Tähtitiede

Väriindeksin ja lämpötilan suhde

Väriindeksin ja lämpötilan suhde

Onko väriindeksien ja lämpötilan välillä tarkka suhde? Olen nähnyt joitain numeerisia kaavoja, jotka liittävät muodon B - V väriindeksin lämpötilaan $ B - V = a_1 + frac {a_2} {T} $ .

Mietin, onko olemassa mitään tapaa johtaa näitä kaavoja vai ovatko ne täysin empiirisiä?


Ne ovat enimmäkseen empiirisiä. Löydetty mittaamalla $ B-V $ tähtien tiedossa $ T _ { rm eff} $ (jotka puolestaan ​​mitataan tietämällä tähden kirkkaus ja säde, ja tämä tunnetaan vain pienestä joukosta tähtiä). Suhteet riippuvat myös tähtien pinnan painovoimasta ja koostumuksesta.

Vaihtoehtoinen lähestymistapa on johtaa "synteettiset" suhteet taittamalla spektrit, jotka on laskettu mallitunnelmista sopivien suodatinvasteiden kautta.


  • Suurin osa tähdistä näkyy valopisteinä, joten niiden kokoa ei voida mitata suoraan
    • Muutamille mitataan kuitenkin koko suoraan: Betelgeuse
    • Tarkastellaan "kuumaa tähteä", jonka pintalämpötila on 30000 K,
      ja "viileä tähti", jonka pintalämpötila on 3 000 K
      • tunnistaa nämä tähdet mustakappalekäyrien huipusta
      • Tyyppi O: 30000 K
      • Tyyppi M: 3000 K
      • Näemme tämän juonesta Hertzsprung-Russell-kaavion "pääjärjestyksestä"
      • Joten tyypin O tähti on 10 10 kertaa kirkkaampi kuin tyypin M tähti
      • Stefan-Boltzmannin lain mukaan pinta-alayksikköä kohden tuotettu energia on verrannollinen T4: ään
        tai tyypin O (30 000 K) päästöjen pinta-alayksikköä kohti tulisi ylittää tyyppi M (3 000 K):
        10 4 = 10,000
        mutta ei 10 10 = 10 000 000 000, jota havaitsemme
        meillä on ylimääräinen kerroin 1000000 = 10 6
      • Koska tyyppi O ovat myös paljon isompia
      • Jättiläiset (10-100 kertaa auringon säde)
      • Supergiantit (100-1000 kertaa Auringon säde)
      • Kääpiö (verrattavissa tai pienempi kuin aurinko)
      • Tämä riippuu siitä, kuinka kaukana esine on käänteisen neliön lain mukaan:
      • Kun tiedämme kirkkauden ja etäisyyden, voimme määrittää valovoiman
      • Näennäinen kirkkaus
      • Kirkkaimmat tähdet, jotka ovat näkyvissä ilman silmää = Suuruus 1
      • Hämärimmät tähdet, jotka näkyvät avomattomalle silmälle = Suuruus 6
        • Tämä on logrithminen asteikko
        • Mittaukset osoittavat, että ensimmäisen magnitudin tähdet ovat 100x yhtä kirkkaita kuin 6. magnitudin tähdet.
        • Joten suuruusero 1 vastaa kerrointa 2,5 kirkkaudessa.
          • tai (2,51) 5 = 100
          • Näkyvä suuruus = -1,46
          • Etäisyys
            • parallaksi = 0,38 kaaria
            • etäisyys (d) = 1 / parallaksi = 2,5 parsek
            • B: n ja V: n suhde (B / V)
            • ero B: n ja V: n välillä (B-V)
            • väriindeksin ja lämpötilan suhde
            • Atomien ionisaatiotila riippuu lämpötilasta
            • Valon energia (ja siten absorptio) riippuu lämpötilasta

            Tähden absorptiospektri
            Tähtien luokittelu (spektriluokan mukaan)


            CRI (värintoistoindeksi)

            Mikä se on: Mittaus siitä, kuinka valo vaikuttaa värien ulkonäköön verrattuna luonnolliseen valonlähteeseen. Mitä korkeampi CRI, sitä lähempänä “aitoa” väriä sinulla on tässä valossa.

