Väriindeksi B−V

Väriindeksi B−V ("B miinus V") on toinen UBV-fotometrisen järjestelmän kahdesta väriindeksistä . Yleisimmin käytetty tähtitieteellisille kohteille tyypillinen väri.

Kuten muutkin väriindikaattorit, B − V kuvaa energian jakautumista kohteen spektrissä eli sen väriä. Tähdet ja muut esineet lähettävät yleensä eri määriä energiaa eri spektrialueilla. Esimerkiksi kuumat tähdet säteilevät enemmän sinistä valoa kuin punaista ja kylmät tähdet enemmän punaista kuin sinistä. Siksi tähden väriä voidaan luonnehtia sen suuruuseroilla mitattuna eri alueilla (eri suodattimilla).

B -arvo ( englannin sanasta blue  - "blue"; kohteen kirkkaus "sinisellä" alueella) mitataan käyttämällä standardia B -kaistasuodatinta (herkkyysmaksimi aallonpituudella 435 nm) ja V -arvo ( visuaalisesta -  "visuaalisesta") - V -kaistasuodattimella (maksimiherkkyys putoaa vihreään aallonpituudella 555 nm). Niiden ero on värin B − V indikaattori [1] .  

UBV - järjestelmä on määritelty siten, että spektrityypin A0V valkoisille tähdille kaikki 3 suuretta - U , B , V  - ovat keskenään yhtä suuret. Siten näiden tähtien väriindeksit B − V ja U − B ovat nolla.

Punaiset esineet säteilevät vähemmän sinistä valoa kuin mikään muu, joten niiden magnitudi sinisellä alueella ( B ) on suurempi kuin näköalueella ( V ). Siten niille B − V > 0 . Sinisten esineiden B − V < 0 päinvastoin . Sinisimmillä tähdillä B − V saavuttaa −0,35 m ja punaisimpien tähtien kohdalla jopa +2 m ... +3 m , joskus enemmänkin. Erittäin kylläinen punainen väri ja vastaavasti suuri B - V hiilitähdissä . Esimerkiksi Lyraen T : n B − V = 5,46 m [2] .

Tähden värin perusteella voidaan tehdä likimääräisiä johtopäätöksiä sen lämpötilasta. Mitä korkeampi väriindeksi, sitä kylmempi tähti (ja sitä myöhempi sen spektrityyppi ) [3] . Jos tähti säteilee täysin mustana kappaleena , jonka lämpötila on T , niin väriindeksin ja lämpötilan välinen suhde on muotoa [4]

Itse asiassa tähtien väriin ei vaikuta vain lämpötila, vaan myös muut tekijät, erityisesti kemiallinen koostumus - esimerkiksi hiilitähdissä . Siksi annettu riippuvuus on vain likimääräinen. Kylmillä tähdillä se havaitaan huonommin kuin kuumilla tähdillä. Laaja kirjallisuus on omistettu lämpötilan ja väriindeksin välisen empiirisen ja puoliempiirisen suhteen rakentamiselle [5] .

Joidenkin tähtien (etenkin kaukaisten) havaittu väriindeksi on kasvanut tähtienvälisen punoituksen vuoksi (valo punertuu, kun se kulkee tähtienvälisen väliaineen läpi , ilmiö, joka on samanlainen kuin Auringon punoitus lähellä horisonttia).

Joidenkin tähtien B−V
Tähti Spektriluokka väri- B − V , ääni johti.
Shaula (λ Sco) B1.5-2 valkoinen-sininen -0,23
Bellatrix B2 valkoinen-sininen -0,22
Spica B1/B2 valkoinen-sininen −0,13
Rigel B8 valkoinen -0,03
Vega A0 valkoinen 0,00
Sirius A1 valkoinen +0,01
Procyon F5 kellertävä +0,42
Aurinko G2 keltainen +0,65
Arcturus K1.5 Oranssi +1,22
Aldebaran K5 Oranssi +1,54
Betelgeuse M2 punainen +1,86
Antares M1.5 punainen +1,87
Mu Cephei M2 punainen +2,26

Muistiinpanot

  1. ↑ Tähtien väriilmaisimet . Zasov A. V. . Astronetti . Arkistoitu alkuperäisestä 15. maaliskuuta 2012.
  2. ↑ Top 10 Very Red Stars . Jerry Lodriguss . Haettu 4. syyskuuta 2012. Arkistoitu alkuperäisestä 25. lokakuuta 2012.
  3. ↑ Tähtien väriindeksi . Surdin V. G. . Astronetti . Arkistoitu alkuperäisestä 14. maaliskuuta 2012.
  4. ↑ Ballesteros, FJ (2012). "Uusia näkemyksiä mustista ruumiista". EPL (Europhysics Letters) 97 (2012) 34008. http://arxiv.org/pdf/1201.1809.pdf Arkistoitu 5. marraskuuta 2020 Wayback Machinessa .
  5. ↑ Esimerkiksi 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

Kirjallisuus