Kortfarve - farve

Inden for astronomi er farve-farvekort muligheder for at sammenligne stjernernes tilsyneladende stjernestørrelser ved forskellige bølgelængder. Normalt foretages observationer i smalle bånd omkring en bestemt bølgelængde, mens de observerede objekter udsender en forskellig mængde energi i hvert af båndene. Forskellen mellem størrelserne i to forskellige bånd kaldes farveindekset . I farve-farve-diagrammer er farven, der er defineret af to søjler, markeret på den vandrette koordinatakse, og farven, der er defineret af det andet par af søjler, er markeret på den lodrette akse. Ofte, i to par baner, er en bane almindelig.

Teori

Selvom stjerner ikke ligefrem er sorte legemer, ligner stjernernes emissionsspektre i den første tilnærmelse emissionskurverne for en sort krop. Generelt er formen på den sorte krops spektrumkurve bestemt af temperaturen, mens bølgelængden af den maksimale stråling er omvendt proportional med temperaturen ( Wiens forskydningslov ). Derfor giver det observerede spektrum af en stjerne information om dens effektive temperatur. At opnå hele spektret af stjerner ved hjælp af spektrometri er vanskeligere end at opnå dele af spektret i visse bånd ved hjælp af fotometrimetoder . Når man sammenligner størrelsen af et objekt for flere farveindekser, kan den effektive temperatur bestemmes, da størrelsesforskellen for hvert farveindeks er unikt relateret til temperaturen. Således kan farve-farve diagrammer bruges til en generel repræsentation af stjernepopulationen, analogt med Hertzsprung-Russell diagrammet . Stjerner af forskellige spektraltyper vil være placeret i forskellige dele af diagrammet.

På diagrammet står stjernerne på linje i form af nogle linjer. Hvis stjernerne var ideelle absolut sorte kroppe, ville de være placeret på lige linjer på diagrammerne. Forskelle fra lige linjer opstår på grund af tilstedeværelsen af absorptions- og emissionslinjer i spektret. Forskellene kan være mere eller mindre udtalte afhængigt af de filtre, der anvendes i observationen: ved brug af smalbåndsfiltre med en central bølgelængde, der ligger uden for linjeområdet, vil spektrumsektionen ligne en sort krop; men selv hvis filteret er centreret om det område, der indeholder linjerne, med tilstrækkelig båndbredde, kan spektret være tæt på det for en sort krop.

I de fleste tilfælde kan arrangementet af stjerner på diagrammet repræsenteres af formlen fra FJ Ballesteros arbejde, [2] opnået for en sort krop:

CD={\frac {\nu _{c}-\nu _{d)){\nu _{a}-\nu _{b))}(AB)+k,

hvor A, B, C og D er størrelserne målt i filtre med centerfrekvenser , og , k er en konstant afhængig af centerbølgelængden og filtrenes båndbredde: $\nu_{a}$ ${\displaystyle \nu _{b))$ $\nu_{c}$ ${\displaystyle \nu _{d))$

k=-2.5\log _{10}\left[{\left({\frac {\nu _{c)){\nu _{d))}\right)^{2}\left( {\frac {\Delta _{c}}{\Delta _{d}}}\right)\left({\frac {\nu _{b}}{\nu _{a}}}\right)^ {2{\frac {\nu _{c}-\nu _{d}}{\nu _{a}-\nu _{b}}}}\venstre({\frac {\Delta _{b} }{\Delta _{a))}\right)^{\frac {\nu _{c}-\nu _{d)){\nu _{a}-\nu _{b)))))\ ret].

Bemærk, at hældningen af den lige linje kun afhænger af den effektive bølgelængde.

Selvom denne formel ikke kan bruges direkte til at kalibrere data, kan du, hvis du har kalibrerede data til to specifikke filtre, bruge formlen til at kalibrere data i andre filtre. For at måle den effektive bølgelængde af det centrale område af et bestemt filter, kan du også anvende denne formel, hvis du har oplysninger om de to andre filtre.

