Índice de cor - Color index

Amostra de cores de calibração
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

Referências

Leitura adicional