Tähtitiede

Mikä on väriindeksi?

Mikä on väriindeksi?

Löysin tämän Wikipedia-sivun tästä ominaisuudesta nimeltä värihakemisto. Valitettavasti en löytänyt lähdettä, joka selittäisi tämän omaisuuden hyvin.

Tulkitsen, että väriindeksi on kohteen kirkkausero noin 2 eri aallonpituudella. Onko ymmärrykseni oikea? Jos ei, voisiko joku selittää sen minulle?

Jos ymmärrykseni on oikein, miksi kalibrointitaulukon tarvitsee, kuten yllä olevassa linkissä on esitetty?


Väriindeksi mittaa suhde kirkkautta kahdella aallonpituusvälillä, ei eroa.

Syy siihen, miksi indeksi kirjoitetaan kahden luvun väliseksi erotukseksi, johtuu logaritmisesta tähtitieteellisestä suuruusjärjestelmästä - kahden logaritmin ero on suhteen suhde.

Syy siihen, että punainen väri on suurempi kuin sininen, johtuu myös vääristyneestä tavasta, jolla pienemmät esineet ovat kirkkaampia.

Viittaamasi kalibrointitaulukko näyttää osoittavan vain, että eri spektriluokan ja lämpötilan tähdillä on eri värit.

Tarvitset kuitenkin kalibroinnin, jotta tähtien todelliset kirkkaussuhteet ja todelliset ominaisuudet voidaan yhdistää väreihin. Tämä johtuu siitä, että jokaisella logaritmisella suuruusasteikolla on oma nollapiste (tuon kaistan nollasuuruuden tähtiin liittyvä virtaus). Perusvärit määritellään käyttämällä Vega-tähteä vakiona siten, että kaikki A0-päänsekvenssitähden värit ovat suunnilleen nolla (kuten taulukossa on esitetty).


Kyllä, optisilla tähtitieteilijöillä & quotcolor & quot tarkoittaa jotain erilaista kuin useimmille tavallisille ihmisille. & quotColor & quot määritellään

erään tähden suuruuden yhdellä päästökaistalla ja saman tähden suuruuden välillä eri päästökaistalla

Yleisimmässä esimerkissä päästökaistat ovat Johnson-Cousins ​​B ja V.Harkitse useita tähtiä Crux-tähdistössä, Southern Cross:

Kuva ( PageIndex <1> ): Luotto- ja tekijänoikeudet: Greg Bock, Southern Astronomical Society

Ne ovat myötäpäivään ristin alareunasta

Tähti m (B) m (V) (B-V)
alfa Crucis 0.56 0.81 -0.25
beta Crucis 1.15 1.30 -0.15
gamma Crucis 3.22 1.63 +1.59
delta Crucis 2.59 2.78 -0.19

Kuinka voimme tulkita väriindeksiä? Yksi tapa on palata Vega-tähteen, joka on suuruusluokan perusta. Vegalla on m (V) = 0, m (B) = 0, joten ilmeisesti sen väriindeksi on (B-V) = 0,0. Siksi,

Tällä kriteerillä Crux-tähdistö on epätavallinen runsaasti hyvin sinisiä tähtiä. Useimmat tähdet, jotka näet paljaalla silmälläsi, ovat huomattavasti punaisempia kuin Vega, ja niillä on siten positiiviset (B-V) arvot.

Toinen tapa tarkastella väriindeksiä on palata taajuuksien konvoluutioon päästökaistalla. Muunnetaan kuuman tähden spektri B- ja V-kaistoilla.

tuottaa paljon enemmän energiaa (ja fotoneja) B-kaistalla kuin V-kaista.

Toisaalta yhdistämällä viileän tähden spektri B- ja V-kaistoilla.

tuottaa paljon vähemmän energiaa (ja fotoneja) B-kaistalla kuin V-kaista.

Suuruudet ovat logaritmisia, joten a suuruusero (B-V) vastaa a vuon F (V) / F (B) suhde (ja huomioi suhteen käänteinen luonne).

Muista, (B-V) = 0.0 kuumalle tähelle Vega. Aurinko on (B-V) = noin 0,65 (harmaa, PASP 107, 120, 1995), vaikka sitä onkin todella vaikea mitata tarkasti.

