Índice de colores
El color de un objeto astronómico
Colores de calibración de muestra [1] [ verificación fallida ]
ClaseB−VU-BV-RR−YoTeff ( K )​
O5V-0,33-1,19-0,15-0,3242.000
B0V-0,30-1,08-0,13-0,2930.000
A0V-0,02-0,020,02-0,029,790
F0V0,300,030,300,177.300
G0V0,580,060,500,315.940
K0V0,810,450,640,425.150
M0V1.401.221.280,913.840

En astronomía , el índice de color es una expresión numérica simple que determina el color de un objeto, que en el caso de una estrella da su temperatura . Cuanto menor sea el índice de color, más azul (o más caliente) es el objeto. Por el contrario, cuanto mayor sea el índice de color, más rojo (o más frío) es el objeto. Esto es una consecuencia de la escala de magnitud logarítmica , en la que los objetos más brillantes tienen magnitudes más pequeñas (más negativas) que los más tenues. A modo de comparación, el Sol blanquecino tiene un índice B−V de 0,656 ± 0,005 , [2] mientras que el azulado Rigel tiene un B−V de −0,03 (su magnitud B es 0,09 y su magnitud V es 0,12, B−V = −0,03). [3] Tradicionalmente, el índice de color utiliza Vega como punto cero . La supergigante azul Theta Muscae tiene uno de los índices B−V más bajos, −0,41, [4] mientras que la gigante roja y estrella de carbono R Leporis tiene uno de los más grandes, +5,74. [5]

Para medir el índice, se observa la magnitud de un objeto sucesivamente a través de dos filtros diferentes , como U y B, o B y V, donde U es sensible a los rayos ultravioleta , B es sensible a la luz azul y V es sensible a la luz visible (verde-amarilla) (ver también: sistema UBV ). El conjunto de bandas de paso o filtros se denomina sistema fotométrico . La diferencia de magnitudes encontrada con estos filtros se denomina índice de color U−B o B−V respectivamente.

En principio, la temperatura de una estrella se puede calcular directamente a partir del índice B−V, y existen varias fórmulas para realizar esta conexión. [6] Una buena aproximación se puede obtener considerando las estrellas como cuerpos negros , utilizando la fórmula de Ballesteros [7] (también implementada en el paquete PyAstronomy para Python): [8]

yo = 4600 K ( 1 0,92 ( B - V ) + 1.7 + 1 0,92 ( B - V ) + 0,62 ) . {\displaystyle T=4600\,\mathrm {K} \left({\frac {1}{0,92\;(B{\text{-}}\!V)+1,7}}+{\frac {1}{0,92\;(B{\text{-}}\!V)+0,62}}\right).}

Los índices de color de los objetos distantes suelen verse afectados por la extinción interestelar , es decir, son más rojos que los de las estrellas más cercanas. La cantidad de enrojecimiento se caracteriza por el exceso de color , definido como la diferencia entre el índice de color observado y el índice de color normal (o índice de color intrínseco ), el hipotético índice de color verdadero de la estrella, no afectado por la extinción. Por ejemplo, en el sistema fotométrico UBV podemos escribirlo para el color B−V:

mi B- V = B - V observado − B - V intrínseco . {\displaystyle E_{{\text{B-}}\!{\text{V}}}={B{\text{-}}\!V}_{\text{observada}}-{B{\text{-}}\!V}_{\text{intrínseca}}.}

Las bandas de paso que utilizan la mayoría de los astrónomos ópticos son los filtros UBVRI , donde los filtros U, B y V son los mencionados anteriormente, el filtro R deja pasar la luz roja y el filtro I deja pasar la luz infrarroja . Este sistema de filtros a veces se denomina sistema de filtros Johnson-Kron-Cousins, en honor a los creadores del sistema (véanse las referencias). [9] Estos filtros se especificaron como combinaciones particulares de filtros de vidrio y tubos fotomultiplicadores . MS Bessell especificó un conjunto de transmisiones de filtros para un detector de respuesta plana, cuantificando así el cálculo de los índices de color. [10] Para mayor precisión, se eligen pares de filtros apropiados según la temperatura de color del objeto: B−V son para objetos de rango medio, U−V para objetos más calientes y R−I para objetos fríos.

