Índice de color B−V
El índice de color B−V (“B menos V”) es uno de los dos índices de color del sistema fotométrico UBV . La característica de color más utilizada de los objetos astronómicos.
Al igual que otros indicadores de color, B − V caracteriza la distribución de energía en el espectro de un objeto, es decir, su color. Las estrellas y otros objetos suelen emitir diferentes cantidades de energía en diferentes rangos espectrales. Por ejemplo, las estrellas calientes emiten más luz azul que roja y las estrellas frías emiten más luz roja que azul. Por lo tanto, el color de una estrella se puede caracterizar por la diferencia de sus magnitudes medidas en diferentes rangos (con diferentes filtros).
El valor B (del inglés azul - "azul"; el brillo del objeto en el rango "azul") se mide utilizando un filtro de banda B estándar (sensibilidad máxima a una longitud de onda de 435 nm), y el valor V ( de visual - "visual") - usando un filtro de banda V (la sensibilidad máxima cae en verde con una longitud de onda de 555 nm). Su diferencia es el indicador del color B − V [1] .
El sistema UBV se define de tal manera que para las estrellas blancas de tipo espectral A0V las 3 cantidades - U , B , V - son iguales entre sí. Por lo tanto, los índices de color B − V y U − B de estas estrellas son iguales a cero.
Los objetos rojos emiten menos luz azul que cualquier otro, por lo que su magnitud en el rango azul ( B ) es mayor que en el rango visual ( V ). Así, para ellos B − V > 0 . Los objetos azules tienen, por el contrario, B − V < 0 . Para las estrellas más azules , B − V alcanza −0,35 m , y para las estrellas más rojas, hasta +2 m ... +3 m , a veces más. Color rojo muy saturado y, en consecuencia, gran B − V en estrellas de carbono . Por ejemplo, la T de Lyrae tiene B − V = 5,46 m [2] .
Según el color de una estrella, se pueden sacar conclusiones aproximadas sobre su temperatura. Cuanto más alto es el índice de color, más fría es la estrella (y más tardío es su tipo espectral ) [3] . Si la estrella irradia como un cuerpo absolutamente negro con temperatura T , entonces la relación entre el índice de color y la temperatura tiene la forma [4]
De hecho, el color de las estrellas está influenciado no solo por la temperatura, sino también por otros factores, en particular, la composición química, por ejemplo, en las estrellas de carbono . Por lo tanto, la dependencia dada es solo aproximada. Para las estrellas frías se observa peor que para las calientes. Se dedica una extensa literatura a la construcción de una relación empírica y semiempírica entre la temperatura y el índice de color [5] .
El índice de color observado de algunas estrellas (especialmente las lejanas) está aumentado debido al enrojecimiento interestelar (la luz se enrojece al pasar por el medio interestelar , fenómeno similar al enrojecimiento del Sol cerca del horizonte).
| Estrella | clase espectral | color | B - V , sonido dirigió. |
|---|---|---|---|
| Shaula (λ Sco) | B1.5-2 | blanco azul | −0,23 |
| Bellatrix | B2 | blanco azul | −0,22 |
| espiga | B1/B2 | blanco azul | −0,13 |
| Rigel | B8 | blanco | −0.03 |
| Vega | A0 | blanco | 0.00 |
| Sirio | A1 | blanco | +0.01 |
| Proción | F5 | amarillento | +0.42 |
| Sol | G2 | amarillo | +0.65 |
| arcturus | K1.5 | Naranja | +1.22 |
| Aldebarán | K5 | Naranja | +1.54 |
| Betelgeuse | M2 | rojo | +1.86 |
| Antarés | M1.5 | rojo | +1.87 |
| Mu Cefei | M2 | rojo | +2.26 |
Notas
- ↑ Indicadores de colores de estrellas . Zasov A.V. Astronet . Archivado desde el original el 15 de marzo de 2012.
- ↑ Las 10 mejores estrellas muy rojas . Jerry Lodriguss . Consultado el 4 de septiembre de 2012. Archivado desde el original el 25 de octubre de 2012.
- ↑ Índice de colores de estrellas . Surdin V.G. Astronet . Archivado desde el original el 14 de marzo de 2012.
- ↑ Ballesteros, FJ (2012). "Nuevas ideas sobre los cuerpos negros". EPL (Europhysics Letters) 97 (2012) 34008. http://arxiv.org/pdf/1201.1809.pdf Archivado el 5 de noviembre de 2020 en Wayback Machine .
- ↑ Por ejemplo, M. Sekiguchi, M. Fukugita, "A Study of the B−V Color-Temperature Relation" The Astronomical Journal, V. 120, 2000, p. 1072 doi:10.1086/301490
Literatura
- Mironov A. V. Fotometría de precisión (enlace no disponible) . Astronet (1997). Consultado el 28 de agosto de 2012. Archivado desde el original el 9 de noviembre de 2012.