Diagram kolor – kolor

Diagram kolor-kolor to sposób porównywania kolorów obiektu astronomicznego przy różnych długościach fal . Astronomowie zazwyczaj obserwują w wąskich pasmach wokół pewnych długości fal, a obserwowane obiekty będą miały różną jasność w każdym paśmie. Różnica w jasności między dwoma pasmami nazywana jest kolorem . Na diagramach kolor-kolor kolor określony przez dwa pasma długości fal jest wykreślony na osi poziomej , a kolor określony przez inną różnicę jasności zostanie wykreślony na osi pionowej.

Tło

Efektywna temperatura ciała doskonale czarnego w porównaniu z indeksem koloru B-V i U-B gwiazd ciągu głównego i nadolbrzymów na tak zwanym diagramie kolor-kolor . Gwiazdy emitują mniej promieniowania ultrafioletowego niż ciało doskonale czarne o tym samym wskaźniku B-V .

Chociaż gwiazdy nie są idealnymi ciałami doskonale czarnymi , w pierwszym rzędzie widma światła emitowanego przez gwiazdy są ściśle zgodne z krzywą promieniowania ciała doskonale czarnego , czasami nazywaną również krzywą promieniowania cieplnego . Ogólny kształt krzywej ciała doskonale czarnego jest jednoznacznie określony przez jego temperaturę , a długość fali szczytowej intensywności jest odwrotnie proporcjonalna do temperatury, zależność znana jako prawo przesunięcia Wiena . Zatem obserwacja widma gwiazdy pozwala określić jej efektywną temperaturę . Uzyskanie pełnych widm gwiazd za pomocą spektrometrii jest znacznie bardziej skomplikowane niż zwykła fotometria w kilku pasmach. W ten sposób porównując jasność gwiazdy w wielu różnych wskaźnikach kolorów , nadal można określić efektywną temperaturę gwiazdy, ponieważ różnice jasności między każdym kolorem będą unikalne dla tej temperatury. W związku z tym diagramy kolor-kolor mogą być używane jako sposób przedstawiania populacji gwiazd, podobnie jak diagram Hertzsprunga-Russella , a gwiazdy z różnych klas widmowych będą zamieszkiwać różne części diagramu. Ta cecha prowadzi do zastosowań w różnych pasmach długości fal.

W gwiezdnym locus gwiazdy mają tendencję do ustawiania się w mniej lub bardziej prostej linii. Gdyby gwiazdy były idealnie czarnymi ciałami, gwiezdny locus byłby rzeczywiście czystą linią prostą. Rozbieżności z linią prostą wynikają z linii absorpcji i emisji w widmach gwiazd. Te rozbieżności mogą być mniej lub bardziej widoczne w zależności od zastosowanych filtrów: wąskie filtry o centralnej długości fali znajdującej się w obszarach bez linii dają odpowiedź zbliżoną do reakcji ciała doskonale czarnego, a nawet filtry wyśrodkowane na liniach, jeśli są wystarczająco szerokie, mogą dawać rozsądne zachowanie podobne do ciała doskonale czarnego.

Dlatego w większości przypadków prostą cechę miejsca gwiazdowego można opisać wzorem Ballesterosa wydedukowanym dla czystych ciał czarnych:

{\ Displaystyle CD = {\ Frac {\ nu _ {\ tekst {c}} - \ nu _ {\ tekst {d }}}{\nu _{\text{a}}-\nu _{\text{b}}}}(AB)+k,}

gdzie $A$ , $B$ , $C$ i $D$ są jasnościami gwiazd mierzonymi przez filtry o centralnych częstotliwościach odpowiednio $ν a$ , $ν b$ , $ν c$ i $ν d , a$ $k$ jest stałą zależną od centralnej długości fali i szerokości filtrów, biorąc pod uwagę przez:

