Astronomie

Was ist der Farbindex?

Was ist der Farbindex?

Ich habe diese Wikipedia-Seite zu dieser Eigenschaft namens Farbindex gefunden. Leider konnte ich keine Quelle finden, die diese Eigenschaft gut erklärt.

Meine Interpretation ist, dass der Farbindex der Helligkeitsunterschied eines Objekts durch etwa 2 verschiedene Wellenlängen ist. Ist mein Verständnis richtig? Wenn nicht, könnte mir das jemand erklären?

Wenn mein Verständnis richtig ist, warum sollte dann eine Kalibrierungstabelle vorhanden sein, wie im obigen Link gezeigt?


Ein Farbindex misst die Verhältnis der Helligkeiten in zwei Wellenlängenintervallen, nicht der Unterschied.

Der Grund, warum ein Index als Differenz zwischen zwei Zahlen geschrieben wird, liegt am logarithmischen astronomischen Größensystem - die Differenz zwischen zwei Logarithmen ist der Logarithmus des Verhältnisses.

Der Grund dafür, dass eine rote Farbe größer ist als eine blaue Farbe, liegt auch an der perversen Art und Weise, wie Objekte mit kleineren Helligkeiten heller sind.

Die Kalibrierungstabelle, auf die Sie sich beziehen, scheint nur zu zeigen, dass Sterne unterschiedlicher Spektralklasse und Temperatur unterschiedliche Farben aufweisen.

Sie benötigen jedoch eine Kalibrierung, um reale Helligkeitsverhältnisse und reale Eigenschaften von Sternen mit den Farben in Beziehung zu setzen. Das liegt daran, dass jede logarithmische Größenskala ihren eigenen Nullpunkt hat (den Fluss, der einem Stern der nullten Größe in diesem Band zugeordnet ist). Die Grundlinienfarben werden unter Verwendung des Sterns Vega als Standard definiert, sodass alle Farben eines A0-Hauptreihensterns ungefähr Null sind (wie in dieser Tabelle gezeigt).


Ja, für optische Astronomen bedeutet "Farbe" etwas anderes als für die meisten gewöhnlichen Menschen. "Color" ist definiert als

die Differenz zwischen der Helligkeit eines Sterns in einem Durchlassbereich und der Helligkeit desselben Sterns in einem anderen Durchlassbereich

Im häufigsten Beispiel sind die Durchlassbänder die Johnson-Cousins ​​B und V. Betrachten Sie mehrere Sterne im Sternbild Crux, das Kreuz des Südens:

Abbildung (PageIndex<1>): Credit & Copyright: Greg Bock, Southern Astronomical Society

Im Uhrzeigersinn vom unteren Ende des Kreuzes sind sie

Star m(B) m(V) (B-V)
Alpha Crucis 0.56 0.81 -0.25
Beta Crucis 1.15 1.30 -0.15
Gamma Crucis 3.22 1.63 +1.59
Delta Crucis 2.59 2.78 -0.19

Wie können wir den Farbindex interpretieren? Eine Möglichkeit besteht darin, zum Stern Vega zurückzukehren, der Grundlage für die Größenskala. Vega hat m(V) = 0, m(B) = 0, also ist sein Farbindex offensichtlich (B-V) = 0,0. Deshalb,

Nach diesem Kriterium ist das Sternbild Crux in seinem Reichtum an sehr blauen Sternen ungewöhnlich. Die meisten Sterne, die Sie mit bloßem Auge sehen können, sind deutlich röter als Vega und haben daher positive (B-V) Werte.

Eine andere Möglichkeit, den Farbindex zu betrachten, besteht darin, zur Faltung des Spektrums mit Durchlassbereich zurückzukehren. Faltung des Spektrums eines heißen Sterns mit den B- und V-Passbändern.

liefert viel mehr Energie (und Photonen) im B-Band als im V-Band.

Auf der anderen Seite wird das Spektrum eines kühlen Sterns mit den B- und V-Passbändern gefaltet.

liefert viel weniger Energie (und Photonen) im B-Band als im V-Band.

Die Beträge sind logarithmisch, also a Größenunterschied (B-V) entspricht a Flussverhältnis F(V)/F(B) (und beachten Sie die umgekehrte Natur des Verhältnisses).

Denken Sie daran, (B-V) = 0,0 für den heißen Stern Vega. Die Sonne hat (B-V) = 0,65 oder so (Gray, PASP 107, 120, 1995), obwohl es tatsächlich sehr schwer ist, genau zu messen.

