Astronomie

Beziehung zwischen Farbindex und Temperatur

Beziehung zwischen Farbindex und Temperatur

Gibt es einen genauen Zusammenhang zwischen Farbindizes und Temperatur? Ich habe einige numerische Formeln gesehen, die den B - V-Farbindex mit der Temperatur in Verbindung bringen, der Form $B - V = a_1 + frac{a_2}{T} $ .

Ich frage mich, gibt es eine Möglichkeit, diese Formeln abzuleiten, oder sind sie vollständig empirisch?


Sie sind meist empirisch. Gefunden durch Messung der $B-V$ für bekannte Stars $T_{ meff}$ (die wiederum gemessen werden, indem man die Leuchtkraft und den Radius eines Sterns kennt, und dies ist nur für eine kleine Anzahl von Sternen bekannt). Die Beziehungen hängen auch von der Schwerkraft und Zusammensetzung der stellaren Oberfläche ab.

Ein alternativer Ansatz besteht darin, "synthetische" Beziehungen durch Faltungsspektren abzuleiten, die aus Modellatmosphären durch die entsprechenden Filterantworten berechnet werden.


  • Die meisten Sterne erscheinen als Lichtpunkte, sodass ihre Größe nicht direkt gemessen werden kann
    • Bei einigen messen wir die Größe jedoch direkt: Beteigeuze
    • Betrachten Sie einen "heißen Stern" mit einer Oberflächentemperatur von 30.000 K,
      und ein "cooler Stern" mit Oberflächentemperatur 3.000 K
      • identifiziere diese Sterne anhand der Spitze ihrer Schwarzkörperkurven
      • Typ O : 30.000 K
      • Typ M : 3.000 K
      • Wir sehen dies aus einem Plot der "Hauptreihe" des Hertzsprung-Russell-Diagramms
      • Der Stern vom Typ O ist also 10 10-mal so hell wie ein Stern vom Typ M
      • Das Stefan-Boltzmann-Gesetz sagt, dass die pro Flächeneinheit emittierte Energie proportional zu T 4 . ist
        oder Emission pro Flächeneinheit von Typ O (30.000 K) sollte Typ M (3.000 K) übersteigen um:
        10 4 = 10,000
        aber nicht um 10 10 = 10 000 000 000, die wir beobachten
        wir haben einen zusätzlichen Faktor von 1.000.000 = 10 6
      • Denn Typ O sind auch viel größer
      • Riesen (10-100 mal Sonnenradius)
      • Überriesen (100-1000 mal der Sonnenradius)
      • Zwerg (vergleichbar oder kleiner als die Sonne)
      • Dies hängt davon ab, wie weit das Objekt nach dem Quadratgesetz entfernt ist:
      • Wenn wir Helligkeit und Entfernung kennen, können wir die Helligkeit bestimmen
      • Scheinbare Helligkeit
      • Hellste Sterne, die mit bloßem Auge sichtbar sind = Magnitude 1
      • Schwächste Sterne, die mit bloßem Auge sichtbar sind = Magnitude 6
        • Dies ist eine logarithmische Skala
        • Messungen zeigen, dass Sterne der 1. Größe 100x so hell sind wie Sterne der 6. Größe.
        • Ein Helligkeitsunterschied von 1 entspricht also einem Faktor von 2,5 in der Helligkeit.
          • oder (2.51) 5 = 100
          • Scheinbare Größe = -1,46
          • Entfernung
            • Parallaxe = 0,38 Bogensekunden
            • Abstand (d) = 1/Parallaxe = 2,5 Parsec
            • Verhältnis von B zu V (B/V)
            • Unterschied zwischen B und V (B-V)
            • Beziehung zwischen Farbindex und Temperatur
            • Der Ionisationszustand von Atomen hängt von der Temperatur ab
            • Lichtenergie (und damit Absorption) ist temperaturabhängig

            Absorptionsspektrum des Sterns
            Wird verwendet, um Sterne zu klassifizieren (nach Spektralklasse)


            CRI (Farbwiedergabeindex)

            Was es ist: Ein Maß dafür, wie sich Licht im Vergleich zu einer natürlichen Lichtquelle auf das Erscheinungsbild von Farben auswirkt. Je höher der CRI, desto näher an der „wahren“ Farbe haben Sie in diesem Licht.