{\ Displaystyle k = -2,5 \ log _ {10} \ lewo [\ lewo ({\ Frac {\ nu _ {\ tekst {c}}} {\ nu _ {\ tekst {d}} }}\right)^{2}\left({\frac {\Delta _{\text{c}}}{\Delta _{\text{d}}}}\right)\left({\frac { \nu _{\text{b}}}{\nu _{\text{a}}}}\right)^{2{\frac {\nu _{\text{c}}-\nu _{\ text{d}}}{\nu _{\text{a}}-\nu _{\text{b}}}}}\left({\frac {\Delta _{\text{b}}}{ \Delta _{\text{a}}}}\right)^{\frac {\nu _{\text{c}}-\nu _{\text{d}}}{\nu _{\text{ a}}-\nu _{\text{b}}}}\right]}

Należy zauważyć, że nachylenie linii prostej zależy tylko od efektywnej długości fali, a nie od szerokości filtra.

Chociaż tej formuły nie można bezpośrednio użyć do kalibracji danych, jeśli ma się dobrze skalibrowane dane dla dwóch danych filtrów, można jej użyć do kalibracji danych w innych filtrach. Można go również użyć do pomiaru efektywnego punktu środkowego długości fali nieznanego filtra, używając dwóch dobrze znanych filtrów. Może to być przydatne do odzyskiwania informacji o filtrach używanych w przypadku starych danych, gdy dzienniki nie są zachowywane, a informacje o filtrach zostały utracone.

Aplikacje

Kalibracja fotometryczna

Schematyczna ilustracja metody regresji miejsca gwiazdowego do kalibracji fotometrycznej w astronomii.

Diagram kolor-kolor gwiazd może być używany do bezpośredniej kalibracji lub testowania kolorów i jasności w danych obrazowania optycznego i podczerwonego. Takie metody wykorzystują fundamentalny rozkład kolorów gwiazd w naszej galaktyce na ogromnej większości nieba oraz fakt, że obserwowane kolory gwiazd (w przeciwieństwie do jasności pozornych ) są niezależne od odległości do gwiazd. Regresja miejsca gwiazdowego (SLR) była metodą opracowaną w celu wyeliminowania potrzeby standardowych obserwacji gwiazd w kalibracjach fotometrycznych, z wyjątkiem bardzo rzadkich (raz w roku lub rzadziej) pomiarów kolorów. SLR był używany w wielu inicjatywach badawczych. Przegląd NEWFIRM w NOAO Deep Wide-Field Survey wykorzystał go do uzyskania dokładniejszych kolorów, niż byłoby to możliwe w przypadku tradycyjnych metod kalibracji, a Teleskop Bieguna Południowego wykorzystał SLR do pomiaru przesunięć ku czerwieni gromad galaktyk . Metoda niebieskiej końcówki jest blisko spokrewniona z SLR, ale była używana głównie do korygowania przewidywań wymierania Galaktyki na podstawie danych IRAS . Inne przeglądy wykorzystywały diagram barwa-kolor gwiazd głównie jako narzędzie diagnostyczne do kalibracji, w tym The Oxford-Dartmouth Thirty Degree Survey i Sloan Digital Sky Survey (SDSS).

Kolorowe wartości odstające

Analiza danych z dużych przeglądów obserwacyjnych, takich jak SDSS lub 2 Micron All Sky Survey (2MASS), może być trudna ze względu na ogromną liczbę uzyskanych danych. W przypadku przeglądów takich jak te, diagramy kolor-kolor zostały wykorzystane do znalezienia wartości odstających z ciągu głównego . Po zidentyfikowaniu tych wartości odstających można je następnie zbadać bardziej szczegółowo. Ta metoda została wykorzystana do identyfikacji ultrafajnych podkrasnoludów . Nierozwiązane gwiazdy podwójne , które fotometrycznie wydają się być punktami, zostały zidentyfikowane poprzez badanie wartości odstających kolor-kolor w przypadkach, gdy jeden element znajduje się poza ciągiem głównym. Etapy ewolucji gwiazd wzdłuż asymptotycznej gałęzi olbrzyma od gwiazdy węglowej do mgławicy planetarnej pojawiają się na odrębnych obszarach diagramów kolor-kolor. Kwazary pojawiają się również jako wartości odstające kolor-kolor.

