {V}}} = {B {\ text {-}} \! V} _ {\ text {pozorováno}}-{B {\ text {-}} \! V} _ {\ text {intrinsic}}.}$

Tyto propustných pásem většina optické astronomů použití jsou UBVRI filtry, ve kterých jsou ve tvaru písmene U, B a V filtry, jak je uvedeno výše, R filtr prochází červené světlo, a I filtr prochází infračervené světlo. Tento systém filtrů se někdy nazývá filtrační systém Johnson – Cousins , pojmenovaný podle původců systému (viz odkazy). Tyto filtry byly specifikovány jako konkrétní kombinace skleněných filtrů a fotonásobičů . MS Bessell specifikoval sadu filtračních přenosů pro detektor ploché odezvy, čímž kvantifikoval výpočet barevných indexů. Pro přesnost jsou zvoleny vhodné páry filtrů v závislosti na barevné teplotě objektu: B − V jsou pro objekty středního dosahu, U − V pro teplejší objekty a R − I pro chladné.

Viz také

• Indexy barev asteroidů
• Barevno -barevný diagram
• Indexy barev vzdálených objektů
• UBV fotometrický systém
• Nulový bod

Reference

Další čtení

• Dotaz na Johnson, HL a Morgan , ApJ 117, 313 (1953)
• Dotaz na bratrance, AWJ , MNRAS 166, 711 (1974)
• Dotaz na bratrance, AWJ , MNASSA 33, 149 (1974)
• Dotaz na Bessell, MS , PASP 102, 1181 (1990)