Renk İndeksi (color index)

Astronomide renk indeksi, bir objenin rengini belirleyen ve bir yıldızın sıcaklığını gösteren basit bir sayısal ifadedir. Renk indeksi ne kadar küçükse, obje o kadar mavi (veya daha sıcak) olur. Tersine, renk indeksi ne kadar büyük olursa, obje o kadar kırmızı (veya daha soğuk) olur. Bu, daha parlak objelerin daha sönük olanlardan daha küçük (daha negatif) büyüklüklere sahip olduğu logaritmik büyüklük skalasının bir sonucudur.

Karşılaştırma yapılırsa, sarımsı Güneş'in B−V indeksi 0.656 ± 0.005 iken, mavimsi Rigel'in B−V indeksi −0.03'tür (B büyüklüğü 0.09 ve V büyüklüğü 0.12, B−V = −0.03). Geleneksel olarak, renk indeksi Vega'yı sıfır noktası olarak kullanır.

İndeksi ölçmek için bir objenin büyüklüğü ardarda, U ve B veya B ve V gibi iki farklı filtreden gözlemlenir; burada U morötesi ışınlara, B mavi ışığa ve V görünür (yeşil-sarı) ışığa duyarlıdır. Geçiş bantları veya filtreler kümesine fotometrik sistem denir. Bu filtrelerle bulunan büyüklüklerdeki fark, sırasıyla U−B veya B−V renk indeksi olarak adlandırılır. (Fotometrik sistem, UBV – Ultraviolet, Blue, Visual)

Prensip olarak bir yıldızın sıcaklığı doğrudan B−V indeksinden hesaplanabilir; bu bağlantıyı yapmak için birkaç formül vardır. Ballesteros formülü kullanılarak yıldızlar siyah cisimler olarak kabul edildiğinde iyi bir yaklaşım elde edilebilir (Python için PyAstronomy paketi de uygulanmaktadır):

                    1                                1

T = 4600 K (¾¾¾¾¾¾¾¾¾¾ + ¾¾¾¾¾¾¾¾¾¾ )

          0.92 (B – V) + 1.7      0.92 (B – V) + 0.62

Uzak objelerin renk indeksleri genellikle yıldızlararası yok oluştan etkilenir, yani daha yakın yıldızlardan daha kırmızıdırlar. Kızarıklık miktarı, gözlemlenen renk indeksi ile normal renk indeksi (veya intrinsik renk indeksi) arasındaki fark olarak tanımlanan renk fazlalığı ile karakterize edilir, yıldızın varsayımsal gerçek renk indeksi, neslinin tükenmesinden etkilenmez. Örneğin, UBV fotometrik sisteminde B-V rengi için aşağıdaki eşitlik yazılabilir:

EB – V = (B – V)gözlemlenen – (B – V)intrinsik

Çoğu optik astronomun kullandığı geçiş bantları, U, B ve V filtrelerinin yukarıda belirtildiği gibi olduğu, UBVRI filtreleridir; R filtresi kırmızı ışığı, I filtresi kızılötesi ışığı geçirir. Bu filtre sistemine bazen Johnson-Cousins filtre sistemi adı verilir. Bu filtreler, cam filtrelerin ve photomultiplier tüplerin belirli kombinasyonları olarak belirlendi. M. S. Bessell, bir düz tepki dedektörü için bir dizi filtre iletimi tanımladı ve böylece renk indekslerinin hesaplanmasını nicelleştirdi. Kesinlik için, objenin renk sıcaklığına bağlı olarak uygun filtre çiftleri seçilir: B−V orta-sıcaklıktaki objeler, U−V daha sıcak objeler ve R−I soğuk olanlar içindir.

 

Örnek kalibrasyon renkleri

Sınıf

B−V

U−B

V−R

R−I

Teff (K)

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

9790

F0V

0.30

0.03

0.30

0.17

7300

G0V

0.58

0.06

0.50

0.31

5940

K0V

0.81

0.45

0.64

0.42

5150

M0V

1.40

1.22

1.28

0.91

3840

 

Hertzsprung–Russell diagramı; renk indeksi (https://www.klipartz.com/en/sticker-png-sbesg)

 

https://en.wikipedia.org/wiki/Color_index

2 Haziran 2021

 

GERİ (yıldız)
GERİ (stellar özellikler)