Der in der Astronomie am häufigsten verwendete Farbindex ist (B-V), zum Teil aufgrund der Geschichte (Fotoplatten reagieren am empfindlichsten auf blaues Licht), teilweise aufgrund der Physik (diese spezielle Kombination ist ein ziemlich guter Anhaltspunkt für die Temperatur). Man kann aber auch den Farbindex eines beliebigen Paares von Durchlassbändern definieren. Einige der häufigsten sind:

  • (V-I) wird häufig von HST-Beobachtern und bei Studien anderer Galaxien verwendet
  • (V-K) kombiniert eine optische Größe (V) mit einer infraroten Größe (K), um eine sehr lange "Grundlinie" der Wellenlänge bereitzustellen

Farbindex International

Farbindex International ist eine Referenzdatenbank, die gemeinsam von der Society of Dyers and Colourists und der American Association of Textile Chemists and Colorists gepflegt wird. [1] Es enthält derzeit über 27.000 einzelne Produkte, die unter 13.000 generischen Farbindexnamen aufgeführt sind. [2] Es wurde erstmals 1925 gedruckt, wird aber heute ausschließlich im World Wide Web veröffentlicht. Der Index dient als gemeinsame Referenzdatenbank für hergestellte Farbprodukte und wird von Herstellern und Verbrauchern wie Künstlern und Dekorateuren verwendet.

Farbstoffe (sowohl Farbstoffe als auch Pigmente) werden mit einer dualen Klassifizierung aufgelistet, die die Farbindex generischer Name Index (die Hauptkennung) und Farbindex-Konstitutionszahlen. Diese Nummern werden in Brasilien und verschiedenen anderen Ländern mit C.I. oder CI, zum Beispiel C.I. 15510. Diese Abkürzung wird manchmal als CL bezeichnet, aufgrund der Schriftart, die zur Anzeige der Informationen verwendet wird. Eine detaillierte Auflistung der auf dem Markt erhältlichen Produkte ist unter jeder Color Index-Referenz aufgeführt. Für jeden Produktnamen listet Color Index International den Hersteller, die physische Form und die wichtigsten Verwendungszwecke mit Kommentaren des Herstellers auf, um potenzielle Kunden zu leiten.

Für Hersteller und Verbraucher ist die Verfügbarkeit eines Standardklassifizierungssystems für Pigmente hilfreich, da es widersprüchliche historische, geschützte und generische Namen löst, die auf Farben angewendet wurden.


Welche Farbe haben Sterne?

Sterne haben verschiedene Farben, und wenn wir sie studieren, können wir wirklich sehen, was diese Farben sind.

Obwohl wir sehen und sehen können, wie die Farbe der Sterne aussieht, würde ein Astronom normalerweise die scheinbare Helligkeit eines Sterns durch verschiedene Filter messen, um die genaue Farbe eines Sterns bestimmen zu können.

Diese Filter lassen nur das Licht eines bestimmten schmalen Wellenlängenbandes durch. Diese Wellenlängen sind die Farben. Hält man ein farbiges Glas vor die Augen, sieht man nur, dass diese Farbe vom Licht durchgelassen wird.

Gleiches gilt für die Filter, die verwendet werden, um das Licht der Wellenlängen zu übertragen. Dies ist der beste Weg, um die wahre Farbe eines Sterns mit Genauigkeit zu bestimmen.

Ein gängiger Filtersatz, den Astronomen verwenden, misst die stellare Helligkeit bei drei verschiedenen Wellenlängen, die ultraviolettem, blauem und gelbem Licht entsprechen.

Jeder Filter wird nachträglich benannt, wobei U für Ultraviolett, B für Blau und V für Gelb steht, obwohl es für visuell steht.

Diese Filter werden tatsächlich Licht in der Nähe der Wellenlängen von 360 nm, 420 nm und 540 nm durchlassen. Der Helligkeitspegel, der durch jeden dieser Filter gemessen wird, wird normalerweise in Größen ausgedrückt, und die Unterschiede zwischen diesen Größen werden als Farbindex bezeichnet.


Was ist der Farbindex? - Astronomie

Artikel in der Astronomie geben die Farben der Sterne als Zahl an, genannt Farbindex.

Wie verwandelt man diese Zahl in eine echte Farbe?

Der Farbindex (CI) ist normalerweise

wo ichB ist die blaue Farbgröße des Sterns und mV die sichtbare Farbstärke. Da die Helligkeit mit abnehmender Helligkeit zunimmt, wird ein Stern mit einem kleineren Index blauer und ein Stern mit einem größeren Index roter. Die folgende Tabelle soll Ihnen bei der Übersetzung helfen:

Farbindex SpektralklasseFarbe
-0.33 O5 Blau
-0.17 B5 Blau Weiss
0.15 A5 Weiß mit bläulichem Schimmer
0.44 F5 Gelb weiss
0.68 G5 Gelb
1.15 K5 Orange
1.64 M5 rot

Diese Tabelle gilt nur für den Farbindex B-V (oder Blau minus sichtbar). Astronomen verwenden oft andere Farbindizes wie U-B (Ultraviolett minus Blau) oder H-K (H-Band minus K-Band).