            Wonach schauen: Ein ausgezeichneter CRI ist 90 und höher, was bedeutet, dass Lampen und Glühbirnen mit einem CRI von 90+ eine genauere Farbwiedergabe der von ihr beleuchteten Objekte erzeugen. Denken Sie zum Beispiel an die Küche – ein ausgezeichneter CRI für die Beleuchtung in diesem Raum stellt sicher, dass das Essen in seiner natürlichsten (und wahrscheinlich appetitlichsten) Farbe präsentiert wird.


            Die Hauptsequenz verstehen

            In The Sun: A Nuclear Powerhouse haben wir die Sonne als repräsentativen Stern diskutiert. Wir haben gesehen, dass Sterne wie die Sonne ihren Lebensunterhalt verdienen, indem sie Protonen tief in ihrem Inneren durch den Prozess der Kernfusion in Helium umwandeln und so Energie erzeugen. Die Verschmelzung von Protonen zu Helium ist eine ausgezeichnete, langlebige Energiequelle für einen Stern, da der Großteil jedes Sterns aus Wasserstoffatomen besteht, deren Kerne Protonen sind.

            Unsere Computermodelle zur Entwicklung von Sternen im Laufe der Zeit zeigen uns, dass ein typischer Stern etwa 90% seines Lebens damit verbringt, den reichlich vorhandenen Wasserstoff in seinem Kern zu Helium zu fusionieren. Dies ist dann eine gute Erklärung dafür, warum 90% aller Sterne auf der Hauptreihe im H-R-Diagramm zu finden sind. Aber wenn alle Sterne auf dem Hauptfolge das gleiche tun (Wasserstoff verschmelzen), warum sind sie entlang einer Reihe von Punkten verteilt? Das heißt, warum unterscheiden sie sich in Helligkeit und Oberflächentemperatur (was wir im H-R-Diagramm darstellen)?

            Um zu verstehen, wie sich Hauptreihensterne unterscheiden, können wir eines der wichtigsten Ergebnisse aus unseren Studien an Modellsternen verwenden. Astrophysiker konnten zeigen, dass die Struktur von Sternen, die sich im Gleichgewicht befinden und ihre gesamte Energie aus der Kernfusion beziehen, vollständig und eindeutig von nur zwei Größen bestimmt wird: Totale Masse und der Komposition des Sterns. Diese Tatsache liefert eine Interpretation vieler Merkmale des H-R-Diagramms.

            Stellen Sie sich einen Sternhaufen vor, der sich aus einer Wolke aus interstellarem “Rohmaterial” bildet, deren chemische Zusammensetzung der der Sonne ähnelt. (Wir werden diesen Prozess in Die Geburt von Sternen und Entdeckung von Planeten außerhalb des Sonnensystems ausführlicher beschreiben, aber die Details werden uns vorerst nicht interessieren.) In einer solchen Wolke werden all die Klumpen aus Gas und Staub, die zu Sterne beginnen mit der gleichen chemischen Zusammensetzung und unterscheiden sich nur in ihrer Masse. Nehmen wir nun an, wir berechnen von jedem dieser Sterne ein Modell für den Zeitpunkt, zu dem er stabil wird und seine Energie aus Kernreaktionen bezieht, aber bevor er seine Zusammensetzung aufgrund dieser Reaktionen merklich ändern kann.

            Die für diese Sterne berechneten Modelle ermöglichen es uns, ihre Leuchtkraft, Temperatur und Größe zu bestimmen. Wenn wir die Ergebnisse der Modelle – ein Punkt für jeden Modellstern – in das H-R-Diagramm eintragen, erhalten wir etwas, das genauso aussieht wie die Hauptfolge, die wir für echte Sterne gesehen haben.

            Und das finden wir, wenn wir dies tun. Die Modellsterne mit den größten Massen sind die heißesten und leuchtendsten und befinden sich oben links im Diagramm.

            Die am wenigsten massiven Modellsterne sind die kühlsten und am wenigsten leuchtenden und werden unten rechts im Diagramm platziert. Die anderen Modellsterne liegen alle entlang einer diagonal durch das Diagramm verlaufenden Linie. Mit anderen Worten, die Hauptfolge ist eine Folge von Sternmassen.

