Índice de cor - Color index
Classe | B − V | U − B | V − R | R − I | T ef ( K ) |
---|---|---|---|---|---|
O5V | -0,33 | -1,19 | -0,15 | -0,32 | 42.000 |
B0V | -0,30 | -1,08 | -0,13 | -0,29 | 30.000 |
A0V | -0,02 | -0,02 | 0,02 | -0,02 | 9.790 |
F0V | 0,30 | 0,03 | 0,30 | 0,17 | 7.300 |
G0V | 0,58 | 0,06 | 0,50 | 0,31 | 5.940 |
K0V | 0,81 | 0,45 | 0,64 | 0,42 | 5.150 |
M0V | 1,40 | 1,22 | 1,28 | 0,91 | 3.840 |
Em astronomia , o índice de cor é uma expressão numérica simples que determina a cor de um objeto, que no caso de uma estrela dá sua temperatura . Quanto menor o índice de cor, mais azul (ou mais quente) é o objeto. Por outro lado, quanto maior o índice de cor, mais vermelho (ou mais frio) o objeto é. Isso é uma consequência da escala de magnitude logarítmica , na qual objetos mais brilhantes têm magnitudes menores (mais negativas) do que objetos mais escuros. Para comparação, o Sol amarelado tem um índice B − V de 0,656 ± 0,005 , enquanto o Rigel azulado tem um B − V de −0,03 (sua magnitude B é 0,09 e sua magnitude V é 0,12, B − V = −0,03). Tradicionalmente, o índice de cores usa Vega como ponto zero .
Para medir o índice, observa-se a magnitude de um objeto sucessivamente por meio de dois filtros diferentes , como U e B, ou B e V, onde U é sensível aos raios ultravioleta , B é sensível à luz azul e V é sensível ao visível (verde-amarelo) luz (ver também: sistema UBV ). O conjunto de bandas de passagem ou filtros é chamado de sistema fotométrico . A diferença nas magnitudes encontradas com esses filtros é chamada de índice de cor U − B ou B − V, respectivamente.
Em princípio, a temperatura de uma estrela pode ser calculada diretamente a partir do índice B − V, e existem várias fórmulas para fazer essa conexão. Uma boa aproximação pode ser obtida considerando estrelas como corpos negros , usando a fórmula de Ballesteros (também implementada no pacote PyAstronomy para Python):
Os índices de cor de objetos distantes são geralmente afetados pela extinção interestelar , ou seja, são mais vermelhos do que os de estrelas mais próximas. A quantidade de avermelhamento é caracterizada pelo excesso de cor , definido como a diferença entre o índice de cor observado e o índice de cor normal (ou índice de cor intrínseca ), o índice de cor real hipotético da estrela, não afetado pela extinção. Por exemplo, no sistema fotométrico UBV, podemos escrevê-lo para a cor B − V:
As bandas de passagem que a maioria dos astrônomos ópticos usam são os filtros UBVRI , onde os filtros U, B e V são mencionados acima, o filtro R passa a luz vermelha e o filtro I passa a luz infravermelha . Esse sistema de filtros às vezes é chamado de sistema de filtros Johnson-Cousins , em homenagem aos criadores do sistema (consulte as referências). Esses filtros foram especificados como combinações particulares de filtros de vidro e tubos fotomultiplicadores . MS Bessell especificou um conjunto de transmissões de filtro para um detector de resposta plana, quantificando assim o cálculo dos índices de cor. Para precisão, pares apropriados de filtros são escolhidos dependendo da temperatura de cor do objeto: B − V são para objetos de médio alcance, U − V para objetos mais quentes e R − I para objetos frios.
Veja também
- Índices de cor de asteróide
- Diagrama cor-cor
- Índices de cores de objetos distantes
- Sistema fotométrico UBV
- Zero pontos
Referências
Leitura adicional
- Consulta para Johnson, HL e Morgan , ApJ 117, 313 (1953)
- Consulta para primos, AWJ , MNRAS 166, 711 (1974)
- Query for Cousins, AWJ , MNASSA 33, 149 (1974)
- Query for Bessell, MS , PASP 102, 1181 (1990)