Diagram színe - színe

A csillagászatban a szín-szín diagramok lehetőséget kínálnak a különböző hullámhosszú csillagok látszólagos csillagmagasságainak összehasonlítására. Általában a megfigyelések egy bizonyos hullámhossz körüli keskeny sávokban történnek, miközben a megfigyelt objektumok mindegyik sávban eltérő mennyiségű energiát bocsátanak ki. A két különböző sávban lévő nagyságok közötti különbséget színindexnek nevezzük . A szín-szín diagramokban a vízszintes koordinátatengelyen a két sáv által meghatározott szín, a függőleges tengelyen pedig a másik sávpár által meghatározott szín látható. Gyakran két sávpárban egy sáv gyakori.

Elmélet

Bár a csillagok nem éppen fekete testek, az első közelítésben a csillagok emissziós spektruma egy fekete test emissziós görbéihez hasonlít. Általában a fekete test spektrumgörbéjének alakját a hőmérséklet határozza meg, míg a maximális sugárzás hullámhossza fordítottan arányos a hőmérséklettel ( Wien elmozdulási törvénye ). Ezért a csillag megfigyelt spektruma információt ad effektív hőmérsékletéről. A csillagok teljes spektrumának megszerzése spektrometriával nehezebb, mint bizonyos sávokban a spektrum egyes részei fotometriás módszerekkel . Ha egy objektum nagyságát több színindexhez hasonlítjuk össze, akkor meghatározható az effektív hőmérséklet, mivel az egyes színindexek nagyságrendi különbsége egyedileg kapcsolódik a hőmérséklethez. Így a szín-szín diagramok felhasználhatók a csillagpopuláció általános ábrázolására, a Hertzsprung-Russell diagram analógiájára . A különböző spektrumtípusú csillagok a diagram különböző részein helyezkednek el.

Az ábrán a csillagok néhány vonal formájában sorakoznak. Ha a csillagok ideális, teljesen fekete testek lennének, akkor a diagramokon egyenes vonalakon helyezkednének el. Az egyenes vonalaktól való eltérések a spektrumban lévő abszorpciós és emissziós vonalak miatt adódnak. A különbségek többé-kevésbé szembetűnőek lehetnek a megfigyelésben használt szűrőktől függően: keskeny sávú szűrők használatakor, amelyek központi hullámhossza a vonaltartományon kívül esik, a spektrumszakasz egy fekete testhez fog hasonlítani; de még akkor is, ha a szűrő a vonalakat tartalmazó tartományra összpontosul, megfelelő sávszélesség mellett a spektrum közel lehet egy fekete test spektrumához.

A legtöbb esetben a csillagok elrendezése a diagramon FJ Ballesteros [2] munkájából származó képlettel ábrázolható, amelyet fekete testre kaptunk:

ahol A, B, C és D a középfrekvenciájú szűrőkben mért nagyságok , , és , k a középső hullámhossztól és a szűrők sávszélességétől függő állandó:

Vegye figyelembe, hogy az egyenes meredeksége csak az effektív hullámhossztól függ.

Bár ez a képlet nem használható közvetlenül az adatok kalibrálására, ha két adott szűrőhöz kalibrált adatokat, akkor a képlet segítségével kalibrálhatja az adatokat más szűrőkben. Egy bizonyos szűrő központi tartományának effektív hullámhosszának mérésére ezt a képletet is alkalmazhatja, ha van információja a másik két szűrőről.

