Farveindeks B−V

Farveindekset B−V ("B minus V") er et af to farveindekser i det fotometriske UBV-system . Den mest udbredte farvekarakteristik for astronomiske objekter.

Ligesom andre farveindikatorer karakteriserer B − V fordelingen af ​​energi i et objekts spektrum, det vil sige dets farve. Stjerner og andre objekter udsender normalt forskellige mængder energi i forskellige spektralområder. For eksempel udsender varme stjerner mere blåt lys end rødt, og kolde stjerner udsender mere rødt end blåt. Derfor kan farven på en stjerne karakteriseres ved forskellen i dens størrelser målt i forskellige områder (med forskellige filtre).

B -værdien ( fra engelsk blå  - "blå"; objektets glans i det "blå" område) måles ved hjælp af et standard B -båndsfilter (følsomhedsmaksimum ved en bølgelængde på 435 nm), og V -værdien ( fra visuel  - "visuel") - ved hjælp af et V -båndsfilter (den maksimale følsomhed falder på grønt med en bølgelængde på 555 nm). Deres forskel er indikatoren for farven B − V [1] .  

UBV - systemet er defineret på en sådan måde, at for hvide stjerner af spektraltype A0V er alle 3 størrelser - U , B , V  - lig med hinanden. Således er farveindeksene B − V og U − B for disse stjerner lig med nul.

Røde objekter udsender mindre blåt lys end nogen andre, så deres størrelse i det blå område ( B ) er større end i det visuelle område ( V ). Således for dem B − V > 0 . Blå objekter har tværtimod B − V < 0 . For de blåste stjerner når B − V −0,35 m , og for de rødeste stjerner op til +2 m ... +3 m , nogle gange mere. Meget mættet rød farve og følgelig stor B − V i kulstofstjerner . For eksempel har Lyraes T B − V = 5,46 m [2] .

Ud fra farven på en stjerne kan man drage omtrentlige konklusioner om dens temperatur. Jo højere farveindeks, jo koldere er stjernen (og jo senere dens spektraltype ) [3] . Hvis stjernen udstråler som et absolut sort legeme med temperatur T , så har forholdet mellem farveindekset og temperaturen formen [4]

Faktisk påvirkes stjernernes farve ikke kun af temperatur, men også af andre faktorer, især den kemiske sammensætning - for eksempel i kulstofstjerner . Derfor er den givne afhængighed kun omtrentlig. For kolde stjerner observeres det værre end for varme. En omfattende litteratur er viet konstruktionen af ​​et empirisk og semi-empirisk forhold mellem temperatur og farveindeks [5] .

Det observerede farveindeks for nogle stjerner (især fjerntliggende) øges på grund af interstellar rødme (lys rødmer, når det passerer gennem det interstellare medium , et fænomen, der ligner solens rødme nær horisonten).

B−V af nogle stjerner
Stjerne Spektral klasse farve B − V , lyd led.
Shaula (λ Sco) B1,5-2 hvid-blå -0,23
Bellatrix B2 hvid-blå -0,22
Spica B1/B2 hvid-blå -0,13
Rigel B8 hvid -0,03
Vega A0 hvid 0,00
Sirius A1 hvid +0,01
Procyon F5 gullig +0,42
Sol G2 gul +0,65
Arcturus K1.5 orange +1,22
Aldebaran K5 orange +1,54
Betelgeuse M2 rød +1,86
Antares M1,5 rød +1,87
Mu Cephei M2 rød +2,26

Noter

  1. ↑ Stjernefarveindikatorer . Zasov A. V. . Astronet . Arkiveret fra originalen den 15. marts 2012.
  2. ↑ Top 10 meget røde stjerner . Jerry Lodriguss . Hentet 4. september 2012. Arkiveret fra originalen 25. oktober 2012.
  3. ↑ Stjernefarveindeks . Surdin V. G. . Astronet . Arkiveret fra originalen den 14. marts 2012.
  4. ↑ Ballesteros, FJ (2012). "Ny indsigt i sorte kroppe". EPL (Europhysics Letters) 97 (2012) 34008. http://arxiv.org/pdf/1201.1809.pdf Arkiveret 5. november 2020 på Wayback Machine .
  5. ↑ For eksempel, M. Sekiguchi, M. Fukugita, "A Study of the B−V Color-Temperature Relation" The Astronomical Journal, V. 120, 2000, s. 1072 doi:10.1086/301490

Litteratur