Clase | B − V | U − B | V − R | R − I | T ef ( 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 | 9,790 |
F0V | 0,30 | 0,03 | 0,30 | 0,17 | 7.300 |
G0V | 0,58 | 0,06 | 0,50 | 0,31 | 5.940 |
K0V | 0,81 | 0,45 | 0,64 | 0,42 | 5.150 |
M0V | 1,40 | 1,22 | 1,28 | 0,91 | 3.840 |
En astronomía , el índice de color es una simple expresión numérica que determina el color de un objeto, que en el caso de una estrella da su temperatura . Cuanto menor sea el índice de color, más azul (o más caliente) será el objeto. Por el contrario, cuanto mayor sea el índice de color, más rojo (o más frío) será el objeto. Esto es una consecuencia de la escala de magnitud logarítmica , en la que los objetos más brillantes tienen magnitudes más pequeñas (más negativas) que los más tenues. A modo de comparación, el sol amarillento tiene un índice B-V de 0,656 ± 0,005 , [2] mientras que el Rigel azulado tiene un B − V de −0.03 (su magnitud B es 0.09 y su magnitud V es 0.12, B − V = −0.03). [3] Tradicionalmente, el índice de color usa Vega como punto cero .
Para medir el índice, se observa la magnitud de un objeto sucesivamente a través de dos filtros diferentes , como U y B, o B y V, donde U es sensible a los rayos ultravioleta , B es sensible a la luz azul y V es sensible a la luz visible. luz (verde-amarilla) (ver también: sistema UBV ). El conjunto de bandas de paso o filtros se denomina sistema fotométrico . La diferencia de magnitudes encontrada con estos filtros se llama índice de color U − B o B − V respectivamente.
En principio, la temperatura de una estrella se puede calcular directamente a partir del índice B-V, y existen varias fórmulas para hacer esta conexión. [4] Se puede obtener una buena aproximación considerando las estrellas como cuerpos negros , usando la fórmula de Ballesteros [5] (también implementada en el paquete PyAstronomy para Python): [6]
Los índices de color de los objetos distantes suelen verse afectados por la extinción interestelar , es decir, son más rojos que los de las estrellas más cercanas. La cantidad de enrojecimiento se caracteriza por un exceso de color , definido como la diferencia entre el índice de color observado y el índice de color normal (o índice de color intrínseco ), el hipotético índice de color verdadero de la estrella, que no se ve afectado por la extinción. Por ejemplo, en el sistema fotométrico UBV podemos escribirlo para el color B − V:
Las bandas de paso que utilizan la mayoría de los astrónomos ópticos son los filtros UBVRI , donde los filtros U, B y V son como se mencionó anteriormente, el filtro R pasa luz roja y el filtro I pasa luz infrarroja . Este sistema de filtros a veces se denomina sistema de filtros Johnson-Cousins , llamado así por los creadores del sistema (ver referencias). Estos filtros se especificaron como combinaciones particulares de filtros de vidrio y tubos fotomultiplicadores . MS Bessell especificó un conjunto de transmisiones de filtro para un detector de respuesta plana, cuantificando así el cálculo de los índices de color. [7] Para mayor precisión, se eligen pares apropiados de filtros dependiendo de la temperatura de color del objeto: B − V son para objetos de rango medio, U − V para objetos más calientes y R − I para objetos fríos.
Ver también
- Índices de color de asteroides
- Diagrama color-color
- Índices de color de objetos distantes
- Sistema fotométrico UBV
- Punto cero
Referencias
- ^ Zombeck, Martin V. (1990). "Calibración de tipos espectrales MK". Manual de Astronomía y Astrofísica Espaciales (2ª ed.). Prensa de la Universidad de Cambridge . pag. 105 . ISBN 0-521-34787-4.
- ^ David F. Gray (1992), El índice de colores inferidos del sol , Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico, vol. 104, no. 681, págs. 1035-1038 (noviembre de 1992).
- ^ "* apuesta Ori" . SIMBAD . Centre de données astronomiques de Strasbourg .
- ^ Sekiguchi M. y Fukugita (2000). "UN ESTUDIO DE LA RELACIÓN COLOR-TEMPERATURA BV". AJ (Astrophysical Journal) 120 (2000) 1072. http://iopscience.iop.org/1538-3881/120/2/1072 .
- ^ Ballesteros, FJ (2012). "Nuevos conocimientos sobre los cuerpos negros". EPL 97 (2012) 34008. arXiv : 1201.1809 .
- ^ BallesterosBV_T API http://www.hs.uni-hamburg.de/DE/Ins/Per/Czesla/PyA/PyA/index.html .
- ^ Michael S. Bessell (1990), bandas de paso UBVRI , Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico, vol. 102, octubre de 1990, pág. 1181-1199.
Otras lecturas
- Consulta de Johnson, HL y Morgan , ApJ 117, 313 (1953)
- Consulta para primos, AWJ , MNRAS 166, 711 (1974)
- Consulta para primos, AWJ , MNASSA 33, 149 (1974)
- Consulta de Bessell, MS , PASP 102, 1181 (1990)