Alkalmazás

Fotometriai kalibrálás

A csillagok szín-színtáblázata használható kalibrálásra, illetve optikai vagy infravörös megfigyelésekből származó szín- és magnitúdóértékek ellenőrzésére. Az ilyen algoritmusok módszereket használnak a csillagok színének eloszlásának tanulmányozására a Galaxisban, és azon az állításon alapulnak, hogy a csillagok megfigyelt színe független a távolságuktól. A stellar locus regression ( SLR ) módszert [3] azért fejlesztették ki, hogy a nagyon ritka (évente egyszer vagy ritkábban végzett) színmérések kivételével a standard csillagok fotometriai kalibrálások keretében történő megfigyelését kiküszöböljék.  Az SLR módszert számos tudományos projektben alkalmazzák. A NEWFIRM ( NOAO Deep Wide-Field Survey ) ezt a módszert használta a hagyományos kalibrációs módszereknél pontosabb színek előállítására; a Déli-sarki teleszkóppal végzett megfigyelések során az SLR-t a galaxishalmazok vöröseltolódásának mérésére használják . [4] Számos más áttekintés elsősorban a szín-szín diagramokat használja a kalibrálások ellenőrzésére, ilyen például az SDSS áttekintés . [5]

Olyan objektumok, amelyek színe eltér

A nagy csillagászati ​​felmérések, például az SDSS és a 2MASS adatainak elemzésekor szín-szín diagramokat használnak a fő szekvenciapopulációtól eltérő objektumok megtalálására. Ily módon nagyon hideg szubtörpéket fedeztek fel . [6] [7] A fotometriai szempontból pontforrásnak tűnő, felbonthatatlan kettőscsillagok a diagramon eltérési objektumokként találhatók meg abban az esetben, ha valamelyik komponens nem a fősorozaton van. [8] A csillagfejlődés szakaszai az aszimptotikus óriáság mentén a széncsillagoktól a bolygóködökig a szín-szín diagramok különböző területein tükröződnek. [9] A kvazárok is eltérnek az ábra általános vonalaitól. [nyolc]

Csillagképződés

A szín-szín diagramokat gyakran használják az infravörös csillagászatban a csillagkeletkezési régiók tanulmányozására. A csillagok portartalmú csillagközi felhőkben keletkeznek. Amikor a csillagot összenyomják, egy csillag körüli korong képződik , amelyben a port ezt követően a csillag felmelegíti. Maga a felhevült por teljesen fekete testként sugárzik, de sokkal hidegebb, mint egy csillag. Ennek eredményeként a csillag túlzott infravörös sugárzással rendelkezik. Még a csillagok körüli por hiányában is a csillagkeletkezési tartományok erősen fényesek az infravörösben a fősorozatú csillagokhoz képest. [10] Ezen hatások mindegyike különbözik a fény kivörösödésétől a csillagközi közegben lévő por általi szóródás eredményeként .

A szín-szín diagram egy elméleti görbével ábrázolható a fősorozatba tartozó csillagokra, amint a példában a fekete vonal mutatja. Mivel vannak információk a csillagközi por általi szóródásról, a diagramot olyan sávokkal lehet ábrázolni, amelyekben csillagok találhatók, amelyek sugárzása csillagközi vörösséget tapasztal. Ezek a sávok szaggatott vonalként jelennek meg. Általában a diagramokon a szín (HK) a vízszintes tengelyen, a szín (JH) a függőleges tengelyen van ábrázolva. A fősorozattól jobbra lévő csillagok és a vöröslő sávok lényegesen fényesebbek a K sávban, mint a fősorozat csillagai. Ebbe a kategóriába tartoznak azok a fősorozatú csillagok is, amelyek sugárzása erősen kipirosodott. A J, H és K sávok közül a K sáv a leghosszabb, ezért a K sávban rendellenesen fényes tárgyak infravörös többletet mutatnak. Valószínű, hogy az ilyen objektumok protocsillagok, míg az infravörös többlet egy reflexiós köd jelenlétével hozható összefüggésbe. [11] Ilyen esetekben a diagramok felhasználhatók a csillagkeletkezés tanulmányozására. [12]