            Das macht Sinn, wenn man darüber nachdenkt. Die massereichsten Sterne haben die größte Gravitation und können ihre Zentren daher am stärksten komprimieren. Dies bedeutet, dass sie die heißesten im Inneren sind und die besten darin, Energie aus Kernreaktionen tief im Inneren zu erzeugen. Dadurch strahlen sie mit größter Leuchtkraft und haben die heißesten Oberflächentemperaturen. Die Sterne mit der geringsten Masse sind wiederum die kühlsten im Inneren und am wenigsten effektiv bei der Energieerzeugung. Daher sind sie am wenigsten leuchtend und am kühlsten auf der Oberfläche. Unsere Sonne liegt irgendwo in der Mitte dieser Extreme (wie Sie in Abbildung 3 sehen können. Die Eigenschaften von repräsentativen Hauptreihensterne (ohne Braune Zwerge, die keine echten Sterne sind) sind in Tabelle 2 aufgeführt.

            Tabelle 2. Eigenschaften von Hauptreihensternen
            Spektraltyp Masse (Sonne = 1) Leuchtkraft (Sonne = 1) Temperatur Radius (Sonne = 1)
            O5 40 7 × 10 5 40.000 K 18
            B0 16 2.7 × 10 5 28.000 K 7
            A0 3.3 55 10.000 K 2.5
            F0 1.7 5 7500 K 1.4
            G0 1.1 1.4 6000 K 1.1
            K0 0.8 0.35 5000 K 0.8
            M0 0.4 0.05 3500 K 0.6

            Beachten Sie, dass wir diese 90%-Zahl schon einmal gesehen haben. Genau dies haben wir zuvor bei der Untersuchung der Masse-Leuchtkraft-Beziehung festgestellt. Wir haben beobachtet, dass 90% aller Sterne der Beziehung zu folgen scheinen, dies sind die 90% aller Sterne, die in unserem H-R-Diagramm auf der Hauptreihe liegen. Unsere Modelle und unsere Beobachtungen stimmen überein.

            Was ist mit den anderen Sternen im H-R-Diagramm – den Riesen und Überriesen und den Weißen Zwergen? Wie wir in den nächsten Kapiteln sehen werden, werden die Hauptreihensterne mit zunehmendem Alter zu diesen: Sie sind die späteren Stadien im Leben eines Sterns. Wenn ein Stern seinen Kernbrennstoff verbraucht, ändert sich seine Energiequelle, ebenso wie seine chemische Zusammensetzung und innere Struktur. Diese Veränderungen bewirken, dass der Stern seine Leuchtkraft und Oberflächentemperatur ändert, sodass er in unserem Diagramm nicht mehr auf der Hauptreihe liegt. Da Sterne in diesen späteren Phasen ihres Lebens viel weniger Zeit verbringen, sehen wir in diesen Regionen des HR-Diagramms weniger Sterne.


            Teil 2: Finden von Temperatur und Spektraltyp

            aber wir könnten das tun, wenn wir wissen, dass E(B-V)= (B-V)beobachtete - (B-V)intrinsisch.

            Berechnen Sie die Temperatur des Sterns mit der folgenden Gleichung, die die Größen B und V verwendet. Das „K“ in dieser Gleichung ist eine Einheit von Kelvin, die ein Maß für die Temperatur ist, ähnlich wie Celsius oder Fahrenheit. Diese Gleichung funktioniert gut für Sterne mit Farbindizes zwischen 0 und 1,5. Ansonsten ist hier die eigentliche Gleichung.

            Alternativ können Sie dieses Diagramm verwenden, das die Temperatur als Funktion des Farbindex (B-V) darstellt und die Spektraltypen beschriftet, um die Beziehung zwischen B-V und der Temperatur zu ermitteln. Bei diesem Diagramm handelt es sich jedoch um eine idealisierte Beziehung, die keine Filterschwankungen oder Rötungen berücksichtigt.

            Verwenden Sie das untenstehende HR-Diagramm, um die Spektralklasse jedes Sterns anhand der Temperatur zu finden.


            Zusammenhang zwischen Farbindex und Temperatur - Astronomie

            Astronomie in Farbe ermöglicht es Ihnen, Farbbilder von astronomischen Objekten aus einer Auswahl von monochromen (Schwarzweiß-)Bildern zu erstellen, die in verschiedenen Lichtwellenlängen mit einer Vielzahl von astronomischen Einrichtungen und Farbfiltern aufgenommen wurden.