Tähtitieteessä yleisimmin käytetty väriindeksi on (B-V), osittain historian vuoksi (valokuvalevyt ovat herkempiä siniselle valolle), osittain fysiikan vuoksi (tämä erityinen yhdistelmä on melko hyvä opas lämpötilaan). Mutta voidaan määritellä myös minkä tahansa salasanaparin väriindeksi. Jotkut yleisimmistä ovat:

  • (V-I) HST-tarkkailijat käyttävät sitä usein ja muiden galaksien tutkimuksissa
  • (V-K) yhdistää optisen suuruuden (V) infrapunasuuruuteen (K), jolloin saadaan erittäin pitkä aaltopituuden aaltopituus

Väriindeksi Kansainvälinen

Väriindeksi Kansainvälinen on vertailutietokanta, jota ylläpitävät Väriaineiden ja väriaineiden yhdistys sekä Amerikan tekstiilikemistien ja koloristien yhdistys. [1] Se sisältää tällä hetkellä yli 27 000 yksittäistä tuotetta, jotka on lueteltu 13 000 väriindeksin yleisnimessä. [2] Se painettiin ensimmäisen kerran vuonna 1925, mutta se on nyt julkaistu yksinomaan Internetissä. Hakemisto toimii yhteisenä viitetietokantana valmistetuista värituotteista, ja sitä käyttävät valmistajat ja kuluttajat, kuten taiteilijat ja sisustajat.

Väriaineet (sekä väriaineet että pigmentit) luetellaan kaksoisluokituksessa, jossa käytetään väriainetta Väriindeksin yleinen nimi (ensisijainen tunniste) ja Väriindeksin perustanumerot. Nämä numerot on etuliitetty Brasiliassa ja monissa muissa maissa C.I. tai CI, esimerkiksi C.I. 15510. Tämän lyhenteen uskotaan joskus olevan CL johtuen tietojen näyttämiseen käytetystä kirjasimesta. Yksityiskohtainen luettelo markkinoilla olevista tuotteista on esitetty jokaisessa Color Index -viitteessä. Jokaiselle tuotenimelle Color Index International listaa valmistajan, fyysisen muodon ja pääasialliset käyttötarkoitukset sekä valmistajan toimittamat kommentit potentiaalisten asiakkaiden ohjaamiseksi.

Valmistajille ja kuluttajille standardin luokitusjärjestelmän saatavuus pigmenteille on hyödyllistä, koska se ratkaisee väreihin käytettävät ristiriitaiset historialliset, omistetut ja yleisnimet.


Mitä väriä tähdet ovat?

Tähdet ovat erilaisia ​​värejä, ja kun tutkimme niitä, voimme todella nähdä, mitkä nämä värit ovat.

Vaikka voimme katsoa ja nähdä, miltä tähtien väri näyttää, tähtitieteilijä mittaa tyypillisesti tähtien ilmeisen kirkkauden eri suodattimien avulla voidakseen määrittää tarkan tähden värin.

Nämä suodattimet lähettävät valoa vain tietyltä kapealta aallonpituusalueelta. Nämä aallonpituudet ovat värejä. Jos pitäisit värillistä lasipalaa silmäsi edessä, näet vain, että tämä väri päästetään läpi valon kanssa.

Sama koskee suodattimia, joita käytetään lähettämään valoa aallonpituuksilta. Tämä on paras tapa määrittää tähden todellinen väri tarkasti.

Tähtitieteilijöiden käyttämä yhteinen suodatinjoukko mittaa tähtien kirkkauden kolmella eri aallonpituudella, jotka vastaavat ultraviolettivaloa, sinistä ja keltaista valoa.

Jokainen suodatin on nimetty takautuvasti, jolloin U tarkoittaa ultraviolettia, B on sinistä ja V on keltainen, vaikka se tarkoittaa visuaalista.

Nämä suodattimet lähettävät itse asiassa valoa lähellä aallonpituuksia 360 nm, 420 nm ja 540 nm. Kunkin näiden suodattimien kautta mitattu kirkkaustaso ilmaistaan ​​tyypillisesti suuruuksina, ja näiden suuruuksien välisiä eroja kutsutaan väriindeksiksi.


Mikä on väriindeksi? - Tähtitiede

Tähtitieteen artikkelit antavat tähtien värit numeroina, joita kutsutaan väriindekseiksi.

Kuinka muutat tämän numeron todelliseksi väriksi?

Väriindeksi (CI) on yleensä

missä mB on tähden sininen suuruus ja mV näkyvän värin suuruus. Suuruuden kasvaessa kirkkauden pienentyessä tähti, jolla on pienempi indeksi, on enemmän sinistä ja tähti, jolla on suurempi indeksi, enemmän punaista. Seuraava taulukko auttaa sinua kääntämisessä:

Väriindeksi SpektriluokkaVäri
-0.33 O5 Sininen
-0.17 B5 Sinivalkoinen
0.15 A5 Valkoinen, sinertävä
0.44 F5 Keltainen-Valkoinen
0.68 G5 Keltainen
1.15 K5 Oranssi
1.64 M5 Punainen

Tämä taulukko koskee vain B-V (tai Sininen miinus näkyvä) väriindeksiä. Tähtitieteilijät käyttävät usein muita väriindeksejä, kuten U-B (ultravioletti miinus sininen) tai H-K (H-kaista miinus K-kaista).