            Mitä etsiä: Erinomainen CRI on vähintään 90, mikä tarkoittaa, että valot ja polttimot, joiden CRI on yli 90, tuottavat tarkemman värintoiston kohteista, joita se sytyttää. Harkitse esimerkiksi keittiötä - erinomainen CRI tämän huoneen valoille varmistaa, että ruoka on luonnollisimmalla (ja todennäköisesti ruokahalua aiheuttavalla) värillään.


            Pääjärjestyksen ymmärtäminen

            Julkaisussa The Sun: A Ydinvoimala keskustelimme auringosta edustavana tähtinä. Huomasimme, että tähdet, kuten Auringon & # 8220do eloon & # 8221, ovat muuntaa protonit sisätiloissaan syväksi heliumiksi ydinfuusion avulla, mikä tuottaa energiaa. Protonien fuusio heliumiin on erinomainen, pitkäaikainen energialähde tähdelle, koska suurin osa jokaisesta tähdestä koostuu vetyatomista, jonka ytimet ovat protoneja.

            Tietokonemallimme siitä, kuinka tähdet kehittyvät ajan myötä, osoittavat meille, että tyypillinen tähti viettää noin 90% elämästään sulattamalla ytimessään oleva runsas vety heliumiin. Tämä on sitten hyvä selitys sille, miksi 90% kaikista tähdistä löytyy H-R-kaavion pääjärjestyksestä. Mutta jos kaikki tähdet pääjärjestys tekevät samaa (vetyä yhdistämällä), miksi ne jakautuvat pisteille? Eli miksi ne eroavat kirkkaudessa ja pintalämpötilassa (mitä piirrämme H – R-kaavioon)?

            Auta meitä ymmärtämään, kuinka pääjärjestyksessä esiintyvät tähdet eroavat toisistaan. Voimme käyttää yhtä tärkeimmistä tuloksista mallitähtien tutkimuksistamme. Astrofyysikot ovat pystyneet osoittamaan, että tasapainossa olevien tähtien rakenne, joka saa kaiken energiansa ydinfuusiosta, määräytyy kokonaan ja ainutlaatuisesti vain kahdella määrällä: kokonaismassa ja sävellys tähdestä. Tämä tosiasia tulkitsee H – R-kaavion monia ominaisuuksia.

            Kuvittele tähtijoukko, joka muodostuu tähtienvälisestä & # 8220raaka-aineen ja # 8221 pilvestä, jonka kemiallinen koostumus on samanlainen kuin Auringon. (Kuvailemme tätä prosessia tarkemmin kohdassa Tähtien syntymä ja aurinkokunnan ulkopuolisten planeettojen löytäminen, mutta toistaiseksi yksityiskohdat eivät koske meitä.) Tällaisessa pilvessä kaikki kaasu- ja pölypallot, joista tulee tähdet alkavat samalla kemiallisella koostumuksella ja eroavat toisistaan ​​vain massaltaan. Oletetaan nyt, että laskemme mallin kustakin näistä tähdistä ajaksi, jolloin se tulee vakaana ja saa energiansa ydinreaktioista, mutta ennen kuin sillä on aikaa muuttaa koostumustaan ​​huomattavasti näiden reaktioiden seurauksena.

            Näille tähdille lasketut mallit antavat meille mahdollisuuden määrittää niiden kirkkaus, lämpötilat ja koot. Jos piirrämme mallien tulokset - yhden pisteen kutakin mallitähteä varten - H – R-kaavioon, saamme jotain, joka näyttää aivan kuin todellinen tähti.

            Ja tässä on se, mitä löydämme, kun teemme tämän. Mallitähdet, joiden massa on suurin, ovat kuumin ja valoisimmat, ja ne sijaitsevat kaavion vasemmassa yläkulmassa.

            Vähiten massiiviset mallitähdet ovat tyylikkäimpiä ja vähiten valoisia, ja ne sijoitetaan juonen oikeaan alakulmaan. Muut mallitähdet ovat kaikki viivaa pitkin, joka kulkee vinosti kaavion poikki. Toisin sanoen, pääjärjestys osoittautuu tähtimassojen sekvenssiksi.

