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En astronomía , los diagramas color-color son un medio para comparar las magnitudes aparentes de estrellas en diferentes longitudes de onda . Los astrónomos normalmente observan en bandas estrechas alrededor de ciertas longitudes de onda, y los objetos observados tendrán diferentes brillos en cada banda. La diferencia de brillo entre dos bandas se denomina color . En los diagramas color-color, el color definido por dos bandas de longitud de onda se traza en el eje horizontal , y luego el color definido por otra diferencia de brillo (aunque generalmente hay una banda involucrada en la determinación de ambos colores) se trazará en el eje vertical.

Antecedentes [ editar ]

Ver también: Negro cuerpo y la radiación de cuerpo Negro
Temperatura efectiva de un cuerpo negro en comparación con el índice de color B-V y U-B de las estrellas de secuencia principal y supergigantes en lo que se denomina diagrama de color-color . [1] Las estrellas emiten menos radiación ultravioleta que un cuerpo negro con el mismo índice B-V .

Aunque las estrellas no son cuerpos negros perfectos , en primer lugar, los espectros de luz emitidos por las estrellas se ajustan estrechamente a una curva de radiación de cuerpo negro , también conocida a veces como curva de radiación térmica . La forma general de una curva de cuerpo negro está determinada únicamente por su temperatura , y la longitud de onda de la intensidad máxima es inversamente proporcional a la temperatura, una relación conocida como Ley de desplazamiento de Wien . Por tanto, la observación de un espectro estelar permite determinar su temperatura efectiva . Obtener espectros completos de estrellas mediante espectrometría es mucho más complicado que simplefotometría en algunas bandas. Por lo tanto, al comparar la magnitud de la estrella en múltiples índices de color diferentes , aún se puede determinar la temperatura efectiva de la estrella, ya que las diferencias de magnitud entre cada color serán únicas para esa temperatura. Como tal, los diagramas de color-color se pueden usar como un medio para representar la población estelar, al igual que un diagrama de Hertzsprung-Russell , y las estrellas de diferentes clases espectrales habitarán diferentes partes del diagrama. Esta característica conduce a aplicaciones dentro de varias bandas de longitud de onda.

En el locus estelar, las estrellas tienden a alinearse en una característica más o menos recta. Si las estrellas fueran cuerpos negros perfectos, el lugar estelar sería una línea recta pura de hecho. Las divergencias con la línea recta se deben a las líneas de absorción y emisión en los espectros estelares. Estas divergencias pueden ser más o menos evidentes dependiendo de los filtros utilizados: los filtros estrechos con longitud de onda central ubicados en regiones sin líneas, producirán una respuesta cercana a la del cuerpo negro, e incluso los filtros centrados en las líneas si son lo suficientemente anchas, pueden dar un comportamiento razonable de cuerpo negro.

Por lo tanto, en la mayoría de los casos, la característica recta del locus estelar puede describirse mediante la fórmula de Ballesteros [2] deducida para cuerpos negros puros:

donde A , B , C y D son las magnitudes de las estrellas medidos a través de filtros con frecuencias centrales nu una , ν b , ν c y ν d respectivamente, y k es una constante en función de la longitud de onda central y la anchura de los filtros, dado por:

Tenga en cuenta que la pendiente de la línea recta depende solo de la longitud de onda efectiva, no del ancho del filtro.

Aunque esta fórmula no se puede usar directamente para calibrar datos, si uno tiene datos bien calibrados para dos filtros dados, se puede usar para calibrar datos en otros filtros. También se puede utilizar para medir el punto medio de la longitud de onda efectiva de un filtro desconocido, utilizando dos filtros bien conocidos. Esto puede resultar útil para recuperar información sobre los filtros utilizados para el caso de datos antiguos, cuando los registros no se conservan y se ha perdido la información del filtro.

Aplicaciones [ editar ]

Calibración fotométrica [ editar ]

Una ilustración esquemática del método de regresión del locus estelar de calibración fotométrica en astronomía.

El diagrama color-color de las estrellas se puede utilizar para calibrar directamente o para probar colores y magnitudes en datos de imágenes ópticas e infrarrojas. Dichos métodos aprovechan la distribución fundamental de los colores estelares en nuestra galaxia en la gran mayoría del cielo, y el hecho de que los colores estelares observados (a diferencia de las magnitudes aparentes ) son independientes de la distancia a las estrellas. La regresión del locus estelar (SLR) [3] fue un método desarrollado para eliminar la necesidad de observaciones de estrellas estándar en calibraciones fotométricas, excepto con muy poca frecuencia (una vez al año o menos) para medir términos de color. SLR se ha utilizado en varias iniciativas de investigación. La encuesta NEWFIRM de la NOAO Deep Wide-Field SurveyLa región lo usó para llegar a colores más precisos que los que de otro modo se hubieran obtenido con los métodos de calibración tradicionales, y South Pole Telescope usó SLR en la medición de desplazamientos al rojo de los cúmulos de galaxias . [4] El método de punta azul [5] está estrechamente relacionado con SLR, pero se utilizó principalmente para corregir las predicciones de extinción galáctica a partir de datos de IRAS . Otras encuestas han utilizado el diagrama de color-color estelar principalmente como una herramienta de diagnóstico de calibración, incluida la encuesta de treinta grados de Oxford-Dartmouth [6] y la encuesta Sloan Digital Sky Survey (SDSS). [7]