Jegyzetek

  1. ↑ A figura E. Böhm-Vitense szerint készült. 4.9. ábra // Bevezetés a csillagasztrofizikába: alapvető csillagmegfigyelések és  adatok . - Cambridge University Press , 1989. - P. 26. - ISBN 0-521-34869-2 .
  2. ↑ Ballesteros, FJ (2012). "Új betekintés a fekete testekbe". EPL 97 (2012) 34008. http://arxiv.org/pdf/1201.1809.pdf Archiválva : 2020. november 5. a Wayback Machine -nél .
  3. ↑ FW High et al. Stellar Locus Regression: Pontos színkalibráció és a galaxishalmaz fotometriai vöröseltolódásainak valós idejű meghatározása  //  The Astronomical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2009. - Vol. 138. sz . 1 . - 110-129 . o . - doi : 10.1088/0004-6256/138/1/110 . — Iránykód . - arXiv : 0903.5302 .
  4. ↑ FW High et al. Optikai vöröseltolódás és gazdagság becslések a Sunyaev-Zel'dovich effektussal kiválasztott galaxishalmazokra a 2008-as déli sarki távcső megfigyeléséből  //  The Astrophysical Journal  : folyóirat. - IOP Publishing , 2010. - Vol. 723 , sz. 2 . - P. 1736-1747 . - doi : 10.1088/0004-637X/723/2/1736 . - Iránykód . - arXiv : 1003.0005 .
  5. ↑ Z. Ivezic et al. Sloan Digital Sky Survey Standard Star Catalog for Stripe 82: Az ipari 1%-os optikai fotometria hajnala  //  The Astronomical Journal  : folyóirat. - IOP Publishing , 2007. - Vol. 134. sz . 3 . - P. 973-998 . - doi : 10.1086/519976 . - Iránykód . — arXiv : astro-ph/0703157 .
  6. ↑ Burgasser, AJ; Cruz, KL; Kirkpatrick, JD 2MASS Color-selected Ultracool Subdwarfs optikai spektroszkópiája  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2007. - Vol. 657 , sz. 1 . - P. 494-510 . - doi : 10.1086/510148 . — . - arXiv : astro-ph/0610096 .
  7. ↑ Gizis, JE et al. Új szomszédok a 2MASS-tól: Tevékenység és kinematika a fősorozat alján  // Astronomical Journal  :  Journal. - 2000. - Vol. 120 , sz. 2 . - P. 1085-1099 . - doi : 10.1086/301456 . - Iránykód . - arXiv : astro-ph/0004361 .  (nem elérhető link)
  8. ↑ 1 2 Covey, KR et al. Stellar SED 0,3-2,5 mikrontól: A csillagok lókuszának nyomon követése és a kiugró színek keresése az SDSS-ben és a 2MASS-ban  // Astronomical Journal  :  Journal. - 2007. - Vol. 134. sz . 6 . - P. 2398-2417 . - doi : 10.1086/522052 . - Iránykód . - arXiv : 0707.4473 .
  9. ↑ Ortiz, R. et al. Evolution from AGB to planetary köd az MSX felmérésben  // Astronomy and Astrophysics  : Journal  . - 2005. - 20. évf. 431 , sz. 2 . - P. 565-574 . - doi : 10.1051/0004-6361:20040401 . - . - arXiv : astro-ph/0411769 .
  10. ↑ C. Struck-Marcell; BM Tinsley. Csillagképződési sebesség és infravörös sugárzás  (angol)  // The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1978. - Vol. 221 . - P. 562-566 . - doi : 10.1086/156057 . - .
  11. ↑ Lada, CJ et al. Infravörös L-sávos megfigyelések a trapézhalmazról: A körkörös korongok és a jelölt protocsillagok összeírása  //  The Astronomical Journal  : folyóirat. - IOP Publishing , 2000. - Vol. 120 , sz. 6 . - P. 3162-3176 . - doi : 10.1086/316848 . - Iránykód . - arXiv : astro-ph/0008280 .
  12. ↑ Charles Lada; Fred Adams. Infravörös szín-szín diagramok értelmezése – Circumstellar lemezek kis és közepes tömegű fiatal csillagobjektumok körül  (angol)  // The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1992. - Vol. 393 . - 278-288 . o . - doi : 10.1086/171505 . - .

Linkek