Diese Seite wurde am 27. Juni 2015 aktualisiert

Über den Autor

Marc Berthoud

Marc arbeitete an der FORCAST-Kamera für das SOFIA Airborne Observatory. Heute ist er Astronom am Yerkes Observatory.


Farbe und Lichtmengen

Die physikalische Eigenschaft, die die Größe tatsächlich misst, ist der Strahlungsfluss – die Lichtmenge, die in einer bestimmten Zeit in einem bestimmten Gebiet auf der Erde ankommt. Da Farbe nach Größe gemessen wird, hängt die Farbe eines Sterns auch davon ab, wie viel Licht auf der Erde ankommt. Strahlungsfluss ist die physikalische Grundlage für Farbe.

Die Definition der Größe m in Bezug auf den Strahlungsfluss F ist:

Als Standard für das Magnitudensystem wird der Stern Vega im Sternbild Lyra auf der Nordhalbkugel verwendet, also FVega bedeutet die Lichtmenge, die in einer bestimmten Zeit von Wega auf die Erde eintrifft. Diese Definition bedeutet, dass die Größe von Vegas durch alle Filter auf Null gesetzt wird.

Das macht nicht bedeutet, dass Vega durch alle Filter gleich aussieht, es bedeutet nur, dass Astronomen zugestimmt haben, Vega als Nullpunkt für die Größenskala zu verwenden, ähnlich wie der Gefrierpunkt von Wasser als Nullpunkt für die Celsius-Temperaturskala verwendet wird. Es gibt nichts Besonderes an Vega, das Astronomen dazu gebracht hat, es als Nullpunkt zu wählen. Sie mussten sich für etwas entscheiden. Warum also nicht Vega?

Das negative Vorzeichen in der Definition sorgt dafür, dass hellere Sterne kleinere Magnituden haben. Wenn die Erde also weniger Licht von einem bestimmten Stern erhält als von Wega (durch einen bestimmten Filter), wird die Helligkeit dieses Sterns positiv sein. Wenn die Erde von einem bestimmten Stern mehr Licht empfängt als von Wega, wird die Helligkeit dieses Sterns negativ sein.

Übung 1. Der Stern Antares im Sternbild Skorpion hat eine gelbe Helligkeit von 1,2. Wie viel von seinem Licht kommt im Vergleich zu Vega auf die Erde? Die Sonne hat eine gelbe Helligkeit von
-26. Wie viel von seinem Licht kommt im Vergleich zu Vega auf die Erde?

Denken Sie daran, dass die Helligkeit eine logarithmische Größe ist, die ein Stern mit einer Größe von 2,51 ausstrahlt mal so viel Licht wie ein fünfter Stern. Auf diese Weise können Sie Farbe in Bezug auf die von einem Stern abgegebene Lichtmenge definieren.

Eine Regel logarithmischer Größen, die für einen Logarithmus mit einer beliebigen Basiszahl (ob 10, e oder 2,51) gilt, lautet log (x) - log (y) = log (x/y). Farbe ist ein Größenunterschied g-r ist der Unterschied zwischen der grünen Helligkeit eines Sterns und der roten Helligkeit des gleichen Sterns. Da Magnitude der Logarithmus ist2.51 des Strahlungsflusses können Sie Farbe als Strahlungsfluss ausdrücken als g-r = -log2.51 (FGrün) + log2.51 (Frot), was gleich -log . ist2.51 (FGrün/Frot).

Wenn ein Stern also eine G-R-Farbe von 0,8 hat, dann

-Log2.51 (FGrün/Frot) = 0.8,

oder

Log2.51 (FGrün/Frot) = -0.8,

was nach der Definition von log bedeutet, dass

(FGrün/Frot) = 2.51 -0.8 .

Drehe beide Seiten der Gleichung um, um zu erhalten:

(Frot/FGrün) = 2.51 0.8 = 2.08

Mit anderen Worten, ein Stern mit G-R = 0,8 emittiert 2,08-mal so viel Licht mit roter Wellenlänge wie Licht mit grüner Wellenlänge.

Klicken Sie hier für ein weiteres Beispiel.


Größe

Die Farbe eines Sterns wird durch seine Helligkeit gemessen, die angibt, wie hell ein Stern oder eine Galaxie von der Erde aus erscheint. Astronomen verwenden seit Tausenden von Jahren Versionen der Größenskala, also verwenden sie sie weiterhin, auch wenn die Skala etwas verwirrend ist. In der Helligkeitsskala entsprechen höhere Zahlen schwächeren Objekten, niedrigere Zahlen helleren Objekten die hellsten Objekte haben negative Helligkeiten.

