Войти
В астрономии цветные-цветовые диаграммы служат средством сравнения видимая величина звезд на разных длинах волн. Астрономы обычно наблюдают в узких диапазонах около определенных длин волн, и наблюдаемые объекты будут иметь разную яркость в каждом диапазоне. Разница в яркости между двумя полосами обозначается как цвет. На диаграммах цвет-цвет цвет, определяемый двумя полосами длин волн, наносится на горизонтальную ось , а затем цвет, определяемый другой разницей яркости (хотя обычно для определения обоих цветов используется одна полоса), будет нанесен на вертикальную ось.
Эффективная температура черного тела по сравнению с B − V и U − B показателем цвета звезд главной последовательности и звезд-сверхгигантов на так называемой цветовой диаграмме. Звезды излучают меньше ультрафиолетового излучения, чем черное тело с таким же индексом B − V. Хотя звезды не идеальны черные тела, сначала упорядочить спектры света, излучаемого звездами, близко соответствует кривой излучения черного тела, которую также иногда называют кривой теплового излучения. Общая форма кривой черного тела однозначно определяется ее температурой, а длина волны пиковой интенсивности обратно пропорциональна температуре, соотношение, известное как закон смещения Вина. Таким образом, наблюдение звездного спектра позволяет определить его эффективную температуру. Получение полных спектров звезд с помощью спектрометрии намного сложнее, чем простая фотометрия в нескольких диапазонах. Таким образом, сравнивая величину звезды в нескольких различных показателях цвета, можно определить эффективную температуру звезды, поскольку различия в величине между каждым цветом будут уникальными для этой температуры. По существу, цветно-цветные диаграммы могут использоваться как средство представления звездного населения, подобно диаграмме Герцшпрунга – Рассела, и звезды разных спектральных классов будут населять разные части диаграмму. Эта особенность приводит к применению в различных диапазонах длин волн.
В звездном локусе звезды имеют тенденцию выстраиваться в более или менее прямую форму. Если бы звезды были идеальными черными телами, звездное место было бы действительно чистой прямой линией. Расхождения с прямой линией связаны с линиями поглощения и излучения в спектрах звезд. Эти расхождения могут быть более или менее очевидными в зависимости от используемых фильтров: узкие фильтры с центральной длиной волны, расположенные в областях без линий, будут давать отклик, близкий к отклику черного тела, и даже фильтры с центром на линиях, если они достаточно широкие, могут дать разумное поведение чернокожих.
Следовательно, в большинстве случаев прямая характеристика звездного геометрического места может быть описана формулой Баллестероса, выведенной для чистых черных тел:
где A, B, C и D - величины звезд, измеренные с помощью фильтров с центральными частотами ν a, ν b, ν c и ν d соответственно, а k - постоянная, зависящая от центральной длины волны и ширины фильтров, определяемая по формуле:
![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}}}}}} \ left ({{\ frac {{\ Delta _ {b}}} {{\ Delta _ {a}}}}) } \ right) ^ {{{\ frac {{\ nu _ {c} - \ nu _ {d}}} {{\ nu _ {a} - \ nu _ {b}}}}}}} } \ right]](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/dc39df94a2b99bfce5201a03de763263f21d7fa0)
Обратите внимание, что s Крутизна прямой зависит только от эффективной длины волны, а не от ширины фильтра.
Хотя эту формулу нельзя напрямую использовать для калибровки данных, если есть данные, хорошо откалиброванные для двух заданных фильтров, ее можно использовать для калибровки данных в других фильтрах. Его также можно использовать для измерения эффективной средней длины волны неизвестного фильтра, используя два хорошо известных фильтра. Это может быть полезно для восстановления информации о фильтрах, используемых в случае старых данных, когда журналы не сохраняются и информация о фильтрах потеряна.