Tämä sivu päivitettiin 27. kesäkuuta 2015

Kirjailijasta

Marc Berthoud

Marc työskenteli FORFAST-kameran parissa SOFIA-ilmassa sijaitsevassa observatoriossa. Hän on nyt Yerkesin observatorion henkilökunnan tähtitieteilijä.


Väri ja valon määrä

Fyysinen ominaisuus, jota suuruus todella mittaa, on säteilyvirta - valon määrä, joka saapuu tietylle maapallon alueelle tiettynä aikana. Koska väri mitataan suuruuden mukaan, tähden väri riippuu myös siitä, kuinka paljon valoa saapuu maapallolle. Säteilyvirta on värin fyysinen perusta.

Suuruuden m määritelmä säteilyvuotena F on:

Tähteä Vega pohjoisen pallonpuoliskon tähtikuviossa Lyra käytetään vakiojärjestelmänä suuruusjärjestelmälle, joten FVega tarkoittaa valon määrää, joka saapuu Maan tietyn ajan Vegasta. Tämä määritelmä tarkoittaa, että Vegan suuruus asetetaan nollaksi kaikkien suodattimien kautta.

Näin on ei tarkoittaa, että Vega näyttää samanlaiselta kaikkien suodattimien kautta, se tarkoittaa vain sitä, että tähtitieteilijät ovat sopineet käyttävänsä Vegaa suuruusasteikon nollapisteenä, aivan kuten veden jäätymispistettä käytetään nollapisteenä celsiusasteikolla. Vegassa ei ole mitään erityistä, joka sai tähtitieteilijät valitsemaan sen nollapisteeksi. Heidän oli valittava jotain. niin miksi ei Vega?

Määritelmän negatiivinen merkki varmistaa, että kirkkaampien tähtien suuruus on pienempi. Joten jos Maa saa vähemmän valoa tietyltä tähdeltä kuin Vegalta (tietyn suodattimen kautta), tuon tähden suuruus on positiivinen. Jos maa saa enemmän valoa tietyltä tähdeltä kuin Vegalta, tuon tähden suuruus on negatiivinen.

Harjoitus 1. Scorpius-tähdistössä olevan Antares-tähden keltainen voimakkuus on 1,2. Kuinka suuri osa sen valosta pääsee maahan, verrattuna Vegaan? Aurinko on keltainen
-26. Kuinka suuri osa sen valosta pääsee maahan, verrattuna Vegaan?

Muista, että suuruus on logaritminen määrä, jonka suuruusluokan neljä tähteä lähettää 2,51 ajat yhtä paljon valoa kuin viisi tähteä. Tämän avulla voit määrittää värin tähtien lähettämän valon määrän perusteella.

Logaritmisten suureiden sääntö, totta logaritmille, jolla on mikä tahansa perusnumero (onko 10, e tai 2,51), on se, että log (x) - log (y) = log (x / y). Väri on ero suuruuksissa. G-r on tähden vihreän ja saman tähden punaisen voimakkuuden ero. Koska suuruus on loki2.51 säteilyvirralla, voit ilmaista värin säteilyvirrana muodossa g-r = -log2.51 (Fvihreä) + loki2.51 (Fpunainen), joka on yhtä suuri kuin -log2.51 (Fvihreä/ Fpunainen).

Joten jos tähden G-R-väri on 0,8, niin

-Hirsi2.51 (Fvihreä/ Fpunainen) = 0.8,

tai

Hirsi2.51 (Fvihreä/ Fpunainen) = -0.8,

mikä lokin määritelmän mukaan tarkoittaa sitä

(Fvihreä/ Fpunainen) = 2.51 -0.8 .

Käännä yhtälön molemmat puolet saadaksesi:

(Fpunainen/ Fvihreä) = 2.51 0.8 = 2.08

Toisin sanoen tähti, jonka G-R = 0,8, lähettää 2,08 kertaa niin paljon puna-aallonpituista valoa kuin vihreä-aallonpituinen valo.

Napsauta tätä saadaksesi toisen esimerkin.