            Tällä on järkeä, jos ajattelet sitä. Massiivisimmilla tähdillä on eniten painovoimaa ja ne voivat siten puristaa keskuksensa eniten. Tämä tarkoittaa, että ne ovat kuumimpia sisällä ja parhaita tuottamaan energiaa ydinreaktioissa syvällä sisällä. Tämän seurauksena ne loistavat suurimmalla kirkkaudella ja niiden pintalämpötilat ovat kuumimmat. Pienimmän massan tähdet puolestaan ​​ovat siistimpiä sisällä ja vähemmän tehokkaita energian tuottamisessa. Siten ne ovat vähiten valaisevia ja lopulta viileimmät pinnalla. Aurinkomme on jonnekin näiden ääripäiden keskellä (kuten kuviosta 3 näkyy. Edustavan ominaispiirteet pääsekvenssitähdet (lukuun ottamatta ruskeita kääpiöitä, jotka eivät ole todellisia tähtiä) on lueteltu taulukossa 2.

            Taulukko 2. Pääsekvenssitähtien ominaisuudet
            Spektrityyppi Massa (aurinko = 1) Valovoima (aurinko = 1) Lämpötila Säde (aurinko = 1)
            O5 40 7 × 10 5 40 000 K 18
            B0 16 2.7 × 10 5 28000 K. 7
            A0 3.3 55 10000 K. 2.5
            F0 1.7 5 7500 K 1.4
            G0 1.1 1.4 6000 K 1.1
            K0 0.8 0.35 5000 K 0.8
            M0 0.4 0.05 3500 K. 0.6

            Huomaa, että olemme nähneet tämän 90 prosentin luvun tulleen aiemmin. Juuri tämän löysimme aiemmin, kun tutkimme massa-kirkkaus -suhdetta. Huomasimme, että 90% kaikista tähdistä näyttää noudattavan suhdetta, nämä ovat 90% kaikista tähdistä, jotka ovat H-R-kaavion pääjärjestyksessä. Mallimme ja havaintomme ovat yhtä mieltä.

            Entä muut tähdet H – R-kaaviossa - jättiläiset ja superjätit sekä valkoiset kääpiöt? Kuten näemme muutamassa seuraavassa luvussa, pääsekvenssitähdet muuttuvat ikääntyessään seuraavasti: Ne ovat tähtien elämän myöhemmät vaiheet. Kun tähti kuluttaa ydinpolttoainettaan, sen energialähde muuttuu, samoin kuin sen kemiallinen koostumus ja sisustusrakenne. Nämä muutokset saavat tähden muuttamaan kirkkauttaan ja pintalämpötilaa siten, että se ei enää sijaitse kaavion pääjärjestyksessä. Koska tähdet viettävät paljon vähemmän aikaa näissä myöhemmissä vaiheissaan, näemme vähemmän tähtiä H – R-kaavion näillä alueilla.


            Osa 2: Lämpötilan ja spektrityypin löytäminen

            mutta voimme tehdä sen tietäen, että E (B-V) = (B-V)havaittu - (B-V)luonnostaan.

            Laske tähden lämpötila käyttämällä alla olevaa yhtälöä, joka käyttää suuruuksia B ja V. ”K” tässä yhtälössä on Kelvin-yksikkö, joka on lämpötilan mitta, aivan kuten Celsius tai Fahrenheit. Tämä yhtälö toimii hyvin tähdillä, joiden väriindeksit ovat 0-1,5. Muuten tässä on todellinen yhtälö.

            Vaihtoehtoisesti voit käyttää tätä kuvaajaa, joka kuvaa lämpötilan väriindeksin (B-V) funktiona ja merkitsee spektrityypit, löytääksesi B-V: n ja lämpötilan välisen suhteen. Juoni on kuitenkin idealisoitu suhde, joka ei ota huomioon suodattimien vaihteluja tai punoitusta.

            Käytä alla olevaa HR-kaaviota löytääksesi kunkin tähden spektriluokka lämpötilaa käyttämällä.


            Väriindeksin ja lämpötilan suhde - tähtitiede

            Tähtitiede väreissä voit luoda värikuvia tähtitieteellisistä kohteista valikoimasta yksivärisiä (mustavalkoisia) kuvia, jotka on otettu eri valon aallonpituuksilla käyttämällä erilaisia ​​tähtitieteellisiä laitteita ja värisuodattimia.

            Kullekin objektille on saatavana erilaisia ​​yksivärisiä kuvia. Violettina, sinisenä, vihreänä, punaisena ja kaukana punaisena merkityt kuvat on otettu suodattimilla, jotka lähettävät laajan värivalikoiman keskellä violettia, sinistä, vihreää jne. Muut yksiväriset kuvat otetaan suodattimilla, jotka lähettävät kapean värialueen keskittyneenä aallonpituuteen, jonka tietyt atomit lähettävät kuumassa kaasussa. Esimerkiksi H-alfa-suodatin eristää vetypäästöt ja osoittaa alueet, joissa kaasun lämpötila on alueella.