Valores atípicos de color [ editar ]

El análisis de datos de grandes encuestas de observación, como SDSS o 2 Micron All Sky Survey (2MASS), puede ser un desafío debido a la gran cantidad de datos producidos. Para encuestas como estas, se han utilizado diagramas de color-color para encontrar valores atípicos de la población estelar de la secuencia principal . Una vez que se identifican estos valores atípicos, se pueden estudiar con más detalle. Este método se ha utilizado para identificar subenanas ultrafrías . [8] [9] Las estrellas binarias no resueltas , que parecen ser puntos fotométricamente , se han identificado mediante el estudio de valores atípicos de color en los casos en que un miembro está fuera de la secuencia principal. [10]Las etapas de la evolución de las estrellas a lo largo de la rama gigante asintótica de la estrella de carbono a la nebulosa planetaria aparecen en distintas regiones de diagramas color-color. [11] Los cuásares también aparecen como valores atípicos de color. [10]

Formación estelar [ editar ]

La imagen óptica (izquierda) muestra nubes de polvo, mientras que la imagen infrarroja (derecha) muestra varias estrellas jóvenes. Crédito: Universidad CR O'Dell-Vanderbilt, NASA y ESA .

Los diagramas color-color se utilizan a menudo en astronomía infrarroja para estudiar las regiones de formación de estrellas . Las estrellas se forman en nubes de polvo . A medida que la estrella continúa contrayéndose, se forma un disco de polvo circunestelar, y este polvo es calentado por la estrella del interior. El polvo en sí mismo comienza a irradiar como un cuerpo negro, aunque mucho más frío que la estrella. Como resultado, se observa un exceso de radiación infrarroja para la estrella. Incluso sin polvo circunestelar, las regiones en formación de estrellas exhiben altas luminosidades infrarrojas en comparación con las estrellas de la secuencia principal. [12] Cada uno de estos efectos es distinto del enrojecimiento de la luz de las estrellas que se produce como resultado de la dispersiónfuera del polvo en el medio interestelar .

El diagrama color-color del cúmulo de trapecio muestra que muchos miembros del cúmulo exhiben un exceso de infrarrojos, que es característico de las estrellas con discos circunestelares.

Los diagramas color-color permiten aislar estos efectos. Como las relaciones color-color de las estrellas de la secuencia principal son bien conocidas, se puede trazar una secuencia principal teórica como referencia, como se hace con la línea negra sólida en el ejemplo de la derecha. La dispersión de polvo interestelar también se comprende bien, lo que permite dibujar bandas en un diagrama color-color que define la región en la que se espera que se observen las estrellas enrojecidas por el polvo interestelar, indicadas en el diagrama color-color mediante líneas discontinuas. Los ejes típicos de los diagramas color-color infrarrojos tienen (H – K) en el eje horizontal y (J – H) en el eje vertical (ver astronomía infrarrojapara obtener información sobre las designaciones de los colores de las bandas). En un diagrama con estos ejes, las estrellas que caen a la derecha de la secuencia principal y las bandas enrojecidas dibujadas son significativamente más brillantes en la banda K que las estrellas de la secuencia principal, incluidas las estrellas de la secuencia principal que han experimentado enrojecimiento debido al polvo interestelar. De las bandas J, H y K, K es la longitud de onda más larga, por lo que se dice que los objetos que son anormalmente brillantes en la banda K exhiben un exceso de infrarrojos . Es probable que estos objetos sean de naturaleza protoestelar , con el exceso de radiación en longitudes de onda largas causado por la supresión de la nebulosa de reflexión en la que están incrustadas las protoestrellas. [13]Los diagramas color-color se pueden usar entonces como un medio para estudiar la formación estelar, ya que el estado de una estrella en su formación se puede determinar aproximadamente al observar su posición en el diagrama. [14]

Ver también [ editar ]

  • Diagrama de Hertzsprung-Russell
  • Evolución estelar
  • Nebulosa
  • Indice de color
  • Astronomía infrarroja

Referencias [ editar ]