Схематическая иллюстрация метода регрессии звездного локуса фотометрической калибровки в астрономии. Цветовая диаграмма звезд может использоваться для прямой калибровки или для проверки цветов и величин в данных оптического и инфракрасного изображения. В таких методах используются преимущества фундаментального распределения звездных цветов в нашей галактике по большей части неба и того факта, что наблюдаемые звездные цвета (в отличие от видимой величины ) не зависят от расстояния до звезд. Регрессия звездного локуса (SLR) была методом, разработанным для устранения необходимости в стандартных наблюдениях звезд при фотометрических калибровках, за исключением очень редких (один раз в год или реже) измерений параметров цвета. SLR использовался в ряде исследовательских инициатив. Исследование NEWFIRM в регионе NOAO Deep Wide-Field Survey использовало его для получения более точных цветов, чем это было бы в противном случае было бы достигнуто традиционными методами калибровки, а Южный полюсный телескоп использовал SLR в измерение красных смещений скоплений галактик. Метод синего наконечника тесно связан с SLR, но использовался в основном для корректировки предсказаний галактического поглощения по данным IRAS. В других исследованиях звездная диаграмма цвета-цвета использовалась в первую очередь в качестве диагностического инструмента калибровки, в том числе The Oxford-Dartmouth Thirty Degree Survey и Sloan Digital Sky Survey (SDSS).
Анализ данных крупных наблюдательных съемок, таких как SDSS или 2 Micron All Sky Survey (2MASS), может быть сложной задачей из-за огромного количества полученных данных. Для подобных обзоров использовались цветно-цветные диаграммы, чтобы найти выбросы из звездного населения главной последовательности. Как только эти выбросы будут идентифицированы, их можно будет изучить более подробно. Этот метод был использован для определения сверхохлажденных субкарликов. Неразрешенные двойные звезды, которые фотометрически выглядят как точки, были идентифицированы путем изучения цветовых выбросов в тех случаях, когда один член находится вне главной последовательности. Этапы эволюции звезд вдоль асимптотической гигантской ветви от углеродной звезды до планетарной туманности отображаются на отдельных участках цветно-цветных диаграмм. Квазары также выглядят как выбросы цвета-цвета.
На оптическом изображении (слева) видны облака пыли, а на инфракрасном изображении (справа) - несколько молодых звезд. Авторы и права: Университет К. Р. О'Делл-Вандербильт, НАСА и ЕКА. Цветно-цветные диаграммы часто используются в инфракрасной астрономии для изучения областей звездообразования. Звезды образуются в облаках из пыли. По мере того как звезда продолжает сжиматься, образуется околозвездный диск из пыли, и эта пыль нагревается звездой внутри. Затем сама пыль начинает излучать как черное тело, хотя и намного холоднее звезды. В результате у звезды наблюдается избыток инфракрасного излучения. Даже без околозвездной пыли области, в которых происходит звездообразование, имеют высокую инфракрасную светимость по сравнению со звездами на главной последовательности. Каждый из этих эффектов отличается от покраснения звездного света, которое происходит в результате рассеяния пыли в межзвездной среде.
Цветно-цветовая диаграмма скопления Трапеция показывает, что многие члены скопления проявляют избыток инфракрасного излучения, что характерно для звезд с околозвездными дисками. Цветно-цветные диаграммы позволяют выделить эти эффекты. Поскольку цвет-цветовые отношения звезд главной последовательности хорошо известны, теоретическая главная последовательность может быть построена для справки, как это сделано со сплошной черной линией в примере справа. Рассеяние межзвездной пыли также хорошо изучено, что позволяет рисовать полосы на цветовой диаграмме, определяющей область, в которой, как ожидается, будут наблюдаться звезды , покрасневшие межзвездной пылью, как указано на цветно-цветовая диаграмма пунктирными линиями. На типичных осях для инфракрасных диаграмм цвет-цвет (H – K) по горизонтальной оси и (J – H) по вертикальной оси (см. инфракрасная астрономия для получения информации о обозначениях цветов полос). На диаграмме с этими осями звезды, которые падают справа от главной последовательности, и нарисованные полосы покраснения значительно ярче в полосе K, чем звезды главной последовательности, включая звезды главной последовательности, которые покраснели из-за межзвездной пыли. Из полос J, H и K K - самая длинная длина волны, поэтому считается, что объекты, которые аномально яркие в полосе K, демонстрируют избыток инфракрасного излучения. Эти объекты, вероятно, протозвездные по природе, с избыточным излучением на длинных волнах, вызванным подавлением отражательной туманностью, в которую встроены протозвезды. Цветно-цветные диаграммы затем можно использовать как средство изучения звездообразования, поскольку состояние звезды в процессе ее формирования можно приблизительно определить, посмотрев на ее положение на диаграмме.