Eine Zunahme der Größenordnung um eine Zahl entspricht einer Abnahme der Helligkeit um einen Faktor von etwa 2,51 – ein Objekt der Größenordnung fünf ist 2,51 mal lichtschwächer als ein Objekt der Größenordnung vier. Die Sonne hat eine Helligkeit von -26. Der hellste Stern am Nordhimmel, Sirius, hat eine Größe von -1,5. Das schwächste Objekt, das Sie mit Ihren Augen sehen können, hat eine Helligkeit von etwa 6. Das schwächste Objekt, das das SDSS-Teleskop sehen kann, hat eine Helligkeit von etwa 23. Wenn Sie neugierig auf die Helligkeiten anderer berühmter Sterne sind, sehen Sie sich diese Tabelle an die 314 hellsten Sterne.

Frage 1. In der Größenskala bedeutet eine Erhöhung der Messung um eins eine Verringerung der gemessenen Größe um a Faktor von 2.51. Skalen, bei denen die Messung durch Addition zunimmt, wenn die gemessene Größe durch Multiplikation zu- oder abnimmt, werden als "logarithmische" Skalen bezeichnet. Können Sie sich andere Größen vorstellen, die mit logarithmischen Skalen gemessen werden?

Jetzt wissen Sie, wie Astronomen die Farbe eines Sterns messen. Aber was genau ist "Farbe", die Menge, die sie messen? Es überrascht nicht, dass die Farbe eines Sterns durch die Farbe des Lichts verursacht wird, das der Stern abgibt. Aber was bedeutet es, dass Licht eine bestimmte Farbe hat? Klicken Sie auf Weiter, um es herauszufinden.


Auf der Suche nach stabiler Luft

Die Sehqualität hängt vom Wetter ab, aber nicht von einfachen Regeln, die überall gelten. Schlechteres Sehen scheint eher kurz vor oder nach einem Wetterumschwung, bei teilweiser Bewölkung, bei Wind und bei ungewöhnlicher Kälte wahrscheinlicher zu sein. Jedes Wettermuster, das scherende Luftmassen in Ihren Himmel bringt, ist eine schlechte Nachricht. Gutes Sehen ist am wahrscheinlichsten, wenn sich ein Hochdrucksystem einstellt für mehrere Tage klaren Himmel zu bringen. Führen Sie ein See-gegen-Wetter-Protokoll für Ihren Ort, und Sie können Korrelationen entdecken, die zu Ihrem Schlüssel für eine scharfe Sicht werden.

Links: Auf dieser typischen Oberflächenwetterkarte fegt ein kristallklarer Himmel hinter einem Sturmzentrum (ein durch einen roten Buchstaben gekennzeichnetes Tiefdrucksystem) nach Osten L) und die Kaltfront, die sich vom Nordosten der Vereinigten Staaten entfernt. Recht: Die Position des Jetstreams ist oft ein guter Indikator dafür, wie stabil der Himmel sein wird. Wenn ein Hochdruckrücken den Jetstream nach Norden biegt, können Beobachter im Süden einen ruhigen Himmel genießen. Diejenigen unter dem Jetstream haben wahrscheinlich schlechte Sicht.

Atmosphärische Unschärfen werden schlimmer, je tiefer man schaut. Atmosphärisch Dispersion verlängert einen stern in ein buntes kleines spektrum nahe dem horizont dieser effekt überholt selbst schlechtes sehen als ursache für verschwommene bilder.


Was ist der Farbindex? - Astronomie

Ein Farbgrößendiagramm ist eine Variante des Hertzsprung-Russell-Diagramms. Während das Hertzsprung-Russell (H-R)-Diagramm eine Zusammenfassung der Temperaturen und Helligkeiten einzelner Sterne ist, widmet sich ein Farbmagnituden-Diagramm (CMD) der Untersuchung von Sternhaufen. Die beiden häufigsten Sternhaufen sind kugelig und offen. Ein Kugelsternhaufen enthält Tausende von Sternen und gilt im Vergleich zu anderen Sternhaufen als alt (Ostlie, Seite 529). Sie neigen auch dazu, sich außerhalb der Hauptscheibe einer Galaxie zu organisieren. Offene Sternhaufen hingegen gelten als jung und existieren innerhalb der Hauptscheibe einer Galaxie (Ostlie, Seite 530). Der Zweck dieses Projekts besteht darin, eine CMD eines offenen Clusters, M67, zu erstellen und eine kurze Analyse des Ergebnisses zu geben. Um dieses Diagramm genau darzustellen, müssen die Bilder auf einen Standardmaßstab kalibriert werden. Die Bilder werden von Pamela Gay vom McDonald Observatory in Davis Texas zur Verfügung gestellt. Neben Bildern von M67 wurden Standard-Landolt-Felder sowie der Kugelsternhaufen NGC4147 aufgenommen. Die Landolt-Felder und NGC4147 werden verwendet, um eine Kalibrierungsskala zu erstellen und die Ergebnisse auf die Bilder von M67 anzuwenden.

