Color del gráfico - color
En astronomía , los gráficos color-color son opciones para comparar las magnitudes estelares aparentes de estrellas en diferentes longitudes de onda. Por lo general, las observaciones se realizan en bandas estrechas alrededor de una determinada longitud de onda, mientras que los objetos observados emiten una cantidad diferente de energía en cada una de las bandas. La diferencia entre las magnitudes en dos bandas diferentes se denomina índice de color . En los gráficos color-color, el color definido por dos barras se marca en el eje de coordenadas horizontal y el color definido por el otro par de barras se marca en el eje vertical. A menudo, en dos pares de carriles, un carril es común.
Teoría
Aunque las estrellas no son exactamente cuerpos negros, en primera aproximación, los espectros de emisión de las estrellas se asemejan a las curvas de emisión de un cuerpo negro. En general, la forma de la curva del espectro del cuerpo negro está determinada por la temperatura, mientras que la longitud de onda de la radiación máxima es inversamente proporcional a la temperatura ( ley de desplazamiento de Wien ). Por tanto, el espectro observado de una estrella proporciona información sobre su temperatura efectiva. Obtener el espectro completo de estrellas usando espectrometría es más difícil que obtener partes del espectro en ciertas bandas usando métodos de fotometría . Al comparar las magnitudes de un objeto para varios índices de color, se puede determinar la temperatura efectiva, ya que la diferencia de magnitud para cada índice de color está únicamente relacionada con la temperatura. Así, los diagramas color-color pueden utilizarse para una representación general de la población estelar, por analogía con el diagrama de Hertzsprung-Russell . Las estrellas de diferentes tipos espectrales se ubicarán en diferentes partes del diagrama.
En el diagrama, las estrellas se alinean en forma de líneas. Si las estrellas fueran cuerpos ideales absolutamente negros, entonces estarían ubicadas en líneas rectas en los diagramas. Las diferencias con las líneas rectas surgen debido a la presencia de líneas de absorción y emisión en el espectro. Las diferencias pueden ser más o menos pronunciadas según los filtros utilizados en la observación: cuando se utilizan filtros de banda estrecha con una longitud de onda central fuera de la región de la línea, la sección del espectro se verá similar a un cuerpo negro; pero incluso si el filtro está centrado en la región que contiene las líneas, con un ancho de banda suficiente, el espectro puede ser cercano al de un cuerpo negro.
En la mayoría de los casos, la disposición de las estrellas en el diagrama se puede representar mediante la fórmula del trabajo de FJ Ballesteros, [2] obtenida para un cuerpo negro:
donde A, B, C y D son las magnitudes medidas en filtros con frecuencias centrales , y , k es una constante que depende de la longitud de onda central y del ancho de banda de los filtros:
![{\displaystyle k=-2.5\log_{10}\left[{\left({\frac {\nu_{c)){\nu_{d))}\right)^{2}\left( {\frac {\Delta_{c}}{\Delta_{d}}}\derecha)\izquierda({\frac {\nu_{b}}{\nu_{a}}}\derecha)^ {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))))\ Correcto].}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/bc6e823de4e9d1f4dfaeac477cc445d5109cd940)
Tenga en cuenta que la pendiente de la línea recta depende solo de la longitud de onda efectiva.
Aunque esta fórmula no se puede usar directamente para calibrar datos, si ha calibrado datos para dos filtros específicos, puede usar la fórmula para calibrar datos en otros filtros. Para medir la longitud de onda efectiva de la región central de un determinado filtro, también puede aplicar esta fórmula si tiene información sobre los otros dos filtros.
Aplicación
Calibración fotométrica
La tabla color-color para estrellas se puede utilizar para la calibración o para comprobar los valores de color y magnitud de las observaciones ópticas o infrarrojas. Dichos algoritmos utilizan métodos para estudiar la distribución del color de las estrellas en la Galaxia y se basan en la afirmación de que el color observado de las estrellas es independiente de la distancia a ellas. El método de regresión del lugar geométrico estelar ( SLR ) [3] se desarrolló para eliminar la necesidad de observar estrellas estándar en el marco de las calibraciones fotométricas, con la excepción de mediciones de color muy raras (una vez al año o menos). El método SLR se utiliza en una serie de proyectos científicos. El NEWFIRM (Encuesta profunda de campo amplio de NOAO ) utilizó este método para producir colores más precisos que los métodos de calibración tradicionales; en observaciones con el Telescopio Polar Sur, el SLR se utiliza para medir el corrimiento al rojo de los cúmulos de galaxias . [4] Varias otras revisiones utilizan gráficos de color a color principalmente como una herramienta para verificar las calibraciones, como la revisión SDSS . [5]
Objetos que se desvían de color
Cuando se analizan datos de grandes estudios astronómicos como SDSS y 2MASS , se utilizan diagramas color-color para encontrar objetos que se desvían de la población de la secuencia principal. De esta forma, se descubrieron subenanas muy frías . [6] [7] Las estrellas binarias irresolubles, que parecen fuentes puntuales desde el punto de vista de la fotometría, se pueden encontrar en el diagrama como objetos que se desvían en el caso de que uno de los componentes no esté en la secuencia principal. [8] Las etapas de la evolución estelar a lo largo de la rama gigante asintótica desde estrellas de carbono hasta nebulosas planetarias se reflejan en diferentes áreas de diagramas color-color. [9] Los cuásares también se desvían de las líneas generales del diagrama. [ocho]
Formación estelar
Los diagramas color-color se utilizan a menudo en la astronomía infrarroja para estudiar las regiones de formación estelar. Las estrellas se forman en nubes interestelares que contienen polvo. Cuando la estrella se comprime, se forma un disco circunestelar , cuyo polvo es posteriormente calentado por la estrella. El polvo calentado se irradia como un cuerpo absolutamente negro, pero mucho más frío que una estrella. Como resultado, la estrella tiene un exceso de radiación infrarroja. Incluso en ausencia de polvo circunestelar, las regiones de formación estelar son muy luminosas en el infrarrojo en comparación con las estrellas de la secuencia principal. [10] Cada uno de estos efectos es diferente del enrojecimiento de la luz como resultado de la dispersión por el polvo en el medio interestelar .