            Röntgen-, gammasäteily- ja ultraviolettikuvat otetaan avaruusteleskoopeista, jotka on suunniteltu tarkkailemaan taivasta näillä aallonpituusalueilla. Kuvat aallonpituuksilla saadaan käyttämällä maan teleskooppeja.

            Tähtitieteilijät käyttävät monen aallonpituuden kuvia vertaamaan ja vertaamaan kohteen ulkonäköä useilla aallonpituuksilla. Tähdet, kaasu ja pöly loistavat kaikki sähkömagneettisen spektrin eri osissa. Yhdistämällä kuvia eri aallonpituusalueilta tähtitieteilijät voivat havainnollistaa sumujen tai galaksin kaasun, pölyn ja tähtien vuorovaikutusta ja nähdä, kuinka fyysiset olosuhteet vaihtelevat kohteen sisällä.

            • Napsauta "jatka" avattavasta taulusta nähdäksesi luettelon käytettävissä olevista kuvista
            • Valitse kuva ja napsauta Jatka
            • Valitse valitun objektin käytettävissä olevien yksiväristen kuvien luettelosta punainen kuva näytettävä kuva ja napsauta Jatka.
            • Toista valitaksesi vihreänä ja sinisenä näytettävät kuvat.
            • Kolme yksiväristä kuvaa ilmestyy ruudun vasemmalle puolelle, ja yhdistetyt kuvat näkyvät yhdistelmävärikuvana suuressa kuvaruudussa.
            • Säädä jokaisen yksivärisen kuvan kirkkautta yhdistelmäkuvan vieressä olevilla liukusäätimillä.
            • Tallenna yhdistetty kuva napsauttamalla sanaa "Tallenna" näytön oikeassa alakulmassa. Kuvat voidaan tallentaa joko PNG- tai JPG-muodossa. Kuvat ovat kaikki 512x512 pikseliä.
            • Napsauttamalla "Valitse uudelleen" ruudun oikeassa reunassa käyttäjä voi valita uuden kuvan.

            Luonnollinen väri - Tähtitieteilijät haluavat usein tuottaa luonnollisen värikuvan, joka edustaa kohteen näyttämistä silmille. Luodaksesi luonnollisen värikuvan, valitse käytettävissä olevat punaiset, vihreät ja siniset yksiväriset kuvat sijoittamalla punainen kuva punaiseen ruutuun, vihreä suodatinkuva vihreään ruutuun ja sininen suodatinkuva siniseen ruutuun.

            Pseudoväri - Tähtitieteilijät määrittelevät mustavalkoiset kuvat punaisiksi, vihreiksi tai sinisiksi tuottamaan kuvia tähtitieteellisistä kohteista, joita havaitaan aallonpituuksilla, joita silmä ei näe. Esimerkiksi Horsehead Nebulelle on saatavana kuvia röntgen-, infrapuna- ja radiokaistoilla. Röntgenkuva voidaan näyttää punaisena, infrapunakuva vihreänä ja radiokuva sinisenä. Tällaiset näennäisvärikuvat eivät kuvaa sitä, miten esine voi näyttää silmälle, mutta antavat tähtitieteilijöiden vertailla, kuinka kohteen röntgensäde-, infrapuna- ja radiovalo jakautuu avaruudessa.

            • Siniset, vihreät ja punaiset suodattimet kertovat meille, kuinka kirkas esine on kullakin näillä näkyvillä aallonpituusalueilla. Näkyvä valo tulee tähdistä, ja sinisen ja punaisen valon suhteelliset määrät määräävät kohteen värin. Objektit, joissa on enemmän sinistä kuin punaista valoa, näkyvät sinisinä, kun taas punaisella kirkkaammat kohteet ovat keltaisia, oransseja tai punaisia.
            • Infrapunavalo tulee viileistä tähdistä ja lämpimästä pölystä, lämpötilojen ollessa 10–1 000 K (Kelvin-astetta). Tähtien muodostavat alueet ovat yleensä kirkkaita infrapunassa.
            • Radiovalo tulee kylmästä vedystä tähtienvälisessä kaasussa ja molekyylipilvistä avaruudessa. Lämpötilat ovat tyypillisesti 10K tai viileämpiä.
            • Ultraviolettivalo tulee erittäin kuumista tähdistä ja kvasaareista.
            • Gammasäteily- ja röntgenvalo tulee erittäin energisiltä alueilta - tähtien soihdut kerääntyvät levyt valkoisten kääpiöiden, neutronitähtien ja mustien aukkojen pulssien ympärillä ja alueilta, joissa nopeasti liikkuva kaasu kohtaa hitaammin liikkuvan kaasun ja luo iskuelämän. Röntgenvalo tulee myös miljoonan asteen kaasusta galaksiryhmissä.