Die Verwendung von Spektralfiltern zur Aufnahme eines Bildes ist bei der Abbildung von Sternfeldern für die photometrische Analyse gängige Praxis, jedoch beeinflusst jedes Teleskop das Bild mit seinem Farbterm. Um einen Standard bereitzustellen, hat Arlo Landolt ein Kalibrierungssystem basierend auf dem photometrischen System von Johnson-Kron-Cousins ​​entwickelt. Unter Verwendung eines Standardfiltersatzes katalogisierte Professor Landolt 526 Sterne entlang des Himmelsäquators und dokumentierte jeden dieser Sterne durch UVBRI-Filter und bildete das Ergebnis (Landolt, 1992). Diese Ergebnisse gelten als das photometrische Standardsystem, auf das alle anderen Teleskope zu kalibrieren sind. Das Ergebnis dieser harten Arbeit ist offensichtlich: Unabhängig von Stil, Typ oder Größe eines Teleskops kann eine genaue CMD erstellt werden.

Während die für die Landolt-Serie verwendeten Filter UVBRI waren, wird unser Diagramm aus BRI-Bildern extrapoliert.

Der Grund für die Auswahl verschiedener einzelner Farbfilterbilder besteht darin, einen Gradunterschied zwischen ihnen als Hinweis auf den Farbindex zu erzeugen, der in Temperatur übersetzt werden kann.

Neben der Kalibrierung des durch ein Teleskop eingeführten Farbterms muss auch die zur Aufnahme der Bilder verwendete CCD-Kamera kalibriert werden. Während ein einzelnes Bild von einer CCD-Kamera auf echtes Schwarz kalibriert werden kann (unter Verwendung des Overscan-Bereichs), führen Rauschen und Wärme zu kleinen Pegeländerungen, wenn mehr Bilder aufgenommen werden. Aus diesem Grund ist ein als Bias-Frame bezeichnetes Bild erforderlich, um jedes Bild gemäß den Pegeln in diesem einen Frame zu kalibrieren. Neben dem Bias-Frame muss auch ein Flatfield erfasst werden. Durch die Aufnahme eines Bildes mit blockierter Blende werden weiterhin Rauschen und Artefakte erfasst. Wenn dieses Bild auf die anderen Bilder angewendet wird, wird der Großteil des Rauschens und der Beschädigung des CCD-Chips vom Bild abgezogen, sodass nur das gewünschte Ergebnis übrig bleibt. Dieser gesamte Vorgang wird als Bildverkleinerung bezeichnet. MaxImDL wird verwendet, um die Bilder zu kalibrieren und photometrische Informationen aus den beiden vorgegebenen Landolt-Standardfeldern NGC4147 und M67 zu extrahieren. Bitte beachten Sie den Anhang

Neben der Bildverkleinerung ist es auch erforderlich, von jedem Bild einen fotometrischen Plot zu erstellen. Der Prozess der photometrischen Extraktion wird auch in der Bildverkleinerung – Schritt für Schritt Blinddarm. Durch die Auswahl bestimmter Sterne innerhalb der Landolt-Felder (in diesem Fall die Felder SA104 und SA107) sowie bestimmter Sterne, die von Pamela Gay in NGC4147 angezeigt werden, werden die photometrischen Informationen aus den bereitgestellten Bildern mit den Landolt-Standards verglichen.

Unser Thema: M67 in RGB. Der grüne Kanal ist dank Registar synthetisch.

Der erste Schritt bei der Kalibrierung aller Bilder besteht darin, die von MaxImDL extrahierten photometrischen Daten in einer Excel-Tabelle zu organisieren. Der Zweck der Kalibrierung besteht darin, den Farbterm zu bestimmen, der der Wert eines resultierenden mathematischen Ausdrucks ist, der verwendet wird, um photometrische Ergebnisse mit einer Liste von Standardsternen zu vergleichen, die vom Landolt UVBRI (in unserem Fall BRI) bereitgestellt werden Photometric Standard Stars (Landolt, 1992) . Um nach dem Farbterm aufzulösen, werden die folgenden Gleichungen in die angehängte Excel-Tabelle von Pamela Gay programmiert:

mB, mR und mI = Instrumentengröße

Um den genauen Farbterm unseres Teleskops zu bestimmen, müssen wir Streudiagramme der B-, R- und I-Bilder in Excel zeichnen. Da Excel verwendet wird, um die Streudiagramme für diese drei Filter zu erzeugen, ist es einfach, die Ergebnisse auf eine Standardabweichung von <0,2 und einen Median von 0 +/- 0,08 im Vergleich zu den berechneten Landolt-Messungen zu beschränken beide sind intern Funktionen innerhalb des Programms.