También se pueden determinar índices de color para otros cuerpos celestes, como planetas y lunas:

Índices de color de los cuerpos del Sistema Solar [11] [12]
Cuerpo celesteÍndice de colores BVÍndice de colores UB
Mercurio0,970,40
Venus0,810,50
Tierra0,200.0
Luna0,920,46
Marte1.430,63
Júpiter0,870,48
Saturno1.090,58
Urano0,560,28
Neptuno0,410,21

Términos cuantitativos del índice de color

Términos cuantitativos del índice de color [12]
Color (referencia Vega)Índice de color (BV)Clase espectral ( secuencia principal )Clase espectral ( estrellas gigantes )Clase espectral ( estrellas supergigantes )Ejemplos     
Rojo≥1,40METROK4-M9K3-M9Betelgeuse , Antares
Naranja0,80-1,40KG4-K3G1-K2Arcturus , Pólux
Amarillo0,60-0,80GRAMOG0-G3F8-G0Sol , Rigil Kent
Verde0,30-0,60FFF4-7Proción
Blanco0,00-0,30AAA0-F3Sirio , Vega
Azul-0,33-0,00transmisión exteriortransmisión exteriortransmisión exteriorEspiga , Rigel

Las etiquetas de colores habituales (por ejemplo, supergigante roja) son subjetivas y se toman utilizando la estrella Vega como referencia. Sin embargo, estas etiquetas, que tienen una base cuantificable, no reflejan cómo el ojo humano percibiría los colores de estas estrellas. Por ejemplo, Vega tiene un color blanco azulado, mientras que el Sol, desde el espacio exterior, se vería como un blanco neutro algo más cálido que el iluminante D65 (que puede considerarse un blanco ligeramente frío). Las estrellas "verdes" serían percibidas como blancas por el ojo humano.

Véase también

Notas

Referencias

  1. ^ Zombeck, Martin V. (1990). "Calibración de tipos espectrales MK". Manual de astronomía espacial y astrofísica (2.ª ed.). Cambridge University Press . pág. 105. ISBN 0-521-34787-4.
  2. ^ David F. Gray (1992), El índice de color inferido del Sol , Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 104, núm. 681, págs. 1035–1038 (noviembre de 1992).
  3. ^ "* apuesta a Ori". SIMBAD . Centre de données astronomiques de Estrasburgo .
  4. ^ Murdin, P., ed. (2001-01-01). Enciclopedia de Astronomía y Astrofísica. Boca Ratón: CRC Press. doi :10.1888/0333750888/2862. ISBN 978-1-003-22043-5.
  5. ^ "VizieR". webviz.u-strasbg.fr . Consultado el 2 de abril de 2024 .
  6. ^ Sekiguchi M. y Fukugita (2000). "UN ESTUDIO DE LA RELACIÓN ENTRE EL COLOR Y LA TEMPERATURA DE LOS BV". AJ (Astrophysical Journal) 120 (2000) 1072. http://iopscience.iop.org/1538-3881/120/2/1072.
  7. ^ Ballesteros, FJ (2012). "Nuevas perspectivas sobre los cuerpos negros". EPL 97 (2012) 34008. arXiv :1201.1809.
  8. ^ API BallesterosBV_T http://www.hs.uni-hamburg.de/DE/Ins/Per/Czesla/PyA/PyA/index.html.
  9. ^ Landolt, Arlo U. (1992-07-01). "Estrellas estándar fotométricas UBVRI en el rango de magnitud 11,5 < V < 16,0 alrededor del ecuador celeste". The Astronomical Journal . 104 : 340. Bibcode :1992AJ....104..340L. doi :10.1086/116242. ISSN  0004-6256.
  10. ^ Michael S. Bessell (1990), Bandas de paso UBVRI , Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico, vol. 102, octubre de 1990, pág. 1181–1199.
  11. ^ Pace, G. (15 de febrero de 1971), UBV: Subrutina para calcular magnitudes fotométricas de los planetas y sus satélites (PDF) (Informe técnico), Laboratorio de Propulsión a Chorro
  12. ^ ab Neuhäuser, R; Torres, G; Mugrauer, M; Neuhäuser, DL; Chapman, J; Luge, D; Cosci, M (29 de julio de 2022). "Evolución del color de Betelgeuse y Antares a lo largo de dos milenios, derivada de registros históricos, como una nueva restricción sobre la masa y la edad". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 516 (1): 693–719. arXiv : 2207.04702 . Código Bibliográfico :2022MNRAS.516..693N. doi : 10.1093/mnras/stac1969 . ISSN  0035-8711.

Lectura adicional

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