Ansøgning

Fotometrisk kalibrering

Farve-farvekortet for stjerner kan bruges til kalibrering eller til at kontrollere farve- og størrelsesværdier fra optiske eller infrarøde observationer. Sådanne algoritmer bruger metoder til at studere fordelingen af stjerners farve i galaksen og er baseret på påstanden om, at stjerners observerede farve er uafhængig af afstanden til dem. Stellar locus regression ( SLR ) metoden [3] blev udviklet for at eliminere behovet for at observere standardstjerner inden for rammerne af fotometriske kalibreringer, med undtagelse af meget sjældne (en gang om året eller færre) farvemålinger. SLR-metoden anvendes i en række videnskabelige projekter. NEWFIRM ( NOAO Deep Wide-Field Survey ) brugte denne metode til at producere mere nøjagtige farver end traditionelle kalibreringsmetoder; i observationer med South Polar Telescope bruges SLR til at måle rødforskydningen af galaksehobe . [4] En række andre anmeldelser bruger farve-farve diagrammer primært som et værktøj til at kontrollere kalibreringer, såsom SDSS anmeldelse . [5]

Objekter, der afviger i farve

Ved analyse af data fra store astronomiske undersøgelser såsom SDSS og 2MASS , bruges farve-farve plots til at finde objekter, der afviger fra hovedsekvenspopulationen. På denne måde blev der opdaget meget kolde underdværge . [6] [7] Uopløselige binære stjerner, som ser ud som punktkilder set ud fra et fotometrisk synspunkt, kan findes på diagrammet som afvigende objekter i det tilfælde, hvor en af komponenterne ikke er på hovedsekvensen. [8] Stadierne af stjernernes udvikling langs den asymptotiske kæmpegren fra kulstofstjerner til planetariske tåger afspejles i forskellige områder af farve-farvediagrammer. [9] Kvasarer afviger også fra de generelle linjer i diagrammet. [otte]

Stjernedannelse

Farve-farvediagrammer bruges ofte i infrarød astronomi til at studere stjernedannende områder. Stjerner dannes i interstellare skyer, der indeholder støv. Når stjernen komprimeres, dannes en cirkumstellær skive , hvor støvet efterfølgende opvarmes af stjernen. Opvarmet støv selv udstråler som en absolut sort krop, men meget koldere end en stjerne. Som et resultat har stjernen et overskud af infrarød stråling. Selv i fravær af cirkumstellært støv er stjernedannende områder meget lysende i det infrarøde sammenlignet med hovedsekvensstjerner. [10] Hver af disse effekter er forskellig fra rødmen af lys som følge af spredning af støv i det interstellare medium .

Farve-farvediagrammet kan plottes med en teoretisk kurve for hovedrækkestjerner, som vist i eksemplet med den sorte linje. Da der er information om spredning af interstellart støv, kan diagrammet plottes med bånd, hvori stjerner er placeret, hvis stråling oplever interstellar rødme. Disse bånd er vist som stiplede linjer. Normalt på diagrammerne er farven (HK) plottet på den vandrette akse, og farven (JH) er plottet på den lodrette akse. Stjerner til højre for hovedsekvensen og røde bånd er væsentligt lysere i K-båndet end hovedsekvensstjerner. Denne kategori omfatter også hovedsekvensstjerner, hvis stråling har undergået en kraftig rødme. Blandt J-, H- og K-båndene er K-båndet det længste; derfor udviser objekter unormalt lyse i K-båndet et infrarødt overskud. Det er sandsynligt, at sådanne objekter er protostjerner, mens det infrarøde overskud kan være forbundet med tilstedeværelsen af en refleksionståge. [11] I sådanne tilfælde kan diagrammerne bruges til at studere stjernedannelse. [12]