Das obige Diagramm zeigt die Steigung der Instrumentenstärken im Vergleich zu den von Landolt gemessenen Größen für den B-Filter.

Das obige Diagramm ist die Steigung der R-Filterbilder.

Dieses Diagramm ist die Steigung aus den I-Filterbildern.

Die resultierenden Diagramme liefern uns die Werte für die Konstante (x1) und den Farbterm jedes Filters (x2), die für das verwendete Teleskop spezifisch sind

nehmen Sie die bereitgestellten Bilder auf.

Die drei obigen Diagramme haben das gleiche Muster: Die horizontale Achse sind die berechneten Landolt-Werte: BR für den Blau- und Rotfilter und RI für den Infrarotfilter Die vertikale Achse ist das Ergebnis unserer Instrumentenmessungen mit einer Konstanten und den Luftmassenwerten in Vergleich mit den Landolt-Werten. Insbesondere das Diagramm für die blauen und roten Filter hat die vertikalen Werte basierend auf:

mB B b3 * XB und mR R r3 * XR,

wobei mB (mR) die Instrumentenstärke ist, B (R) die Landoltstärke ist, XB (XR) der Luftmassenwert ist, b3 ein konstanter Wert von 0,263 und r3 ein konstanter Wert von 0,159 ist [3] . Der Begriff für den I-Filter wird ignoriert, da unser CMD Sterne basierend auf dem B-R-Farbindex zeichnet.

Nachdem die ganze harte Arbeit aus dem Weg gegangen ist, können wir uns nun darauf konzentrieren, unser eigenes CMD zu erstellen. Mit den durch das Kalibrierverfahren erzeugten Konstanten sind wir nun in der Lage, die photometrischen Messungen des Sternhaufens M67 zu nutzen und in eine Standardskala einzuordnen. Der Einfachheit halber erstellen wir nur ein CMD mit einem Farbindex von B-R. Die Größe der Sterne, die den Farbindex darstellen, verläuft auf der vertikalen Achse, während B-R auf der horizontalen Achse verläuft.

Die beigefügte Tabelle enthält die einzelnen Sterndaten sowie die generierte CMD. Um unseren Plot von M67 den Landolt-Standards anzupassen, werden zwei Gleichungen verwendet.

Diese erste Gleichung generiert den Farbterm basierend auf den ausgewählten Sternen:

B-R = (mB mR) (x1B x1R) (0,263 * XB 0,159 * XR) / (1 + x2B x2R)

Wobei x1B = -0,3031 (der konstante Wert aus der Kalibrierung) und x1R = -0,2002.

Sobald diese Werte berechnet sind, werden die standardisierten scheinbaren Helligkeiten der Sterne wie folgt berechnet:

R = (mR x1R x2R * BR 0,159 * XR)

Wobei x2R = 0,0193 (der Farbterm) ist und BR der Wert aus der ersten Gleichung ist.

Werfen wir zu Vergleichszwecken einen Blick auf ein Standard-Hertzsprung-Russell (H-R)-Diagramm:

Beachten Sie die absolute Größenskala rechts und die B-V-Farbe unten. Unser CMD wird die gleiche Ausrichtung haben.


Abbildung 7.

Mit einer Stichprobe von 373 Sternen enthält unser CMD genügend Informationen, um mehrere Schlüsselmerkmale dieses Diagramms zu erkennen. Auf den ersten Blick scheint es, als ob der resultierende Graph ein Höhepunkt zufälliger Sterne ist, die Konzentration von Sternen in der Nähe des Zentrums sieht jedoch wie ein Hauptreihengürtel aus. Wenn die wenigen Hintergrundsterne ignoriert werden, ist es auch möglich, eine Gruppe von Sternen zu sehen, die den Bereich bevölkern, der die Phase des Roten Riesen im H-R-Diagramm anzeigt, sowie einen möglichen horizontalen Ast in der Nähe der oberen linken Seite des Diagramms. Von Bedeutung ist das Auftreten einer klaren Abgrenzung von Sternen an der Spitze der Hauptreihe. Dieser Bereich bezieht sich auf den Main-Sequence Cut-Off (MSTO), bei dem es sich um höhere Hauptreihensterne handelt, die ihren Wasserstoffvorrat aufgebraucht haben und sich jetzt in einem Kern-Helium-Brennstadium befinden. Da sich alle Sterne eines Haufens etwa zur gleichen Zeit aus derselben interstellaren Staubwolke bilden, zeigt dieser Cut-off, dass die größeren, schneller brennenden Sterne die Hauptreihe bereits verlassen haben und den roten Riesenbereich des Diagramms bevölkern.