            Kansallisen tiedesäätiön CCLI-ohjelman kautta antama tuki on kiitollinen.

            727 East 3rd Street, Swain West 319, Bloomington, IN 47405-7105
            Puhelin: (812) 855-6911

            Päivitetty viimeksi: 20. marraskuuta 2010
            Kommentit: astdept [at] indiana [dot] edu
            Tekijänoikeudet 2008, Indianan yliopiston edunvalvojat
            Tekijänoikeusvalitukset


            Väri-indeksi

            tähtitieteessä kahdelle aallonpituusalueelle saatujen tähtien suuruuksien välinen ero. Se kuvaa taivaankappaleen energian jakautumisen pääpiirteet eli sen värin. K. Schwarzschild esitteli väriindeksin käsitteen vuoden 1900 alussa. Kansainvälinen väriindeksi ilmaistuna kansainvälisen valokuva- ja valovisuaalisen suuruuden välisenä erona oli perusindeksi vuoteen 1950 & rsquos saakka.

            Nykytähtitieteessä yleisin fotometrinen järjestelmä (UBV) käyttää yleensä U & mdashB- ja B & mdashV-väriindeksejä, jotka vastaavat tähtien suuruuseroja spektrin ultravioletti (U), sininen (B) ja keltainen (V) alueilla. . Laajentamalla UBV-järjestelmä puna- ja infrapuna-alueille (R- ja I-suuruuksien saamiseksi) voidaan saada muita väriindeksejä, kuten V & mdashR ja V & mdashI. Väriindeksin nollapiste on kiinteä siten, että kaikki väriindeksit rekisteröivät nollan sarjalle valittuja samanlaisia ​​spektrikategorian AO kääpiöitä. B & mdashV- ja U & mdashB-väriindeksit ovat negatiivisia aikaisempien spektriluokkien tähdille (& ldquobluer & rdquo tähdet) kuin AO: lle ja positiiviset myöhemmille spektriluokille (& ldquoredder & rdquo tähdet). Väriindeksin nollapiste voi olla erilainen muissa fotometrisissä järjestelmissä.

            Väriindeksit määritetään joko valokuva- tai valosähköisesti, ja niitä käytetään tutkimaan tähtien välistä valon absorptiota sekä tähtien, tähtijärjestelmien ja muiden esineiden luonnetta ja evoluutiota.


            Tähtien värin ja niiden lämmön voimakkuuden suhde

            Mitä kuumempi esine on, sitä korkeampi energia sillä on - korkeammat energiat vastaavat korkeampia taajuuksia, mikä puolestaan ​​tarkoittaa lyhyempiä aallonpituuksia. Sininen on näkyvän spektrin toisessa päässä (lyhyt aallonpituus) ja punainen on toisessa (pitkä aallonpituus). Joten, sininen on kuumempaa kuin punainen.

            Voit ajatella valkoista olevan yhdistelmä eri värejä punaisen ja sinisen välillä, joten valkoiset tähdet ovat viileämpiä kuin sininen.

            Kuumat esineet antavat sähkömagneettista säteilyä. AKA-valo (ainakin osa spektristä, jonka voimme nähdä). Jos olet läpäissyt noin 8. luokan ja olet kiinnittänyt huomiota, tiedät spektrin, sateenkaaren värit:
            Punainen
            Oranssi
            Keltainen
            Vihreä
            Sininen
            Indigo
            Violetti

            Nyt värit sekoittuvat yhteen ja kuuma esine tuottaa täydellisen spektrin, mutta sillä on taipumus kallistua yhteen tai toiseen suuntaan lämpötilan mukaan, kuten futz sanoi. Punainen tähti ei tuota paljoakaan muuta väriä. Sininen tähti tuottaa paljon muita värejä, vain paljon enemmän sinistä.