Suuruus

Tähden väri mitataan sen suuruuden mukaan, mikä kertoo kuinka kirkas tähti tai galaksi ilmestyy maasta. Tähtitieteilijät ovat käyttäneet suuruusasteikon versioita tuhansia vuosia, joten he käyttävät sitä edelleen, vaikka asteikko on hieman hämmentävä. Suuruusluokassa suuremmat luvut vastaavat himmeämpiä esineitä, pienemmät numerot kirkkaampiin kohteisiin, erittäin kirkkaimpien kohteiden negatiiviset suuruudet.

Yhden numeron kasvu vastaa kirkkauden vähenemistä kertoimella noin 2,51 - viisi suuruusluokkaa oleva objekti on 2,51 kertaa himmeämpi kuin neljän suuruuskohde. Auringon suuruus on -26. Pohjoisen taivaan kirkkaimman tähden, Sirius, voimakkuus on -1,5. Silmilläsi näkemäsi himmeimmän kohteen suuruus on noin 6, ja heikoimman kohteen, jonka SDSS-teleskooppi voi nähdä, on noin 23. Jos olet kiinnostunut muiden kuuluisien tähtien suuruuksista, katso tämä taulukko 314 kirkkainta tähteä.

Kysymys 1. Suuruusasteikolla mittauksen lisääminen yhdellä tarkoittaa pienentämällä a: lla mitattua määrää tekijä 2.51. Skaaloja, joissa mittaus kasvaa lisäämällä, kun mitattu määrä kasvaa tai pienenee kertomalla, kutsutaan "logaritmisiksi" asteikoiksi. Voitko miettiä muita määriä, jotka mitataan logaritmisilla asteikoilla?

Nyt tiedät kuinka tähtitieteilijät mittaavat tähden väriä. Mutta mitä tarkalleen on "väri", määrä, jota he mittaavat? Ei ole yllättävää, että tähden väri johtuu valon väristä, jonka tähti antaa. Mutta mitä tarkoittaa, että valolla on tietty väri? Napsauta Seuraava saadaksesi selville.


Tasaisen ilman etsinnässä

Näkölaatu riippuu säästä, mutta ei kaikkialla voimassa olevien yksinkertaisten sääntöjen mukaan. Huono näky näyttää todennäköisemmältä vähän ennen säämuutosta tai sen jälkeen, osittain pilvistä, tuulessa ja kohtuuttomassa kylmässä. Kaikki säämallit, jotka tuovat leikkaavia ilmamassoja taivaallesi, ovat huonoja uutisia. Hyvä näkyvyys on todennäköisintä, kun korkeapainejärjestelmä asettuu sisään tuoda kirkasta taivasta useita päiviä. Pidä paikkasi näkymä-sää -lokia, ja saatat löytää korrelaatioita, joista tulee avain terävään katseluun.

Vasen: Tällä tyypillisellä pintasääkartalla kristallinkirkas taivas pyyhkäisee itään myrskykeskuksen takana (matalapainejärjestelmä, jota osoittaa punainen kirjain) L) ja Yhdysvaltojen koillisosasta siirtyvä kylmä rintama. Oikea: Suihkuvirran sijainti on usein hyvä indikaattori taivaan vakaudesta. Kun korkeapaineraja taivuttaa suihkuvirtausta pohjoiseen, etelässä olevat tarkkailijat voivat nauttia tasaisesta taivaasta. Suihkuvirran alla olevilla on todennäköisesti huono näkyvyys.

Ilmakehän hämärtyminen pahenee sitä alhaisemmalta, mitä näytät. Ilmakehän dispersio pidentää tähden värikkääseen pieneen spektriin lähellä horisonttia, tämä vaikutus ohittaa jopa huonon näkemisen epäselvien kuvien syynä.


Mikä on väriindeksi? - Tähtitiede

Värin suuruuskaavio on muunnos Hertzsprung-Russell-kaaviosta. Vaikka Hertzsprung-Russell (H-R) -kaavio on yhteenveto yksittäisten tähtien lämpötiloista ja suuruuksista, värisuuruuskaavio (CMD) on omistettu tähtijoukkojen tutkimukselle. Kaksi yleisintä tähtijoukkoa ovat pallomaisia ​​ja avoimia. Pallomainen joukko sisältää tuhansia tähtiä, ja sitä pidetään vanhana muihin ryhmiin verrattuna (Ostlie, sivu 529). Heillä on taipumus järjestyä myös galaksin päälevyn ulkopuolelle. Toisaalta avoimia klustereita pidetään nuorina, ja niitä on galaksin päälevyllä (Ostlie, sivu 530). Tämän projektin tarkoituksena on luoda avoimen klusterin M67 CMD ja antaa lyhyt analyysi tuloksesta. Tämän kaavion piirtämiseksi tarkalleen vaaditaan, että kuvat on kalibroitu vakiomittakaavaan. Kuvia tarjoaa Pamela Gay McDonaldin observatoriosta Davis Texasista. M67-kuvien lisäksi kuvattiin tavallisia Landolt-kenttiä sekä pallomainen klusteri NGC4147. Landolt-kenttiä ja NGC4147: ää käytetään luomaan kalibrointiasteikko ja tuloksia sovelletaan M67-kuviin.