Das Studium eines Farbmagnitudendiagramms kann eine Vielzahl von Informationen über die Sternentwicklung aufdecken. Mit nur 373 in unserem Diagramm eingezeichneten Sternen und nur einem Farbindex wäre es schwierig, genaue Informationen zu Sternmerkmalen wie Oberflächentemperatur, Alter, Metallizität und Entfernung zu erhalten. Wir können jedoch mit hinreichender Sicherheit ableiten, dass unser CMD einschränken kann diese Werte auf ein akzeptables Maß. Mit einem B-R-Wert von 1,03 (Doressoundiram, 2002) kann unsere Sonne als Brennpunkt dienen, sodass unsere CMD einem bekannten H-R-Diagramm überlagert werden kann (Abbildung 6). Sobald der Bezug hergestellt ist, können wir deutlich sehen, dass unsere CMD aus Sternen mit hoher Masse besteht, die sich noch auf der Hauptreihe befinden, während die Sterne mit höherer Masse erfolgreich in die Phase des Roten Riesen eingetreten sind. Man kann mit Sicherheit sagen, dass auf unserer Hauptreihe immer noch Sterne der Spektraltypen A und B existieren, während die heißesten Sterne O und OB die Hauptreihe ausgeschaltet haben. Da sich die Sterne A und B noch in der Hauptreihe befinden, können wir schätzen, dass dieser Haufen mindestens 15 x 10^6 Jahre alt ist (Freedman, Seite 481). Mit den hellen B-R-Werten unseres Diagramms können wir auf das Vorhandensein reichlicher Metalle (Chiboucas, Internet) schließen, die die Sterne unseres Clusters Population I zu Sternen machen. Dies stimmt damit überein, dass offene Sternhaufen jünger sind als Kugelsternhaufen. Um die Entfernung zu diesem Cluster abzuschätzen, verwenden wir den allseits bekannten Entfernungsmodul:

Wenn wir unser CMD als Leitfaden verwenden und die absolute Größe eines Sterns mit einem B-V [4] von 0 einfügen, wissen wir, dass dieser Stern vom Typ B eine absolute Größe von -2 [5] hat.

Durch die Verwendung eines Standardkalibriersystems konnten wir Bilder des Sternhaufens M67 kalibrieren. Ein Farbgrößendiagramm ist eine Art H-R-Diagramm, das als Werkzeug zum Studium eines Sternhaufens verwendet wird. Unser CMD von M67 konnte einige sehr nützliche Informationen enthüllen. Wir können feststellen, dass dieser Haufen metallreich ist, hauptsächlich massereiche Sterne enthält, etwa 15 x 10^6 Jahre alt ist und eine Entfernung von etwa 3900 Parsec hat. Obwohl die bereitgestellten Informationen nur eine grobe Schätzung sind, ist klar, dass uns ein CMD viel zu sagen hat. Einer der wichtigsten Aspekte eines Farbgrößendiagramms ist seine Fähigkeit, uns beim Verständnis der Sternentwicklung zu helfen (Ostlie, Seite 531). Es ist auch möglich, dass CMDs wertvolle Informationen zur Bildung von Weißen Zwergen liefern und Einblicke in einen relativ neuen Sternkörper namens Blauer Nachzügler geben können [6] . Wir müssen noch viel über die stellare Evolution lernen, aber jetzt haben wir die Werkzeuge, die uns helfen, sie zu verstehen.

Doressoundiram, A. Et Al. „Die Farbverteilung im Edgewoth-Kuiper-Gürtel.“ The Astrophysical Journal, Oktober 2002.

Freier, Roger. William Kaufmann. Universum: Sechste Ausgabe. W. H. Freeman und Company, New York. 2002.

Landolt, Arlo. UBVRI Photometric Standard Stars in the Magnitude Range 11.5 < V < 16.0 Around the Celestial Equator The Astrophysical Journal, Band 104, Nummer 1, Juli 1992.

Ostlie, Dale. Bradley Carroll. Eine Einführung in: Moderne stellare Astrophysik. Addison-Wesley-Verlagsgesellschaft, Massachusetts. 1996.

Ströbel, Nick. Astronomienotizen www.astronomynotes.com. Internet, 2004.

[1] Diese drei Formeln sind einem Abschnitt aus einem Papier entlehnt, das von Pamela Gay geschrieben und bereitgestellt wurde.

[2] Luftmasse ist ein Wert zum Ausgleich von atmosphärischen Störungen. Dies ist ähnlich wie „Sehen“.

[3] Diese beiden Werte werden von Pamela Gay bereitgestellt.

[4] B-V-Werte sind im Vergleich zu B-R-Werten nach rechts verschoben, aber dies ist nur eine Schätzung und dieses Maß reicht aus.