            Für jedes Objekt sind verschiedene Sets von monochromen Bildern verfügbar. Die mit Violett, Blau, Grün, Rot und Fernrot gekennzeichneten Bilder werden mit Filtern aufgenommen, die einen breiten Farbbereich übertragen, der in Violett, Blau, Grün usw. zentriert ist. Andere monochrome Bilder werden mit Filtern aufgenommen, die einen engen Farbbereich durchlassen zentriert auf Wellenlänge, die von bestimmten Atomen in heißem Gas emittiert wird. Der H-Alpha-Filter zum Beispiel isoliert die Wasserstoffemissionen und zeigt Regionen an, in denen das Gas Temperaturen im Bereich hat.

            Röntgen-, Gammastrahlen- und Ultraviolettbilder werden von Weltraumteleskopen aufgenommen, die den Himmel in diesen Wellenlängenbereichen beobachten sollen. Bilder bei Radiowellenlängen werden mit Radioteleskopen am Boden gewonnen.

            Astronomen verwenden Bilder mit mehreren Wellenlängen, um das Aussehen eines Objekts bei mehreren Wellenlängen zu vergleichen und zu kontrastieren. Sterne, Gas und Staub leuchten alle in verschiedenen Teilen des elektromagnetischen Spektrums. Durch die Kombination von Bildern aus verschiedenen Wellenlängenbereichen können Astronomen visualisieren, wie Gas, Staub und Sterne in einem Nebel oder einer Galaxie interagieren, und können sehen, wie sich die physikalischen Bedingungen innerhalb des Objekts ändern.

            • Klicken Sie auf der Dropdown-Tafel auf "Weiter", um eine Liste der verfügbaren Bilder anzuzeigen
            • Wählen Sie ein Bild aus und klicken Sie auf Weiter
            • Wählen Sie aus der Liste der verfügbaren Schwarzweißbilder des ausgewählten Objekts aus, welches Bild rot angezeigt werden soll, und klicken Sie auf Weiter.
            • Wiederholen Sie diesen Vorgang, um auszuwählen, welche Bilder als grün und blau angezeigt werden sollen.
            • Die drei monochromen Bilder erscheinen auf der linken Seite des Bildschirms und die kombinierten Bilder erscheinen als zusammengesetztes Farbbild im großen Bildfeld.
            • Verwenden Sie die Schieberegler neben jedem Schwarzweißbild, um die Helligkeit jedes Schwarzweißbilds im Verbund anzupassen.
            • Um das zusammengesetzte Bild zu speichern, klicken Sie auf das Wort "Speichern" in der unteren rechten Ecke des Bildschirms. Bilder können entweder im PNG-Format oder im JPG-Format gespeichert werden. Die Bilder sind alle 512x512 Pixel groß.
            • Mit einem Klick auf „Erneut wählen“ am rechten Bildschirmrand kann der Benutzer ein neues Bild auswählen.

            Natürliche Farbe - Astronomen möchten oft ein natürliches Farbbild erzeugen, das darstellt, wie das Objekt für das Auge aussehen könnte. Um ein natürliches Farbbild zu erzeugen, wählen Sie die verfügbaren Rot-, Grün- und Blau-Monochrombilder aus, indem Sie das rote Bild in das rote Farbfeld, das grüne Filterbild in das grüne Farbfeld und das blaue Filterbild in das blaue Farbfeld platzieren.

            Pseudofarbe - Um Bilder von astronomischen Objekten zu erzeugen, die bei Wellenlängen beobachtet werden, die das Auge nicht sehen kann, weisen Astronomen den monochromen Bildern zu, dass sie in Rot, Grün oder Blau angezeigt werden. Für den Pferdekopfnebel sind beispielsweise Bilder in Röntgen-, Infrarot- und Radiobändern verfügbar. Das Röntgenbild könnte rot, das Infrarotbild grün und das Radiobild blau dargestellt werden. Solche Pseudofarbenbilder stellen nicht dar, wie das Objekt für das Auge aussehen könnte, ermöglichen es Astronomen jedoch zu vergleichen, wie die Röntgen-, Infrarot- und Radiolicht von einem Objekt im Raum verteilt sind.