Spektrisuodattimien käyttö kuvan hankkimiseen on vakiokäytäntö, kun tähtikenttiä kuvataan fotometriseen analyysiin, mutta jokainen teleskooppi vaikuttaa kuvaan sen väritermillä. Standardin tarjoamiseksi Arlo Landolt on luonut kalibrointijärjestelmän, joka perustuu Johnson-Kron-Cousinsin fotometriseen järjestelmään. Käyttämällä standardisuodatinjoukkoa professori Landolt luetteloi 526 tähteä taivaallisen päiväntasaajan varrella ja dokumentoi kukin näistä tähdistä UVBRI-suodattimien kautta ja keskitti tuloksen (Landolt, 1992). Näitä tuloksia pidetään standardina fotometrisenä järjestelmänä, johon kaikkien muiden teleskooppien on kalibroitava. Tämän kovan työn tulos on ilmeinen: ei kaukoputken tyyliä, tyyppiä tai kokoa, tarkka CMD voidaan tuottaa.

Vaikka Landolt-sarjassa käytetyt suodattimet olivat UVBRI, kaavio ekstrapoloidaan BRI-kuvista.

Syy erilaisten yksittäisten värisuodatinkuvien valitsemiseen on luoda niiden välille suuruusero, joka osoittaa väriindeksin, joka voidaan kääntää lämpötilaksi.

Teleskoopin käyttöön ottaman väritermin kalibroinnin lisäksi kuvien hankkimiseen käytetty CCD-kamera on myös kalibroitava. Vaikka yksi CCD-kameran kuva voidaan kalibroida tosi mustaksi (yliskannausalueella), kohina ja lämpö aiheuttavat pieniä muutoksia tasoissa, kun lisää kuvia hankitaan. Tämän vuoksi bias-kehykseksi kutsuttu kuva tarvitaan kalibroimaan jokainen kuva tämän yhden kehyksen tasojen mukaan. Esijännitekehyksen lisäksi on kaapattava myös tasainen kenttä. Sieppaamalla kuvan aukon ollessa estetty, kohinaa ja artefakteja saadaan edelleen. Kun tätä kuvaa käytetään muihin kuviin, suurin osa CCD-sirun kohinasta ja vaurioista vähennetään kuvasta, jättäen vain halutun tuloksen. Tätä koko prosessia kutsutaan kuvan pienentämiseksi. MaxImDL: ää käytetään kuvien kalibrointiin ja fotometristen tietojen poimimiseen kahdesta annetusta Landoltin vakiokentästä, NGC4147 ja M67. Katso liite

Kuvan vähennyksen lisäksi on myös tarpeen luoda jokaisesta kuvasta fotometrinen käyrä. Fotometrisen uuttamisen prosessi on myös hahmoteltu Kuvan vähennys askel askeleelta liite. Valitsemalla tietyt tähdet Landolt-kentistä (tässä tapauksessa kentät SA104 ja SA107) samoin kuin Pamela Gayin ilmaisemat tähdet NGC4147: ssä, toimitettujen kuvien fotometrisiä tietoja verrataan Landoltin standardeihin.

Aihe: M67 RGB: ssä. Vihreä kanava on synteettinen, kiitos Registarin.

Kaikkien kuvien kalibroinnin ensimmäinen vaihe on organisoida MaxImDL: n uuttama fotometrinen data Excel-laskentataulukkoon. Kalibroinnin tarkoituksena on määrittää väritermi, joka on tuloksena olevan matemaattisen lausekkeen arvo, jota käytetään fotometristen tulosten vertaamiseen Landolt UVBRI: n (tapauksessamme BRI) fotometristen vakiotähtien (Landolt, 1992) toimittamaan vakiotähtiluetteloon. . Väritermin ratkaisemiseksi seuraavat yhtälöt on ohjelmoitu oheiseen Excel-laskentataulukkoon, Pamela Gain hoito:

mB, mR ja mI = instrumentin suuruus

Kaukoputken tarkan väritermin määrittämiseksi meidän on piirrettävä sirontakaaviot B-, R- ja I-kuvien Excelissä. Koska näiden kolmen suodattimen sirontakäyrät luodaan Excelillä, on helppo rajoittaa tulokset standardipoikkeamaan

Yllä oleva käyrä antaa instrumentin suuruuksien kaltevuuden verrattuna Landoltin B-suodattimen mitattuihin suuruuksiin.

