Цветови индекс

от Уикипедия, свободната енциклопедия
Направо към навигацията Направо към търсенето
Примерни калибровъчни цветове[1]
Клас B−V U−B V−R R−I Tеф. (K)
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 9790
F0V 0,30 0,03 0,30 0,17 7300
G0V 0,58 0,06 0,50 0,31 5940
K0V 0,81 0,45 0,64 0,42 5150
M0V 1,40 1,22 1,28 0,91 3840

В астрономията, цветовият индекс е прост числен израз, който определя цвета на даден тяло, което в случая на звезда дава нейната температура. Колкото по-малък е цветовият индекс, толкова по-син (и горещ) е обектът. От друга страна, колкото по-голям е цветовият индекс, толкова по-червен (и хладен) е обектът. Това е следствие от логаритмичната скала, при която по-ярките обекти имат по-малка (по-отрицателна) величина в сравнение с по-бледите. Например, жълтеникавото Слънце има B−V индекс 0,656 ± 0,005,[2] докато синкавият Ригел има B−V индекс (B-величината е 0,09, а V-величината е 0,12; B−V = −0,03).[3] По традиция, цветовият индекс използва Вега като нулева точка.

За измерване на индекса се наблюдава величината на тялото последователно през два различни филтъра, като например U и B или B и V. U-филтърът е чувствителен към ултравиолетови лъчи, B-филтърът – към синя светлина, а V-филтърът – към видима (зелено-жълта) светлина. Наборът от ленти или филтри се нарича фотометрична система. Разликата между величините, открити с тези филтри, се нарича съответно U−B или B−V цветови индекс.

По принцип, температурата на дадена звезда може да се изчисли директно от B-V индекса, като има няколко формули за осъществяването на това.[4] Добро приближение може да се направи, ако звездите се считат за абсолютно черни тела, използвайки формулата:[5]

Цветовите индекси на далечни обекти обикновено се влияят от междузвездното поглъщане, тоест те изглеждат по-червени, отколкото ако се намираха по-близо. Количеството почервеняване се характеризира от цветния излишък, който представлява разликата между наблюдавания цветови индекс и нормалния цветови индекс (хипотетичния истински цветови индекс на звездата без ефекта на междузвездното поглъщане). Например, за B-V индекса може да се запише:

Астрономите най-често използват филтри на фотометричната система UBVRI, при която филтрите U, B и V са както гореописаните, R-филтърът пропуска червена светлина, а I-филтърът пропуска инфрачервена светлина. Тези филтри представляват конкретни комбинации от стъклени филтри и фотоувеличителни тръби.[6] За по-голяма прецизност, подходящи двойки филтри се избират в зависимост от цветовата температура на тялото: B-V са за средно топли тела, U-V за по-горещи тела, а R-I за сравнително хладни тела.

Източници[редактиране | редактиране на кода]

  1. Zombeck, Martin V.. Handbook of Space Astronomy and Astrophysics. 2nd. Cambridge University Press, 1990. ISBN 0-521-34787-4. с. 105.
  2. David F. Gray (1992), The Inferred Color Index of the Sun, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 104, no. 681, p. 1035 – 1038 (November 1992).
  3. * bet Ori. SIMBAD4.
  4. Sekiguchi M. and Fukugita (2000). "A STUDY OF THE B-V COLOR-TEMPERATURE RELATION". AJ (Astrophysical Journal) 120 (2000) 1072.
  5. Ballesteros, F. J. (2012). "New insights into black bodies". EPL 97 (2012) 34008.
  6. Michael S. Bessell (1990), UBVRI passbands, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 102, Oct. 1990, p. 1181 – 1199.