Formacja gwiazd

Obraz optyczny (po lewej) pokazuje obłoki pyłu, podczas gdy obraz w podczerwieni (po prawej) pokazuje pewną liczbę młodych gwiazd. Źródło: Uniwersytet CR O'Dell-Vanderbilt, NASA i ESA .

Diagramy kolor-kolor są często używane w astronomii w podczerwieni do badania obszarów formowania się gwiazd . Gwiazdy tworzą się w obłokach pyłu . Gdy gwiazda nadal się kurczy, tworzy się okołogwiazdowy dysk pyłu, który jest ogrzewany przez gwiazdę w środku. Sam pył zaczyna następnie promieniować jako ciało doskonale czarne, choć znacznie chłodniejsze niż gwiazda. W rezultacie dla gwiazdy obserwuje się nadmiar promieniowania podczerwonego . Nawet bez pyłu okołogwiazdowego obszary, w których powstają gwiazdy, wykazują wysoką jasność w podczerwieni w porównaniu z gwiazdami ciągu głównego. Każdy z tych efektów różni się od poczerwieniania światła gwiazd, które następuje w wyniku rozproszenia pyłu w ośrodku międzygwiazdowym .

Wykres kolor-kolor gromady Trapez pokazuje, że wielu członków gromady wykazuje nadmiar podczerwieni, który jest charakterystyczny dla gwiazd z dyskami okołogwiazdowymi.

Diagramy kolor-kolor pozwalają na wyizolowanie tych efektów. Ponieważ relacje kolor-kolor ciągu głównego są dobrze znane, teoretyczny ciąg główny można wykreślić w celach informacyjnych, tak jak w przypadku ciągłej czarnej linii w przykładzie po prawej stronie. Rozpraszanie pyłu międzygwiazdowego jest również dobrze poznane, co pozwala na narysowanie pasm na diagramie kolor-kolor, definiującym region, w którym spodziewane są obserwacje gwiazd zaczerwienionych przez pył międzygwiezdny, oznaczony na diagramie kolor-kolor liniami przerywanymi. Typowe osie diagramów kolor-kolor w podczerwieni mają (H – K) na osi poziomej i (J – H) na osi pionowej (patrz astronomia w podczerwieni , aby uzyskać informacje na temat oznaczeń kolorów pasm). Na diagramie z tymi osiami gwiazdy, które opadają na prawo od ciągu głównego i narysowane czerwone pasy, są znacznie jaśniejsze w paśmie K niż gwiazdy ciągu głównego, w tym gwiazdy ciągu głównego, które doświadczyły zaczerwienienia z powodu pyłu międzygwiazdowego. Spośród pasm J, H i K, K jest najdłuższą długością fali, więc mówi się, że obiekty, które są anomalnie jasne w paśmie K, wykazują nadmiar podczerwieni . Obiekty te są prawdopodobnie protogwiazdami , z nadmiarem promieniowania na długich falach spowodowanym tłumieniem przez mgławicę refleksyjną , w której osadzone są protogwiazdy. Diagramy kolor-kolor mogą być wtedy wykorzystywane jako środek do badania formowania się gwiazd, ponieważ stan formującej się gwiazdy można z grubsza określić, patrząc na jej położenie na diagramie.

Zobacz też

Linki zewnętrzne

Regresja miejsca gwiazdowego
Diagramy kolor-kolor i kolor-jasność (przykłady diagramów kolor-kolor)
Zmienność fotometryczna gwiazd w bliskiej podczerwieni w kierunku obłoku molekularnego Kameleon I