            • Die blauen, grünen und roten Filter sagen uns, wie hell ein Objekt in jedem dieser sichtbaren Wellenlängenbereiche ist. Sichtbares Licht kommt von Sternen, und die relative Menge an blauem und rotem Licht bestimmt die Farbe eines Objekts. Objekte mit mehr blauem als rotem Licht erscheinen blau, während Objekte, die im Rot heller als im Blau sind, gelb, orange oder rot erscheinen.
            • Infrarotlicht kommt von kühlen Sternen und warmem Staub mit Temperaturen zwischen 10K und 1000K (Grad Kelvin). Sternentstehungsregionen sind im Infraroten normalerweise hell.
            • Radiolicht kommt von kaltem Wasserstoff in interstellarem Gas und von Molekülwolken im Weltraum. Die Temperaturen sind typischerweise 10K oder kühler.
            • Ultraviolettes Licht kommt von sehr heißen Sternen und Quasaren.
            • Gamma- und Röntgenlicht kommt aus hochenergetischen Regionen – stellare Flares Akkretionsscheiben um Weiße Zwerge, Neutronensterne und Pulsare Schwarzer Löcher und aus Regionen, in denen sich schnell bewegendes Gas auf sich langsamer bewegendes Gas trifft und eine Schockfront erzeugt. Röntgenlicht stammt auch von Gas mit einem Grad von Millionen Grad in Galaxienhaufen.

            Wir danken der National Science Foundation für die Unterstützung durch das CCLI-Programm.

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            Letzte Aktualisierung: 20. November 2010
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            Farbindex

            in der Astronomie die Differenz zwischen den stellaren Größen, die für zwei Wellenlängenbänder erhalten werden. Es beschreibt die Hauptmerkmale der Energieverteilung im Spektrum eines Himmelskörpers, also seine Farbe. Das Konzept des Farbindex wurde Anfang des 20. Jahrhunderts von K. Schwarzschild eingeführt. Der internationale Farbindex, ausgedrückt als Unterschied zwischen den internationalen fotografischen und fotovisuellen Größen, war bis in die 1950er Jahre der Basisindex.

            In der modernen Astronomie verwendet das am weitesten verbreitete photometrische System (UBV) normalerweise die Farbindizes U&mdashB und B&mdashV, die der Differenz der Sterngrößen im ultravioletten (U), blauen (B) und gelben (V) Bereich des Spektrums entsprechen . Durch Erweitern des UBV-Systems in den roten und infraroten Bereich (um R- und I-Größen zu erhalten) können andere Farbindizes, wie beispielsweise V &mdashR und V&mdashI, erhalten werden. Der Nullpunkt eines Farbindexes ist so festgelegt, dass alle Farbindexe für eine Reihe ausgewählter ähnlicher Zwerge der Spektralklasse AO Null registrieren. Die Farbindizes B&mdashV und U&ndashB sind für Sterne früherer Spektralklassen (&ldquoblauere&rdquo-Sterne) negativ als für AO und sind für spätere Spektralklassen (&ldquoredder&rdquo-Sterne) positiv. Der Nullpunkt eines Farbindex kann bei anderen photometrischen Systemen anders sein.

            Farbindizes werden entweder fotografisch oder fotoelektrisch bestimmt und werden verwendet, um die interstellare Lichtabsorption sowie die Natur und Entwicklung von Sternen, Sternsystemen und anderen Objekten zu untersuchen.


            Zusammenhang zwischen der Farbe von Sternen und ihrer Wärmeintensität

            Je heißer ein Objekt ist, desto mehr Energie hat es – höhere Energien entsprechen höheren Frequenzen, was wiederum kürzere Wellenlängen bedeutet. Blau befindet sich an einem Ende des sichtbaren Spektrums (kurze Wellenlänge) und Rot am anderen (lange Wellenlänge). Blau ist also heißer als Rot.

            Sie können sich Weiß als eine Kombination verschiedener Farben zwischen Rot und Blau vorstellen, daher sind weiße Sterne kühler als Blau.

            Heiße Gegenstände geben elektromagnetische Strahlung ab. AKA-Licht (zumindest der Teil des Spektrums, den wir sehen können). Wenn Sie etwa die 8. Klasse bestanden haben und aufgepasst haben, kennen Sie das Spektrum, die Farben des Regenbogens:
            rot
            Orange
            Gelb
            Grün
            Blau
            Indigo
            Violett

            Jetzt vermischen sich die Farben und ein heißes Objekt erzeugt ein komplettes Spektrum, das sich jedoch je nach Temperatur in die eine oder andere Richtung neigt, wie Futz sagte. Ein roter Stern produziert nicht viel von einer anderen Farbe. Ein blauer Stern produziert viele der anderen Farben, nur viel mehr Blau.