Yllä oleva kaavio on R-suodatinkuvien kaltevuus.

Tämä juoni on I-suodatinkuvien kaltevuus.

Tuloksena olevat käyrät antavat meille vakion (x1) ja kunkin suodattimen väritermin (x2) arvot

kaapata toimitetut kuvat.

Kolmella yllä olevalla käyrällä on sama kuvio: vaaka-akseli on lasketut Landolt-arvot: BR siniselle ja punaiselle suodattimelle ja RI infrapunasuodattimelle pystyakseli on tulosta instrumenttimittauksistamme vakiona ja ilmamassan arvot vertailu Landolt-arvoihin. Erityisesti sinisen ja punaisen suodattimen käyrällä on pystysuorat arvot, jotka perustuvat:

mB B B b b3 * XB ja mR R R r r3 * XR,

missä mB (mR) on instrumentin suuruus, B (R) on Landoltin suuruus, XB (XR) on ilmamassan arvo, b3 on vakioarvo 0,263 ja r3 on vakioarvo 0,159 [3]. I-suodattimen termi jätetään huomiotta, koska CMD piirtää tähdet B-R-väriindeksin perusteella.

Nyt kun kaikki raskas työ on poissa tieltä, voimme nyt keskittyä oman CMD: n luomiseen. Kalibrointimenetelmän tuottamien vakioiden avulla voimme nyt käyttää tähtijoukon M67 fotometriamittauksia ja sijoittaa sen vakiomittakaavaan. Asioiden yksinkertaistamiseksi luomme vain CMD: n, jonka väriindeksi on B-R. Väriindeksiä edustavien tähtien suuruus kulkee pystyakselilla, kun taas B-R kulkee vaaka-akselilla.

Liitteenä oleva laskentataulukko sisältää yksittäiset tähtitiedot sekä luodun CMD: n. Kaksi yhtälöä käytetään, jotta M67-piirroksemme saataisiin Landoltin standardien mukaiseksi.

Tämä ensimmäinen yhtälö luo väritermin valittujen tähtien perusteella:

B-R = (mB mR) (x1B x1R) (0,263 * XB 0,159 * XR) / (1 + x2B x2R)

Missä x1B = -0,3031 (vakioarvo kalibroinnista) ja x1R = -0,2002.

Kun nämä arvot on laskettu, tähtien standardoidut näennäiset suuruudet lasketaan seuraavasti:

R = (mR x1R x2R * BR 0,159 * XR)

Jossa x2R = 0,0193 (väritermi) ja BR on ensimmäisen yhtälön arvo.

Katsotaanpa vertailua varten Hertzsprung-Russell (H-R) -kaavio:

Huomaa absoluuttinen suuruusasteikko oikealla ja B-V-väri alaosassa. CMD: llä on sama suunta.


Kuva 7.

CMD: n näytteellä on 373 tähteä, ja se sisältää tarpeeksi tietoa tämän kaavion useiden keskeisten ominaisuuksien selvittämiseksi. Ensi silmäyksellä näyttää siltä, ​​että tuloksena oleva kaavio on satunnaisten tähtien huipentuma, mutta tähtien keskittymällä lähellä keskustaa näyttää olevan pääjaksosarja. Muutaman taustatähden huomiotta jättämisen yhteydessä on myös mahdollista nähdä, että tähtiryhmä täyttää H-R-kaavion punaisen jättiläisvaiheen osoittavan alueen sekä mahdollisen vaakasuoran haaran lähellä kaavion vasenta yläkulmaa. Merkitystä on tähtien selkeän rajauksen esiintyminen pääjakson kärjessä. Tämä alue viittaa pääsekvenssin raja-arvoon (MSTO), joka on korkeammat pääjakson tähdet, jotka ovat käyttäneet vetyä ja ovat nyt ydinheeliumin polttovaiheessa. Koska kaikki tähtijoukot muodostavat suunnilleen samaan aikaan samasta tähtienvälisestä pölypilvestä, tämä raja-arvo osoittaa, että isommat, nopeammin palavat tähdet ovat jo lähteneet pääjaksosta ja ovat täyttäneet kaavion punaisen jättiläisalueen.