  1. ^ Figura inspirada en E. Böhm-Vitense (1989). "Figura 4.9". Introducción a la astrofísica estelar: observaciones y datos estelares básicos . Prensa de la Universidad de Cambridge . pag. 26. ISBN 0-521-34869-2.
  2. ^ Ballesteros, FJ (2012). "Nuevos conocimientos sobre los cuerpos negros". EPL 97 (2012) 34008. arXiv : 1201.1809 .
  3. ^ FW alto; et al. (2009). "Regresión de locus estelar: calibración de color precisa y la determinación en tiempo real de los desplazamientos al rojo fotométricos del cúmulo de galaxias". El diario astronómico . 138 (1): 110-129. arXiv : 0903.5302 . Código Bibliográfico : 2009AJ .... 138..110H . doi : 10.1088 / 0004-6256 / 138/1/110 .
  4. ^ FW alto; et al. (2010). "Estimaciones ópticas de corrimiento al rojo y riqueza para cúmulos de galaxias seleccionados con el efecto Sunyaev-Zel'dovich de las observaciones del telescopio del Polo Sur de 2008". El diario astrofísico . 723 (2): 1736-1747. arXiv : 1003.0005 . Código bibliográfico : 2010ApJ ... 723.1736H . doi : 10.1088 / 0004-637X / 723/2/1736 .
  5. ^ E. Schlafly; et al. "La punta azul del lugar estelar: medir el enrojecimiento con el SDSS". arXiv : 1009.4933 . Código Bibliográfico : 2010ApJ ... 725.1175S . doi : 10.1088 / 0004-637X / 725/1/1175 . Cite journal requiere |journal=( ayuda )
  6. ^ E. MacDonald; et al. (2004). "La encuesta de treinta grados de Oxford-Dartmouth - I. Observaciones y calibración de una encuesta multibanda de campo amplio". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 352 (4): 1255-1272. arXiv : astro-ph / 0405208 . Código Bibliográfico : 2004MNRAS.352.1255M . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2004.08014.x .
  7. ^ Z. Ivezic; et al. (2007). "Catálogo de estrellas estándar Sloan Digital Sky Survey para Stripe 82: El amanecer de la fotometría óptica industrial al 1%". El diario astronómico . 134 (3): 973–998. arXiv : astro-ph / 0703157 . Código bibliográfico : 2007AJ .... 134..973I . doi : 10.1086 / 519976 .
  8. ^ Burgasser, AJ; Cruz, KL; Kirkpatrick, JD (2007). "Espectroscopía óptica de subenanas Ultracool seleccionadas por color 2MASS". Revista astrofísica . 657 (1): 494–510. arXiv : astro-ph / 0610096 . Código bibliográfico : 2007ApJ ... 657..494B . doi : 10.1086 / 510148 .
  9. ^ Gizis, JE; et al. (2000). "Nuevos vecinos de 2MASS: actividad y cinemática en la parte inferior de la secuencia principal" . Revista astronómica . 120 (2): 1085–1099. arXiv : astro-ph / 0004361 . Código Bibliográfico : 2000AJ .... 120.1085G . doi : 10.1086 / 301456 .
  10. ^ a b Covey, KR; et al. (2007). "SED estelares de 0,3 a 2,5 micrones: seguimiento del lugar estelar y búsqueda de valores atípicos de color en el SDSS y 2MASS" . Revista astronómica . 134 (6): 2398–2417. arXiv : 0707.4473 . Código Bibliográfico : 2007AJ .... 134.2398C . doi : 10.1086 / 522052 .
  11. ^ Ortiz, R .; et al. (2005). "Evolución de AGB a nebulosa planetaria en la encuesta MSX". Astronomía y Astrofísica . 431 (2): 565–574. arXiv : astro-ph / 0411769 . Bibcode : 2005A & A ... 431..565O . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20040401 .
  12. ^ C. Struck-Marcell; BM Tinsley (1978). "Tasas de formación de estrellas y radiación infrarroja". Revista astrofísica . 221 : 562–566. Código Bibliográfico : 1978ApJ ... 221..562S . doi : 10.1086 / 156057 .
  13. ^ Lada, CJ; et al. (2000). "Observaciones de banda L infrarroja del cúmulo de trapecio: un censo de discos circunestelares y protoestrellas candidatas". El diario astronómico . 120 (6): 3162–3176. arXiv : astro-ph / 0008280 . Código bibliográfico : 2000AJ .... 120.3162L . doi : 10.1086 / 316848 .
  14. ^ Charles Lada; Fred Adams (1992). "Interpretación de diagramas de color-color infrarrojos - discos circunestelares alrededor de objetos estelares jóvenes de masa baja e intermedia". Revista astrofísica . 393 : 278–288. Código bibliográfico : 1992ApJ ... 393..278L . doi : 10.1086 / 171505 .

Enlaces externos [ editar ]

  • Regresión del locus estelar
  • Diagramas de color-color y color-magnitud (ejemplos de diagramas de color-color)
  • Variabilidad fotométrica del infrarrojo cercano de las estrellas hacia la nube molecular Chamaeleon I