El diagrama color-color se puede trazar con una curva teórica para las estrellas de la secuencia principal, como se muestra en el ejemplo con la línea negra. Dado que hay información sobre la dispersión por el polvo interestelar, el diagrama se puede trazar con bandas en las que se ubican las estrellas, cuya radiación experimenta un enrojecimiento interestelar. Estas bandas se muestran como líneas de puntos. Por lo general, en los gráficos, el color (HK) se traza en el eje horizontal y el color (JH) se traza en el eje vertical. Las estrellas a la derecha de la secuencia principal y las bandas enrojecidas son significativamente más brillantes en la banda K que las estrellas de la secuencia principal. Esta categoría también incluye estrellas de secuencia principal cuya radiación ha sufrido un fuerte enrojecimiento. Entre las bandas J, H y K, la banda K es la más larga, por lo tanto, los objetos anormalmente brillantes en la banda K exhiben un exceso de infrarrojo. Es probable que tales objetos sean protoestrellas, mientras que el exceso de infrarrojo puede estar asociado con la presencia de una nebulosa de reflexión. [11] En tales casos, los diagramas se pueden utilizar para estudiar la formación estelar. [12]
Notas
- ↑ La figura fue creada según E. Böhm-Vitense. Figura 4.9 // Introducción a la astrofísica estelar: datos y observaciones estelares básicas . - Prensa de la Universidad de Cambridge , 1989. - Pág. 26. - ISBN 0-521-34869-2 .
- ↑ Ballesteros, FJ (2012). "Nuevas ideas sobre los cuerpos negros". EPL 97 (2012) 34008. http://arxiv.org/pdf/1201.1809.pdf Archivado el 5 de noviembre de 2020 en Wayback Machine .
- ↑ FW High et al. Regresión del lugar geométrico estelar: calibración precisa del color y determinación en tiempo real de los desplazamientos al rojo fotométricos del cúmulo de galaxias // The Astronomical Journal : revista. - Ediciones IOP , 2009. - Vol. 138 , núm. 1 . - pág. 110-129 . -doi : 10.1088 / 0004-6256/138/1/110 . — . -arXiv : 0903.5302 . _
- ↑ FW High et al. Estimaciones ópticas de corrimiento al rojo y riqueza para cúmulos de galaxias seleccionados con el efecto Sunyaev-Zel'dovich de las observaciones del telescopio del Polo Sur de 2008 // The Astrophysical Journal : revista. - Ediciones IOP , 2010. - Vol. 723 , núm. 2 . - Pág. 1736-1747 . -doi : 10.1088 / 0004-637X/723/2/1736 . - . -arXiv : 1003.0005 . _
- ↑ Z. Ivezic et al. Sloan Digital Sky Survey Catálogo estándar de estrellas para Stripe 82: The Dawn of Industrial 1% Optical Photometry // The Astronomical Journal : journal. - Ediciones IOP , 2007. - Vol. 134 , núm. 3 . - Pág. 973-998 . -doi : 10.1086/ 519976 . - . — arXiv : astro-ph/0703157 .
- ↑ Burgasser, AJ; Cruz, KL; Kirkpatrick, JD Espectroscopía óptica de subenanas ultrafrías seleccionadas por color 2MASS // The Astrophysical Journal : revista. - Ediciones IOP , 2007. - Vol. 657 , núm. 1 . - P. 494-510 . -doi : 10.1086/ 510148 . — . -arXiv : astro - ph/0610096 .
- ↑ Gizis, JE et al. Nuevos vecinos de 2MASS: actividad y cinemática en la parte inferior de la secuencia principal // Diario astronómico : diario. - 2000. - vol. 120 , núm. 2 . - P. 1085-1099 . -doi : 10.1086/ 301456 . - . -arXiv : astro - ph/0004361 . (enlace no disponible)
- ↑ 1 2 Covey, KR et al. SED estelares de 0,3 a 2,5 micras: seguimiento del lugar geométrico estelar y búsqueda de valores atípicos de color en SDSS y 2MASS // Astronomical Journal : journal. - 2007. - vol. 134 , núm. 6 _ - Pág. 2398-2417 . -doi : 10.1086/ 522052 . - . -arXiv : 0707.4473 . _
- ↑ Ortíz, R. et al. Evolución de AGB a nebulosa planetaria en la encuesta MSX // Astronomía y astrofísica : revista . - 2005. - vol. 431 , núm. 2 . - Pág. 565-574 . -doi : 10.1051/0004-6361 : 20040401 . - . -arXiv : astro - ph/0411769 .
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- ↑ Lada, CJ et al. Observaciones infrarrojas de banda L del cúmulo de trapecio: un censo de discos circunestelares y protoestrellas candidatas // The Astronomical Journal : revista. - Ediciones IOP , 2000. - Vol. 120 , núm. 6 _ - Pág. 3162-3176 . -doi : 10.1086/ 316848 . - . -arXiv : astro - ph/0008280 .
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