Värin suuruuskaavion tutkiminen voi paljastaa paljon tietoa tähtien evoluutiosta. Kun kaavioon on piirretty vain 373 tähteä ja vain yksi väriindeksi on esillä, olisi vaikeaa tuottaa tarkkoja tietoja tähtien ominaisuuksista, kuten pintalämpötilasta, iästä, metallisuudesta ja etäisyydestä, mutta voimme päätellä kohtuullisella varmuudella, että CMD voi rajoittaa nämä arvot hyväksyttävässä määrin. Kun B-R-arvo on 1,03 (Doressoundiram, 2002), aurinkomme voi toimia keskipisteenä, joten CMD-alueemme voidaan peittää tietyllä H-R-kaavalla (kuva 6). Kun viittaus on tehty, voimme selvästi nähdä, että CMD koostuu suuren massan tähdistä, jotka edelleen asuvat pääsekvenssissä, kun taas korkeamman massan tähdet ovat onnistuneesti siirtyneet punaiseen jättiläisvaiheeseen. On turvallista sanoa, että A- ja B-spektritähtiä on edelleen pääsekvenssissämme, kun taas kuumimmat O- ja OB-tähdet ovat sammuttaneet pääjärjestyksen. Kun A- ja B-tähdet ovat edelleen pääsekvenssissä, voimme arvioida, että tämä joukko on vähintään 15 x 10 ^ 6 vuoden ikäinen (Freedman, sivu 481). Suunnittelumme kirkkailla B-R-arvoilla voimme päätellä runsaiden metallien (Chiboucas, Internet) läsnäolosta, mikä tekee tähtijoukostamme I populaation tähdiksi. Tämä on sopusoinnussa sen kanssa, että avoimet klusterit ovat ikäänsä nuorempia kuin pallomaiset klusterit. Tämän klusterin etäisyyden arvioimiseksi käytämme aina kuuluisaa etäisyysmoduulia:

Käyttämällä CMD: tä ohjaimena ja lisäämällä tähden absoluuttinen suuruus, jonka B-V [4] on 0, tiedämme, että tämän B-tyypin tähden absoluuttinen suuruus on -2 [5].

Käyttämällä tavallista kalibrointijärjestelmää pystyimme kalibroimaan tähtijoukon M67 kuvat. Värin suuruuskaavio on eräänlainen H-R-kaavio, jota käytetään työkaluna tähtijoukon tutkimiseen. M67: n CMD-kykymme pystyi paljastamaan erittäin hyödyllisiä tietoja. Pystymme määrittämään, että tämä klusteri on metallirikas, sisältää enimmäkseen suuren massan tähtiä, on noin 15 x 10 ^ 6 vuotta vanha ja sen etäisyys on noin 3900 parsekkiä. Toimitetut tiedot ovat vain karkea arvio, mutta on selvää, että CMD: llä on paljon kerrottavaa meille. Yksi värin suuruuskaavion tärkeimmistä näkökohdista on sen kyky auttaa meitä ymmärtämään tähtien evoluutiota (Ostlie, sivu 531). On myös mahdollista, että CMD: t voivat tarjota arvokasta tietoa valkoisten kääpiöiden muodostumisesta ja antaa käsityksen melko uudelle tähtikappaleelle, jota kutsutaan siniseksi straggleriksi [6]. Meillä on paljon opittavaa tähtien evoluutiosta, mutta nyt meillä on työkalut, jotka auttavat meitä ymmärtämään.

Doressoundiram, A. Et Al. Edgewoth-Kuiperin vyön värihäiriö - Astrophysical Journal, lokakuu 2002.

Freedman, Roger. William Kaufman. Universe: Kuudes painos. W.H. Freeman and Company, New York. 2002.

Landolt, Arlo. VUBVRI-fotometriset standarditähdet suuruusalueella 11,5 & lt V & lt 16,0 taivaallisen päiväntasaajan ympärillä The The Astrophysical Journal, Volume 104, Number 1, July 1992.

Ostlie, Dale. Bradley Carroll. Johdanto moderniin tähtien astrofysiikkaan. Addison-Wesley Publishing Company, Massachusetts. 1996.

Strobel, Nick. Tähtitiede. Www.astronomynotes.com. Internet, 2004.

[1] Nämä kolme kaavaa on lainattu segmentistä Pamela Gayin kirjoittamasta ja toimittamasta paperista.

[2] Ilmamassa on arvo, jolla kompensoidaan ilmakehän häiriöitä. Tämä on samanlainen kuin näkeminen

[3] Nämä kaksi arvoa antaa Pamela Gay.

[4] B-V-arvot siirtyvät oikealle verrattuna B-R-arvoihin, mutta tämä on vain arvio ja tämä mitta riittää.

[5] Käyttämällä ohjeena kuvaa 6.