[5] Verwenden Sie Abbildung 6 als Richtlinie.

[6] Die Jury ist sich noch nicht sicher, was die wahre Natur des Blauen Nachzüglers ist, aber die am meisten akzeptierte Theorie ist, dass sich zwei massereiche Sterne zu einem helleren und heißeren Stern verbinden. Sie scheinen auch nur in Kugelsternhaufen vorzukommen.


Andere

Galaxie (Spirale) 0,3523 0,3556 255 225 199 #ffe1c7 Kurucz
Galaxie (elliptisch) 0,3617 0,3649 255 222 186 #ffdeba Kurucz
Quasar 0.2188 0.2764 073 214 255 #49d6ff Kurucz

Universum 0,3450 0,3450 255 225 209 #ffe1d1 Glazebrook & Baldry

Anmerkungen

Was ist bei diesen Farben zu beachten?
Diese Farben versuchen, "echte" Farben anzuzeigen. Das heißt: ohne dazwischenliegende Atmosphäre oder interstellares Medium, wobei das Licht schwach genug ist, um eine Sättigung Ihrer Zapfen zu vermeiden (was das Licht weiß erscheinen lassen würde) und dennoch mit dem Licht hell genug, dass Sie eher Farbe als Stabgraustufen sehen.

So. Blick auf den Stern aus dem Weltraum mit grauer Sonnenbrille (unpolarisiert:). Hm. oder besser, durch einen grauen Fenstervorhang in einer D65 weißen Wand.

Denken Sie beim Auftragen dieser Farben daran, dass die Farbwahrnehmung ziemlich chaotisch ist, sodass das, was Sie sehen, oft nicht das ist, was Sie sehen.

Diese Seite befasst sich nur mit der Farbsättigung (Farbton und Sättigung), aber nicht mit der Helligkeit. Die Lichtleistung pro Flächeneinheit der Sternklassen variiert stark. Wenn wir Helligkeit verwenden würden und die Sternfarbe der G-Klasse wie oben wäre, wäre die Sternfarbe der M-Klasse einfach schwarz. Siehe Blackbody-Farben – Intensität.

Die Wahl des Weißpunkts, der bei der Umwandlung von abstrakter Farbigkeit in geräteabhängiges RGB verwendet wird, hat einen großen Einfluss. Siehe zB Sonne. Diese Farben verwenden D65. Ich plane, ein Set für D50 hinzuzufügen.

Sind Sie sicher, dass diese Farben richtig sind? Sie wirken seltsam.
Nein, ich bin mir nicht sicher. Und ja, das tun sie. Ich hatte eher andere Farben erwartet. Wie viele andere Leute anscheinend auch aus meiner Lektüre. Dennoch.

Links

Vielen Dank
Seufzer. Ich wollte nur, dass einige nicht ganz falsche Pixelwerte die Scheiben eines Vergleichs der Sterngrößen (How Big Are Things?) einfärben. Jetzt, n Stunden später. Mein Dank gilt John Walkers Color Rendering of Spectra (specrend) und Dan Brutons Color Science, deren Seiten mir den Einstieg erleichtert haben. Zur CVRL Color & Vision-Datenbank. An Andrew Hamilton für What color is the Sun?, was darauf hindeutet, dass ich nicht völlig verwirrt war. Und zum efg für seine Color Reference Library. Ohne sie wäre diese Seite nicht entstanden. Mein Dank gilt auch den stellaren Spektrenseiten.

Kommentare erwünscht - Mitchell Charity [email protected]>

UPDATE (2016-Mar-29): Das Einzige, was ich der Site hinzufügen möchte, ist mein Vorschlag, dass die meisten Leute D58 anstelle von D65 verwenden. D65 ist ein Bildstandard und eine gängige Monitorkalibrierung. Das bedeutet nur, dass, wenn Sie Ihren 6500K-kalibrierten Bildschirm mit etwas D65-Farbe füllen, Ihr Raum erhellt, als ob Ihr Raum von diesem Stern beleuchtet würde. Was die Leute nur selten verwenden, die Farben. Die meiste Zeit betrachtet der Benutzer sie auf einem Bildschirm und vergleicht sie mit dem Bildschirm #fff white. Und dafür ist D65 irreführend. Dies deutet zum Beispiel darauf hin, dass die Sonne eher rosa als weiß ist. D58 vergleicht Sternweiß mit Bildschirmweiß und ignoriert, dass der Bildschirm bläuliche 6500K oder rötliche 5000K oder etwas zufälliges dazwischen sein könnte. Vor ein paar Jahren habe ich eine Reihe von D58-Sternfarben für das Astronomieprogramm von jemandem durchgeführt: starcolorsD58. Für was auch immer es wert ist.