            Väriindeksin ja lämpötilan suhde - tähtitiede

            Yleensä sekä valotasolla että lampun värintoistolla on ratkaiseva rooli värin havainnassa. Pienellä valaistustasolla hyvä värintoisto on vaikeaa käytetystä valonlähteestä riippumatta. Suurilla valaistustasoilla melkein jokainen valonlähde tuottaa jonkin verran värintoistoa (lukuun ottamatta yksivärisiä valoja, kuten matalapaineinen natrium). Jopa valonlähde, jolla on erittäin matalat värintoistoarvot, voi toimia paremmin korkealla valaistustasolla kuin valonlähde, jolla on korkeat värintoistoarvot matalalla valaistustasolla.

            Esimerkiksi korkeapaineisten natriumlamppujen pisteet ovat huonot kaikissa kolmessa värintoistoindikaattorissa (värintoistoindeksi (CRI), gamma-alue (GA) ja täysispektrinen väri-indeksi (FSCI). Niillä on kuitenkin erittäin korkea valotehokkuus. Sovellus, jossa valaistuksen tehokuormitukset on pidettävä pieninä, tämä lampputyyppi, joka voi tuottaa korkeamman valaistustason pienemmällä teholla, voi tarjota riittävän värintoiston. Tuottaakseen riittävästi valoa hyvän värintoiston mahdollistamiseksi muut valonlähteet voivat ylittää tehorajoitukset.

            Kuvassa 16 on esitetty värien nimeämistarkkuus kohteille, joita tarkastellaan erikseen eri valonlähteissä ja eri valotasoilla. Kokeessa ihmisiä pyydettiin nimeämään 20 värisirun värin ulkonäkö ensisijaisen ja toissijaisen sävyn perusteella. Esimerkiksi kun henkilölle näytettiin violetti siru, oikea vastaus olisi ollut "Sininen on ensisijainen sävy punainen on toissijainen sävy". Kaikkien 20 värisirun oikean vastauksen keskimääräinen prosenttiosuus näkyy pystysuoralla akselilla kuvassa seitsemälle valonlähteelle neljällä valotasolla (sokeuden mahdollisuus on 25%). Mustat nuolet osoittavat yhden esimerkin, jossa hehkulamppu, jonka CRI on 100, toimii huonommin 0,1 cd / m 2: lla kuin HPS-lamppu, jonka CRI on 22 10 cd / m2 (Deng et ai. 2004). Tämä esimerkki kuvaa, että riittävän korkealla valotasolla jopa valonlähde, jolla on hyvin matala CRI, voi tehdä väreistä parempia kuin lamppu, jonka CRI on 100, matalammalla valotasolla.


            Väri-lämpötila-suhde

            Hyvin yksinkertaisesti sanottuna kuumempi esine lähettää enemmän korkeataajuista säteilyä kuin vähemmän kuuma. Tämän selityksen vuoksi "kuuman" objektin lämpötila on noin 15 000 Kelvin, "lämpimän" kohteen lämpötila on noin 6500 Kelvin ja "viileän" kohteen noin 1500 Kelvin.

            Sinisellä valolla on korkeampi taajuus kuin punaisella, joten tästä seuraa, että kuumat esineet loistavat sinertävinä, lämpimät esineet hehkuvat valkoisina (koostuvat sinisen ja punaisen valon yhdistelmästä) ja viileät esineet palavat punaisina. Termin "viileä" käyttämistä kuvaamaan jotain hehkuvaa punaista kuumaa voidaan ajatella vähäisenä väärinkäytöksenä, mutta se auttaa sinua ymmärtämään, että sinisen kuumiin esineisiin verrattuna punaiset kuumat esineet ovat varmasti hienoja!

            Yllä olevan liukusäätimen avulla voit hallita lämpötilaa, mikä puolestaan ​​muuttaa näytön väriksi sen valon, joka aiheutuisi kohteesta kyseisessä lämpötilassa. Väri kirjoitetaan myös RGB- ja heksadesimaalimuodossa.

            Aallonpituus-väri-esittelyn tapaan ihmissilmän värien havaitseminen riippuu paitsi tulevan säteilyn aallonpituudesta myös useista muista tekijöistä (mukaan lukien psykologiset), joten tämän asteikon tulisi ajatella olevan paras likiarvo.


            Katso video: Relación de Rejilla e Índice de Rejilla en Rx (Lokakuu 2021).