[6] Tuomaristo on edelleen epäselvä Blue Stragglerin todellisesta luonteesta, mutta hyväksyttävin teoria on kaksi suuren massan tähtiä, jotka muodostavat kirkkaamman ja kuumemman tähden. Ne näyttävät myös esiintyvän vain pallomaisina klustereina.


Muu

Galaxy (spiraali) 0,3523 0,35556252251991 # ffe1c7 Kurucz
Galaxy (elliptinen) 0,3617 0,36649255222186 #ffdeba Kurucz
Kvasaari 0,2188 0,2764 073 214 255 # 49d6ff Kurucz

Maailmankaikkeus 0,3450 0,3450 25522520209 # ffe1d1 Glazebrook & amp Baldry

Huomautuksia

Joten mitä pitäisi syntyä mielessä näitä värejä tarkasteltaessa?
Nämä värit yrittävät näyttää "todellisen" värin. Toisin sanoen: ilman väliintuloa tai tähtienvälistä väliainetta riittävän himmeällä valolla, jotta vältät kartioiden kyllästymisen (mikä tekisi valon näyttävän valkoiselta) ja silti riittävän kirkkaalla valolla, jotta näet värin kuin sauvan harmaasävyn.

Niin. tähti avaruudesta katsottuna harmaita aurinkolaseja (polarisoimaton :). Hmm. tai parempi, harmaan ikkunan varjossa D65-valkoseinässä.

Kun käytät näitä värejä, muista, että värituntemus on melko sotkuinen, joten näkemäsi eivät usein ole mitä sinulla on.

Tämä sivu koskee vain värikylläisyyttä (sävy ja kylläisyys), mutta ei kirkkautta. Tähtiluokkien valoteho pinta-alayksikköä kohti vaihtelee suuresti. Jos teemme kirkkautta ja G-luokan tähtien väri olisi sama kuin edellä, niin M-luokan tähtien väri olisi yksinkertaisesti musta. Katso Blackbody-värit - intensiteetti.

Valkoisen pisteen valinnalla, jota käytetään muunnettaessa abstraktista kromaattisuudesta laitteesta riippuvaksi rgb: ksi, on suuri vaikutus. Esimerkiksi, katso su. Nämä värit käyttävät D65. Aion lisätä sarjan D50: lle.

Oletko varma, että nämä värit ovat oikein? Ne näyttävät oudolta.
Ei, en ole varma. Ja kyllä, he tekevät. Odotin melko erilaisia ​​värejä. Kuten monet muutkin ihmiset, ilmeisesti lukemastani. Tästä huolimatta.

Linkit

Kiitos
Huokaus. Halusin vain, että jotkut ei-täysin väärät pikseliarvot värjäisivät tähtikokojen vertailulevyissä (Kuinka suuret asiat ovat?). Nyt n tuntia myöhemmin. Kiitokseni John Walkerin Spectran värintoistosta (specrend) ja Dan Brutonin Väritieteestä, jonka sivut saivat minut alkuun. CVRL Color & amp Vision -tietokantaan. Andrew Hamiltonille Missä värissä aurinko on ?, joka ehdotti, etten olisi täysin hämmentynyt. Ja efg: lle hänen värikirjastostaan. Ilman heitä tätä sivua ei olisi tapahtunut. Kiitokset myös tähtien spektrisivustoista.

Kommentteja kannustetaan - Mitchell Charity & [email protected]>

PÄIVITYS (2016-maaliskuu-29): Ainoa asia, jonka lisäsin sivustoon, on ehdotukseni, että useimmat ihmiset käyttävät D58: ta D65: n sijaan. D65 on kuvastandardi ja yleinen näytön kalibrointi. Tämä tarkoittaa vain sitä, että jos täytät 6500K-kalibroidun näytön jollakin D65-värillä, se syttyy huoneeseesi, ikään kuin huoneesi olisi valaistu tähdellä. Juuri harvoin ihmiset käyttävät värejä. Suurimman osan ajasta käyttäjä katsoo niitä ruudulla ja vertaa niitä näytön #fff white kanssa. Ja sitä varten D65 on harhaanjohtava. Ehdotetaan esimerkiksi, että aurinko on vaaleanpunainen eikä valkoinen. D58 yhdistää tähtivalkoisen näytön valkoiseksi ja jättää huomiotta, että näyttö voi olla sinertävä 6500K tai punertava 5000K tai jotain satunnaista välissä. Muutama vuosi sitten juoksin joukon D58-tähtiä jonkun tähtitiedeohjelmassa: tähtiväritD58. Sillä mitä se arvoinen on.


Katso video: Mikä on UV-indeksi? (Lokakuu 2021).