Noter

↑ Figuren blev skabt ifølge E. Böhm-Vitense. Figur 4.9 // Introduktion til stjerneastrofysik: Grundlæggende stjerneobservationer og data . - Cambridge University Press , 1989. - S. 26. - ISBN 0-521-34869-2 .
↑ Ballesteros, FJ (2012). "Ny indsigt i sorte kroppe". EPL 97 (2012) 34008. http://arxiv.org/pdf/1201.1809.pdf Arkiveret 5. november 2020 på Wayback Machine .
↑ FW High et al. Stellar Locus-regression: Nøjagtig farvekalibrering og realtidsbestemmelse af fotometriske rødforskydninger i galakseklynge // The Astronomical Journal : tidsskrift. - IOP Publishing , 2009. - Vol. 138 , nr. 1 . - S. 110-129 . - doi : 10.1088/0004-6256/138/1/110 . — . - arXiv : 0903.5302 .
↑ FW High et al. Optisk rødforskydning og rigdomsestimater for galaksehobe udvalgt med Sunyaev-Zel'dovich-effekten fra 2008 South Pole Telescope Observations // The Astrophysical Journal : journal. - IOP Publishing , 2010. - Vol. 723 , nr. 2 . - P. 1736-1747 . - doi : 10.1088/0004-637X/723/2/1736 . - . - arXiv : 1003.0005 .
↑ Z. Ivezic et al. Sloan Digital Sky Survey Standard Star Catalogue for Stripe 82: The Dawn of Industrial 1% Optical Photometry // The Astronomical Journal : tidsskrift. - IOP Publishing , 2007. - Vol. 134 , nr. 3 . - S. 973-998 . - doi : 10.1086/519976 . - . — arXiv : astro-ph/0703157 .
↑ Burgasser, AJ; Cruz, KL; Kirkpatrick, JD Optisk spektroskopi af 2MASS farvevalgte Ultracool Subdwarfs // The Astrophysical Journal : tidsskrift. - IOP Publishing , 2007. - Vol. 657 , nr. 1 . - S. 494-510 . - doi : 10.1086/510148 . — . - arXiv : astro-ph/0610096 .
↑ Gizis, JE et al. Nye naboer fra 2MASS: Activity and Kinematics at the Bottom of the Main Sequence // Astronomical Journal : journal. - 2000. - Vol. 120 , nr. 2 . - S. 1085-1099 . - doi : 10.1086/301456 . - . - arXiv : astro-ph/0004361 . (utilgængeligt link)
↑ 1 2 Covey, KR et al. Stellar SED'er fra 0,3 til 2,5 mikron: Sporing af Stellar Locus og søgning efter farveoutliers i SDSS og 2MASS // Astronomical Journal : journal. - 2007. - Bd. 134 , nr. 6 . - P. 2398-2417 . - doi : 10.1086/522052 . - . - arXiv : 0707.4473 .
↑ Ortiz, R. et al. Udvikling fra AGB til planetarisk tåge i MSX-undersøgelsen // Astronomy and Astrophysics : journal . - 2005. - Bd. 431 , nr. 2 . - S. 565-574 . - doi : 10.1051/0004-6361:20040401 . - . - arXiv : astro-ph/0411769 .
↑ C. Struck-Marcell; BM Tinsley. Stjernedannelseshastigheder og infrarød stråling (engelsk) // The Astrophysical Journal : journal. - IOP Publishing , 1978. - Vol. 221 . - S. 562-566 . - doi : 10.1086/156057 . - .
↑ Lada, CJ et al. Infrarøde L-Band Observations of the Trapezium Cluster: A Census of Circumstellar Disks and Candidate Protostars // The Astronomical Journal : journal. - IOP Publishing , 2000. - Vol. 120 , nr. 6 . - s. 3162-3176 . - doi : 10.1086/316848 . - . - arXiv : astro-ph/0008280 .
↑ Charles Lada; Fred Adams. Tolkning af infrarøde farve-farve diagrammer – Circumstellar diske omkring lav- og mellemmasse unge stjerneobjekter (engelsk) // The Astrophysical Journal : journal. - IOP Publishing , 1992. - Vol. 393 . - S. 278-288 . - doi : 10.1086/171505 . - .