مؤشر اللون

في علم الفلك ، مؤشر اللون (بالإنجليزية: Color index)‏ هو تعبير عددي بسيط لتحدد لون الأجرام ، و منه تشتق درجة حرارة النجوم . أصغر مؤشر لوني هو الأزرق (أكثر سخونة) . وعلى العكس، كلما زاد مؤشر اللون، زاد احمرار الكائن (أكثر برودة ) . هذا نتيجة لوغاريتم المستخدمة في حساب القدر، و التي تكون فيها الأجرام الأكثر إشراقا أصغر (أكثر سلبية) من الأجرام الباهتة . وعلى سبيل المقارنة، الشمس صفراء لديها مؤشر B-5 من 0.656 ± 0.005، [2] في حين أن نجم رجل الجبار لديه B–V قيمته –0.03 (قدر B هو 0.09 و قدر V هو 0.12 ) و بالحساب B-V=-0.03.[3]

لمعانٍ أخرى، انظر مؤشر (توضيح).

عينة من الألوان[1]
تصنيف	B–V	U–B	V–R	R–I	د_فعل (كلفن)
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

لقياس هذا المؤشر، يلاحظ حجم الجرم تباعا من خلال اثنين من المرشحات مختلفة، مثل U وB، أو B و V، حيث U حساسة للأشعة فوق بنفسجية ، B حساس للضوء الأزرق، و V حساسة للعيان (أخضر أصفر) ويطلق على هذه المجموعة مرشحات النطاق عالي اسم نظام مضوائي. ويسمى فارق مقادير المرشحات بمؤشر اللون B-V أو U-B .

من حيث المبدأ، درجة حرارة النجم يمكن أن تحسب مباشرة من المؤشر B-V، وهناك العديد من الصيغ لحساب حرارة الأجرام [4] ويمكن الحصول على تقريب جيد من خلال النظر إلى النجوم على أنها أجسام سوداء، وذلك باستخدام صيغة باليستيروس [5]

T=4600\left({{\frac {1}{0.92(B-V)+1.7}}+{\frac {1}{0.92(B-V)+0.62}}}\right)

مؤشر اللون يمكن أن يطلعنا على البعد الحقيقي للجرم باستخدام خمود النجم . مثلا النجوم البعيدة تكون أكثر احمرار . يتميز هذا الاحمرار كفائض لوني .

E_{B-V}=(B-V)_{\textrm {Observed}}-(B-V)_{\textrm {Intrinsic}}

مرشحات النطاق عالي يستخدمها معظم علماء الفلك البصري (مرشح النظام المضوائي)، حيث يستعان بمرشحات U، B، و V وكما ذكر سلفا، مرشح R يمرر الضوء الأحمر، و مرشح ( I )يمرر ضوء الأشعة تحت الحمراء. يسمى هذا بنظام Johnson-Cousins filter system ، و الذي سمي على اسم منشئه .

قياس مؤشرات اللون يكون باختيار زوج مناسب من المرشحات اعتمادا على درجة حرارة و لون الكائن :مرشح B-V هي للأجرام متوسطة الحرارة، U-V للأجرام الأكثر سخونة، وR-I للبارد.

مراجع

Zombeck, Martin V. (1990). "Calibration of MK spectral types". Handbook of Space Astronomy and Astrophysics (الطبعة 2nd). Cambridge University Press. صفحة 105. ISBN 0-521-34787-4. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
David F. Gray (1992), The Inferred Color Index of the Sun, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 104, no. 681, pp. 1035-1038 (November 1992) نسخة محفوظة 7 يوليو 2020 على موقع واي باك مشين.
The Simbad Astronomical Database' Rigel page نسخة محفوظة 7 ديسمبر 2006 على موقع واي باك مشين.
Sekiguchi M. and Fukugita (2000). "A STUDY OF THE B-V COLOR-TEMPERATURE RELATION". AJ (Astrophysical Journal) 120 (2000) 1072. http://iopscience.iop.org/1538-3881/120/2/1072.
Ballesteros, F.J. (2012). "New insights into black bodies ". EPL (Europhysics Letters) 97 (2012) 34008. http://arxiv.org/pdf/1201.1809.pdf.

بوابة علم الفلك

This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.

[zombeck-1] Zombeck, Martin V. (1990). "Calibration of MK spectral types". Handbook of Space Astronomy and Astrophysics (الطبعة 2nd). Cambridge University Press. صفحة 105. ISBN 0-521-34787-4. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)

[sun-2] David F. Gray (1992), The Inferred Color Index of the Sun, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 104, no. 681, pp. 1035-1038 (November 1992) نسخة محفوظة 7 يوليو 2020 على موقع واي باك مشين.

[rigel-3] The Simbad Astronomical Database' Rigel page نسخة محفوظة 7 ديسمبر 2006 على موقع واي باك مشين.

[Sekiguchi-4] Sekiguchi M. and Fukugita (2000). "A STUDY OF THE B-V COLOR-TEMPERATURE RELATION". AJ (Astrophysical Journal) 120 (2000) 1072. http://iopscience.iop.org/1538-3881/120/2/1072.

[Ballesteros-5] Ballesteros, F.J. (2012). "New insights into black bodies ". EPL (Europhysics Letters) 97 (2012) 34008. http://arxiv.org/pdf/1201.1809.pdf.