            Zusammenhang zwischen Farbindex und Temperatur - Astronomie

            Im Allgemeinen spielen sowohl die Lichtstärke als auch die Farbwiedergabe der Lampe eine entscheidende Rolle bei der Farbwahrnehmung. Bei schwachen Lichtverhältnissen ist eine gute Farbwiedergabe unabhängig von der verwendeten Lichtquelle schwierig. Bei hohen Lichtstärken bietet fast jede Lichtquelle ein gewisses Maß an Farbwiedergabe (mit Ausnahme von monochromatischen Lichtern wie Niederdruck-Natrium). Selbst eine Lichtquelle mit sehr niedrigen Farbwiedergabewerten kann bei hohen Lichtstärken eine bessere Leistung erbringen als eine Lichtquelle mit hohen Farbwiedergabewerten bei niedrigen Lichtstärken.

            So schneiden beispielsweise Natriumhochdrucklampen bei allen drei Farbwiedergabemetriken (Farbwiedergabeindex (CRI), Farbraumbereich (GA) und Vollspektrum-Farbindex (FSCI)) schlecht ab. Sie haben jedoch eine sehr hohe Lichtausbeute Bei Anwendungen, bei denen die Beleuchtungsleistung niedrig gehalten werden muss, kann dieser Lampentyp, der höhere Beleuchtungsstärken mit weniger Leistung liefern kann, eine angemessene Farbwiedergabe bieten.Um genügend Licht für eine gute Farbwiedergabe zu erzeugen, können andere Lichtquellen die Leistungsbeschränkungen überschreiten.

            Abbildung 16 zeigt die Farbbenennungsgenauigkeit für Objekte, die einzeln unter verschiedenen Lichtquellen und bei unterschiedlichen Lichtstärken betrachtet werden. Im Experiment wurden die Versuchspersonen gebeten, die Farberscheinung von 20 Farbchips in Bezug auf ihre Primär- und Sekundärtöne zu benennen. Wenn einer Person beispielsweise ein violetter Chip gezeigt wurde, wäre die richtige Antwort "Blau ist der primäre Farbton, Rot ist der sekundäre Farbton." Der durchschnittliche Prozentsatz der richtigen Antworten für alle 20 Farbchips ist auf der vertikalen Achse in der Abbildung für sieben Lichtquellen bei vier Lichtstärken (Blindwahrscheinlichkeit beträgt 25 %) dargestellt. Die schwarzen Pfeile zeigen ein Beispiel, bei dem eine Glühlampe mit einem CRI von 100 bei 0,1 cd/m 2 schlechter abschneidet als eine HPS-Lampe mit einem CRI von 22 bei 10 cd/m 2 (Deng et al. 2004). Dieses Beispiel zeigt, dass selbst eine Lichtquelle mit einem sehr niedrigen CRI bei ausreichend hohen Lichtstärken Farben besser wiedergeben kann als eine Lampe mit einem CRI von 100 bei niedrigeren Lichtstärken.


            Farb-Temperatur-Beziehung

            Ganz einfach ausgedrückt emittiert ein heißeres Objekt mehr hochfrequente Strahlung als ein weniger heißes. Zur Erklärung hat ein „heißes“ Objekt eine Temperatur von etwa 15.000 Kelvin, ein „warmes“ Objekt etwa 6.500 Kelvin und ein „kühles“ Objekt etwa 1.500 Kelvin.

            Blaues Licht hat eine höhere Frequenz als rotes Licht, daher leuchten heiße Objekte bläulich, warme Objekte weiß (bestehend aus einer Kombination von blauem und rotem Licht) und kühle Objekte leuchten rot. Die Verwendung des Begriffs "cool", um etwas Rotglühendes zu beschreiben, könnte als eine leichte Fehlbezeichnung angesehen werden, aber es hilft Ihnen zu verstehen, dass rotglühende Objekte im Vergleich zu blauglühenden Objekten sicherlich cool sind!

            Mit dem Schieberegler oben können Sie die Temperatur steuern, was wiederum die Anzeige auf die Farbe des Lichts ändert, das von einem Objekt bei dieser Temperatur ausgestrahlt würde. Die Farbe wird auch im RGB- und Hexadezimalformat geschrieben.

            Wie bei unserer Wavelength-Colour-Demo hängt die Farbwahrnehmung des menschlichen Auges nicht nur von der Wellenlänge der einfallenden Strahlung ab, sondern auch von einer Reihe zusätzlicher (auch psychologischer) Faktoren, so dass man sich diese Skala am besten als eine Annäherung.