在天文学,颜色是一个比较以两种不同波长的光测量的给定物体。它是最多的通常用于确定温度单个恒星的年龄合成恒星的数量,或灭绝由…引起星际尘埃.
定义
天文学家使用有点古老的对数的单位量级测量亮度。这个颜色的对象是算术差异物体亮度的测量值在两个不同的带通滤波器.如果A类是在一个滤波器中测量的物体大小,以及B类是震级在另一个过滤器中测量,然后颜色是
(A-B)=A-B
符号(A-B)(包括括号)为标准颜色或颜色指数.这是衡量的标准颜色与更短的首先测量波长量级,如中所示
(米蓝色-米红色)
如果你看到一本关于天文学的书或杂志文章提到数量,如(B-V),(V-R),或(u-y),这些是颜色,在包含的两个滤波器带通中测量在括号内。
因为降低震级对应于光明对象,低负颜色指数对应于“蓝色”光谱。例如,假设,你在B类(蓝色)和V(V)(视觉,绿色-黄色)过滤器,并查找米B类=7.8和米V(V)=8.0.然后,这个(B-V)颜色指数为-0.2,对应非常蓝对象。如果米B类=11.4和米V(V)=8.0然后颜色指数为+3.4,是一颗非常红的星。
需要注意的是,“较蓝”和“较红”只是方便而已“波长较短时更亮”和“波长较低时更亮更长波长”——天文学家可以并且确实测量从X光到红外线的一切。
最后,由于颜色指数是以对数测量的量级,这对应于比率属于明度呈线性单位。
温度、光度和化学丰度
颜色通常用于确定单个恒星的温度。大多数明星都有恒星光谱类似于黑体.黑体光谱只是一个函数光的波长和温度属于发射物体。光谱不变形状作为温度更改,但峰值波长光谱的-定义为维恩位移定律--确实发生了变化;随着物体变得越来越热,更多的光在波长更短(更蓝)。
黑体函数具有明确定义的对数斜坡,取决于关于是否你是山顶的蓝色或红色。峰的红色,函数遵循Rayleigh-Jeans Law公司哪里亮度,B类λ与…成反比波长的四次方:
B类λ、 R-J公司= 2c(c) k个 吨/λ4
峰的蓝色,黑体曲线几乎跟随维恩定律,这是一个修改过的指数的关系,
B类λ、 维恩=(2小时 c(c)/λ5)经验(-小时c(c)/&λk个吨)
如果你想确定物体的温度,那么理论上你
- 测量四种或五种不同的亮度带通滤波器
- 确定频谱斜率与瑞利-金斯到维恩政体,
- 估计函数峰值的位置,然后
- 从维恩位移定律获得温度。
实际上,这有点棘手,因为星星不是很 完美黑体。通常所做的是测量颜色在里面几个过滤器,然后将测量的颜色与列表中的值进行比较具有精确测量光谱类型的恒星的颜色。然后你可以确定恒星的光谱类型仅基于少数观察结果。通常更容易确定这样的光谱类型,因为测量亮度所需的时间更少在四个或五个宽带滤波器中光谱.
某些光度颜色也被用作恒星其他固有属性的指示器。也许最重要的是恒星的化学成分,特别是金额金属在恒星大气中。金属引起所谓的线路覆盖层在恒星大气中——金属原子吸收蓝光重新发出红光。因此,金属“毯子”光谱的蓝色部分。所以发生的是鉴于有效温度,一个富金属恒星可以比a更红金属恒星具有相似的有效温度。
你也可以用颜色来获得恒星的亮度,不过用的方法稍微复杂一些。在近紫外波段,有一种光谱特征称为巴尔默 减量,由强者引起紫外线的吸收氢。减量的强度在一定程度上是表面重力这是恒星质量及其半径的函数。表面引力较低的恒星很可能是进化的巨星,而表面引力较高的恒星可能更接近主序列.因为巨星更多发光的,即使温度和化学成分相同,巨星和主序星的光谱也存在差异。您可以使用一些光度颜色指数来测量Balmer减量的强度,从而获得亮度。
星团和星系的年龄
这个颜色也可以用来测量一颗恒星或一组恒星的年龄星团和星系中的恒星。当单个恒星位于一颗星中时可以解析簇,颜色可以用于构建赫兹-罗素图以a的形式彩色幅度图.颜色幅度图几乎与Hertzsprung-Russell图,但带有颜色更换温度,和量级替换绝对光度。年龄可以通过拟合确定簇等时线到图表。
如果你不能解析单个恒星并组合颜色量级图表,然后可以测量人口通过确定表面亮度在两个不同的滤光片中的漫射光。这是通常在观察时进行星系太远了,无法解决单个恒星。如果你发现这个星系颜色很低索引(例如,(m蓝色-米红色)=0.1),然后最多的星系中的光来自更蓝的星星,表明这个星系今天仍在形成恒星。如果颜色指数较高,则大部分光线可能会照射进来来自更老、更红的恒星(像老恒星红巨星星星)。通常,不同星系的某些部分可能有不同的颜色。例如凸起螺旋星系的颜色会比旋臂更红因为凸起通常很旧(并且是红色的),而旋臂可能包含许多新生的、炙手可热的、蓝色的明星。
星际变红和灭绝
我们的银河系银河系,和大多数星系一样螺旋星系,已填充具有灰尘.此粉尘具有以下效果变红有那种灯吗穿过它——蓝光优先被灰尘散射掉太空中的粒子,而红光通过相对畅通无阻。这会而且确实会妨碍我们测量星空中有尘埃星际介质我们和他们之间。然而,有一种方法可以解决这个问题。假设我们仔细研究一下我们感兴趣区域中明亮恒星的光谱,而不是取决于颜色。它黑体曲线的形状仍然是扭曲,但我们可以使用其他东西,如氢吸收管线或其他吸收发射线在光谱中确定光谱类型。然后我们可以测量颜色我们应该看见和我们实际测量的颜色确定金额属于变红朝向我们正在观察的区域。这个区别是被称为颜色过剩,由给定
E(A-B)=(A-B)观察-(A-B)内在的
如果你(通常是不明智的)假设对于同一大方向上的所有恒星都是一样的,那么您可以使用确定其他恒星本色的测量色差在同一地区。然而,考虑到这一点,这并不总是一个好主意我们银河系的灰尘非常多不规则且不均匀。它是最好在同一区域拍摄多个光谱,看看是否所有恒星它们的光谱也有类似的发红现象。
资料来源:
记忆越来越模糊。
也,天体物理学中的辐射过程.